A CSILLAGOK KELETKEZÉSE
A csillagok a galaxisokban, az ott található csillagközi anyag
összesűrűsödésével keletkeznek - ezt a folyamatot a Tejútrendszerben is
megfigyelhetjük. Az inter-sztelláris 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. 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 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. 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 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. 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 pl.
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 beindulhat, 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 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.
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.