Original: http://abyss.uoregon.edu/~js/ast122/lectures/lec13.html

Зірки утворюються всередині щодо щільних скупчень міжзоряного газу і пилу, відомий як молекулярні хмари. Ці регіони дуже холодно (температура приблизно від 10 до 20 К, трохи вище абсолютного нуля). При цих температурах, гази стають молекулярний сенс, що атоми зв’язуються один з одним. СО і Н₂ є найбільш поширеними молекули в хмарах міжзоряного газу. Глибокий холод також змушує газ групуватися до високої щільності. Коли щільність досягає певної точки, зірки форми.

Оскільки області щільні, вони є непрозорими для видимого світла, і відомі як темна туманність. Так як вони не світять оптичного світла, ми повинні використовувати інфрачервоні та радіотелескопи, щоб дослідити їх.

починається формування зірки, коли більш щільні частини колапсом ядра хмар під дією власної ваги/тяжкості. Ці ядра зазвичай мають масу близько 104 мас Сонця у вигляді газу і пилу. Ядра щільніше, ніж зовнішнього хмари, так що вони руйнуються в першу чергу. Як розпаду ядер вони розпадаються на згустки близько 0,1 парсек в розмірі і від 10 до 50 сонячних мас у масі. Ці згустки потім формують в протозірки та весь процес займає близько 10 мільйонів років.

Як ми знаємо, що це відбувається, якщо вона займає так багато часу і прихований від очей в темних хмарах? Більшість з цих хмарних ядер мають  інфрачервоні джерела, докази енергії з руйнуються протозвезди (потенційна енергія перетворюється в кінетичну енергію). Крім того, де ми знаходимо молодих зірок (див. нижче) ми знаходимо їх в оточенні хмар газу, залишковим темного молекулярного хмари. І вони зустрічаються в кластери, групи зірок, які формують з того ж ядра хмари.

Празірки:

Після того, як брила пробила вільним від інших частин ядра хмар, вона має свою власну унікальну силу тяжіння і ідентичність, і ми називаємо це протозірки. Як протозвезди форми, пухкий газ потрапляє в його центр. Падіння викиди газу кінетичної енергії у вигляді тепла, і температуру і тиск в центрі протозірки йде вгору. Оскільки температура наближається до тисячі градусів, вона стаєінфрачервоним  джерелом.

Кілька кандидатів празвезди були виявлені за допомогою космічного телескопа Хаббла в туманності Оріона.

Під час первісного обвалу, брила є прозорим для випромінювання і розпад протікає досить швидко. У міру того як клубок стає більш щільною, вона стає непрозорою. Екранування інфрачервоного випромінювання в пастці, і температуру і тиск в центрі починають зростати. У якийсь момент тиск зупиняє падіння більшої кількості газу в активну зону, і об’єкт стає стійким, як празірки.

Празірки, по-перше, має тільки близько 1 % своєї кінцевої маси. Але оболонка зірки продовжує рости, як матеріал падаючий акреції. Через кілька мільйонів років, термоядерний синтез починається в ядрі, то сильний зоряний вітер, який проводиться зупиняє падіння нової маси. Протозвездой тепер вважається молодою зіркою, так як його маса фіксована, і його подальша еволюція тепер встановлена.

Еруптивні змінні субгіганти у стадії гравітаційного стиснення:

Після того, як протозвездой став воднем горіння зіркою, сильний зоряний вітер форми, як правило, уздовж осі обертання. Таким чином, багато молоді зірки мають біполярний відтік, потік газу з полюсів зірки. Це функція, яка легко побачити за допомогою радіотелескопів. Ця рання фаза в житті зірки називається фазою еруптивних змінних субгігантів у стадії гравітаційного стиснення.

Одним із наслідків цього краху є те, що молоді зірки еруптивних змінних субгігантів у стадії гравітаційного стиснення, як правило, оточені масивними, непрозорі, навколозоряних дисків. Ці диски поступово обростати на поверхні зірки, і, таким чином, випромінювати енергію як з диска (інфрачервоних довжинах хвиль), а також від положення, в якому матеріал падає на зірку в (оптичному і ультрафіолетовому діапазоні). Якось частина матеріалу нарахованої на зірки викидається перпендикулярно площині диска в сильно коллімірованним зоряної струменя. Навколозоряних диск в кінці кінців розсіюється, ймовірно, коли планети починають формуватися. Молоді зірки також мають темні плями на їх поверхні, які аналогічні сонячних плям, але охоплюють набагато більшу частку площі поверхні зірки.

Фаза еруптивних змінних субгігантів у стадії гравітаційного стиснення настає, коли зірка має:

• енергійну поверхневу активність (факели, висипання)
• сильні зоряні вітри
• змінні та нерегулярні криві блиску

Зірка у фазі гравітаційного стиснення може втратити до 50% своєї маси, перш ніж осісти в якості головної зірки послідовності, таким чином, ми називаємо їх попередньо зірок головної послідовності. Їх розташування на діаграмі Г-Р наведено нижче:

Стрілки показують, як зірки у фазі гравітаційного стиснення будуть розвиватися в головній послідовності. Вони починають своє життя як охолодитися трохи зірок, потім розігріти і стати блакитніше і трохи тьмяніше, залежно від їх початкової маси. Дуже масивні молоді зірки народжуються так швидко, що вони просто з’являються на головній послідовності з такою короткою фазою гравітаційного стиснення, що вони ніколи не спостерігаються.

Зірки у фазі гравітаційного стиснення завжди знаходяться вбудовані в хмарах газу, з якого вони народилися. Одним із прикладів є трапеція скупчення зірок в туманності Оріона.

Еволюція молодих зірок з кластера протозірку глибоко в ядрі молекулярного хмари, в кластер зірок у фазі гравітаційного стиснення, гаряча поверхня і зоряні вітри нагріті навколишній газ з утвореннями HII область (HII, вімовляється H-два, засоби іонізованій водень). Пізніше кластер спалахує, газ здувається, і зірки еволюціонують, як показано нижче.

Часто в галактиках ми знаходимо скупчення молодих зірок поблизу інших молодих зірок. Це явище називається формування супернова зірки індукується. Дуже масивні зірки першого і вибухають в наднової. Це робить ударні хвилі в молекулярній хмарі, в результаті чого поблизу газ стискатися і сформувати більше зірок. Це дозволяє тип зоряної когерентності (молоді зірки знаходяться поблизу інших молодих зірок), щоб створити, і відповідає за моделей вертушка ми бачимо в галактиках.

Коричневі карлики:

Якщо протозвезди форми з масою менше 0,08 сонячних мас, його внутрішня температура не досягає величини досить високою для термоядерного синтезу, щоб почати. Це не вдалося, зірка називається коричневий карлик, на півдорозі між планетою (як Юпітер) і зіркою. Зірка світить через термоядерних реакцій в її ядрі, які вивільняють величезну кількість енергії шляхом сплаву водень в гелій. Для реакції злиття відбуваються, однак, температура в ядрі зірки повинна досягати принаймні три мільйони кельвінів. І тому, що температура ядра піднімається з гравітаційним тиском, зірка повинна мати мінімальну масу: близько 75 разів більша за масу планети Юпітер, або близько 8 відсотків маси нашого Сонця. Коричневий карлик просто пропускає цей знак-то важче, ніж газового гіганта планети, але не цілком достатньо масивної, щоб бути зіркою.

Протягом багатьох десятиліть, коричневі карлики були “відсутню ланку” небесних тіл: думали існувати, але ніколи не спостерігалося. У 1963 році Університет Вірджинії астроном Шив Кумар припустив, що той же процес гравітаційного стиснення, яка створює зірки з величезних хмар газу і пилу також часто виробляють дрібні об’єкти. Ці гіпотетичні тіла були названі чорними зірками або інфрачервоні зірки перед назвою “коричневий карлик” був запропонований в 1975 р. Назва трохи вводить в оману; коричневий карлик насправді здається червоним, а не коричневий.

У середині 1980-х років астрономи почали інтенсивний пошук коричневих карликів, але їх ранні спроби не увінчалися успіхом. Він не був до 1995 року, що вони знайшли перші безперечні докази їх існування. Це відкриття відкрило дорогу; з тих пір, дослідники виявили десятки об’єктів. Тепер спостерігачі і теоретики вирішують безліч інтригуючих питань: скільки коричневих карликів є? Який їхній діапазон мас? Чи є континуум об’єктів на всьому шляху вниз до маси Юпітера? І все ж вони відбуваються таким же чином?

Зупинка розпаду коричневого карлика в процесі його формування відбувається тому, що ядро стає виродженим до початку плавлення. З настанням виродженням, тиск не може зрости до точки займання плавлення.

Коричневі карлики досі випромінюють енергію, в основному в інфрачервону, у зв’язку з потенційною енергією розпаду перетворюється в кінетичну енергію. Існує досить енергії від колапсу, щоб викликати коричневий карлик, щоб світити протягом більше 15 мільйонів років (називається часом Кельвіна-Гельмгольца). Коричневі карлики мають важливе значення для астрономії, так як вони можуть бути найбільш поширеним типом зірки там і вирішити проблему відсутньої маси (див космологія звичайно наступний термін). Коричневі карлики в кінцевому підсумку в’януть і прохолодний, щоб стати чорними карликами.

Відносні розміри і ефективні температури поверхні двох недавно відкритих коричневих карликів – Тейде 1 і Глізе 229 – в порівнянні з жовтим карлика (наше Сонце), червоний карлик (Глізе 229A) і планети Юпітер, показують перехідні якості цих об’єкти. Коричневі карлики не володіють достатньою масою (близько 80 юпітерів), яка необхідна для займання злиття водню в їх ядрах, і, таким чином, ніколи не стануть справжніми зірками. Найменші справжні зірки (червоні карлики), можуть мати холодні атмосферні температури (щонайменше 4000 градусів Кельвіна), що робить його важким для астрономів, щоб відрізнити їх від коричневих карликів. Гігантські планети (такі як Юпітер) може бути набагато менш масивні, ніж коричневих карликів, але приблизно такого ж діаметру, і може містити багато з тих же молекул в їх атмосферах. Завдання для астрономів, що шукають коричневих карликів, щоб розрізняти ці об’єкти на міжзоряних відстанях.

Ні планети, ні зірки, ні коричневі карлики не мають спільні властивості з обома типами об’єктів: вони утворюються в молекулярних хмарах, скільки зірок суть, але їх атмосферах нагадують гігантських газових планет. Астрономи починають характеризувати відмінності між коричневими карликами з метою визначення їх значимості серед складових Галактики. У цій картині молодий коричневий карлик затьмарюється однією зі своїх планет, що обертаються навколо, як видно з поверхні Місяця планети.