Регіон утворення зірок N11B, знятий телескопом «Хаббл»
Формування зірки - процес, в якому молекулярні хмари збільшують свою щільність, коллапсируют в плазмова куля, що перетворюється в зірку.
Еволюція зірки починається в гігантському молекулярній хмарі. також званому зоряної колискою. в якому в результаті гравітаційної нестійкості первинна флуктуація щільності починає розростатися. Велика частина «порожнього» простору в галактиці насправді містить від 0,1 до 1 молекули на см³. Молекулярне хмара ж має щільність близько мільйона молекул на см³. Маса такого хмари перевищує масу Сонця в 100 000-10 000 000 разів завдяки своїм розміром: від 50 до 300 світлових років в поперечнику.
У міру того, як молекулярне хмара обертається навколо будь-якої галактики, кілька факторів можуть викликати гравітаційний колапс. Наприклад, хмари можуть зіткнутися один з одним, або одне з них може пройти через щільний рукав спіральної галактики. Іншим фактором може стати довколишній вибух наднової зірки. ударна хвиля якого зіткнеться з молекулярним хмарою на величезній швидкості. Крім того, можливе зіткнення галактик, здатне викликати сплеск зореутворення, в міру того, як газові хмари в кожній з галактик стискаються і порушуються в результаті зіткнення.
При колапсі молекулярне хмара розділяється на частини, утворюючи все більш і більш дрібні згустки. Фрагменти з масою менше
100 сонячних мас здатні сформувати зірку. У таких формуваннях газ нагрівається в міру стиснення, викликаного вивільненням гравітаційної потенційної енергії. і хмара стає протозвездой. трансформуючись у обертовий сферичний об'єкт.
Зірки на початковій стадії свого існування, як правило, приховані від погляду всередині щільного хмари пилу і газу. Часто силуети таких звёздообразующіх коконів можна спостерігати на тлі яскравого випромінювання навколишнього газу. Такі освіти отримали назву глобул Бока.
Дуже мала частка протозірок не досягає достатньої для реакцій термоядерного синтезу температури. Такі зірки отримали назву «коричневі карлики», їх маса не перевищує однієї десятої сонячної. Такі зірки швидко вмирають, поступово остигаючи за кілька сотень мільйонів років. У деяких найбільш масивних Протозірки температура через сильний стиснення може досягти 10 мільйонів К. уможливлюючи синтез гелію з водню. Така зірка починає світитися. Початок термоядерних реакцій встановлює гідростатичний рівновагу, запобігаючи ядро від подальшого гравітаційного колапсу. Далі зірка може існувати в стабільному стані.
Відповідно до гіпотези В. А. Амбарцумяна. зірки народжуються групами з надщільного матерії - протозірки - при її фрагментації.
міжзоряні хмари
Зображення телескопа Хаббл. туманність, відома як стовпи творіння. де йде процес формування зірок в туманності Орел
У спіральних галактиках, таких, як Чумацький Шлях є зірки, компактні зірки. а також заповнює простір міжзоряне середовище (МЗС), що складається з газів і пилу. Щільність пилу може становити від 10 -4 до 10 6 частинок на кубічний сантиметр і складається як правило на 70% (мас.) З водню, іншу частину може становити в основному гелій. також середовище містить в собі відносно невелику частку важких елементів, зокрема металу, що залишилися після смерті зірок. Місця особливо високого скупчення зоряного пилу називається туманністю [1]. де як правило і відбувається утворення нової зірки [2]. В еліптичних галактиках на відміну від спіральних відбувається процес втрати холодних компонентів міжзоряного середовища протягом приблизно мільярда років, через що в таких галактиках набагато рідше утворюються туманності і лише за допомогою зіткнення з іншою галактикою [3].
У туманностях, де утворюються зірки, водень знаходиться в формі двох з'єднаних молекул H2. в таких випадках туманність називається молекулярним хмарою. Спостереження свідчать, що в холодних хмарах, як правило з'являються зірки з невеликою масою, які спочатку видно в інфрачервоному спектрі всередині хмари, і коли хмара розсіюється, то і у видимому спектрі. У величезних і більш теплих молекулярних хмарах можуть утворюватися зірки будь-яких мас [4]. Середня щільність частинок у величезних хмарах становить 100 частинок на сантиметр кубічний в усьому хмарі, чий діаметр може складати 100 світлових років, або 9.5 × 10 14 кілометрів, маса зоряного пилу може досягати 6 мільйонів сонячних мас (M ⊙>) [5]. Близько половини маси матерії галактик припадає на молекулярні хмари [6]. У Чумацькому Шляху знаходиться 6000 туманностей з середньою масою 100,000 M ☉ [7]. найближча відома туманність до Сонячної системи - Туманність Оріона. що знаходиться на відстані 1,300 світлових років [8]. проте пізніше на відстані 420 світлових років було виявлено інша темна туманність Ро Змієносця [9].
Крім основних туманностей, існують так звані Глобули. що відрізняються дуже високою щільністю матерії [10]. хоча самі по собі глобули не великі, вони можуть включати в себе до кількох сонячних мас [11]. Їх можна спостерігати у вигляді темних хмар на тлі світлих туманностей або зірок. Приблизно половина глобул утворилися в процесі зореутворення [12].
Перша спостерігається новонароджена зірка, чий вік складав 10 мільйонів років була знайдена на відстані в 10.4 мільярда світлових років, коли вік Всесвіту становив 3.3 мільярда років. Також дослідження показують, що зірки спочатку представляють собою турбулентний потік газо-багатих речовин, що живе близько 500 мільйонів років, який протягом цього часу може мігрувати в центр галактики [13].
гравітаційний колапс
Зоряні скупчення і область зореутворення в туманності Омега
Міжзоряний хмара газу залишається в гідростатичному рівновазі доти, поки кінетична енергія тиску газу знаходиться в рівновазі з потенційною енергією внутрішніх гравітаційних сил. Математично це виражається за допомогою теореми вириала. яка говорить, що для підтримки рівноваги гравітаційна потенційна енергія повинна бути дорівнює подвоєною внутрішньої теплової енергії [14]. Якщо хмара на стільки масивно, що не зможе підтримуватися лише тиском газу, то піддається гравітаційному колапсу. Якісно гравітаційна нестійкість викликається силами тяжіння газової хмари, яке протидіє тиску газу, що називається нестійкістю Джинса і також залежить від температури і щільності хмари, яке зазвичай містить в собі від тисячі до десятків тисяч сонячних мас. Це збігається з типовою масою розсіяних зоряних скупчень. які з'явилися в результаті гравітаційного колапсу туманних скупчень [15].
Крім величезної молекулярної маси хмари, є і ряд інших причин, здатних спровокувати його стиснення, а саме зіткнення двох або більше хмар або вибух наднової зірки, чия сила удару від вибуху може викликати сильні обурення в матерії поблизу знаходяться скупчень [2]. Крім того, масові з'єднання газових хмар, що призводять до утворення зірок, можуть бути спровокованими зіткненням двох або більше галактик [16]. Крім цього подібне зіткнення може стати причиною формування глобулярних кластерів [17].
Надмасивна чорна діра в ядрі галактики може уповільнювати темп зореутворення у центру галактики. Чорна діра, будучи аккрецируют матерією, може почати виділяти велику кількість енергії, випускаючи сильний вітер через релятивістські струмені. що і призводить до обмеження подальшого зореутворення, так як масивні чорні діри викидають радіочастотні випромінюють частки зі швидкістю, близькою, що заважають утворенню нових зірок в старіючих галактиках [18]. однак, радіовипромінювання навколо струменя можуть також і викликати зореутворення. Крім того, ослаблення струменя може ініціювати зореутворення при зіткненні з хмарою [19].
При колапсу молекулярне хмара розпадається на менші скупчення по порядній поведінки, поки осколки не утворюють нову зоряну масу. У кожному з цих скупчень руйнується матерія газу, що призводить до випромінювання енергії за рахунок звільнення гравітаційної потенційної енергії. Так як щільність продовжує збільшуватися, маси стають непрозорими і поступово випромінюють все менше вивільненої енергії. Це підвищує температуру маси і перешкоджає її подальшого дроблення. Частинки конденсуються в обертові сфери газу, що є зоряними ембріонами [20].
Разом з процесом руйнування хмари відбуваються такі явища, як турбулентності, макроскопічні потоки, обертання, виникнення магнітного поля і зміни геометрії хмари [21] [22]. Як обертання, так і магнітні поля можуть перешкоджати розпаду хмари. Турбулентність грає важливу роль у виникненні фрагментації хмари, а в малих масштабах вона сприяє розвалу [23].
Молекулярне хмара під час гравітаційного колапсу продовжує стискатися до тих пір, поки не зникне гравітаційна енергія. Надлишкова енергія в основному втрачається через випромінювання. Проте, стискається хмара з часом стає непрозорим для власного випромінювання, що призводить до сильного підвищення температури - до 60-100 К. Частинки пилу випромінюють в довгохвильовому інфрачервоному спектрі в області, де хмара прозоро. Таким чином, пил сприяє подальшому розпаду хмари [24].
Під час стиснення щільність хмари збільшується ближче до центру, і та воно стає оптично непрозорим при досягненні близько 10 -13 грам на кубічний сантиметр. Місце найбільшого скупчення маси називається першим гидростатическим ядром, де починається процес підвищення температури, яка визначається теоремою про віріале. Газ падає в сторону непрозорої області стикається з нею і створює ударні хвилі, додатково нагрівають ядро.
Складене зображення молодих зірок, навколо молекулярного хмари в сузір'ї Цефей
Частина складної мережі, що складається з газових хмар і зоряних скупчень в сусідній галактиці, великому Магеллановій Хмарі
Народження протозвезди також супроводжується і освітою околозвёздного диска. який служить своєрідним резервуаром для подальшого формування зірки. Зокрема, коли маса і температура зірки досягають достатніх відміток, сила гравітації викликає процес злиття зірки і диска. Матерія диска «дощем» обрушується на поверхню зірки. У цій стадії формуються біполярні струменя, так звані Об'єкти Хербига - Аро - невеликі ділянки туманності, що є результатом скупчення надлишкової енергії в зірці і подальшого виштовхування частини маси матерії зірки.
Коли процес зростання зірки за рахунок оточуючих газу і пилу припиняється, вона ще не є власне зіркою. і називається «зіркою до головної послідовності» або просто «зіркою-PMS». Основним джерелом енергії даних об'єктів є процес гравітаційного стиснення, на відміну від спалювання водню в «зрілих зірок». Процес стиснення продовжується відповідно до вертикальним еволюційним треком Хаяши в діаграмі Герцшпрунга - Рассела [27]. поки не досягне своєї точки межі, з подальшою фазою стиснення відповідно до механізму Кельвіна - Гельмгольца. У другій фазі температура зірки більше не змінюється. Якщо маса зірки вище 0,5 M ⊙>. то вона продовжує стискатися відповідно до треком Хеньі і нагріватися до тих пір, поки в її надрах не запуститься термоядерна реакція перетворення водню в гелій. [28].
З моменту, коли в ядрі зірки починає горіти водень, вона вже вважається повноцінної зіркою. У науковому середовищі етап протозвезди в зореутворення складений виходячи з маси, що дорівнює M ⊙>. таким чином процес утворення більш масивної зірки може займати менший проміжок часу і супроводжуватися іншими процесами.
Зокрема, якщо мова йде про масивну протозвезде, (з масою вище 8 M ⊙>), то сильне радіаційне випромінювання перешкоджає падаючої матері [29]. Раніше вважалося, що за рахунок цього випромінювання може зупиняти процес подальшого стиснення масивних протозірок і запобігати формуванню зірок з масами більше, ніж кілька десятків сонячних мас. Проте недавні дослідження показали, що радіаційна енергія може вивільнятися у вигляді потужних струменів, сприяючи очищенню поверхні протозвезди і дозволяючи їй продовжувати з'єднуватися з матерією околозвёздного диска [30] [31].
Подальша еволюція зірки вивчається в астрофізиці, як еволюція зір.