Ulduzlar aləmi böyük müxtəliflik nümayiş etdirir, bunun əlamətləri gecə səmasına adi gözlə baxanda artıq aydın görünür. Ulduzların astronomik alətlərin və astrofizika üsullarının köməyi ilə öyrənilməsi onları müəyyən şəkildə sistemləşdirməyə və bunun sayəsində yavaş-yavaş ulduzların təkamülünü idarə edən prosesləri dərk etməyə imkan verdi.
Ümumi halda ulduzun əmələ gəlməsinin davam etdiyi şərtlər onun əsas xüsusiyyətlərini müəyyən edir. Bu şərtlər çox fərqli ola bilər. Lakin ümumilikdə bu proses bütün ulduzlar üçün eyni xarakter daşıyır: onlar cazibə qüvvəsinin təsiri altında sıxlaşaraq qalaktikaları dolduran diffuz - səpələnmiş - qaz və toz maddəsindən doğulurlar.
Qalaktik mühitin tərkibi və sıxlığı
Yerin şərtlərinə gəlincə, ulduzlararası kosmos ən dərin vakuumdur. Lakin qalaktik miqyasda xarakterik sıxlığı kub santimetrə təxminən 1 atom olan belə olduqca nadir mühit qaz və tozdur və onların ulduzlararası mühitin tərkibindəki nisbəti 99-dan 1-ə bərabərdir.
Qazın əsas komponenti hidrogendir (tərkibinin təqribən 90%-i və ya kütləsinin 70%-i), helium (təxminən 9%, çəkiyə görə isə 28%) və digər kiçik maddələr də var. miqdarlar. Bundan əlavə, kosmik şüa axınları və maqnit sahələri ulduzlararası qalaktik mühitə aid edilir.
Ulduzların doğulduğu yer
Qalaktikalar məkanında qaz və toz çox qeyri-bərabər paylanır. Ulduzlararası hidrogen, yerləşdiyi şəraitdən asılı olaraq, müxtəlif temperatur və sıxlıqlara malik ola bilər: on minlərlə kelvin (sözdə HII zonaları) temperaturu olan yüksək dərəcədə seyreltilmiş plazmadan ultrasoyuq qədər - sadəcə olaraq. bir neçə kelvin - molekulyar vəziyyət.
Maddə hissəciklərinin konsentrasiyasının hər hansı səbəbdən artdığı bölgələrə ulduzlararası buludlar deyilir. Hər kub santimetrdə bir milyona qədər hissəcik saxlaya bilən ən sıx buludlar soyuq molekulyar qazdan əmələ gəlir. Onların işığı udan çoxlu tozları var, ona görə də onlara qaranlıq dumanlıqlar da deyilir. Ulduzların yarandığı yerlər məhz belə "kosmik soyuducu"larla məhdudlaşır. HII bölgələri də bu fenomenlə əlaqələndirilir, lakin ulduzlar birbaşa onların içində əmələ gəlmir.
Lokallaşdırma və "ulduz beşikləri"nin növləri
Spiral qalaktikalarda, o cümlədən öz Süd Yolumuzda, molekulyar buludlar təsadüfi deyil, əsasən disk müstəvisində - qalaktika mərkəzindən müəyyən məsafədə spiral qollarda yerləşir. Düzensiz olaraqQalaktikalarda belə zonaların lokalizasiyası təsadüfi olur. Elliptik qalaktikalara gəlincə, onlarda qaz-toz strukturları və gənc ulduzlar müşahidə olunmur və ümumiyyətlə qəbul edilir ki, bu proses praktiki olaraq orada baş vermir.
Buludlar həm nəhəng ola bilər - onlarla və yüzlərlə işıq ili - mürəkkəb quruluşa və böyük sıxlıq fərqlərinə malik molekulyar komplekslər (məsələn, məşhur Orion Buludu bizdən cəmi 1300 işıq ili uzaqdadır) və adlanan təcrid olunmuş yığcam birləşmələr Bok kürəcikləri.
Ulduzların əmələ gəlməsi şərtləri
Yeni ulduzun doğulması qaz və toz buludunda qravitasiya qeyri-sabitliyinin əvəzsiz inkişafını tələb edir. Daxili və xarici mənşəli müxtəlif dinamik proseslər (məsələn, qeyri-qanuni formalı buludun müxtəlif bölgələrində müxtəlif fırlanma sürətləri və ya qonşuluqda fövqəlnova partlayışı zamanı zərbə dalğasının keçməsi) səbəbindən buludda maddənin paylanması sıxlığı dəyişir.. Lakin hər yaranan sıxlıq dəyişməsi qazın daha da sıxılmasına və ulduzun görünməsinə səbəb olmur. Buluddakı maqnit sahələri və turbulentlik buna qarşıdır.
Maddənin artan konsentrasiyasının sahəsi cazibə qüvvəsinin qaz və toz mühitinin elastik qüvvəsinə (təzyiq qradiyenti) müqavimət göstərə bilməsini təmin etmək üçün kifayət qədər uzunluğa malik olmalıdır. Belə kritik ölçüyə Jeans radiusu (20-ci əsrin əvvəllərində qravitasiya qeyri-sabitliyi nəzəriyyəsinin əsasını qoyan ingilis fiziki və astronomu) deyilir. Cins şalvarın içərisində olan kütləradius da müəyyən dəyərdən az olmamalıdır və bu dəyər (Cins kütləsi) temperaturla mütənasibdir.
Aydındır ki, mühit nə qədər soyuq və sıx olarsa, dalğalanmanın hamarlaşmadığı, lakin yığcamlaşmağa davam etdiyi kritik radius da bir o qədər kiçikdir. Bundan əlavə, ulduzun formalaşması bir neçə mərhələdə baş verir.
Buludun bir hissəsinin dağılması və parçalanması
Qaz sıxıldıqda enerji ayrılır. Prosesin ilkin mərhələlərində buludda kondensasiya edən nüvənin əsasən molekullar və toz hissəcikləri tərəfindən həyata keçirilən infraqırmızı diapazonda radiasiya hesabına effektiv şəkildə soyuması vacibdir. Buna görə də, bu mərhələdə sıxılma sürətlidir və geri dönməz olur: bulud parçası çökür.
Belə kiçilən və eyni zamanda soyuyan ərazidə, kifayət qədər böyük olarsa, maddənin yeni kondensasiya nüvələri görünə bilər, çünki sıxlığın artması ilə kritik Jeans kütləsi temperaturun artması ilə azalır. Bu fenomen parçalanma adlanır; onun sayəsində ulduzların əmələ gəlməsi çox vaxt tək-tək deyil, qruplarda - assosiasiyalarda baş verir.
Güclü sıxılma mərhələsinin müddəti, müasir konsepsiyalara görə, kiçikdir - təxminən 100 min il.
Bulud parçasının qızdırılması və protoulduzun formalaşması
Bir anda dağılan bölgənin sıxlığı çox yüksək olur və şəffaflığını itirir, nəticədə qaz qızmağa başlayır. Jeans kütləsinin dəyəri artır, daha da parçalanma qeyri-mümkün olur və altında sıxılmayalnız bu vaxta qədər formalaşmış fraqmentlər öz cazibə qüvvəsinin təsiri ilə sınaqdan keçirilir. Əvvəlki mərhələdən fərqli olaraq, temperaturun və müvafiq olaraq, qaz təzyiqinin davamlı artması səbəbindən bu mərhələ xeyli uzun çəkir - təxminən 50 milyon il.
Bu proses zamanı əmələ gələn obyektə protoulduz deyilir. O, ana buludun qalıq qaz və toz maddəsi ilə aktiv qarşılıqlı təsiri ilə fərqlənir.
Proto-ulduzların xüsusiyyətləri
Yeni doğulmuş ulduz qravitasiya daralmasının enerjisini xaricə atmağa meyllidir. Onun daxilində bir konveksiya prosesi inkişaf edir və xarici təbəqələr infraqırmızı, daha sonra optik diapazonda sıx radiasiya yayaraq ətrafdakı qazı qızdırır, bu da onun seyrəkləşməsinə kömək edir. Böyük kütləli, yüksək temperaturlu bir ulduzun formalaşması varsa, o, ətrafındakı boşluğu demək olar ki, tamamilə "təmizləməyə" qadirdir. Onun şüalanması qalıq qazı ionlaşdıracaq - HII bölgələri belə əmələ gəlir.
Əvvəlcə buludun ana fraqmenti, təbii ki, bu və ya digər şəkildə fırlanır və sıxıldığı zaman bucaq momentumunun saxlanma qanununa görə fırlanma sürətlənir. Günəşə bənzəyən bir ulduz doğularsa, ətrafdakı qaz və toz bucaq impulsuna uyğun olaraq onun üzərinə düşməyə davam edəcək və ekvator müstəvisində protoplanetar akkresiya diski əmələ gələcək. Yüksək fırlanma sürətinə görə diskin daxili hissəsindən isti, qismən ionlaşmış qaz protostar tərəfindən qütb reaktiv axınları şəklində atılır.saniyədə yüzlərlə kilometr sürət. Ulduzlararası qazla toqquşan bu reaktivlər spektrin optik hissəsində görünən şok dalğaları əmələ gətirir. Bu günə qədər bir neçə yüz belə fenomen - Herbig-Haro obyektləri - artıq aşkar edilmişdir.
Kütləcə Günəşə yaxın olan qaynar proto-ulduzlar (T Tauri ulduzları kimi tanınır) büzülməyə davam etdikcə, böyük radiuslarla əlaqəli xaotik parlaqlıq variasiyaları və yüksək parlaqlıq nümayiş etdirirlər.
Nüvə birləşməsinin başlanğıcı. Gənc ulduz
Proto-ulduzun mərkəzi bölgələrində temperatur bir neçə milyon dərəcəyə çatdıqda, orada termonüvə reaksiyaları başlayır. Bu mərhələdə yeni ulduzun doğulması prosesi başa çatmış hesab edilə bilər. Gənc günəş, necə deyərlər, "əsas ardıcıllıqla oturur", yəni həyatının əsas mərhələsinə daxil olur, bu müddət ərzində enerji mənbəyi hidrogendən heliumun nüvə birləşməsidir. Bu enerjinin sərbəst buraxılması cazibə qüvvəsinin daralmasını tarazlayır və ulduzu sabitləşdirir.
Ulduzların təkamülünün bütün sonrakı mərhələlərinin gedişatının xüsusiyyətləri onların doğulduğu kütlə və heliumdan daha ağır olan elementlərin çirklərinin tərkibindən çox asılı olan kimyəvi tərkibi (metallıq) ilə müəyyən edilir. ilkin buludda. Ulduz kifayət qədər kütləlidirsə, o, heliumun bir hissəsini daha ağır elementlərə - karbon, oksigen, silisium və digərlərinə emal edəcək və ömrünün sonunda ulduzlararası qaz və tozun bir hissəsinə çevriləcək və formalaşma üçün material olacaq. yeni ulduzlar.
