Svet zvezd kaže veliko raznolikost, katere znaki so vidni že ob pogledu na nočno nebo s prostim očesom. Preučevanje zvezd s pomočjo astronomskih instrumentov in metod astrofizike je omogočilo, da jih na določen način sistematiziramo in zahvaljujoč temu postopoma pridemo do razumevanja procesov, ki urejajo evolucijo zvezd.
V splošnem primeru pogoji, pod katerimi je potekala tvorba zvezde, določajo njene glavne značilnosti. Ti pogoji so lahko zelo različni. Vendar je na splošno ta proces enake narave za vse zvezde: rojene so iz razpršene - razpršene - plinaste in prašne snovi, ki polni galaksije, tako da jo stisnejo pod vplivom gravitacije.
Sestava in gostota galaktičnega medija
Glede na zemeljske razmere je medzvezdni prostor najgloblji vakuum. Toda v galaktičnem merilu sta tako izjemno redek medij z značilno gostoto približno 1 atom na kubični centimeter plin in prah, njuno razmerje v sestavi medzvezdnega medija pa je 99 proti 1.
Glavna sestavina plina je vodik (približno 90% sestave ali 70% mase), tu je tudi helij (približno 9% in po masi - 28%) in druge snovi v majhnih količine. Poleg tega se tokovi kozmičnih žarkov in magnetna polja nanašajo na medzvezdni galaktični medij.
Kje se rojevajo zvezde
Plin in prah v prostoru galaksij sta razporejena zelo neenakomerno. Medzvezdni vodik ima lahko glede na pogoje, v katerih se nahaja, različne temperature in gostote: od zelo redke plazme s temperaturo reda več deset tisoč kelvinov (tako imenovane cone HII) do ultrahladne plazme - samo nekaj kelvinov - molekularno stanje.
Območja, kjer je koncentracija delcev snovi zaradi kakršnega koli razloga povečana, se imenujejo medzvezdni oblaki. Najgostejše oblake, ki lahko vsebujejo do milijon delcev na kubični centimeter, tvori hladen molekularni plin. Imajo veliko prahu, ki absorbira svetlobo, zato jih imenujemo tudi temne meglice. Na takšne "kozmične hladilnike" so omejena mesta, kjer so nastale zvezde. S tem pojavom so povezane tudi regije HII, vendar se zvezde v njih ne oblikujejo neposredno.
Lokalizacija in vrste "zvezdnih zibelk"
V spiralnih galaksijah, vključno z našo Rimsko cesto, se molekularni oblaki ne nahajajo naključno, ampak predvsem znotraj ravnine diska - v spiralnih krakih na neki oddaljenosti od galaktičnega središča. V nerednihV galaksijah je lokalizacija takšnih območij naključna. Kar zadeva eliptične galaksije, v njih ne opazimo struktur plina in prahu ter mladih zvezd in splošno velja, da se ta proces tam praktično ne dogaja.
Oblaki so lahko tako velikanski - desetine in stotine svetlobnih let - molekularni kompleksi s kompleksno strukturo in velikimi razlikami v gostoti (na primer slavni Orionov oblak je od nas oddaljen le 1300 svetlobnih let) in izolirane kompaktne formacije, imenovane Bokove krogle.
Pogoji oblikovanja zvezd
Rojstvo nove zvezde zahteva nepogrešljiv razvoj gravitacijske nestabilnosti v oblaku plina in prahu. Zaradi različnih dinamičnih procesov notranjega in zunanjega izvora (na primer različne hitrosti vrtenja v različnih predelih oblaka nepravilne oblike ali prehod udarnega vala med eksplozijo supernove v soseščini) gostota porazdelitve snovi v oblaku niha.. Toda vsako nastajajoče nihanje gostote ne vodi do nadaljnjega stiskanja plina in videza zvezde. Magnetna polja v oblaku in turbulenca temu nasprotujejo.
Območje povečane koncentracije snovi mora imeti zadostno dolžino, da zagotovi, da se gravitacija lahko upre elastični sili (tlačni gradient) plinskega in prašnega medija. Takšna kritična velikost se imenuje Jeansov radij (angleški fizik in astronom, ki je na začetku 20. stoletja postavil temelje teorije gravitacijske nestabilnosti). Masa v Jeansupolmer prav tako ne sme biti manjši od določene vrednosti, ta vrednost (masa Jeans) pa je sorazmerna s temperaturo.
Jasno je, da hladnejši in gostejši je medij, manjši je kritični polmer, pri katerem se nihanje ne zgladi, ampak se še naprej stiska. Nadalje nastajanje zvezde poteka v več fazah.
Strnitev in razdrobljenost dela oblaka
Ko se plin stisne, se energija sprosti. V zgodnjih fazah procesa je bistveno, da se kondenzacijsko jedro v oblaku lahko učinkovito ohladi zaradi sevanja v infrardečem območju, ki ga izvajajo predvsem molekule in prašni delci. Zato je na tej stopnji zbijanje hitro in postane nepovratno: delček oblaka se zruši.
V tako krčečem in hkrati hladnem območju, če je dovolj veliko, se lahko pojavijo nova kondenzacijska jedra snovi, saj se s povečanjem gostote kritična Jeansova masa zmanjša, če temperatura ne narašča. Ta pojav se imenuje fragmentacija; zahvaljujoč njemu nastajanje zvezd najpogosteje ne poteka ena za drugo, ampak v skupinah - asociacijah.
Trajanje stopnje intenzivnega stiskanja je po sodobnih konceptih majhno - približno 100 tisoč let.
Segrevanje fragmenta oblaka in oblikovanje protozvezde
Na neki točki postane gostota strnjenega območja previsoka in izgubi preglednost, zaradi česar se plin začne segrevati. Vrednost Jeans mase se poveča, nadaljnje drobljenje postane nemogoče in stiskanje podsamo delci, ki so do tega časa že nastali, so preizkušeni z delovanjem lastne gravitacije. Za razliko od prejšnje stopnje, zaradi stalnega naraščanja temperature in s tem tlaka plina, ta stopnja traja veliko dlje - približno 50 milijonov let.
Predmet, ki nastane med tem postopkom, se imenuje protozvezda. Odlikuje ga aktivna interakcija z ostanki plina in prahu matičnega oblaka.
Lastnosti protozvezd
Novorojena zvezda nagiba energijo gravitacijskega krčenja navzven. V njem se razvije konvekcijski proces, zunanje plasti pa oddajajo intenzivno sevanje v infrardečem, nato pa v optičnem območju, segrevajo okoliški plin, kar prispeva k njegovemu redčenju. Če nastane zvezda velike mase, z visoko temperaturo, je sposobna skoraj popolnoma "počistiti" prostor okoli sebe. Njegovo sevanje bo ioniziralo preostali plin - tako nastanejo regije HII.
Na začetku se je nadrejeni fragment oblaka, seveda tako ali drugače, vrtel, in ko je stisnjen, se zaradi zakona ohranjanja kotne količine vrtenje pospeši. Če se rodi zvezda, primerljiva s Soncem, bosta okoliški plin in prah še naprej padala nanjo v skladu s kotnim momentom, v ekvatorialni ravnini pa bo nastal protoplanetarni akrecijski disk. Zaradi visoke hitrosti vrtenja protozvezda izvrže vroč, delno ioniziran plin iz notranjega območja diska v obliki polarnih curkov zhitrosti na stotine kilometrov na sekundo. Ti curki, ki trčijo z medzvezdnim plinom, tvorijo udarne valove, vidne v optičnem delu spektra. Do danes je bilo odkritih že več sto takih pojavov - predmetov Herbig-Haro.
Vroče protozvezde, ki so po masi blizu Sonca (znane kot zvezde T Tauri), kažejo kaotične spremembe svetlosti in visoko svetilnost, povezano z velikimi polmeri, ko se še naprej krčijo.
Začetek jedrske fuzije. Mlada zvezda
Ko temperatura v osrednjih predelih protozvezde doseže nekaj milijonov stopinj, se tam začnejo termonuklearne reakcije. Proces rojstva nove zvezde na tej stopnji se lahko šteje za zaključen. Mlado sonce, kot pravijo, "sede na glavnem zaporedju", torej vstopi v glavno fazo svojega življenja, med katerim je vir njegove energije jedrska fuzija helija iz vodika. Sprostitev te energije uravnoteži gravitacijsko krčenje in stabilizira zvezdo.
Značilnosti poteka vseh nadaljnjih stopenj evolucije zvezd določata masa, s katero so se rodile, in kemična sestava (kovinska), ki je v veliki meri odvisna od sestave nečistoč elementov, težjih od helija v začetnem oblaku. Če je zvezda dovolj masivna, bo del helija predelala v težje elemente – ogljik, kisik, silicij in druge –, ki bodo ob koncu svojega življenja postali del medzvezdnega plina in prahu ter služili kot material za nastanek novih zvezd.
