Csillagkeletkezés helye
A világűr – bár a Földön előállítható legnagyobb vákuumnál is ritkább –, mégis gáz és por anyagot tartalmaz. Galaxisunkban, a Tejútrendszerben a csillagközi térben térfogategységenként többet, míg a galaxisok közötti térben kevesebbet.
Galaxisunk tömegének kb. 10%-át teszi ki a csillagközi gáz és por, kb. 1%-át a porszemcsék, melyek mérete 0,01–0,1 μm között van. Anyaguk szén, szilikát vagy vas, a hőmérséklettől függően víz-, szén- vagy szén-dioxid-jég köpennyel burkolva.
A csillagközi por a csillagok pusztulásával jön létre, fő alkotórészei: magnézium, szilícium, kalcium. Kisebb mértékben előfordul kén és szén. A kutatók szerint a por anyaga a haldokló csillagból kiáramló anyag lökéshullámai miatt több alkalommal széttöredezik, majd újból összeáll.
Csillagköd, nebula
A csillagközi plazma, gáz és poranyag helyenként sűrűbb az átlagosnál, így „felhőket” alkot, melyeket csillagködöknek vagy nebuláknak hívunk. A csillagködöket a megvilágításuk módja szerint csoportosítják:
A diffúz nebulák világító csillagködök.
Emissziós ködök
Ionizált gázokból állnak, ezért a köd anyaga világít. A leggyakoribb emissziós ködök a H II régiók és a planetáris ködök.
Planetáris köd
Gázból és plazmából álló világító burok, amely bizonyos típusú csillagok körül képződik, az életük vége felé ledobott gázfelhőből. Elnevezésük onnan ered, hogy a kisebb távcsövekben az óriásbolygókhoz (Jupiter, Szaturnusz, Uránusz) hasonlónak látszanak, de valójában semmi közük a bolygókhoz; csillagokból kilökődött anyagból alakulnak ki.
A Világegyetem többi objektumához képest nagyon rövid életűnek számítanak; alig néhány tízezer évig léteznek, a Tejútrendszerben jelenleg kb. 3500 darab ismert, közülük alig 50 gömbszimmetrikus alakú. A planetáris ködök nagy jelentőségűek a csillagászat számára, mivel a kialakulásuk, életük és haláluk során lejátszódó folyamatok vizsgálata segíti a Világegyetem fejlődésének megértését.
Reflexiós köd
A reflexiós ködök anyaga a közeli csillagok fényét tükrözi vissza, jó példa erre a Plejádok körül látható NGC 1435 jelű reflexiós köd.
Szupernóva-maradványok
A szupernóva-maradványok általában nagy sebességgel távolodnak a szülőcsillaguktól és a lassabb csillagközi anyaggal történő ütközés következtében felforrósodnak, világítani kezdenek.
Sötét ködök
A sötét ködök csak akkor érzékelhetők amikor más csillagokat vagy világító ködöket takarnak el. Jellegzetes sötét köd a Lófej-köd az Orion csillagképben, vagy a Szeneszsák a Dél Keresztje csillagképben.
Csillagok keletkezése
Összehúzódás
Az intersztelláris anyag nem egyenletesen tölti ki a teret a galaxisokban, hanem sűrűbb felhőket és azokat elválasztó ritkább régiókat alkot. Egy ilyen felhő állapotát elsősorban két tényező határozza meg. Saját tömegéből adódó gravitációs tere, amely összehúzni, összenyomni próbálja, és a belsejében lévő gázanyag hőmozgása révén kifejtett gáznyomás, ami pedig megpróbálja szétnyomni. Amennyiben a két erő kiegyenlíti egymást, a felhő stabil egyensúlyi állapotban van. Ahhoz, hogy a felhőből csillag keletkezzen, el kell kezdenie az összehúzódást – azaz a gravitációs erőnek le kell győznie a gáznyomást. Minél magasabb a gáz hőmérséklete, részecskéinek hőmozgása, annál jobban ellen tud állni a gravitáció összehúzó erejének. Éppen ezért minden adott hőmérséklethez tartozik egy kritikus tömeg illetve sűrűségérték, amelyet ha a felhő meghalad, megkezdődik az összehúzódás. A magasabb hőmérsékletű felhők összehúzódásához nagyobb tömeg kell, ezért a nagytömegű (O, B) csillagok melegebb anyagból keletkeznek. A hidegebb felhők összehúzódásához és kisebb csillagok kialakításához viszont kisebb tömeg is elegendő.
A csillagközi felhők „maguktól” ritkán érik el ezt a kritikus tömeget illetve sűrűséget, így valamilyen külső folyamatnak össze kell nyomnia őket addig a határig, ahonnan kezdve már önállóan is folytathatják a zsugorodást. Ilyen hatást többféle jelenség is kiválthat, pl. szupernóvarobbanások lökéshullámai, nagytömegű csillagok sugárzása, egymással ütköző és az ütközés hatására összenyomódó felhők.
Molekula felhők
Az intersztelláris anyag háromféle állapotban lehet: ionizált (ezek a II területek), atomos (HI területek), és molekuláris (molekulafelhők). A II és HI területek hőmérséklete túlságosan magas ahhoz, hogy könnyen össze lehessen nyomni őket. Így a csillagkeletkezés színhelyeként elsősorban a molekulafelhők maradnak, amit megfigyeléseink meg is erősítenek. Ezek nagytömegű, nagysűrűségű és hideg felhők. Az óriás molekulafelhők tömege több százezer naptömeg is lehet, sűrűségük 100-300 molekula/cm3 , hőmérsékletük 10-90 K körüli; bonyolult belső szerkezettel rendelkeznek. Ezek a molekulafelhők a spirálkarokba belépve válhatnak a csillagkeletkezés intenzív helyszínévé.
A molekulafelhők külső peremén általában nagytömegű csillagokból álló fiatal asszociációk találhatók, belsejükben pedig sok olyan hősugárzó anyagcsomó, amelyek kialakulóban lévő vagy már kialakult kisebb tömegű csillagok lehetnek. Más-más folyamat hozhat létre a felhők szélén nagytömegű, és a felhők belsejében pedig kistömegű csillagokat. A molekulafelhők külső részén valamilyen külső hatásra indulhat meg a csillagkeletkezés. Az itt kialakult nagytömegű csillagok ionizálják a környezetükben lévő anyagot, a kifelé haladó ionizációs frontok pedig összenyomják a molekulafelhőnek a csillagokkal szomszédos régióját. Itt ennek következtében ismét születik egy asszociáció, ami hasonló módon újabb csillagkeletkezést vált ki – így a csillagkeletkezés „futótűzként” terjed tova. A molekulafelhők belsejében lévő csillagok más úton, valószínűleg kisebb felhők ütközésével keletkeznek.
Globulák
A felhő saját gravitációs tere hatására akkor kezd összehúzódni, amikor a gravitációs erő felülkerekedik a gáznyomáson. A gravitációs összehúzódás megkezdéséhez a különböző hőmérsékletű felhőknek különböző tömeg kell – ez a tömeg azonban minden esetben nagyobb 100 naptömegnél. Egy ilyen nagytömegű anyagcsomó az összehúzódás során több kisebb felhőre esik szét, amelyek a további zsugorodás során szintén aprózódhatnak. Ez a folyamat ad magyarázatot a csillagok egy helyen és egy időben történő keletkezésére, azaz a nyílthalmazok és asszociációk kialakulására. Valószínűleg ilyen darabolódás során, illetve ionizációs frontok összenyomása révén keletkeznek a kis molekulafelhők, a globulák, melyek szintén a csillagkeletkezés színhelyei. Ezek átlagosan 1-4 fényév átmérőjű, sűrű, hideg (10-20 K hőmérsékletű), zsugorodásban lévő felhők. Tömegük 20-200 naptömeg közötti, néhány százezer év alatt protocsillaggá alakulnak.
Protocsillag
A protocsillag olyan anyagcsomó, amely összehúzódása révén termel energiát, és a továbbiakban már nem darabolódik.) A centrum gáznyomása a hőmérséklet emelkedésével folyamatosan nő, és egy idő után megállítja a további zsugorodást. Ekkor egy stabil mag jön létre. Közben erre a hidrosztatikus magra folyamatosan hull anyag az őt körülvevő kiterjedt burokból, és lassanként tovább növeli tömegét, hőmérsékletét.
Szabedesés fázisa
Egy idő után a hőmérséklet elég magas lesz, hogy a molekulákat atomokra, ionokra szét tudja választani, disszociálni. Innen kezdve az anyagcsomó hője a molekulák szétbontására fordítódik, és ismét zsugorodhat további melegedés nélkül. Ezt nevezzük a szabadesés fázisának, tartama néhányszor tíz év. Amikor a hőmérséklet ismét túl magasra szökik, a rohamos zsugorodás lelassul, egy új és kisebb mag alakul ki az előbbi középpontjában. (A szabadesés szakasza alatt a Nap a Plútó pályájának távolságából a Merkúr pályájának méretéig húzódott össze.) Időközben a külső réteg anyaga tovább hullik erre a magra, melynek felszínével ütközve felmelegszik.
Protoplanetáris korong
Az összehúzódó felhő anyagának csak közel 10%-a épül be a későbbi csillagba, a többi a protocsillag erős sugárzása révén eltávozik. (A Nap pl. közel 20 naptömegű felhőből keletkezett.) Az anyagnak az a része, amely jelentős lendülettel rendelkezik, a bezuhanás során egyre gyorsabban fog a centrum körül keringeni. Mozgása végül annyira felgyorsul, hogy nem is tud a protocsillag felszínére hullani, hanem akörül fog mozogni. A folyamat révén egy korong alakul ki – ez alapul szolgálhat a bolygórendszer keletkezéséhez.
T Tauri stádium
A protocsillag összehúzódása a szabadesés fázisa után jelentősen lelassul. A zsugorodás hatékonyabb energiatermelő folyamat, mint a magfúzió, ekkor energiakibocsátása jelentősen meghaladja későbbi, fősorozati energiakibocsátását. A szabadesés szakasza után nagyságrendileg néhány millió évvel kerül a fősorozatra. Ez erősen függ a tömegtől.
A protocsillagnak abban a fejlődési szakaszában, amikor sűrű anyagkoronggal rendelkezik, gyakran lehet megfigyelni a csillag forgástengelyének két pólusából kifelé irányuló, ún. bipoláris anyagkilövelléseket. Ez a protocsillag erős anyagkibocsátásának következménye lehet, amely a vastag korong miatt csak a két pólus irányába talál magának szabad utat. (A jelenségben valószínűleg elektromágneses hatások is közrejátszanak.) A bipoláris anyagkilövellés során távozó tömeg elérheti a protocsillag tömegét is. A protocsillag nagy energiakibocsátása lassanként elpárologtatja az őt körülvevő felhő porszemeit és annak gázanyagát is elkezdi kisöpörni – kivéve az addigra összeállt nagyobb testeket, bolygócsírákat. Ezt a szakaszt nevezzük T Tauri stádiumnak. Ennek során jelentős a protocsillag tömegvesztesége, az anyagkibocsátás a felszínről erős csillagszél formájában az évi 10 -7 naptömeget is elérheti.
Amikor a zsugorodó protocsillag belsejében a hőmérséklet eléri a néhány millió fokot, egy-két könnyebb elem (Li, Be, B) fúziója megindul, ez azonban még nem tudja megállítani az összehúzódást. A zsugorodás egészen addig folytatódik, míg meg nem kezdődik a centrumban a hidrogénfúzió, és míg olyan intenzív nem lesz, hogy képes legyen egyensúlyba hozni a csillagot. A Tejútrendszerben napjainkban is folyik a csillagkeletkezés, átlagosan 1-100 évenként jöhet létre egy új csillag.