O mundo das estrelas apresenta uma grande diversidade, cujos sinais já são aparentes ao olhar o céu noturno a olho nu. O estudo das estrelas com a ajuda de instrumentos astronômicos e métodos da astrofísica permitiu sistematizá-las de certa forma e, graças a isso, gradualmente chegar a uma compreensão dos processos que governam a evolução estelar.
No caso geral, as condições em que se deu a formação de uma estrela determinam suas principais características. Essas condições podem ser muito diferentes. No entanto, em geral, esse processo é da mesma natureza para todas as estrelas: elas nascem da matéria difusa - espalhada - de gás e poeira, que preenche as galáxias, compactando-as sob a influência da gravidade.
Composição e densidade do meio galáctico
Em relação às condições terrestres, o espaço interestelar é o vácuo mais profundo. Mas em escala galáctica, um meio tão rarefeito com uma densidade característica de cerca de 1 átomo por centímetro cúbico é gás e poeira, e sua proporção na composição do meio interestelar é de 99 para 1.
O principal componente do gás é o hidrogênio (cerca de 90% da composição, ou 70% da massa), também há hélio (aproximadamente 9% e em peso - 28%) e outras substâncias em pequenas quantidades. Além disso, fluxos de raios cósmicos e campos magnéticos são referidos ao meio interestelar galáctico.
Onde nascem as estrelas
Gás e poeira no espaço das galáxias são distribuídos de forma muito não uniforme. O hidrogênio interestelar, dependendo das condições em que está localizado, pode ter diferentes temperaturas e densidades: de um plasma altamente rarefeito com temperatura da ordem de dezenas de milhares de kelvins (as chamadas zonas HII) a um ultrafrio - apenas alguns kelvins - estado molecular.
Regiões onde a concentração de partículas de matéria é aumentada por qualquer motivo, são chamadas de nuvens interestelares. As nuvens mais densas, que podem conter até um milhão de partículas por centímetro cúbico, são formadas por gás molecular frio. Eles têm muita poeira que absorve a luz, por isso também são chamados de nebulosas escuras. É a tais "refrigeradores cósmicos" que se confinam os lugares de origem das estrelas. As regiões HII também estão associadas a esse fenômeno, mas as estrelas não se formam diretamente nelas.
Localização e tipos de "berços em estrela"
Nas galáxias espirais, incluindo a nossa Via Láctea, as nuvens moleculares não estão localizadas aleatoriamente, mas principalmente dentro do plano do disco - em braços espirais a alguma distância do centro galáctico. Em irregularNas galáxias, a localização de tais zonas é aleatória. Quanto às galáxias elípticas, não são observadas estruturas de gás e poeira e estrelas jovens nelas, e é geralmente aceito que esse processo praticamente não ocorre nelas.
As nuvens podem ser gigantes - dezenas e centenas de anos-luz - complexos moleculares com estrutura complexa e grandes diferenças de densidade (por exemplo, a famosa Nuvem de Órion está a apenas 1300 anos-luz de nós), e formações compactas isoladas chamadas Bok glóbulos.
Condições de formação de estrelas
O nascimento de uma nova estrela requer o indispensável desenvolvimento da instabilidade gravitacional na nuvem de gás e poeira. Devido a vários processos dinâmicos de origem interna e externa (por exemplo, diferentes taxas de rotação em diferentes regiões de uma nuvem de formato irregular ou a passagem de uma onda de choque durante uma explosão de supernova na vizinhança), a densidade de distribuição da matéria na nuvem flutua. Mas nem toda flutuação de densidade emergente leva a uma maior compressão do gás e ao aparecimento de uma estrela. Os campos magnéticos na nuvem e a turbulência neutralizam isso.
A área de concentração aumentada de uma substância deve ter um comprimento suficiente para garantir que a gravidade possa resistir à força elástica (gradiente de pressão) do meio gasoso e empoeirado. Esse tamanho crítico é chamado de raio de Jeans (um físico e astrônomo inglês que lançou as bases da teoria da instabilidade gravitacional no início do século XX). A massa contida dentro do Jeanso raio também não deve ser inferior a um determinado valor, e esse valor (a massa do jeans) é proporcional à temperatura.
É claro que quanto mais frio e denso o meio, menor o raio crítico no qual a flutuação não suaviza, mas continua a compactar. Além disso, a formação de uma estrela ocorre em vários estágios.
Recolher e fragmentação de uma parte da nuvem
Quando um gás é comprimido, a energia é liberada. Nas fases iniciais do processo, é essencial que o núcleo de condensação na nuvem possa efetivamente esfriar devido à radiação na faixa do infravermelho, que é realizada principalmente por moléculas e partículas de poeira. Portanto, nesta fase, a compactação é rápida e torna-se irreversível: o fragmento de nuvem colapsa.
Em uma área tão retraída e ao mesmo tempo resfriada, se for grande o suficiente, novos núcleos de condensação de matéria podem aparecer, pois com o aumento da densidade, a massa crítica de Jeans diminui se a temperatura não aumentar. Esse fenômeno é chamado de fragmentação; graças a ele, a formação de estrelas ocorre com mais frequência não uma a uma, mas em grupos - associações.
A duração do estágio de compressão intensa, segundo conceitos modernos, é pequena - cerca de 100 mil anos.
Aquecendo um fragmento de nuvem e formando uma protoestrela
Em algum momento, a densidade da região em colapso se torna muito alta e perde a transparência, como resultado do aquecimento do gás. O valor da massa Jeans aumenta, a fragmentação torna-se impossível e a compressão sobapenas os fragmentos que já se formaram nessa época são testados pela ação de sua própria gravidade. Ao contrário da etapa anterior, devido ao aumento constante da temperatura e, consequentemente, da pressão do gás, esta etapa leva muito mais tempo - cerca de 50 milhões de anos.
O objeto formado durante este processo é chamado de protoestrela. Distingue-se pela interação ativa com o gás residual e matéria de poeira da nuvem pai.
Características das protoestrelas
Uma estrela recém-nascida tende a despejar a energia da contração gravitacional para fora. Um processo de convecção se desenvolve dentro dele, e as camadas externas emitem intensa radiação no infravermelho e depois na faixa óptica, aquecendo o gás circundante, o que contribui para sua rarefação. Se houver a formação de uma estrela de grande massa, com alta temperatura, ela é capaz de “limpar” quase completamente o espaço ao seu redor. Sua radiação ionizará o gás residual - é assim que as regiões HII são formadas.
Inicialmente, o fragmento pai da nuvem, claro, de uma forma ou de outra, girava, e quando é comprimido, devido à lei de conservação do momento angular, a rotação acelera. Se nascer uma estrela comparável ao Sol, o gás e a poeira circundantes continuarão a cair sobre ela de acordo com o momento angular, e um disco de acreção protoplanetário se formará no plano equatorial. Devido à alta velocidade de rotação, gás quente parcialmente ionizado da região interna do disco é ejetado pela protoestrela na forma de jatos polares comvelocidades de centenas de quilômetros por segundo. Esses jatos, colidindo com o gás interestelar, formam ondas de choque visíveis na parte óptica do espectro. Até hoje, várias centenas desses fenômenos - objetos Herbig-Haro - já foram descobertos.
Protoestrelas quentes com massa próxima à do Sol (conhecidas como estrelas T Tauri) exibem variações caóticas de brilho e alta luminosidade associada a grandes raios à medida que continuam a se contrair.
Início da fusão nuclear. Jovem estrela
Quando a temperatura nas regiões centrais da protoestrela atinge vários milhões de graus, as reações termonucleares começam ali. O processo de nascimento de uma nova estrela nesta fase pode ser considerado concluído. O jovem sol, como se costuma dizer, "se senta na sequência principal", ou seja, entra no estágio principal de sua vida, durante o qual a fonte de sua energia é a fusão nuclear de hélio a partir de hidrogênio. A liberação dessa energia equilibra a contração gravitacional e estabiliza a estrela.
As características do curso de todos os estágios posteriores da evolução das estrelas são determinadas pela massa com que nasceram e pela composição química (metalicidade), que depende em grande parte da composição das impurezas de elementos mais pesados que o hélio na nuvem inicial. Se uma estrela for massiva o suficiente, ela processará parte do hélio em elementos mais pesados - carbono, oxigênio, silício e outros - que, ao final de sua vida, se tornarão parte do gás e poeira interestelar e servirão de material para a formação. de novas estrelas.
