El mundo de las estrellas muestra una gran diversidad, cuyos signos ya son evidentes al mirar el cielo nocturno a simple vista. El estudio de las estrellas con la ayuda de instrumentos astronómicos y métodos de la astrofísica permitió sistematizarlas de cierta manera y, gracias a ello, llegar gradualmente a comprender los procesos que gobiernan la evolución estelar.
En el caso general, las condiciones bajo las cuales se produjo la formación de una estrella determinan sus principales características. Estas condiciones pueden ser muy diferentes. Sin embargo, en general, este proceso es de la misma naturaleza para todas las estrellas: nacen de la materia gaseosa y polvo difusa -dispersa-, que llena las galaxias, al compactarlas bajo la influencia de la gravedad.
Composición y densidad del medio galáctico
Con respecto a las condiciones terrestres, el espacio interestelar es el vacío más profundo. Pero a escala galáctica, un medio tan extremadamente enrarecido con una densidad característica de aproximadamente 1 átomo por centímetro cúbico es gas y polvo, y su proporción en la composición del medio interestelar es de 99 a 1.
El componente principal del gas es el hidrógeno (alrededor del 90 % de la composición, o el 70 % de la masa), también hay helio (aproximadamente el 9 % y, en peso, el 28 %) y otras sustancias en pequeñas cantidades. Además, los flujos de rayos cósmicos y los campos magnéticos se refieren al medio galáctico interestelar.
Donde nacen las estrellas
El gas y el polvo en el espacio de las galaxias se distribuyen de manera muy desigual. El hidrógeno interestelar, dependiendo de las condiciones en las que se encuentre, puede tener diferentes temperaturas y densidades: desde un plasma muy enrarecido con una temperatura del orden de decenas de miles de kelvins (las llamadas zonas HII) hasta un ultrafrío -apenas algunos kelvins - estado molecular.
Las regiones donde la concentración de partículas de materia aumenta por cualquier motivo, se denominan nubes interestelares. Las nubes más densas, que pueden contener hasta un millón de partículas por centímetro cúbico, están formadas por gas molecular frío. Tienen mucho polvo que absorbe la luz, por lo que también se les llama nebulosas oscuras. Es a tales "refrigeradores cósmicos" que están confinados los lugares donde se originaron las estrellas. Las regiones HII también están asociadas con este fenómeno, pero las estrellas no se forman directamente en ellas.
Localización y tipos de "cunas de estrellas"
En las galaxias espirales, incluida nuestra propia Vía Láctea, las nubes moleculares no se ubican al azar, sino principalmente dentro del plano del disco, en brazos espirales a cierta distancia del centro galáctico. en irregularEn las galaxias, la localización de tales zonas es aleatoria. En cuanto a las galaxias elípticas, en ellas no se observan estructuras de gas y polvo y estrellas jóvenes, y en general se acepta que este proceso prácticamente no ocurre allí.
Las nubes pueden ser tanto gigantes, decenas y cientos de años luz, complejos moleculares con una estructura compleja y grandes diferencias de densidad (por ejemplo, la famosa Nube de Orión está a solo 1300 años luz de nosotros), y formaciones compactas aisladas llamadas Bok glóbulos.
Condiciones de formación estelar
El nacimiento de una nueva estrella requiere el desarrollo indispensable de la inestabilidad gravitatoria en la nube de gas y polvo. Debido a varios procesos dinámicos de origen interno y externo (por ejemplo, diferentes velocidades de rotación en diferentes regiones de una nube de forma irregular o el paso de una onda de choque durante la explosión de una supernova en la vecindad), la densidad de distribución de la materia en la nube fluctúa. Pero no todas las fluctuaciones de densidad emergentes conducen a una mayor compresión del gas y la aparición de una estrella. Los campos magnéticos en la nube y la turbulencia contrarrestan esto.
El área de mayor concentración de una sustancia debe tener una longitud suficiente para garantizar que la gravedad pueda resistir la fuerza elástica (gradiente de presión) del medio de gas y polvo. Tal tamaño crítico se denomina radio de Jeans (físico y astrónomo inglés que sentó las bases de la teoría de la inestabilidad gravitatoria a principios del siglo XX). La masa contenida dentro de los Jeansel radio tampoco debe ser inferior a cierto valor, y este valor (la masa de Jeans) es proporcional a la temperatura.
Está claro que cuanto más frío y denso es el medio, menor es el radio crítico en el que la fluctuación no se suaviza, sino que continúa compactándose. Además, la formación de una estrella se desarrolla en varias etapas.
Colapso y fragmentación de una porción de la nube
Cuando se comprime un gas, se libera energía. En las primeras fases del proceso, es esencial que el núcleo de condensación en la nube pueda enfriarse efectivamente debido a la radiación en el rango infrarrojo, que se lleva a cabo principalmente por moléculas y partículas de polvo. Por lo tanto, en esta etapa, la compactación es rápida y se vuelve irreversible: el fragmento de nube colapsa.
En una zona de este tipo que se encoge y al mismo tiempo se enfría, si es lo suficientemente grande, pueden aparecer nuevos núcleos de condensación de materia, ya que al aumentar la densidad, la masa crítica de Jeans disminuye si la temperatura no aumenta. Este fenómeno se llama fragmentación; gracias a él, la formación de estrellas ocurre con mayor frecuencia no una por una, sino en grupos: asociaciones.
La duración de la etapa de compresión intensa, según los conceptos modernos, es pequeña: unos 100 mil años.
Calentando un fragmento de nube y formando una protoestrella
En algún momento, la densidad de la región colapsada se vuelve demasiado alta y pierde transparencia, como resultado de lo cual el gas comienza a calentarse. El valor de la masa de Jeans aumenta, se hace imposible una mayor fragmentación y la compresión bajosólo los fragmentos que ya se han formado en este momento son probados por la acción de su propia gravedad. A diferencia de la etapa anterior, debido al aumento constante de la temperatura y, en consecuencia, de la presión del gas, esta etapa lleva mucho más tiempo, unos 50 millones de años.
El objeto formado durante este proceso se llama protoestrella. Se distingue por la interacción activa con el gas residual y el polvo de la nube madre.
Características de las protoestrellas
Una estrella recién nacida tiende a descargar la energía de la contracción gravitacional hacia el exterior. En su interior se desarrolla un proceso de convección, y las capas exteriores emiten una intensa radiación en el infrarrojo, y luego en el rango óptico, calentando el gas circundante, lo que contribuye a su rarefacción. Si hay una formación de una estrella de gran masa, con una temperatura alta, es capaz de "limpiar" casi por completo el espacio que la rodea. Su radiación ionizará el gas residual: así es como se forman las regiones HII.
Inicialmente, el fragmento principal de la nube, por supuesto, de una forma u otra, giraba, y cuando se comprime, debido a la ley de conservación del momento angular, la rotación se acelera. Si nace una estrella comparable al Sol, el gas y el polvo circundantes seguirán cayendo sobre ella de acuerdo con el momento angular, y se formará un disco de acreción protoplanetario en el plano ecuatorial. Debido a la alta velocidad de rotación, la protoestrella expulsa gas caliente parcialmente ionizado de la región interna del disco en forma de corrientes polares en chorro convelocidades de cientos de kilómetros por segundo. Estos chorros, al chocar con el gas interestelar, forman ondas de choque visibles en la parte óptica del espectro. Hasta la fecha, ya se han descubierto varios cientos de estos fenómenos (objetos Herbig-Haro).
Las protoestrellas calientes cercanas en masa al Sol (conocidas como estrellas T Tauri) exhiben variaciones de brillo caóticas y una alta luminosidad asociada con radios grandes a medida que continúan contrayéndose.
Comienzo de la fusión nuclear. Joven estrella
Cuando la temperatura en las regiones centrales de la protoestrella alcanza varios millones de grados, allí comienzan las reacciones termonucleares. El proceso del nacimiento de una nueva estrella en esta etapa puede considerarse completado. El sol joven, como dicen, "se sienta en la secuencia principal", es decir, entra en la etapa principal de su vida, durante la cual la fuente de su energía es la fusión nuclear del helio a partir del hidrógeno. La liberación de esta energía equilibra la contracción gravitacional y estabiliza la estrella.
Las características del curso de todas las etapas posteriores de la evolución de las estrellas están determinadas por la masa con la que nacieron y la composición química (metalicidad), que depende en gran medida de la composición de las impurezas de los elementos más pesados que el helio en la nube inicial. Si una estrella es lo suficientemente masiva, procesará parte del helio en elementos más pesados (carbono, oxígeno, silicio y otros) que, al final de su vida, se convertirán en gas y polvo interestelar y servirán como material para la formación. de nuevas estrellas.
