โลกของดวงดาวมีความหลากหลายมาก ซึ่งสัญญาณดังกล่าวก็ปรากฏชัดอยู่แล้วเมื่อมองท้องฟ้ายามค่ำคืนด้วยตาเปล่า การศึกษาดาวฤกษ์โดยใช้เครื่องมือทางดาราศาสตร์และวิธีการทางดาราศาสตร์ฟิสิกส์ทำให้สามารถจัดระบบดาวฤกษ์ในลักษณะที่แน่นอนได้ และด้วยเหตุนี้ จึงมีความเข้าใจในกระบวนการต่างๆ ที่ควบคุมวิวัฒนาการของดาวอย่างค่อยเป็นค่อยไป
ในกรณีทั่วไป เงื่อนไขภายใต้การก่อตัวของดาวจะกำหนดลักษณะสำคัญของดาว เงื่อนไขเหล่านี้อาจแตกต่างกันมาก อย่างไรก็ตาม โดยทั่วไปแล้ว กระบวนการนี้มีลักษณะเหมือนกันสำหรับดาวทุกดวง: เกิดจากการกระจัดกระจาย - ก๊าซและฝุ่นละอองที่เติมกาแลคซี่โดยการอัดตัวภายใต้อิทธิพลของแรงโน้มถ่วง
องค์ประกอบและความหนาแน่นของสื่อดาราจักร
เกี่ยวกับสภาพโลก อวกาศระหว่างดวงดาวเป็นสุญญากาศที่ลึกที่สุด แต่ในระดับกาแล็กซี่ ตัวกลางที่หายากอย่างยิ่งซึ่งมีความหนาแน่นเฉพาะประมาณ 1 อะตอมต่อลูกบาศก์เซนติเมตรคือก๊าซและฝุ่น และอัตราส่วนของพวกมันในองค์ประกอบของสสารระหว่างดาวคือ 99 ต่อ 1
องค์ประกอบหลักของก๊าซคือไฮโดรเจน (ประมาณ 90% ขององค์ประกอบหรือ 70% ของมวล) นอกจากนี้ยังมีฮีเลียม (ประมาณ 9% และโดยน้ำหนัก - 28%) และสารอื่น ๆ ในขนาดเล็ก ปริมาณ นอกจากนี้ รังสีคอสมิกและสนามแม่เหล็กยังถูกอ้างถึงสสารของดาราจักรระหว่างดวงดาว
ดาวเกิดที่ไหน
ก๊าซและฝุ่นในอวกาศของดาราจักรกระจายอย่างไม่สม่ำเสมอ ไฮโดรเจนในดวงดาว ขึ้นอยู่กับสภาวะที่มันตั้งอยู่ สามารถมีอุณหภูมิและความหนาแน่นต่างกันได้: จากพลาสม่าที่หายากมากซึ่งมีอุณหภูมิเป็นหมื่นเคลวิน (โซน HII ที่เรียกว่า) ไปจนถึงความหนาวเย็นมาก - เพียงแค่ กี่เคลวิน - สถานะโมเลกุล
ภูมิภาคที่มีความเข้มข้นของอนุภาคสสารเพิ่มขึ้นจากสาเหตุใดก็ตาม เรียกว่าเมฆระหว่างดวงดาว เมฆที่หนาแน่นที่สุด ซึ่งสามารถบรรจุอนุภาคได้มากถึงล้านอนุภาคต่อลูกบาศก์เซนติเมตร เกิดจากก๊าซโมเลกุลเย็น พวกมันมีฝุ่นจำนวนมากที่ดูดซับแสง พวกมันจึงถูกเรียกว่าเนบิวลามืด สำหรับ "ตู้เย็นจักรวาล" ที่สถานที่กำเนิดดาวนั้นถูก จำกัด ภูมิภาค HII ก็เกี่ยวข้องกับปรากฏการณ์นี้เช่นกัน แต่ดาวไม่ได้ก่อตัวโดยตรงในพวกมัน
การแปลเป็นภาษาท้องถิ่นและประเภทของ "star cradles"
ในดาราจักรก้นหอย รวมถึงทางช้างเผือกของเรา เมฆโมเลกุลไม่ได้ตั้งอยู่แบบสุ่ม แต่ส่วนใหญ่อยู่ภายในระนาบดิสก์ - ในแขนกังหันที่อยู่ห่างจากใจกลางดาราจักรพอสมควร ไม่สม่ำเสมอในกาแลคซี่ การโลคัลไลเซชันของโซนดังกล่าวจะเป็นแบบสุ่ม สำหรับดาราจักรวงรีนั้นไม่พบโครงสร้างก๊าซและฝุ่นและดาวอายุน้อยในนั้น และเป็นที่ยอมรับกันโดยทั่วไปว่ากระบวนการนี้ไม่ได้เกิดขึ้นจริงที่นั่น
เมฆสามารถเป็นได้ทั้งยักษ์ - หลายสิบและหลายร้อยปีแสง - คอมเพล็กซ์โมเลกุลที่มีโครงสร้างที่ซับซ้อนและความแตกต่างของความหนาแน่นมาก (เช่น Orion Cloud ที่มีชื่อเสียงอยู่ห่างจากเราเพียง 1300 ปีแสง) และรูปแบบกะทัดรัดที่แยกออกมาเรียกว่า ลูกกลมๆ
เงื่อนไขการก่อตัวดาว
การเกิดของดาวดวงใหม่จำเป็นต้องมีการพัฒนาความไม่แน่นอนของแรงโน้มถ่วงในก้อนก๊าซและฝุ่น เนื่องจากกระบวนการไดนามิกต่างๆ ของแหล่งกำเนิดภายในและภายนอก (เช่น อัตราการหมุนที่แตกต่างกันในภูมิภาคต่างๆ ของก้อนเมฆที่มีรูปร่างไม่ปกติ หรือการผ่านของคลื่นกระแทกระหว่างการระเบิดซูเปอร์โนวาในละแวกนั้น) ความหนาแน่นของการกระจายตัวของสสารในเมฆจึงผันผวน. แต่ไม่ใช่ทุกความผันผวนของความหนาแน่นที่เกิดขึ้นใหม่จะนำไปสู่การกดทับของก๊าซและการปรากฏตัวของดาวฤกษ์ สนามแม่เหล็กในก้อนเมฆและความปั่นป่วนจะตอบโต้สิ่งนี้
พื้นที่ความเข้มข้นที่เพิ่มขึ้นของสารต้องมีความยาวเพียงพอเพื่อให้แน่ใจว่าแรงโน้มถ่วงสามารถต้านทานแรงยืดหยุ่น (ความลาดชันของความดัน) ของก๊าซและฝุ่นละอองได้ ขนาดวิกฤตเช่นนี้เรียกว่ารัศมีของยีนส์ (นักฟิสิกส์และนักดาราศาสตร์ชาวอังกฤษ ผู้วางรากฐานของทฤษฎีความไร้เสถียรภาพของแรงโน้มถ่วงเมื่อต้นศตวรรษที่ 20) มวลที่บรรจุอยู่ภายในกางเกงยีนส์รัศมีต้องไม่น้อยกว่าค่าที่กำหนด และค่านี้ (มวลยีนส์) เป็นสัดส่วนกับอุณหภูมิ
เป็นที่แน่ชัดว่าสื่อที่เย็นกว่าและหนาแน่นกว่า รัศมีวิกฤตยิ่งเล็กลงซึ่งความผันผวนไม่ราบรื่น แต่ยังคงกระชับ นอกจากนี้ การก่อตัวของดาวยังดำเนินไปในหลายขั้นตอน
ยุบและแตกแฟรกเมนต์ของส่วนหนึ่งของคลาวด์
เมื่อก๊าซถูกอัดพลังงานจะถูกปล่อยออกมา ในระยะแรกของกระบวนการ จำเป็นที่แกนควบแน่นในเมฆจะต้องเย็นตัวลงอย่างมีประสิทธิภาพเนื่องจากการแผ่รังสีในช่วงอินฟราเรด ซึ่งดำเนินการโดยโมเลกุลและอนุภาคฝุ่นเป็นหลัก ดังนั้น ในขั้นตอนนี้ การบดอัดจะรวดเร็วและไม่สามารถย้อนกลับได้: เศษเมฆจะยุบตัว
ในบริเวณที่หดตัวและในขณะเดียวกันให้ความเย็น หากมีขนาดใหญ่เพียงพอ นิวเคลียสการควบแน่นของสสารก็จะปรากฏขึ้นได้ เนื่องจากความหนาแน่นที่เพิ่มขึ้น มวลยีนส์ที่สำคัญจะลดลงหากอุณหภูมิไม่เพิ่มขึ้น ปรากฏการณ์นี้เรียกว่าการแตกแฟรกเมนต์ ต้องขอบคุณเขาที่การก่อตัวของดาวส่วนใหญ่มักไม่เกิดขึ้นทีละตัว แต่เป็นกลุ่ม - สมาคม
ระยะเวลาของขั้นตอนการบีบอัดแบบเข้มข้นตามแนวคิดสมัยใหม่นั้นเล็ก - ประมาณ 100,000 ปี
ทำให้ก้อนเมฆร้อนและก่อตัวเป็นดาวเด่น
เมื่อถึงจุดหนึ่ง ความหนาแน่นของบริเวณที่ยุบตัวจะสูงเกินไป และสูญเสียความโปร่งใสไป ซึ่งเป็นผลมาจากการที่ก๊าซเริ่มร้อนขึ้น มูลค่าของมวลยีนส์เพิ่มขึ้น การกระจายตัวต่อไปจะเป็นไปไม่ได้ และการบีบอัดภายใต้เฉพาะชิ้นส่วนที่ก่อตัวขึ้นแล้วในเวลานี้เท่านั้นที่ได้รับการทดสอบโดยการกระทำของแรงโน้มถ่วงของตัวเอง ต่างจากขั้นที่แล้ว เนื่องจากอุณหภูมิที่เพิ่มขึ้นอย่างต่อเนื่องและด้วยเหตุนี้ แรงดันแก๊ส ขั้นตอนนี้จึงใช้เวลานานกว่ามาก - ประมาณ 50 ล้านปี
วัตถุที่เกิดขึ้นระหว่างกระบวนการนี้เรียกว่าโปรโตสตาร์ โดดเด่นด้วยการมีปฏิสัมพันธ์เชิงรุกกับก๊าซและฝุ่นละอองที่ตกค้างในคลาวด์หลัก
คุณสมบัติของโปรโตสตาร์
ดาวดวงแรกเกิดมีแนวโน้มที่จะทิ้งพลังงานจากการหดตัวของแรงโน้มถ่วงออกไปด้านนอก กระบวนการพาความร้อนเกิดขึ้นภายใน และชั้นนอกสุดปล่อยรังสีที่รุนแรงในอินฟราเรด จากนั้นในช่วงออปติคัล จะทำให้ก๊าซรอบข้างร้อนขึ้น หากมีการก่อตัวของดาวฤกษ์มวลสูงที่มีอุณหภูมิสูงก็สามารถ "ล้าง" ที่ว่างรอบ ๆ ได้เกือบทั้งหมด การแผ่รังสีของมันจะทำให้ก๊าซที่เหลือแตกตัวเป็นไอออน - นี่คือลักษณะที่บริเวณ HII ก่อตัว
ในขั้นต้น แฟรกเมนต์หลักของคลาวด์ แน่นอนว่าหมุนไม่ทางใดก็ทางหนึ่ง และเมื่อมันถูกบีบอัด เนื่องจากกฎการอนุรักษ์โมเมนตัมเชิงมุม การหมุนจะเร็วขึ้น หากดาวฤกษ์ที่เทียบได้กับดวงอาทิตย์ถือกำเนิดขึ้น ก๊าซและฝุ่นที่อยู่รอบๆ จะยังคงตกบนมันตามโมเมนตัมเชิงมุม และดิสก์มวลรวมกำเนิดดาวเคราะห์จะก่อตัวขึ้นในระนาบเส้นศูนย์สูตร เนื่องจากความเร็วการหมุนที่สูง ก๊าซร้อนที่แตกตัวเป็นไอออนบางส่วนจากบริเวณด้านในของจานถูกขับออกโดยโปรโตสตาร์ในรูปของกระแสไอพ่นขั้วด้วยความเร็วหลายร้อยกิโลเมตรต่อวินาที เครื่องบินไอพ่นเหล่านี้ชนกับก๊าซระหว่างดวงดาวทำให้เกิดคลื่นกระแทกที่มองเห็นได้ในส่วนออปติคัลของสเปกตรัม จนถึงปัจจุบัน มีการค้นพบปรากฏการณ์ดังกล่าวหลายร้อยรายการ - วัตถุ Herbig-Haro - ถูกค้นพบแล้ว
ดาวฤกษ์ที่มีมวลใกล้ดวงอาทิตย์มาก (รู้จักกันในชื่อ T Tauri stars) มีการแปรผันของความสว่างที่วุ่นวายและความส่องสว่างสูงซึ่งสัมพันธ์กับรัศมีขนาดใหญ่ในขณะที่ยังคงหดตัว
จุดเริ่มต้นของนิวเคลียร์ฟิวชัน ดาราสาว
เมื่ออุณหภูมิในบริเวณภาคกลางของดาวฤกษ์ต้นแบบสูงถึงหลายล้านองศา ปฏิกิริยาเทอร์โมนิวเคลียร์เริ่มต้นขึ้นที่นั่น กระบวนการเกิดของดาวดวงใหม่ในระยะนี้ถือว่าเสร็จสิ้น ตามที่พวกเขากล่าวว่าดวงอาทิตย์อายุน้อย "นั่งลงบนลำดับหลัก" นั่นคือเข้าสู่เวทีหลักของชีวิตในระหว่างที่แหล่งพลังงานของมันคือนิวเคลียร์ฟิวชันของฮีเลียมจากไฮโดรเจน การปล่อยพลังงานนี้จะทำให้การหดตัวของแรงโน้มถ่วงสมดุลและทำให้ดาวมีเสถียรภาพ
ลักษณะของการวิวัฒนาการของดาวในระยะต่อๆ ไปนั้นถูกกำหนดโดยมวลที่เกิดและองค์ประกอบทางเคมี (โลหะ) ซึ่งส่วนใหญ่ขึ้นอยู่กับองค์ประกอบของสิ่งเจือปนของธาตุที่หนักกว่าฮีเลียม ในระบบคลาวด์เริ่มต้น หากดาวฤกษ์มีมวลมากพอ มันจะประมวลผลฮีเลียมบางส่วนให้เป็นธาตุที่หนักกว่า เช่น คาร์บอน ออกซิเจน ซิลิกอน และอื่นๆ ซึ่งเมื่อสิ้นสุดอายุขัย จะกลายเป็นส่วนหนึ่งของก๊าซและฝุ่นในอวกาศและทำหน้าที่เป็นวัสดุสำหรับการก่อตัว ของดาวดวงใหม่