Раждане на звездите

  В продължение на един човешки живот, или за времето на съществуване на цивилизацията, еволюциони промени в звездите не се наблюдават, но теоретично се строят модели на звездната еволюция, които подлежат на наблюдателна проверка. Зведите се раждат в големи облаци от прах и газ. Те се развиват, отделят газови обвивки, които обогатяват звездната среда на тежки елменти, които са се образували от термоядрените реакции в ядрата на звездите. Междузвездното пространство е заълнено с газ и прах. Поради нееднородното му рзпределение се наблюдава като тъмни и отражателни маглявини, които се концентрират в диска на Галактиката, т. нар. галактичната плоскост. Дискът на Галактиката е мястото, където се концентрира междузвездния прах и газ, изхвърлен от умиращите звезди, а също така и младите масивни звезди. 

    Звездите се образуват вследствие гравитационата фрагменация на междузвездните облаци от прах и газ. Те се свиват от собтвената си гравитация, като се превръщат в протозвезди. В ивицата на Млечния път има около 1900 тъмни облака от каталога на Барнард и 200 глобули на Бок. Тъмните маглявини имат маса около ~ 103 слънчеви маси и диаметър около 10 рс. Състоят се предимно от молекулен водород. Имат температура около 10К. От гравитационната фрагментация се образуват протозвезди, които имат размери няколко пъти по-големи от Слънчевата система. При свиването на протозвездата гравитационната потенциална енергия се превръща в топлина, която се пренася чрез конвекция. След 1000 години температурата на протозвездата става 2000 - 3000 К, с размери 20 пъти по-големи от Слънчевата система и светимост ~ 100 пъти яркостта на Слънцето. Трекът на Хаяши е проява на вътрешните промени в протозведата. Масивните протозвзди еволюират при L » const. За разлика от маломасивните звезди постояната светимост показва, че с намаляването на размерите, температурата се повишава. Протозвездите с много малки маси M Ј 0.08 Msun не могат при гравитационното свиване да достигнат температури, достатъчни за осъществяване на термоядрени реакции. Те стават кафяви джуджета. Масивните звезди с маси M > 80 Msun се разрушават от високото лъчисто налягане. Много малка е вероятността да наблюдаваме в оптичния диапазон протозвезда с температура около 100К, която се скрива от прародителския междузвезден облак, т. нар. cocoon, т.е. пашкул, който излъчва в инфрачеврвената област, за която праха на междузвездния облак е прозрачен. Спектроскопичните наблюдения показват, че младите студени звезди изхвърлят значителни маси от газ, докато достигнат до Главната последователност, каквито са променливите звезди от тип T Tau. Предполага се, че с започването на термоядрените реакции се предхожда от избухваща акивност на звездната повърхност, т.е. най-външните слоеве на звездата. 
  През стадия T Tau звездата губи ~ 0.4Msun преди установяването на Главната последователност (ГП). Масите на променливите звезди от тип T Tau са от порядъка ~ 0.2 - 2 слънчеви маси. Младите звезди с маси M > 2 масата на Слънцето губят маса чрез звезден вятър, образувайки симетрични маглявини около звездата (shell). Наблюдателно са установени струи газ в две противопположни посоки, наречени биполярни струи, които образуват маглявина около младите звезди. Те приличат на колело с две струи по остта. Струите са ударни вълни в маглявината. Това са така наречените обекти на Хербиг-Аро, които слабо пррменят формата и светимостта си. Те са близо до звездите T Tau. През 1990 г. HST откри в маглявината Орион млади зведи със светещи дискове с маси около 15 пъти по-големи от масата на Юпитер, които се наричат протопланетни дискове, защото от тях вероятно се образуват планети около звездите. 
   Протозвездите с голяма маса еволюират по-бързо от тези с по-малка маса. Колкото по-голяма е масата на звездата толкова по-високо е налягането и температурата в недрата на звездата. ОВ звездите са по-горещи Teff ~ 15 000 - 35 000K и с по-високи светимости. Излъчването на тези звезди е богато на ултравиолетови кванти. Те обикновено образуват звезден куп и йонизират газа на мъглявината, в която са се родили. При рекомбинацията електроните каскадно падат към основното ниво. Особено важни са преходите от квантови нива с главно квантово число n = 3 към n= 2. Това са преходите, които образуват спетралната линия Ha с дължина l = 656 nm, известна като червена линия. Новородените звезди в звездните купове са потопени в емисионни маглявини от йонизиран газ, които излъчват в линията Ha, известни още като HII области. ОВ звездите, които са в ядрото на HII областите. ОВ звездите се наричат ОВ асоциации. В центъра на звездите с по-малка маса термоядрените реакции започват по-късно. Тези звезди се установяват на Главната последователност по-късно от масивните ОВ звезди, което дава възможност да се определи възраста на звездния куп. Например, звездния куп е NGC 2264 e на възраст t=2.106г. В Плеядите почти всички звезди както масивни, така и маломасивни са разположени на ГП.      Възрастта на Плеядите се оценява на t=50.106г., която се определя по звездата с най-малка маса разположена на ГП. Плеядите и NGC 2264 са разсеяни звездни купове. Те са гравитационо устойчиви. Звездите, които имат случайни скорости по-големи от средната за звездния куп го напускат, като че ли се изпаряват. Един разсеян звезден куп може да съществува като звездна група 109г. ОВ асоциациите не са гравитационно свързани. Те се разпадат след 10.106 -107г. ОВ асоциациите са индикатори на области, в които става активно звездообразуване на млади и масивни звезди. 
ОВ асоциациите са свързани с HII области и молекулни облаци. Молекулните облаци са 1000 пъти по-плътни от междузвездната среда в галактичния диск.Състоят се от водородни молекули H2, CO и прах. За изучаването на процесите на звездообразуване особено значение имат гигантските молекулни облаци (ГМО). Те имат размери D ~ 20 - 200 pc и маси M ~ 105 - 2.106Msun. В Галактиката има около 5000 ГМО. Те са свързани с ОВ асоциациите и HII области. Молекулите в ГМО излъчват или поглъщат от ротационни или вибрациони нива. Обикновевено ГМО са много богати на водородни молекули H2, но те са симетрични и не излъчват много фотони, докато молекулата на СО се състои от два различни атома и нейното излъчване при преход от едно към друго ротационно ниво е лесно откриваемо в радиолинията с дължина 2.6 мм. Отношението на на съдържанието на водородни молекули H2 към тези на CO е1:10 000 и е почти постоянно в ГМО, поради което излъчването на СО е индикатор за наличието на от водородни молекули H2 в ГМО. По излъчването в радиолинията на СО на дължина 2.6 мм са открити ГМО в Галактиката. Такива са открити в маглявините Орион (конусовидната), Конската глава, Розетка (NGC 22379), Моn (Единорог). 17 ГМО, които са на около 1 крс от Слънцето, очертават част от спиралния ръкав Car - Sgr. ОВ асоциациите, свързаните с тях ГМО и HII области и молекулни очертават спиралната структура на Галактиката и други галактики. Спиралните ръкави са области, където младите масвни звезди пресояват временно, движейки се около центъра на Галактиката. Обогатяването на спиралните ръкави на прах, газ и млади звезди е аналогично на задръстването на уличното движение, където весеки автомобил престоява кратко време, докато премине препятствието и възстанови първоначалната си скорост. Спиралните ръкави са зад посоката на скоростта на окологалактичното въртене. Близо до центъра на Галактиката скоростите на звездите, газа и праха са високи и те застигат и задминават спиралните ръкави. Далеч от центъра на Галактиката е обратно, гравитацията на спиралния ръкав свива междузвездния газ и прах по дължината на спиралния ръкав, което стимулира звездообразуването на ОВ звезди. ОВ звезите йонизират междузвездния газ, което се наблюдава като ОВ асоциации, свързани с HII области и молекулни облаци, от които са се образували ОВ звездите. Такава област на звездообразуване е маглявината в Орион. Тя е на края на ГМО с маса M ~ 5.105 Msun. Четири горещи ОВ звезди (трапеца на Орион) са в сърцето на маглявината. Те инициират звездообразуването в съседни области на ГМО. Образуват се огромни празнини в ГМО от звездния вятър и разширяващи се HII oбласти със свръзвукова скорост. Ударните вълни се разпространяват в ГМО, свиват междузвездния газ и причиняват ново звездообразуване. Новите ОВ звезди стимулират този процес на проникване на звезообразуването в ГМО. След няколко десетки милиони години ОВ звездите еволюират и се превръщат в черевени свръхгиганти. При този процес на звездообразуване зад фронта на ударната вълна се формират ОВ асоциации с различна възраст. 
  Инфрачервените наблюдения откриват излъчване, характерно за протозвезди, зад газа изметен и насъбран от ударните вълни на звездния вятър от ОВ асаоцоацията или от спиралния ръкав. Например, инфрачервените наблюдения на маглявината в Орион откриват 12 източника, капсулирани от прахови обвивки, които са новообразували се звезди. 
Молекулите ОН и H2O в ГМО са мощни източници на излъчване в микровълновия диапазон ( 1мм - 1см) . Те се възбуждат на ротационни нива от новородените звезди. Тези молекули поглъщат фотони и започват да се въртят по-бързо,т.е. молекулите пресксачат от основно на възбудено ротационно ниво. Това е т. нар. насищане или напомпване на възбудени нива. възбудените молекули се връщат в основно ниво като излъчват фотони. Някои от тези молекули могат да се окажат на междинно, метастабилно ниво, на което остават изключителн дълго време. В резултат на такива процеси много молекули ОН и H2O в ГМО се оказват на метастабилно ниво. Ако в ГМО премине фотон с енергия равна на разликата от енергиите между метастабилното и основното ниво. Електромагнитното поле на такъв фотон ще бъде спусков механизъм за излъчване на всички молекули по неговия път. Те излъчват еквивалентна енергия и в посоката на възбуждащия фотон. Тези нови фотони стимулират излъчването на нови молекули със същата енергия и в същата посока. Крайният резултат е излъчване на огромна енергия в микровълнови честоти, т. нар. мазер, което се получава от първите букви на наименованието на английски (microwave amplification by stimulated emission of radiation). Един отделен мазер излъчва в продълждение от няколко седмици до няколко месеца. Мазерите се наблюдават в близост до области на активно звездообразуване. В такива области непрекъснато се появяват нови мазери, докато старите затихват след като се изчерпят техните възбудени молекули. 
Явлението свръхнова (SN) е краен стадий от еволюцията на масивните звезди. Ядрото на звездата колапсира. Образуват се нови елементарни частици и се отделя огромна енергия, която изхвърля навън голяма част от звездата. Външните слоеве на звездата се издухват в космическото пространство със скорост няколко хиляди км/сек. Астрономите откриха много остатъци от SN звезди (SNR). Такъв е SNR в Cyg, който се наблюдава като емисионна маглявина във вид на дъга. Много от SNR се разширяват със свръхзвукова скорост. На фронта на ударната вълна се свива междудвездния газ. В тази зона се стимулира звезддобразуването. Този процес може да се наблюдава в звездната ОВ асоциация CMa R1. Тя представлява дъга от емисионен газ с дължина 30 рс, която е осеяна с млади звезди. Ударната вълна от SN е свила газа от междузвездната среда в дъга, където езапочнало звездообразуването. Дъгата е остатък от светещ газов пръстен с диаметър 60 рс. Много от звездите в асоциацията CMa R1 са променливи T Tau, които са източник на зведен вятър, след което те ще се превърнат в звезди от ГП. Преди 5 милиарда години в подобна асоциация е родено Слънцето. Братята и сестрите на Слънцето са се разбягали в Галактиката поради индивидуалните и случайни скорости на звездите в асоциациите. Други механизми стмулиращи звездообразуването са: 
1. удари между облаците 
2. Звезден вятър от ОВ звездите. Маглявината в Розетка е пример за звездообразуване стимулирано от звезден вятър, източник на който са група ОВ звезди. Звездият вятър създава достатъчно налягане в междузвездния газ, за да стимулира звездообразуване. Маглявината в Розетка е голяма пръстеновидна емисиона маглявина, която е в края на ГМО в съзведието Mon. Лъчението от млади горещи звезди и звездният вятър измитат газа далеч от центъра на маглявината. Изметеният газ се превръща в глобули, които ясно се виждат на яркия емисионен фон. Все пак остават някои проблеми, свързани със звездообразуването. 
1. Трябва да има голям щит от мездузвезден прах, за да предпазва ГМО от ултравиолетовото излъчване на близките до него млади и горещи звезди. Обаче в Големия Магеланов облак младите ОВ асоциации нямат следи от мездузвезден прах. Не е ясно дали се различава процеса на звездообразуването в различните галактики? 
2. В ГМО в спиралните галактики се образуват масивни ОВ звезди. Защо в ГМО, където звездообразуването е стимулирано от SN се образуват малко масивни звезди и много маломасивни звезди от спектрални класове A, F, G и K?
 
alt
Раждане на звезда