Die Welt der Sterne zeigt eine große Vielf alt, die sich bereits mit bloßem Auge am Nachthimmel abzeichnet. Das Studium der Sterne mit Hilfe astronomischer Instrumente und Methoden der Astrophysik ermöglichte es, sie in gewisser Weise zu systematisieren und dadurch allmählich zu einem Verständnis der Prozesse zu gelangen, die die Sternentwicklung steuern.
Im allgemeinen Fall bestimmen die Bedingungen, unter denen die Entstehung eines Sterns vor sich geht, seine Hauptmerkmale. Diese Bedingungen können sehr unterschiedlich sein. Im Allgemeinen ist dieser Prozess jedoch für alle Sterne gleich: Sie entstehen aus diffuser – verstreuter – Gas- und Staubmaterie, die Galaxien füllt, indem sie sie unter dem Einfluss der Schwerkraft verdichten.
Zusammensetzung und Dichte des galaktischen Mediums
In Bezug auf irdische Bedingungen ist der interstellare Raum das tiefste Vakuum. Aber im galaktischen Maßstab ist ein solch extrem verdünntes Medium mit einer charakteristischen Dichte von etwa 1 Atom pro Kubikzentimeter Gas und Staub, und ihr Verhältnis in der Zusammensetzung des interstellaren Mediums beträgt 99 zu 1.
Der Hauptbestandteil des Gases ist Wasserstoff (ca. 90% der Zusammensetzung oder 70% der Masse), es gibt auch Helium (ca. 9% und nach Gewicht - 28%) und andere kleine Substanzen Mengen. Außerdem werden kosmische Strahlenflüsse und Magnetfelder auf das interstellare galaktische Medium bezogen.
Wo Sterne geboren werden
Gas und Staub sind im Weltraum von Galaxien sehr ungleichmäßig verteilt. Interstellarer Wasserstoff kann, abhängig von den Bedingungen, unter denen er sich befindet, unterschiedliche Temperaturen und Dichten aufweisen: von einem stark verdünnten Plasma mit einer Temperatur in der Größenordnung von Zehntausenden von Kelvin (den sogenannten HII-Zonen) bis hin zu einem ultrak alten - eben ein paar Kelvin - molekularer Zustand.
Regionen, in denen die Konzentration von Materiepartikeln aus irgendeinem Grund erhöht ist, werden interstellare Wolken genannt. Die dichtesten Wolken, die bis zu einer Million Partikel pro Kubikzentimeter enth alten können, werden durch k altes molekulares Gas gebildet. Sie haben viel Staub, der Licht absorbiert, daher werden sie auch Dunkelnebel genannt. Auf solche "kosmischen Kühlschränke" sind die Entstehungsorte der Sterne beschränkt. HII-Regionen werden ebenfalls mit diesem Phänomen in Verbindung gebracht, aber Sterne entstehen nicht direkt in ihnen.
Lokalisierung und Arten von "Sternenwiegen"
In Spiralgalaxien, einschließlich unserer eigenen Milchstraße, befinden sich Molekülwolken nicht zufällig, sondern hauptsächlich innerhalb der Scheibenebene - in Spiralarmen in einiger Entfernung vom galaktischen Zentrum. In unregelmäßigen AbständenIn Galaxien ist die Lokalisierung solcher Zonen zufällig. Was elliptische Galaxien betrifft, so werden in ihnen keine Gas- und Staubstrukturen und junge Sterne beobachtet, und es ist allgemein anerkannt, dass dieser Prozess dort praktisch nicht stattfindet.
Wolken können sowohl riesige – Dutzende und Hunderte von Lichtjahren – molekulare Komplexe mit komplexer Struktur und großen Dichteunterschieden (zum Beispiel ist die berühmte Orion-Wolke nur 1300 Lichtjahre von uns entfernt) als auch isolierte kompakte Formationen genannt werden Bok-Globuli.
Bedingungen der Sternentstehung
Die Geburt eines neuen Sterns erfordert die unabdingbare Entwicklung der gravitativen Instabilität in der Gas- und Staubwolke. Aufgrund verschiedener dynamischer Prozesse inneren und äußeren Ursprungs (zum Beispiel unterschiedliche Rotationsraten in verschiedenen Regionen einer unregelmäßig geformten Wolke oder der Durchgang einer Stoßwelle während einer Supernova-Explosion in der Nachbarschaft) schwankt die Verteilungsdichte von Materie in der Wolke. Aber nicht jede entstehende Dichteschwankung führt zu einer weiteren Verdichtung des Gases und dem Erscheinen eines Sterns. Die Magnetfelder in der Wolke und Turbulenzen wirken dem entgegen.
Der Bereich erhöhter Konzentration eines Stoffes muss eine ausreichende Länge haben, um sicherzustellen, dass die Schwerkraft der elastischen Kraft (Druckgradient) des Gas- und Staubmediums widerstehen kann. Eine solche kritische Größe wird als Jeans-Radius bezeichnet (ein englischer Physiker und Astronom, der Anfang des 20. Jahrhunderts die Grundlagen der Theorie der Gravitationsinstabilität legte). Die in der Jeans enth altene MasseRadius darf auch einen bestimmten Wert nicht unterschreiten, und dieser Wert (die Jeansmasse) ist proportional zur Temperatur.
Es ist klar, dass je kälter und dichter das Medium ist, desto kleiner der kritische Radius ist, bei dem sich die Fluktuation nicht glättet, sondern sich weiter verdichtet. Außerdem verläuft die Entstehung eines Sterns in mehreren Stufen.
Zusammenbruch und Fragmentierung eines Teils der Wolke
Wenn ein Gas komprimiert wird, wird Energie freigesetzt. In den frühen Phasen des Prozesses ist es wichtig, dass der kondensierende Kern in der Wolke durch Strahlung im Infrarotbereich, die hauptsächlich von Molekülen und Staubpartikeln getragen wird, effektiv abkühlen kann. Daher ist die Verdichtung in diesem Stadium schnell und wird irreversibel: Das Wolkenfragment kollabiert.
In solch einem schrumpfenden und gleichzeitig abkühlenden Bereich können, wenn er groß genug ist, neue Kondensationskeime von Materie entstehen, da mit zunehmender Dichte die kritische Jeans-Masse abnimmt, wenn die Temperatur nicht steigt. Dieses Phänomen wird Fragmentierung genannt; Dank ihm tritt die Bildung von Sternen meistens nicht einzeln auf, sondern in Gruppen - Assoziationen.
Die Dauer der Phase intensiver Kompression ist nach modernen Konzepten gering - etwa 100.000 Jahre.
Ein Wolkenfragment erhitzen und einen Protostern bilden
Irgendwann wird die Dichte der kollabierenden Region zu hoch und sie verliert an Transparenz, wodurch sich das Gas zu erhitzen beginnt. Der Wert der Jeansmasse steigt, eine weitere Fragmentierung wird unmöglich, und Kompression unternur Bruchstücke, die sich zu diesem Zeitpunkt bereits gebildet haben, werden durch die Wirkung ihrer eigenen Schwerkraft getestet. Im Gegensatz zum vorherigen Stadium dauert dieses Stadium aufgrund des stetigen Temperaturanstiegs und dementsprechend des Gasdrucks viel länger - etwa 50 Millionen Jahre.
Das dabei entstehende Objekt wird Protostern genannt. Sie zeichnet sich durch eine aktive Wechselwirkung mit Restgas und Staub der Mutterwolke aus.
Eigenschaften von Protosternen
Ein neugeborener Stern neigt dazu, die Energie der Gravitationskontraktion nach außen abzugeben. In seinem Inneren entwickelt sich ein Konvektionsprozess, und die äußeren Schichten senden intensive Strahlung im Infrarot- und dann im optischen Bereich aus und erwärmen das umgebende Gas, was zu seiner Verdünnung beiträgt. Wenn sich ein Stern mit großer Masse und hoher Temperatur bildet, kann er den Raum um ihn herum fast vollständig "räumen". Seine Strahlung wird das Restgas ionisieren - so entstehen HII-Regionen.
Zunächst dreht sich das Mutterfragment der Wolke natürlich auf die eine oder andere Weise, und wenn es komprimiert wird, beschleunigt sich die Rotation aufgrund des Drehimpulserh altungsgesetzes. Wird ein der Sonne vergleichbarer Stern geboren, fallen das umgebende Gas und der Staub entsprechend dem Drehimpuls weiter auf ihn, und es bildet sich eine protoplanetare Akkretionsscheibe in der Äquatorebene. Aufgrund der hohen Rotationsgeschwindigkeit wird heißes, teilweise ionisiertes Gas aus dem inneren Bereich der Scheibe vom Protostern in Form von polaren Jetstreams mit ausgestoßenGeschwindigkeiten von Hunderten von Kilometern pro Sekunde. Diese Jets, die mit interstellarem Gas kollidieren, bilden Schockwellen, die im optischen Teil des Spektrums sichtbar sind. Bis heute wurden bereits mehrere hundert solcher Phänomene – Herbig-Haro-Objekte – entdeckt.
Heiße Protosterne in Sonnennähe (bekannt als T-Tauri-Sterne) weisen chaotische Helligkeitsschwankungen und eine hohe Leuchtkraft auf, die mit großen Radien verbunden sind, während sie sich weiter zusammenziehen.
Beginn der Kernfusion. Jungstar
Wenn die Temperatur in den zentralen Regionen des Protosterns mehrere Millionen Grad erreicht, beginnen dort thermonukleare Reaktionen. Der Prozess der Geburt eines neuen Sterns kann in diesem Stadium als abgeschlossen betrachtet werden. Die junge Sonne, wie sie sagen, "setzt sich auf die Hauptsequenz", dh sie tritt in die Hauptphase ihres Lebens ein, in der die Quelle ihrer Energie die Kernfusion von Helium aus Wasserstoff ist. Die Freisetzung dieser Energie gleicht die Gravitationskontraktion aus und stabilisiert den Stern.
Die Verlaufsmerkmale aller weiteren Entwicklungsstadien der Sterne werden bestimmt durch die Masse, mit der sie geboren wurden, und die chemische Zusammensetzung (Metallizität), die maßgeblich von der Zusammensetzung der Verunreinigungen schwerer Elemente als Helium abhängt in der anfänglichen Wolke. Wenn ein Stern massereich genug ist, verarbeitet er einen Teil des Heliums zu schwereren Elementen – Kohlenstoff, Sauerstoff, Silizium und anderen – die am Ende ihres Lebens Teil von interstellarem Gas und Staub werden und als Material für die Entstehung dienen von neuen Sternen.
