يظهر عالم النجوم تنوعًا كبيرًا ، تظهر علاماته بالفعل عند النظر إلى سماء الليل بالعين المجردة. مكنت دراسة النجوم بمساعدة الأدوات الفلكية وطرق الفيزياء الفلكية من تنظيمها بطريقة معينة ، وبفضل ذلك ، فهم تدريجياً العمليات التي تحكم تطور النجوم.
في الحالة العامة ، تحدد الظروف التي يتم بموجبها تشكل النجم خصائصه الرئيسية. يمكن أن تكون هذه الشروط مختلفة جدًا. ومع ذلك ، بشكل عام ، هذه العملية لها نفس الطبيعة لجميع النجوم: فهي تولد من مادة منتشرة - منتشرة - من الغاز والغبار ، والتي تملأ المجرات ، عن طريق ضغطها تحت تأثير الجاذبية.
تكوين وكثافة وسط المجرة
فيما يتعلق بظروف الأرض ، فإن الفضاء بين النجوم هو أعمق فراغ. ولكن على نطاق مجري ، مثل هذا الوسط شديد التخلخل بكثافة مميزة تبلغ حوالي 1 ذرة لكل سنتيمتر مكعب هو الغاز والغبار ، ونسبتهما في تكوين الوسط النجمي هي 99 إلى 1.
المكون الرئيسي للغاز هو الهيدروجين (حوالي 90٪ من التركيب ، أو 70٪ من الكتلة) ، وهناك أيضًا الهيليوم (حوالي 9٪ ، والوزن - 28٪) ومواد أخرى صغيرة. كميات. بالإضافة إلى ذلك ، يشار إلى تدفقات الأشعة الكونية والمجالات المغناطيسية إلى وسط المجرة بين النجوم.
أين تولد النجوم
يتم توزيع الغاز والغبار في فضاء المجرات بشكل غير منتظم. يمكن للهيدروجين بين النجوم ، اعتمادًا على الظروف التي يوجد فيها ، أن يكون له درجات حرارة وكثافة مختلفة: من بلازما شديدة التخلخل بدرجة حرارة تصل إلى عشرات الآلاف من الكلفن (ما يسمى بمناطق HII) إلى درجة حرارة شديدة البرودة - فقط عدد قليل من كلفن - الحالة الجزيئية.
المناطق التي يزداد فيها تركيز جزيئات المادة لأي سبب من الأسباب ، تسمى السحب البينجمية. تتكون السحب الأكثر كثافة ، والتي يمكن أن تحتوي على ما يصل إلى مليون جزيء لكل سنتيمتر مكعب ، من الغاز الجزيئي البارد. لديهم الكثير من الغبار الذي يمتص الضوء ، لذلك يطلق عليهم أيضًا اسم السدم المظلمة. إن الأماكن التي نشأت فيها النجوم محصورة في مثل هذه "الثلاجات الكونية". ترتبط مناطق HII أيضًا بهذه الظاهرة ، لكن النجوم لا تتشكل مباشرة فيها.
التعريب وأنواع "نجوم المهد"
في المجرات الحلزونية ، بما في ذلك مجرتنا درب التبانة ، لا توجد السحب الجزيئية بشكل عشوائي ، ولكن بشكل أساسي داخل مستوى القرص - في أذرع لولبية على مسافة ما من مركز المجرة. بشكل غير منتظمفي المجرات ، يكون توطين هذه المناطق عشوائيًا. أما بالنسبة إلى المجرات الإهليلجية ، فلا يلاحظ فيها تراكيب الغاز والغبار والنجوم الفتية ، ومن المسلم به عمومًا أن هذه العملية لا تحدث عمليًا هناك.
يمكن أن تكون الغيوم عملاقة - عشرات ومئات السنين الضوئية - مجمعات جزيئية ذات بنية معقدة واختلافات كبيرة في الكثافة (على سبيل المثال ، تبعد سحابة Orion الشهيرة عنا 1300 سنة ضوئية فقط) ، وتسمى التكوينات المدمجة المعزولة كريات بوك.
شروط تكوين النجم
ولادة نجم جديد يتطلب التطور الذي لا غنى عنه لعدم استقرار الجاذبية في سحابة الغاز والغبار. بسبب العمليات الديناميكية المختلفة للأصل الداخلي والخارجي (على سبيل المثال ، معدلات الدوران المختلفة في مناطق مختلفة من سحابة غير منتظمة الشكل أو مرور موجة صدمة أثناء انفجار سوبر نوفا في المنطقة المجاورة) ، تتقلب كثافة توزيع المادة في السحابة. ولكن ليس كل تقلبات ناشئة في الكثافة تؤدي إلى مزيد من ضغط الغاز وظهور نجم. المجالات المغناطيسية في السحابة والاضطراب تتعارض مع هذا
يجب أن يكون لمساحة التركيز المتزايد للمادة طولًا كافيًا لضمان قدرة الجاذبية على مقاومة القوة المرنة (تدرج الضغط) لوسط الغاز والغبار. يسمى هذا الحجم الحرج نصف قطر الجينز (عالم فيزيائي وفلكي إنجليزي وضع أسس نظرية عدم استقرار الجاذبية في بداية القرن العشرين). الكتلة الموجودة داخل الجينزيجب ألا يقل نصف القطر أيضًا عن قيمة معينة ، وهذه القيمة (كتلة الجينز) تتناسب مع درجة الحرارة.
من الواضح أنه كلما كان الوسط أكثر برودة وكثافة ، كان نصف القطر الحرج أصغر الذي لا يتلاشى عنده التقلب ، ولكنه يستمر في الانضغاط. علاوة على ذلك ، يتم تشكيل النجم على عدة مراحل.
انهيار وتجزئة جزء من السحابة
عند ضغط الغاز ، يتم إطلاق الطاقة. في المراحل الأولى من العملية ، من الضروري أن يبرد قلب التكثيف في السحابة بشكل فعال بسبب الإشعاع في نطاق الأشعة تحت الحمراء ، والذي يتم تنفيذه بشكل أساسي بواسطة الجزيئات وجزيئات الغبار. لذلك ، في هذه المرحلة ، يكون الضغط سريعًا ولا رجوع فيه: ينهار جزء السحابة.
في مثل هذا الانكماش وفي نفس الوقت منطقة التبريد ، إذا كانت كبيرة بما يكفي ، يمكن أن تظهر نوى تكثيف جديدة للمادة ، لأنه مع زيادة الكثافة ، تنخفض كتلة الجينز الحرجة إذا لم ترتفع درجة الحرارة. هذه الظاهرة تسمى التجزئة. بفضله ، غالبًا ما يحدث تكوين النجوم ليس واحدًا تلو الآخر ، ولكن في مجموعات - جمعيات.
مدة مرحلة الضغط الشديد ، حسب المفاهيم الحديثة ، صغيرة - حوالي 100 ألف سنة.
تسخين جزء من السحابة وتشكيل نجم أولي
في مرحلة ما ، تصبح كثافة المنطقة المنهارة عالية جدًا ، وتفقد الشفافية ، ونتيجة لذلك يبدأ الغاز في التسخين. تزداد قيمة كتلة الجينز ، ويصبح المزيد من التجزئة مستحيلاً ، والضغط تحتفقط الشظايا التي تكونت بالفعل بحلول هذا الوقت يتم اختبارها بفعل جاذبيتها. على عكس المرحلة السابقة ، بسبب الزيادة المطردة في درجة الحرارة ، وبالتالي ضغط الغاز ، فإن هذه المرحلة تستغرق وقتًا أطول - حوالي 50 مليون سنة.
الكائن الذي تم تشكيله خلال هذه العملية يسمى النجم الأولي. يتميز بالتفاعل النشط مع الغاز المتبقي والغبار في السحابة الأم.
ميزات النجوم
يميل النجم الوليد إلى تفريغ طاقة تقلص الجاذبية إلى الخارج. تتطور داخله عملية الحمل الحراري ، وتنبعث من الطبقات الخارجية إشعاعًا شديدًا في الأشعة تحت الحمراء ، ثم في النطاق البصري ، مما يؤدي إلى تسخين الغاز المحيط ، مما يساهم في تكاثره. إذا كان هناك تشكيل لنجم ذي كتلة كبيرة ، مع ارتفاع في درجة الحرارة ، يكون قادرًا على "مسح" الفضاء المحيط به بشكل كامل تقريبًا. سوف يؤين إشعاعها الغاز المتبقي - هكذا تتشكل مناطق HII.
في البداية ، الجزء الأصلي من السحابة ، بالطبع ، بطريقة أو بأخرى ، يتم تدويره ، وعندما يتم ضغطه ، بسبب قانون الحفاظ على الزخم الزاوي ، يتسارع الدوران. إذا وُلد نجم مشابه للشمس ، سيستمر سقوط الغبار والغبار المحيط به وفقًا للزخم الزاوي ، وسيتشكل قرص تراكم كوكبي أولي في المستوى الاستوائي. نظرًا لسرعة الدوران العالية ، يتم إخراج الغاز الساخن المتأين جزئيًا من المنطقة الداخلية للقرص بواسطة النجم الأولي في شكل تيارات نفاثة قطبية ذاتبسرعات مئات الكيلومترات في الثانية. تصطدم هذه النفاثات بالغاز بين النجوم ، وتشكل موجات صدمة مرئية في الجزء البصري من الطيف. حتى الآن ، تم بالفعل اكتشاف عدة مئات من هذه الظواهر - أجسام Herbig-Haro -
النجوم الأولية الساخنة القريبة من الشمس من حيث الكتلة (المعروفة باسم نجوم T Tauri) تظهر اختلافات فوضوية في السطوع واللمعان العالي المرتبط بنصف قطر كبير مع استمرارها في الانكماش.
بداية الاندماج النووي. النجم الشاب
عندما تصل درجة الحرارة في المناطق المركزية من النجم الأولي إلى عدة ملايين من الدرجات ، تبدأ التفاعلات النووية الحرارية هناك. يمكن اعتبار عملية ولادة نجم جديد في هذه المرحلة مكتملة. الشمس الفتية ، كما يقولون ، "تجلس على التسلسل الرئيسي" ، أي تدخل المرحلة الرئيسية من حياتها ، حيث يكون مصدر طاقتها هو الاندماج النووي للهيليوم من الهيدروجين. إطلاق هذه الطاقة يوازن الانكماش الثقالي ويثبت النجم.
يتم تحديد ملامح مسار جميع المراحل اللاحقة لتطور النجوم من خلال الكتلة التي ولدت بها ، والتركيب الكيميائي (المعدنية) ، الذي يعتمد إلى حد كبير على تكوين شوائب العناصر الأثقل من الهيليوم. في السحابة الأولية. إذا كان النجم ضخمًا بدرجة كافية ، فسوف يقوم بمعالجة بعض الهيليوم إلى عناصر أثقل - كربون وأكسجين وسيليكون وغيرها - والتي في نهاية عمرها ، ستصبح جزءًا من الغاز والغبار بين النجوم وستكون بمثابة مادة للتكوين من النجوم الجديدة.
