עולם הכוכבים מראה גיוון רב, שסימניו כבר ניכרים כשמסתכלים בשמי הלילה בעין בלתי מזוינת. חקר הכוכבים בעזרת מכשירים אסטרונומיים ושיטות אסטרופיזיקה אפשרו לשיטתם בצורה מסוימת ובזכות זה להגיע בהדרגה להבנה של התהליכים השולטים בהתפתחות הכוכבים.
במקרה הכללי, התנאים שבהם התנהלה היווצרות כוכב קובעים את מאפייניו העיקריים. תנאים אלה יכולים להיות שונים מאוד. עם זאת, באופן כללי, תהליך זה הוא בעל אופי זהה עבור כל הכוכבים: הם נולדים מחומר מפוזר - מפוזר - גז ואבק, הממלא גלקסיות, על ידי דחיסה בהשפעת כוח הכבידה.
הרכב והצפיפות של המדיום הגלקטי
בהתייחס לתנאים יבשתיים, המרחב הבין-כוכבי הוא הוואקום העמוק ביותר. אבל בקנה מידה גלקטי, מדיום כה נדיר עם צפיפות אופיינית של כ-1 אטום לסנטימטר מעוקב הוא גז ואבק, והיחס שלהם בהרכב המדיום הבין-כוכבי הוא 99 ל-1.
המרכיב העיקרי של הגז הוא מימן (כ-90% מההרכב, או 70% מהמסה), יש גם הליום (כ-9%, ולפי משקל - 28%) וחומרים אחרים בקטנה כמיות. בנוסף, שטפי קרניים קוסמיות ושדות מגנטיים מופנים למדיום הגלקטי הבין-כוכבי.
היכן נולדים כוכבים
גז ואבק בחלל הגלקסיות מופצים בצורה מאוד לא אחידה. למימן בין-כוכבי, בהתאם לתנאים שבהם הוא נמצא, יכולים להיות טמפרטורות וצפיפות שונות: מפלזמה נדירה מאוד עם טמפרטורה בסדר גודל של עשרות אלפי קלווין (מה שנקרא אזורי HII) ועד אולטרה-קר - פשוט כמה קלווין - מצב מולקולרי.
אזורים שבהם ריכוז חלקיקי החומר גדל מכל סיבה שהיא, נקראים עננים בין-כוכביים. העננים הצפופים ביותר, שיכולים להכיל עד מיליון חלקיקים לסנטימטר מעוקב, נוצרים על ידי גז מולקולרי קר. יש להם הרבה אבק שסופג אור, ולכן הם נקראים גם ערפיליות כהות. רק ל"מקררים קוסמיים" כאלה המקומות שבהם נוצרו כוכבים מוגבלים. אזורי HII קשורים גם הם לתופעה זו, אך כוכבים אינם נוצרים בהם ישירות.
לוקליזציה וסוגים של "עריסות כוכבים"
בגלקסיות ספירליות, כולל שביל החלב שלנו, עננים מולקולריים ממוקמים לא באקראי, אלא בעיקר בתוך מישור הדיסק - בזרועות ספירליות במרחק מה מהמרכז הגלקטי. במצב לא סדירבגלקסיות, הלוקליזציה של אזורים כאלה היא אקראית. באשר לגלקסיות אליפטיות, לא נצפים בהן מבני גז ואבק וכוכבים צעירים, ומקובל כי תהליך זה למעשה אינו מתרחש שם.
עננים יכולים להיות גם ענקיים - עשרות וגם מאות שנות אור - מתחמים מולקולריים בעלי מבנה מורכב והפרשי צפיפות גדולים (למשל, ענן אוריון המפורסם נמצא רק 1300 שנות אור מאיתנו), וגם תצורות קומפקטיות מבודדות הנקראות כדורי בוק.
תנאי היווצרות הכוכב
לידתו של כוכב חדש מחייבת התפתחות הכרחית של חוסר יציבות כבידה בענן הגז והאבק. עקב תהליכים דינמיים שונים ממקור פנימי וחיצוני (לדוגמה, קצבי סיבוב שונים באזורים שונים של ענן בעל צורה לא סדירה או מעבר של גל הלם במהלך פיצוץ סופרנובה בשכונה), צפיפות ההפצה של החומר בענן משתנה. אבל לא כל תנודת צפיפות מובילה לדחיסה נוספת של הגז ולהופעת כוכב. השדות המגנטיים בענן והערבולות מנוגדים זאת.
לשטח של ריכוז מוגבר של חומר חייב להיות אורך מספיק כדי להבטיח שכוח המשיכה יכול להתנגד לכוח האלסטי (שיפוע הלחץ) של תווך הגז והאבק. גודל קריטי כזה נקרא רדיוס הג'ינס (פיזיקאי ואסטרונום אנגלי שהניח את היסודות לתיאוריית אי-יציבות הכבידה בתחילת המאה ה-20). המסה הכלולה בתוך הג'ינסהרדיוס גם לא חייב להיות קטן מערך מסוים, וערך זה (מסת הג'ינס) הוא פרופורציונלי לטמפרטורה.
ברור שככל שהמדיום קר וצפוף יותר, כך הרדיוס הקריטי קטן יותר שבו התנודה אינה מחליקה, אלא ממשיכה להידחס. יתר על כן, היווצרותו של כוכב מתמשכת במספר שלבים.
קריסה ופיצול של חלק מהענן
כאשר גז נדחס, משתחררת אנרגיה. בשלבים המוקדמים של התהליך, חיוני כי ליבת העיבוי בענן תוכל להתקרר ביעילות עקב קרינה בתחום האינפרא אדום, המתבצעת בעיקר על ידי מולקולות וחלקיקי אבק. לכן, בשלב זה, הדחיסה מהירה והופכת בלתי הפיכה: שבר הענן מתמוטט.
באזור שכזה מתכווץ ובו בזמן מתקרר, אם הוא גדול מספיק, יכולים להופיע גרעיני עיבוי חדשים של חומר, שכן עם עלייה בצפיפות, מסת הג'ינס הקריטית יורדת אם הטמפרטורה לא עולה. תופעה זו נקראת פרגמנטציה; הודות לו, היווצרות כוכבים מתרחשת לרוב לא אחד אחד, אלא בקבוצות - אסוציאציות.
משך שלב הדחיסה האינטנסיבית, לפי מושגים מודרניים, קטן - כ-100 אלף שנה.
חימום שבר ענן ויצירת פרוטוסטאר
בשלב מסוים, הצפיפות של האזור המתמוטט נעשית גבוהה מדי, והוא מאבד שקיפות, וכתוצאה מכך הגז מתחיל להתחמם. הערך של מסת הג'ינס עולה, פיצול נוסף הופך לבלתי אפשרי, ודחיסה מתחתרק שברים שכבר נוצרו בזמן זה נבדקים על ידי פעולת כוח המשיכה שלהם. בניגוד לשלב הקודם, בגלל העלייה המתמדת בטמפרטורה ובהתאם גם לחץ הגז, שלב זה לוקח הרבה יותר זמן - כ-50 מיליון שנה.
האובייקט שנוצר במהלך תהליך זה נקרא פרוטוסטאר. הוא מובחן על ידי אינטראקציה אקטיבית עם שאריות הגז והאבק של ענן האב.
תכונות של פרוטוסטארים
כוכב בן יומו נוטה לזרוק את האנרגיה של התכווצות כבידה החוצה. מתפתח בתוכו תהליך הסעה, והשכבות החיצוניות פולטות קרינה עזה באינפרא אדום, ולאחר מכן בטווח האופטי, מחממות את הגז שמסביב, מה שתורם לנדירותו. אם יש היווצרות של כוכב בעל מסה גדולה, עם טמפרטורה גבוהה, הוא מסוגל "לנקות" כמעט לחלוטין את החלל סביבו. הקרינה שלו תיינן את שארית הגז - כך נוצרים אזורי HII.
בתחילה, שבר האב של הענן, כמובן, כך או כך, הסתובב, וכשהוא נדחס, בשל חוק שימור התנע הזוויתי, הסיבוב מואץ. אם יוולד כוכב דומה לשמש, הגז והאבק שמסביב ימשיכו ליפול עליו בהתאם לתנע הזוויתי, ותיווצר דיסק צבירה פרוטופלנטרי במישור המשווה. בשל מהירות הסיבוב הגבוהה, גז חם מיונן חלקית מהאזור הפנימי של הדיסק נפלט על ידי הפרוטוסטאר בצורה של זרמי סילון קוטביים עםמהירויות של מאות קילומטרים לשנייה. סילונים אלה, המתנגשים בגז בין-כוכבי, יוצרים גלי הלם הנראים בחלק האופטי של הספקטרום. עד היום כבר התגלו כמה מאות תופעות כאלה - חפצי Herbig-Haro -.
פרוטו-כוכבים חמים קרובים במסה לשמש (הידועים ככוכבי T Tauri) מציגים שינויים כאוטיים בבהירות ובהירות גבוהה הקשורה לרדיוסים גדולים כשהם ממשיכים להתכווץ.
תחילת היתוך גרעיני. כוכב צעיר
כשהטמפרטורה באזורים המרכזיים של הפרוטוסטאר מגיעה לכמה מיליוני מעלות, מתחילות שם תגובות תרמו-גרעיניות. תהליך הולדתו של כוכב חדש בשלב זה יכול להיחשב הושלם. השמש הצעירה, כמו שאומרים, "מתיישבת על הרצף הראשי", כלומר, נכנסת לשלב העיקרי של חייה, שבמהלכו מקור האנרגיה שלה הוא היתוך גרעיני של הליום ממימן. שחרור האנרגיה הזו מאזן את התכווצות הכבידה ומייצב את הכוכב.
התכונות של המהלך של כל השלבים הנוספים של התפתחות הכוכבים נקבעות לפי המסה שבה הם נולדו, וההרכב הכימי (מתכתיות), שתלוי במידה רבה בהרכב הזיהומים של יסודות כבדים יותר מהליום בענן הראשוני. אם כוכב מספיק מסיבי, הוא יעבד חלק מההליום ליסודות כבדים יותר - פחמן, חמצן, סיליקון ואחרים - שבסוף חייו יהפכו לחלק מגז ואבק בין-כוכביים וישמשו כחומר להיווצרות של כוכבים חדשים.
