Yulduzlar olami juda xilma-xillikni namoyon etadi, ularning belgilari tungi osmonga yalang'och ko'z bilan qarashda allaqachon namoyon bo'ladi. Yulduzlarni astronomik asboblar va astrofizika usullari yordamida o'rganish ularni ma'lum bir tarzda tizimlashtirish va shu tufayli yulduzlar evolyutsiyasini boshqaradigan jarayonlarni asta-sekin tushunishga imkon berdi.
Umumiy holatda, yulduzning shakllanishi qaysi sharoitlarda davom etayotgani uning asosiy xususiyatlarini belgilaydi. Bu shartlar juda boshqacha bo'lishi mumkin. Biroq, umuman olganda, bu jarayon barcha yulduzlar uchun bir xil xususiyatga ega: ular galaktikalarni to'ldiradigan diffuz - tarqoq - gaz va chang moddasidan, tortishish kuchi ta'sirida uni siqish orqali tug'iladi.
Galaktik muhitning tarkibi va zichligi
Yerdagi sharoitga kelsak, yulduzlararo fazo eng chuqur vakuumdir. Ammo galaktik miqyosda har bir kub santimetr uchun 1 atomga teng xarakterli zichlikka ega bo'lgan bunday juda kam uchraydigan muhit gaz va chang bo'lib, ularning yulduzlararo muhit tarkibidagi nisbati 99 dan 1 gacha.
Gazning asosiy komponenti vodorod (tarkibning taxminan 90% yoki massaning 70%), shuningdek geliy (taxminan 9% va og'irligi bo'yicha - 28%) va boshqa kichik moddalar mavjud. miqdorlar. Bundan tashqari, kosmik nurlar oqimlari va magnit maydonlar yulduzlararo galaktik muhitga tegishli.
Yulduzlar tug'ilgan joy
Galaktikalar fazosida gaz va chang juda bir xilda taqsimlanmagan. Yulduzlararo vodorod, u joylashgan sharoitga qarab, har xil harorat va zichlikka ega bo'lishi mumkin: harorat o'n minglab kelvin (HII zonalari deb ataladigan) darajasidagi juda kam uchraydigan plazmadan ultrasovuqgacha - shunchaki. bir necha kelvin - molekulyar holat.
Har qanday sababga koʻra modda zarralari kontsentratsiyasi ortib ketadigan hududlar yulduzlararo bulutlar deyiladi. Bir kub santimetrda million zarracha bo'lishi mumkin bo'lgan eng zich bulutlar sovuq molekulyar gazdan hosil bo'ladi. Ularda yorug'likni yutuvchi juda ko'p chang bor, shuning uchun ularni qorong'u tumanliklar deb ham atashadi. Yulduzlar paydo bo'lgan joylar aynan shunday "kosmik muzlatgichlar" bilan chegaralangan. HII mintaqalari ham bu hodisa bilan bog'liq, lekin yulduzlar ularda bevosita shakllanmaydi.
"Yulduzli beshiklar"ning lokalizatsiyasi va turlari
Spiral galaktikalarda, jumladan bizning Somon yo'limizda molekulyar bulutlar tasodifiy emas, balki asosan disk tekisligida - galaktika markazidan ma'lum masofada spiral qo'llarda joylashgan. Tartibsiz holdaGalaktikalarda bunday zonalarning lokalizatsiyasi tasodifiydir. Elliptik galaktikalarga kelsak, ularda gaz va chang tuzilmalari va yosh yulduzlar kuzatilmaydi va ularda bu jarayon deyarli sodir bo'lmasligi umumiy qabul qilinadi.
Bulutlar ham gigant bo'lishi mumkin - o'nlab va yuzlab yorug'lik yillari - murakkab tuzilishga va katta zichlikdagi farqlarga ega bo'lgan molekulyar komplekslar (masalan, mashhur Orion buluti bizdan atigi 1300 yorug'lik yili) va izolyatsiya qilingan ixcham tuzilmalar bo'lishi mumkin. Bok globulalar.
Yulduz shakllanishi shartlari
Yangi yulduzning tug'ilishi gaz va chang bulutida tortishish beqarorligining ajralmas rivojlanishini talab qiladi. Ichki va tashqi kelib chiqadigan turli xil dinamik jarayonlar (masalan, tartibsiz shaklli bulutning turli hududlarida turli aylanish tezligi yoki qo'shni hududda o'ta yangi yulduz portlashi paytida zarba to'lqinining o'tishi) tufayli bulutdagi materiyaning tarqalish zichligi o'zgarib turadi.. Ammo har bir paydo bo'ladigan zichlik tebranishi gazning yanada siqilishiga va yulduzning paydo bo'lishiga olib kelmaydi. Bulutdagi magnit maydonlar va turbulentlik bunga qarshi turadi.
Moddaning ortib borayotgan konsentratsiyasi maydoni tortishish kuchi gaz va chang muhitining elastik kuchiga (bosim gradienti) qarshi turishini ta'minlash uchun etarli uzunlikka ega bo'lishi kerak. Bunday tanqidiy o'lcham Jins radiusi (20-asr boshlarida tortishish beqarorligi nazariyasiga asos solgan ingliz fizigi va astronomi) deb ataladi. Jinslar ichida joylashgan massaradius ham ma'lum qiymatdan kam bo'lmasligi kerak va bu qiymat (Jins massasi) haroratga mutanosibdir.
Muhit qanchalik sovuq va zichroq boʻlsa, kritik radius shunchalik kichik boʻlib, tebranish silliqlashmaydi, balki siqilishda davom etishi aniq. Bundan tashqari, yulduz shakllanishi bir necha bosqichda davom etadi.
Bulutning bir qismini yigʻish va parchalash
Gaz siqilganda energiya ajralib chiqadi. Jarayonning dastlabki bosqichlarida bulutdagi kondensatsiyalanuvchi yadro asosan molekulalar va chang zarralari tomonidan amalga oshiriladigan infraqizil diapazondagi nurlanish tufayli samarali sovishi muhim ahamiyatga ega. Shuning uchun, bu bosqichda siqilish tez va qaytarilmas holga keladi: bulut parchasi qulab tushadi.
Bunday qisqaradigan va bir vaqtning o'zida sovutish maydonida, agar u etarlicha katta bo'lsa, moddaning yangi kondensatsiya yadrolari paydo bo'lishi mumkin, chunki zichlikning oshishi bilan kritik Jeans massasi harorat ko'tarilmasa kamayadi. Bu hodisa parchalanish deb ataladi; unga rahmat, yulduzlarning shakllanishi ko'pincha birma-bir emas, balki guruhlarda - assotsiatsiyalarda sodir bo'ladi.
Kuchli siqilish bosqichining davomiyligi, zamonaviy tushunchalarga ko'ra, kichik - taxminan 100 ming yil.
Bulut parchasini qizdirish va protoyulduz hosil qilish
Bir nuqtada qulab tushayotgan hududning zichligi juda yuqori bo'ladi va u shaffoflikni yo'qotadi, buning natijasida gaz qiziy boshlaydi. Jinslar massasining qiymati oshadi, keyingi parchalanish imkonsiz bo'ladi va ostida siqiladifaqat shu vaqtgacha hosil bo'lgan bo'laklar o'zlarining tortishish kuchi bilan tekshiriladi. Oldingi bosqichdan farqli o'laroq, harorat va shunga mos ravishda gaz bosimining barqaror o'sishi tufayli bu bosqich ancha uzoq davom etadi - taxminan 50 million yil.
Ushbu jarayon davomida hosil boʻlgan obʼyekt protoyulduz deb ataladi. U asosiy bulutning qoldiq gaz va chang moddasi bilan faol o'zaro ta'siri bilan ajralib turadi.
Protoyulduzlarning xususiyatlari
Yangi tugʻilgan yulduz gravitatsiyaviy qisqarish energiyasini tashqariga chiqarishga intiladi. Uning ichida konveksiya jarayoni rivojlanadi va tashqi qatlamlar infraqizilda, so'ngra optik diapazonda kuchli nurlanish chiqaradi, bu esa uning kamdan-kam bo'lishiga yordam beradi. Agar katta massali, yuqori haroratli yulduz shakllanishi bo'lsa, u atrofidagi bo'shliqni deyarli butunlay "tozalash" ga qodir. Uning nurlanishi qoldiq gazni ionlashtiradi - HII hududlari shunday hosil bo'ladi.
Dastlab bulutning asosiy qismi, albatta, u yoki bu tarzda aylanadi va u siqilganda, burchak momentumining saqlanish qonuni tufayli aylanish tezlashadi. Agar Quyosh bilan taqqoslanadigan yulduz tug'ilsa, uning ustiga burchak momentiga mos ravishda atrofdagi gaz va chang tushishda davom etadi va ekvator tekisligida protoplanetar akkretsiya diski hosil bo'ladi. Yuqori aylanish tezligi tufayli diskning ichki qismidan issiq, qisman ionlangan gaz protoyulduz tomonidan qutbli reaktiv oqimlar shaklida chiqariladi.sekundiga yuzlab kilometr tezlikka erishadi. Yulduzlararo gaz bilan toʻqnashgan bu reaktivlar spektrning optik qismida koʻrinadigan zarba toʻlqinlarini hosil qiladi. Bugungi kunga qadar bir necha yuzta shunday hodisalar - Herbig-Haro ob'ektlari allaqachon topilgan.
Quyoshga massasi boʻyicha yaqin boʻlgan issiq protoyulduzlar (T Tauri yulduzlari deb nomlanadi) qisqarishda davom etar ekan, katta radiuslar bilan bogʻliq boʻlgan xaotik yorqinlik oʻzgarishlarini va yuqori yorqinligini namoyon qiladi.
Yadro sintezining boshlanishi. Yosh yulduz
Protoyulduzning markaziy hududlarida harorat bir necha million darajaga yetganda, u yerda termoyadro reaksiyalari boshlanadi. Ushbu bosqichda yangi yulduzning tug'ilishi jarayoni tugallangan deb hisoblanishi mumkin. Yosh quyosh, ular aytganidek, "asosiy ketma-ketlikda o'tiradi", ya'ni hayotining asosiy bosqichiga kiradi, bu davrda uning energiyasining manbai geliyning vodoroddan yadroviy sintezidir. Bu energiyaning chiqishi tortishish qisqarishini muvozanatlashtiradi va yulduzni barqarorlashtiradi.
Yulduzlar evolyutsiyasining keyingi barcha bosqichlari jarayonining xususiyatlari ular tug'ilgan massasi va kimyoviy tarkibi (metallligi) bilan belgilanadi, bu asosan geliydan og'irroq elementlarning aralashmalari tarkibiga bog'liq. dastlabki bulutda. Agar yulduz etarlicha massiv bo'lsa, u geliyning bir qismini og'irroq elementlarga - uglerod, kislorod, kremniy va boshqalarga qayta ishlaydi, ular hayotining oxirida yulduzlararo gaz va changning bir qismiga aylanadi va hosil bo'lish uchun material bo'lib xizmat qiladi. yangi yulduzlar.
