El món de les estrelles mostra una gran diversitat, de la qual ja es veuen indicis mirant el cel nocturn a ull nu. L'estudi dels astres amb l'ajuda d'instruments astronòmics i mètodes de l'astrofísica va permetre sistematitzar-los d'una determinada manera i, gràcies a això, anar entenent progressivament els processos que regeixen l'evolució estel·lar.
En el cas general, les condicions en què va procedir a la formació d'una estrella determinen les seves característiques principals. Aquestes condicions poden ser molt diferents. Tanmateix, en general, aquest procés és de la mateixa naturalesa per a tots els estels: neixen de la matèria difusa - dispersa - de gas i pols, que omple les galàxies, compactant-les sota la influència de la gravetat.
Composició i densitat del medi galàctic
Pel que fa a les condicions terrestres, l'espai interestel·lar és el buit més profund. Però a escala galàctica, un medi tan rarificat amb una densitat característica d'aproximadament 1 àtom per centímetre cúbic és gas i pols, i la seva proporció en la composició del medi interestel·lar és de 99 a 1.
El component principal del gas és l'hidrogen (aproximadament el 90% de la composició, o el 70% de la massa), també hi ha heli (aproximadament el 9%, i en pes - el 28%) i altres substàncies en petites quantitats. A més, els fluxos de raigs còsmics i els camps magnètics es refereixen al medi galàctic interestel·lar.
On neixen les estrelles
El gas i la pols a l'espai de les galàxies es distribueixen de manera molt irregular. L'hidrogen interestel·lar, depenent de les condicions en què es trobi, pot tenir diferents temperatures i densitats: des d'un plasma molt enrarit amb una temperatura de l'ordre de desenes de milers de kelvins (les anomenades zones HII) fins a un ultrafred - només uns quants kelvins - estat molecular.
Les regions on la concentració de partícules de matèria augmenta per qualsevol motiu, s'anomenen núvols interestel·lars. Els núvols més densos, que poden contenir fins a un milió de partícules per centímetre cúbic, estan formats per gas molecular fred. Tenen molta pols que absorbeix la llum, per això també s'anomenen nebuloses fosques. És a aquests "refrigeradors còsmics" on es confinen els llocs on es van originar les estrelles. Les regions HII també s'associen amb aquest fenomen, però les estrelles no s'hi formen directament.
Localització i tipus de "bressols estrella"
A les galàxies espirals, inclosa la nostra pròpia Via Làctia, els núvols moleculars es troben no aleatòriament, sinó principalment dins del pla del disc, en braços espirals a certa distància del centre galàctic. En irregularA les galàxies, la localització d'aquestes zones és aleatòria. Pel que fa a les galàxies el·líptiques, no s'hi observen estructures de gas i pols ni estrelles joves, i generalment s'accepta que aquest procés pràcticament no es produeix allà.
Els núvols poden ser tant gegants - desenes i centenars d'anys llum - complexos moleculars amb una estructura complexa i grans diferències de densitat (per exemple, el famós núvol d'Orió està a només 1300 anys llum de nos altres) i formacions compactes aïllades anomenades Glòbuls Bok.
Condicions de formació d'estrelles
El naixement d'una nova estrella requereix el desenvolupament indispensable de la inestabilitat gravitatòria en el núvol de gas i pols. A causa de diversos processos dinàmics d'origen intern i extern (per exemple, diferents velocitats de rotació en diferents regions d'un núvol de forma irregular o el pas d'una ona de xoc durant l'explosió d'una supernova al barri), la densitat de distribució de la matèria al núvol fluctua.. Però no totes les fluctuacions de densitat emergents condueixen a una major compressió del gas i l'aparició d'una estrella. Els camps magnètics del núvol i les turbulències ho contraresten.
L'àrea de concentració augmentada d'una substància ha de tenir una longitud suficient per garantir que la gravetat pugui resistir la força elàstica (gradient de pressió) del medi de gas i pols. Una mida tan crítica s'anomena el radi de Jeans (un físic i astrònom anglès que va establir les bases de la teoria de la inestabilitat gravitatòria a principis del segle XX). La massa continguda dins dels texansEl radi tampoc no ha de ser inferior a un valor determinat, i aquest valor (la massa dels pantalons texans) és proporcional a la temperatura.
És evident que com més fred i dens sigui el medi, més petit serà el radi crític en què la fluctuació no s'atenua, sinó que continua compactant-se. A més, la formació d'una estrella es desenvolupa en diverses etapes.
Col·lapse i fragmentació d'una part del núvol
Quan es comprimeix un gas, s'allibera energia. En les primeres fases del procés, és essencial que el nucli de condensació del núvol es pugui refredar eficaçment a causa de la radiació en el rang infraroig, que es realitza principalment per molècules i partícules de pols. Per tant, en aquesta etapa, la compactació és ràpida i esdevé irreversible: el fragment de núvol s'ensorra.
En una zona tan reduïda i alhora refredada, si és prou gran, poden aparèixer nous nuclis de condensació de matèria, ja que amb l'augment de la densitat, la massa crítica de Jeans disminueix si la temperatura no augmenta. Aquest fenomen s'anomena fragmentació; gràcies a ell, la formació d'estrelles sovint no es produeix una per una, sinó en grups: associacions.
La durada de l'etapa de compressió intensa, segons els conceptes moderns, és petita: uns 100 mil anys.
Escalfant un fragment de núvol i formant una protoestrella
En algun moment, la densitat de la regió col·lapsant es fa massa alta i perd transparència, com a resultat de la qual cosa el gas comença a escalfar-se. El valor de la massa dels pantalons texans augmenta, la fragmentació addicional es fa impossible i la compressió baixanomés els fragments que ja s'han format en aquest moment són provats per l'acció de la seva pròpia gravetat. A diferència de l'etapa anterior, a causa de l'augment constant de la temperatura i, en conseqüència, de la pressió del gas, aquesta etapa triga molt més, uns 50 milions d'anys.
L'objecte format durant aquest procés s'anomena protoestrella. Es distingeix per la interacció activa amb el gas residual i la matèria de pols del núvol principal.
Característiques de les protoestrelles
Una estrella acabada de néixer tendeix a abocar l'energia de la contracció gravitatòria cap a l'exterior. En el seu interior es desenvolupa un procés de convecció, i les capes exteriors emeten una radiació intensa en l'infraroig, i després en el rang òptic, escalfant el gas circumdant, que contribueix a la seva rarefacció. Si hi ha una formació d'una estrella de gran massa, amb una temperatura elevada, és capaç d'"esborrar" gairebé completament l'espai que l'envolta. La seva radiació ionitzarà el gas residual; així és com es formen les regions HII.
En un principi, el fragment pare del núvol, és clar, d'una manera o altra, girava, i quan es comprimeix, a causa de la llei de conservació del moment angular, la rotació s'accelera. Si neix una estrella comparable al Sol, el gas i la pols circumdants continuaran caient-hi d'acord amb el moment angular i es formarà un disc d'acreció protoplanetari al pla equatorial. A causa de l' alta velocitat de rotació, el gas calent i parcialment ionitzat de la regió interna del disc és expulsat per la protoestrella en forma de corrents de raig polar ambvelocitats de centenars de quilòmetres per segon. Aquests dolls, en xocar amb el gas interestel·lar, formen ones de xoc visibles a la part òptica de l'espectre. Fins ara, ja s'han descobert centenars de fenòmens d'aquest tipus, objectes Herbig-Haro.
Les protoestrelles calentes properes en massa al Sol (conegudes com a estrelles T Tauri) presenten variacions caòtiques de brillantor i una gran lluminositat associada a grans radis a mesura que continuen contraint-se.
Inici de la fusió nuclear. Estrella jove
Quan la temperatura a les regions centrals de la protoestrella arriba a diversos milions de graus, allà comencen les reaccions termonuclears. El procés de naixement d'una nova estrella en aquesta etapa es pot considerar completat. El sol jove, com diuen, "s'asseu a la seqüència principal", és a dir, entra a l'etapa principal de la seva vida, durant la qual la font de la seva energia és la fusió nuclear d'heli a partir d'hidrogen. L'alliberament d'aquesta energia equilibra la contracció gravitatòria i estabilitza l'estrella.
Les característiques del curs de totes les etapes posteriors de l'evolució de les estrelles estan determinades per la massa amb la qual van néixer i la composició química (metalicitat), que depèn en gran mesura de la composició d'impureses dels elements més pesats que l'heli. al núvol inicial. Si una estrella és prou massiva, processarà part de l'heli en elements més pesats -carboni, oxigen, silici i altres- que, al final de la seva vida, passaran a formar part del gas i la pols interestel·lar i serviran de material per a la formació. de noves estrelles.
