De wereld van de sterren vertoont een grote diversiteit, waarvan de tekenen al zichtbaar zijn als je met het blote oog naar de nachtelijke hemel kijkt. De studie van sterren met behulp van astronomische instrumenten en methoden van astrofysica maakte het mogelijk om ze op een bepaalde manier te systematiseren en, dankzij dit, geleidelijk tot een begrip te komen van de processen die de evolutie van sterren bepalen.
In het algemeen bepalen de omstandigheden waaronder de vorming van een ster plaatsvond de belangrijkste kenmerken. Deze voorwaarden kunnen heel verschillend zijn. In het algemeen is dit proces echter voor alle sterren van dezelfde aard: ze worden geboren uit diffuus - verstrooid - gas en stof, dat sterrenstelsels vult door het onder invloed van de zwaartekracht samen te persen.
Samenstelling en dichtheid van het galactische medium
Wat de aardse omstandigheden betreft, is de interstellaire ruimte het diepste vacuüm. Maar op galactische schaal is zo'n extreem ijl medium met een karakteristieke dichtheid van ongeveer 1 atoom per kubieke centimeter gas en stof, en hun verhouding in de samenstelling van het interstellaire medium is 99 tot 1.
Het hoofdbestanddeel van het gas is waterstof (ongeveer 90% van de samenstelling, of 70% van de massa), er is ook helium (ongeveer 9% en in gewicht - 28%) en andere stoffen in kleine hoeveelheden. Bovendien worden kosmische stralingsfluxen en magnetische velden verwezen naar het interstellaire galactische medium.
Waar sterren worden geboren
Gas en stof in de ruimte van sterrenstelsels zijn zeer ongelijk verdeeld. Interstellaire waterstof kan, afhankelijk van de omstandigheden waarin het zich bevindt, verschillende temperaturen en dichtheden hebben: van een zeer ijl plasma met een temperatuur in de orde van tienduizenden kelvin (de zogenaamde HII-zones) tot een ultrakoude - net een paar kelvin - moleculaire toestand.
Regio's waar de concentratie van materiedeeltjes om welke reden dan ook toeneemt, worden interstellaire wolken genoemd. De dichtste wolken, die tot een miljoen deeltjes per kubieke centimeter kunnen bevatten, worden gevormd door koud moleculair gas. Ze hebben veel stof dat licht absorbeert, daarom worden ze ook wel donkere nevels genoemd. Het is tot zulke 'kosmische koelkasten' dat de plaatsen waar sterren zijn ontstaan, zijn beperkt. HII-regio's worden ook in verband gebracht met dit fenomeen, maar er worden niet rechtstreeks sterren gevormd.
Lokalisatie en soorten "star cradles"
In spiraalstelsels, waaronder onze eigen Melkweg, bevinden moleculaire wolken zich niet willekeurig, maar voornamelijk binnen het schijfvlak - in spiraalarmen op enige afstand van het galactische centrum. in onregelmatigeIn sterrenstelsels is de lokalisatie van dergelijke zones willekeurig. Wat betreft elliptische sterrenstelsels, gas- en stofstructuren en jonge sterren worden daarin niet waargenomen, en het is algemeen aanvaard dat dit proces daar praktisch niet plaatsvindt.
Wolken kunnen zowel gigantische - tientallen en honderden lichtjaren - moleculaire complexen zijn met een complexe structuur en grote dichtheidsverschillen (de beroemde Orion Cloud is bijvoorbeeld slechts 1300 lichtjaar van ons verwijderd), als geïsoleerde compacte formaties genaamd Bok bolletjes.
Stervormingsvoorwaarden
De geboorte van een nieuwe ster vereist de onmisbare ontwikkeling van zwaartekrachtinstabiliteit in de gas- en stofwolk. Door verschillende dynamische processen van interne en externe oorsprong (bijvoorbeeld verschillende rotatiesnelheden in verschillende regio's van een onregelmatig gevormde wolk of de passage van een schokgolf tijdens een supernova-explosie in de buurt), fluctueert de verdelingsdichtheid van materie in de wolk. Maar niet elke opkomende dichtheidsfluctuatie leidt tot verdere compressie van het gas en het verschijnen van een ster. De magnetische velden in de wolk en turbulentie gaan dit tegen.
Het gebied van verhoogde concentratie van een stof moet een lengte hebben die voldoende is om ervoor te zorgen dat de zwaartekracht de elastische kracht (drukgradiënt) van het gas- en stofmedium kan weerstaan. Zo'n kritische grootte wordt de Jeans-straal genoemd (een Engelse natuurkundige en astronoom die aan het begin van de 20e eeuw de basis legde voor de theorie van zwaartekrachtinstabiliteit). De massa in de Jeansstraal mag ook niet kleiner zijn dan een bepaalde waarde, en deze waarde (de jeansmassa) is evenredig met de temperatuur.
Het is duidelijk dat hoe kouder en dichter het medium, hoe kleiner de kritische straal waarbij de fluctuatie niet afvlakt, maar blijft verdichten. Verder verloopt de vorming van een ster in verschillende fasen.
Samenvouwen en fragmentatie van een deel van de cloud
Wanneer een gas wordt gecomprimeerd, komt er energie vrij. In de vroege fasen van het proces is het essentieel dat de condenserende kern in de wolk effectief kan afkoelen door straling in het infraroodbereik, die voornamelijk wordt uitgevoerd door moleculen en stofdeeltjes. Daarom is de verdichting in dit stadium snel en onomkeerbaar: het wolkenfragment stort in.
In zo'n krimpend en tegelijkertijd afkoelend gebied kunnen, als het groot genoeg is, nieuwe condensatiekernen van materie verschijnen, omdat met een toename van de dichtheid de kritische Jeans-massa afneemt als de temperatuur niet stijgt. Dit fenomeen wordt fragmentatie genoemd; dankzij hem gebeurt de vorming van sterren meestal niet één voor één, maar in groepen - associaties.
De duur van het stadium van intense compressie, volgens moderne concepten, is klein - ongeveer 100 duizend jaar.
Een wolkenfragment opwarmen en een protoster vormen
Op een gegeven moment wordt de dichtheid van het instortende gebied te hoog en verliest het transparantie, waardoor het gas begint op te warmen. De waarde van de jeansmassa neemt toe, verdere fragmentatie wordt onmogelijk en compressie onderalleen fragmenten die tegen die tijd al zijn gevormd, worden getest door de werking van hun eigen zwaartekracht. In tegenstelling tot de vorige fase duurt deze fase vanwege de gestage stijging van de temperatuur en dienovereenkomstig van de gasdruk veel langer - ongeveer 50 miljoen jaar.
Het object dat tijdens dit proces wordt gevormd, wordt een protoster genoemd. Het onderscheidt zich door actieve interactie met het resterende gas en stof van de moederwolk.
Kenmerken van protosterren
Een pasgeboren ster heeft de neiging om de energie van zwaartekrachtscontractie naar buiten te dumpen. Binnenin ontwikkelt zich een convectieproces en de buitenste lagen zenden intense straling uit in het infrarood en vervolgens in het optische bereik, waardoor het omringende gas wordt verwarmd, wat bijdraagt aan de verdunning ervan. Als er een formatie is van een ster met een grote massa, met een hoge temperatuur, kan deze de ruimte eromheen bijna volledig "vrijmaken". Zijn straling zal het resterende gas ioniseren - zo worden HII-regio's gevormd.
Aanvankelijk roteerde het bovenliggende fragment van de wolk natuurlijk op de een of andere manier, en wanneer het wordt samengedrukt, als gevolg van de wet van behoud van impulsmoment, versnelt de rotatie. Als een ster wordt geboren die vergelijkbaar is met de zon, zal het omringende gas en stof erop blijven vallen in overeenstemming met het impulsmoment en zal zich een protoplanetaire accretieschijf vormen in het equatoriale vlak. Door de hoge rotatiesnelheid wordt heet, gedeeltelijk geïoniseerd gas uit het binnenste gebied van de schijf door de protoster uitgestoten in de vorm van polaire straalstromen metsnelheden van honderden kilometers per seconde. Deze jets, die botsen met interstellair gas, vormen schokgolven die zichtbaar zijn in het optische deel van het spectrum. Tot op heden zijn er al honderden van dergelijke verschijnselen - Herbig-Haro-objecten - ontdekt.
Hete protosterren die qua massa dicht bij de zon staan (bekend als T Tauri-sterren) vertonen chaotische helderheidsvariaties en een hoge lichtkracht geassocieerd met grote stralen terwijl ze blijven samentrekken.
Begin van kernfusie. Jonge ster
Als de temperatuur in de centrale regionen van de protoster enkele miljoenen graden bereikt, beginnen daar thermonucleaire reacties. Het proces van de geboorte van een nieuwe ster in dit stadium kan als voltooid worden beschouwd. De jonge zon, zoals ze zeggen, "gaat zitten op de hoofdreeks", dat wil zeggen, gaat de hoofdfase van zijn leven binnen, waarin de bron van zijn energie de kernfusie van helium uit waterstof is. Het vrijkomen van deze energie brengt de samentrekking van de zwaartekracht in evenwicht en stabiliseert de ster.
Kenmerken van het verloop van alle verdere stadia van de evolutie van sterren worden bepaald door de massa waarmee ze zijn geboren en de chemische samenstelling (metalliciteit), die grotendeels afhangt van de samenstelling van onzuiverheden van elementen zwaarder dan helium in de aanvankelijke wolk. Als een ster massief genoeg is, zal hij een deel van het helium verwerken tot zwaardere elementen - koolstof, zuurstof, silicium en andere - die aan het einde van zijn leven deel zullen gaan uitmaken van interstellair gas en stof en als materiaal voor de formatie zullen dienen van nieuwe sterren.
