ვარსკვლავთა სამყარო ავლენს დიდ მრავალფეროვნებას, რომლის ნიშნები უკვე აშკარაა ღამის ცის შეუიარაღებელი თვალით დათვალიერებისას. ვარსკვლავების შესწავლამ ასტრონომიული ინსტრუმენტებისა და ასტროფიზიკის მეთოდების დახმარებით შესაძლებელი გახადა მათი სისტემატიზაცია გარკვეული გზით და, ამის წყალობით, თანდათანობით მიგვეღო იმ პროცესების გაგება, რომლებიც მართავენ ვარსკვლავურ ევოლუციას.
ზოგად შემთხვევაში, პირობები, რომლებშიც მიმდინარეობდა ვარსკვლავის ფორმირება, განსაზღვრავს მის ძირითად მახასიათებლებს. ეს პირობები შეიძლება ძალიან განსხვავებული იყოს. თუმცა, ზოგადად, ეს პროცესი ყველა ვარსკვლავისთვის ერთნაირი ხასიათისაა: ისინი იბადებიან დიფუზური - გაფანტული - აირისა და მტვრის მატერიისგან, რომელიც ავსებს გალაქტიკებს, მისი დატკეპნით გრავიტაციის გავლენის ქვეშ.
გალაქტიკური გარემოს შემადგენლობა და სიმკვრივე
მიწის პირობებთან დაკავშირებით, ვარსკვლავთშორისი სივრცე ყველაზე ღრმა ვაკუუმია. მაგრამ გალაქტიკური მასშტაბით, ასეთი უკიდურესად იშვიათი გარემო, დამახასიათებელი სიმკვრივით დაახლოებით 1 ატომ კუბურ სანტიმეტრზე არის გაზი და მტვერი და მათი თანაფარდობა ვარსკვლავთშორისი გარემოს შემადგენლობაში არის 99-დან 1-მდე.
გაზის ძირითადი კომპონენტია წყალბადი (შემადგენლობის დაახლოებით 90%, ანუ მასის 70%), ასევე არის ჰელიუმი (დაახლოებით 9%, ხოლო წონით - 28%) და სხვა ნივთიერებები მცირე რაოდენობით. რაოდენობები. გარდა ამისა, კოსმოსური სხივების ნაკადები და მაგნიტური ველები ვარსკვლავთშორის გალაქტიკურ გარემოს მოიხსენიებენ.
სად იბადებიან ვარსკვლავები
გაზი და მტვერი გალაქტიკების სივრცეში ძალიან არათანაბრად არის განაწილებული. ვარსკვლავთშორის წყალბადს, იმ პირობებიდან გამომდინარე, რომელშიც ის მდებარეობს, შეიძლება ჰქონდეს განსხვავებული ტემპერატურა და სიმკვრივე: ძალიან იშვიათი პლაზმიდან ათიათასობით კელვინის რიგის ტემპერატურით (ე.წ. HII ზონები) ულტრაცივებამდე - უბრალოდ. რამდენიმე კელვინი - მოლეკულური მდგომარეობა.
რეგიონებს, სადაც მატერიის ნაწილაკების კონცენტრაცია რაიმე მიზეზით იზრდება, ვარსკვლავთშორის ღრუბლებს უწოდებენ. ყველაზე მკვრივი ღრუბლები, რომლებიც შეიძლება შეიცავდეს მილიონ ნაწილაკს კუბურ სანტიმეტრზე, წარმოიქმნება ცივი მოლეკულური აირით. მათ აქვთ ბევრი მტვერი, რომელიც შთანთქავს სინათლეს, ამიტომ მათ ბნელ ნისლეულსაც უწოდებენ. სწორედ ასეთ „კოსმოსურ მაცივრებში“შემოიფარგლება ის ადგილები, სადაც ვარსკვლავები წარმოიქმნება. HII რეგიონები ასევე დაკავშირებულია ამ ფენომენთან, მაგრამ ვარსკვლავები მათში პირდაპირ არ წარმოიქმნება.
ლოკალიზაცია და "ვარსკვლავური აკვნების" ტიპები
სპირალურ გალაქტიკებში, მათ შორის ჩვენი ირმის ნახტომის ჩათვლით, მოლეკულური ღრუბლები განლაგებულია არა შემთხვევით, არამედ ძირითადად დისკის სიბრტყეში - სპირალურ მკლავებში გალაქტიკური ცენტრიდან გარკვეულ მანძილზე. არარეგულარულშიგალაქტიკებში ასეთი ზონების ლოკალიზაცია შემთხვევითია. რაც შეეხება ელიფსურ გალაქტიკებს, მათში არ შეინიშნება გაზისა და მტვრის სტრუქტურები და ახალგაზრდა ვარსკვლავები და ზოგადად მიღებულია, რომ ეს პროცესი იქ პრაქტიკულად არ ხდება.
ღრუბლები შეიძლება იყოს გიგანტური - ათობით და ასობით სინათლის წელი - მოლეკულური კომპლექსები რთული სტრუქტურით და დიდი სიმკვრივის განსხვავებებით (მაგალითად, ცნობილი ორიონის ღრუბელი ჩვენგან მხოლოდ 1300 სინათლის წლის მანძილზეა), და იზოლირებული კომპაქტური წარმონაქმნები ე.წ. ბოკის გლობულები.
ვარსკვლავების ფორმირების პირობები
ახალი ვარსკვლავის დაბადება მოითხოვს გაზისა და მტვრის ღრუბელში გრავიტაციული არასტაბილურობის განუყოფელ განვითარებას. შინაგანი და გარეგანი წარმოშობის სხვადასხვა დინამიური პროცესის გამო (მაგალითად, ბრუნვის სხვადასხვა სიხშირე არარეგულარული ფორმის ღრუბლის სხვადასხვა რეგიონში ან დარტყმის ტალღის გავლა ზეახალი ზეახალი აფეთქების დროს), ღრუბელში მატერიის განაწილების სიმკვრივე მერყეობს.. მაგრამ სიმკვრივის ყოველი მერყეობა არ იწვევს გაზის შემდგომ შეკუმშვას და ვარსკვლავის გამოჩენას. ღრუბელში არსებული მაგნიტური ველები და ტურბულენტობა ეწინააღმდეგება ამას.
ნივთიერების გაზრდილი კონცენტრაციის ფართობს უნდა ჰქონდეს საკმარისი სიგრძე იმისთვის, რომ გრავიტაციას შეუძლია გაუძლოს გაზისა და მტვრის გარემოს ელასტიურ ძალას (წნევის გრადიენტს). ასეთ კრიტიკულ ზომას ჯინსის რადიუსს უწოდებენ (ინგლისელი ფიზიკოსი და ასტრონომი, რომელმაც საფუძველი ჩაუყარა გრავიტაციული არასტაბილურობის თეორიას მე-20 საუკუნის დასაწყისში). მასა შეიცავს ჯინსსრადიუსი ასევე არ უნდა იყოს გარკვეულ მნიშვნელობაზე ნაკლები და ეს მნიშვნელობა (ჯინსის მასა) ტემპერატურის პროპორციულია.
აშკარაა, რომ რაც უფრო ცივი და მკვრივია საშუალო, მით უფრო მცირეა კრიტიკული რადიუსი, რომლის დროსაც რყევა არ გლუვდება, მაგრამ აგრძელებს შეკუმშვას. გარდა ამისა, ვარსკვლავის ფორმირება რამდენიმე ეტაპად მიმდინარეობს.
ღრუბლის ნაწილის კოლაფსი და ფრაგმენტაცია
როდესაც აირი შეკუმშულია, ენერგია გამოიყოფა. პროცესის ადრეულ ფაზაში აუცილებელია, რომ ღრუბელში კონდენსირებული ბირთვი ეფექტურად გაცივდეს ინფრაწითელ დიაპაზონში გამოსხივების გამო, რომელიც ძირითადად მოლეკულებითა და მტვრის ნაწილაკებით ხორციელდება. ამიტომ, ამ ეტაპზე დატკეპნა სწრაფი და შეუქცევადი ხდება: ღრუბლის ფრაგმენტი იშლება.
ასეთ კლებულ და ამავდროულად გაცივებულ არეალში, თუ ის საკმარისად დიდია, შეიძლება გამოჩნდეს მატერიის ახალი კონდენსაციის ბირთვები, ვინაიდან სიმკვრივის მატებასთან ერთად ჯინსის კრიტიკული მასა მცირდება, თუ ტემპერატურა არ მოიმატებს. ამ მოვლენას ფრაგმენტაცია ეწოდება; მისი წყალობით, ვარსკვლავების ფორმირება ყველაზე ხშირად ხდება არა სათითაოდ, არამედ ჯგუფებად - ასოციაციებით.
ინტენსიური შეკუმშვის სტადიის ხანგრძლივობა, თანამედროვე კონცეფციების მიხედვით, მცირეა - დაახლოებით 100 ათასი წელი.
ღრუბლის ფრაგმენტის გაცხელება და პროტოვარსკვლავის ფორმირება
რაღაც მომენტში კოლაფსირებული რეგიონის სიმკვრივე ძალიან მაღალი ხდება და ის კარგავს გამჭვირვალობას, რის შედეგადაც გაზი იწყებს გაცხელებას. ჯინსის მასის ღირებულება იზრდება, შემდგომი ფრაგმენტაცია შეუძლებელი ხდება და შეკუმშვა ქვეშმხოლოდ ფრაგმენტები, რომლებიც უკვე ჩამოყალიბებულია ამ დროისთვის, ტესტირება ხდება საკუთარი სიმძიმის მოქმედებით. წინა ეტაპისგან განსხვავებით, ტემპერატურის მუდმივი მატების და შესაბამისად გაზის წნევის გამო, ამ სტადიას გაცილებით მეტი დრო სჭირდება - დაახლოებით 50 მილიონი წელი.
ამ პროცესის დროს წარმოქმნილ ობიექტს პროტოვარსკვლავი ეწოდება. იგი გამოირჩევა აქტიური ურთიერთქმედებით დედა ღრუბლის ნარჩენ გაზთან და მტვერთან.
პროტოვარსკვლავების თვისებები
ახალშობილი ვარსკვლავი მიდრეკილია გარედან გადააგდოს გრავიტაციული შეკუმშვის ენერგია. მის შიგნით ვითარდება კონვექციური პროცესი და გარე ფენები ასხივებენ ძლიერ გამოსხივებას ინფრაწითელში, შემდეგ კი ოპტიკურ დიაპაზონში, აცხელებენ მიმდებარე გაზს, რაც ხელს უწყობს მის იშვიათობას. თუ არსებობს დიდი მასის ვარსკვლავის ფორმირება, მაღალი ტემპერატურით, მას შეუძლია თითქმის მთლიანად „გაწმინდოს“მის გარშემო არსებული სივრცე. მისი გამოსხივება იონიზებს ნარჩენ გაზს - ასე იქმნება HII რეგიონები.
თავდაპირველად ღრუბლის მშობელი ფრაგმენტი, რა თქმა უნდა, ასე თუ ისე, ბრუნავდა და როდესაც ის შეკუმშულია, კუთხური იმპულსის შენარჩუნების კანონის გამო, ბრუნვა აჩქარდება. თუ მზის მსგავსი ვარსკვლავი დაიბადება, მიმდებარე გაზი და მტვერი გააგრძელებს მასზე ვარდნას კუთხოვანი იმპულსის შესაბამისად და ეკვატორულ სიბრტყეში წარმოიქმნება პროტოპლანეტარული აკრეციის დისკი. ბრუნვის მაღალი სიჩქარის გამო, ცხელი, ნაწილობრივ იონიზებული გაზი დისკის შიდა უბნიდან გამოიდევნება პროტოვარსკვლავის მიერ პოლარული ჭავლის ნაკადების სახით.სიჩქარე ასობით კილომეტრი წამში. ეს ჭავლები, ვარსკვლავთშორის გაზთან შეჯახებით, ქმნიან დარტყმის ტალღებს, რომლებიც ჩანს სპექტრის ოპტიკურ ნაწილში. დღემდე, რამდენიმე ასეული ასეთი ფენომენი - ჰერბიგ-ჰაროს ობიექტები - უკვე აღმოჩენილია.
ცხელი პროტოვარსკვლავები მასით მზესთან ახლოს (ცნობილი, როგორც T Tauri ვარსკვლავები) ავლენენ ქაოტურ სიკაშკაშეს და დიდ სიკაშკაშეს, რომლებიც დაკავშირებულია დიდ რადიუსებთან, რადგან ისინი აგრძელებენ შეკუმშვას.
ბირთვული შერწყმის დასაწყისი. ახალგაზრდა ვარსკვლავი
როდესაც პროტოვარსკვლავის ცენტრალურ რაიონებში ტემპერატურა რამდენიმე მილიონ გრადუსს აღწევს, იქ იწყება თერმობირთვული რეაქციები. ახალი ვარსკვლავის დაბადების პროცესი ამ ეტაპზე დასრულებულად შეიძლება ჩაითვალოს. ახალგაზრდა მზე, როგორც ამბობენ, "ზის მთავარ მიმდევრობაზე", ანუ შედის მისი ცხოვრების მთავარ ეტაპზე, რომლის დროსაც მისი ენერგიის წყაროა ჰელიუმის ბირთვული შერწყმა წყალბადისგან. ამ ენერგიის გათავისუფლება აბალანსებს გრავიტაციულ შეკუმშვას და სტაბილიზებს ვარსკვლავს.
ვარსკვლავების ევოლუციის ყველა შემდგომი ეტაპის თავისებურებები განისაზღვრება იმ მასით, რომლითაც ისინი დაიბადნენ და ქიმიური შემადგენლობით (მეტალურობით), რაც დიდწილად დამოკიდებულია ჰელიუმზე მძიმე ელემენტების მინარევების შემადგენლობაზე. საწყის ღრუბელში. თუ ვარსკვლავი საკმარისად მასიურია, ის გადაამუშავებს ჰელიუმის ნაწილს უფრო მძიმე ელემენტებად - ნახშირბადად, ჟანგბადად, სილიციუმად და სხვა - რომლებიც სიცოცხლის ბოლოს გახდება ვარსკვლავთშორისი გაზისა და მტვრის ნაწილი და წარმოქმნის მასალას. ახალი ვარსკვლავების.
