Csillagok keletkezése

A csillagok a galaxisokban, az ott található csillagközi anyag összesűrűsödésével keletkeznek – ezt a folyamatot a Tejútrendszerben is megfigyelhetjük. Az intersztelláris anyag nem egyen-letesen 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 gravitá-ciós 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. Az előbbiekből következik, hogy 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 úgymond "maguktól" ritkán érik el ezt a kritikus tömeget illetve sűrű-séget, 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, például szupernóvarobbanások lökéshullámai, nagytömegű csillagok sugárzása, egymással ütköző és az ütközés hatására összenyomódó felhők. Jelenlegi megfigyeléseink szerint két fontos tényező kapcsán válik intenzívvé a csillagkeletkezés: ezek egyike a galaxisok spirálkarjai. Tejútrendszerünkben a spirálkarok olyan sűrűséghullámoknak, gravitációs potenciálgödröknek tekinthetők, melyekben az áthaladó csillagközi anyag sűrűsége mintegy 10%-kal megnő. Amint egy felhő belép egy spirálkarba kissé lefékeződik, lökéshullámok keletkeznek benne, anyaga összébb nyomódik. Megfigyeléseink szerint a fiatal csillagok (amelyek még nem vándorolhattak messzire keletkezési helyüktől) a spirálkarokban találhatók. Itt sem egyenletesen töltik ki a teret, hanem csoportokat alkotnak.

Ez a csoportosulás a csillagközi anyag jellegéből adódik. 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.

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.

Miközben a felhő összehúzódik, hőmérséklete eleinte még nő számottevően. A benne lévő gázatomok, molekulák egymásnak ütköznek, és az ütközések alkalmával mozgási energiájuk egy része kisugárzódik. Amíg erre a sugárzásra nézve a felhő anyaga átlátszó, az szabadon eltávozhat, és nem melegíti az anyagcsomót. A felhő összehúzódása egyébként nem homogén: a középpont sűrűsége ugyanis gyorsabban nő, mint az azt körülvevő részeké. A sűrűsödő centrum egy idő után már nem lesz átlátszó saját sugárzására nézve, és melegedni kezd – innen az anyagcsomót már protocsillagnak nevezzük. (A protocsillag definíció szerint olyan anyag-csomó, 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. 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.

Az összehúzódó felhő anyagának csak közel 10%-a épül be a későbbi csillagba, a többi a protocsillag erős sugárzása révén eltávozik. (A Nap például közel 20 naptömegű felhőből keletkezett.) Az anyagnak az a része, amely jelentős impulzusmomentummal, 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.

A protocsillag összehúzódása a szabadesés fázisa után jelentősen lelassul. A zsugorodás hatékonyabb energiatermelő folyamat, mint a magfúzió, ekkor energiakibocsátása jelentősen meghaladja későbbi, fősorozati energiakibocsátását. Fénye azonban nem távozik el szabadon, az őt körülvevő por- és gázburok következtében erősen elvörösödik. A szabadesés szakasza után nagyságrendileg néhány millió évvel kerül a fősorozatra. (Ez erősen függ a tömegtől. A 3-5 naptömegnél nagyobb tömegű csillagok magjában a hidrogén fúziója már akkor beindul-hat, amikor még a csillagok javában anyagot gyűjtenek környezetükből.) 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 közvetlenül kilövellt anyag tömege ennél jóval kisebb – az kifelé haladva, a burokból ragad magával sok anyagot.) A protocsillag nagy energiakibo-csátása 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.

A kialakuló csillagnak rendkívül gyorsan kellene pörögnie, amennyiben ősi felhőjének teljes impulzusmomentumát megőrizte volna. Ennek azonban jelentős részét elvesztette, valószínűleg az alábbi két folyamat révén. Összehúzódása korai szakaszában erővonalak segítségével a környezetébe vezette el lendülete egy részét (valamint elképzelhető, hogy a korongba), később pedig erős csillagszél segítségével szabadult meg tőle. Ugyancsak impulzust veszíthet a túlságosan gyorsan pörgő protocsillag, ha két vagy több részre válik szét, ekkor forgási energiájának egy része keringési energiává alakul. (Ez magyarázatot ad a szoros kettős és többszörös rendszerek keletkezésére.) 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.