לאחר קריסה ראשונית של ענן הגז, נוצר אב-כוכב. אב-כוכב הוא ענן של אבק וגז בין כוכביים שהוא צפוף וקריר מספיק כך שהוא יכול להתחיל להתכווץ בהשפעת כוח המשיכה עד ליצירת כוכב. ענן בין כוכבי עשוי לרחף על סף קריסה במשך מיליוני שנים. נדרשת דחיפה קלה נוספת כדי להוציאו ממצב זה. כוכב מתפוצץ סמוך אליו או הפרעה אחרת עשויים לדחוס את ענן הגז ובכך לגרום להתמוטטותו, המתקדמת לאחר מכן במהירות רבה. לדוגמה, אב כוכב טיפוסי מתכווץ לממדי כוכב במאה אלף שנים, זהו הרף עין קוסמי. עובדה זו מסבירה מדוע אסטרונומים משתמשים במונח קריסה בהקשר להתכווצות ראשונית, המתרחשת במהירות גבוהה במונחים אסטרונומיים. תהליך זה נקרא גם נפילה חופשית כבידתית, כאשר הגז מאיץ לכיוון המרכז ללא מכשולים בדרכו, אם כי בפועל התהליך אינו כל כך פשוט.
באדיבות NASA
מכיוון שאנו רואים כוכבים בקבוצות ובצבירים במקומות נפרדים בחלל, אנו יודעים שהמצב הרגיל הוא שענן גדול מאוד של גז ואבק מונה עשרות או מאות או אפילו אלפי כוכבים. בתוך ענן גדול, אזורים מסוימים נדחסים בקני מידה שונים, תהליך הנקרא פיצול. אפילו קריסתו של ענן גז לכוכב בודד לא תהיה חלקה; הליבה הפנימית של הענן עשויה לקרוס תחילה, לאחר מכן היא מושכת אליה את החומר שמסביבה. כמו כן, בתנאים מסוימים ענן מסתובב אחד עלול להתפרק לשני כוכבים או יותר. כמובן, ברגע שהענן מגיע לממדים כוכביים (כמה יחידות אסטרונומיות, או 10-5 פארסק), האטומים בענן מתנגשים לעיתים קרובות למדי תוך יצירת לחץ משמעותי כלפי חוץ, המאט את ההתמוטטות. בשלב זה הופך ענן גז לטרום כוכב בסדרה הראשית.
כיצד נראים כוכבים בטרם הגיעם לסדרה הראשית? היכן הם נמצאים בדיאגרמה H-R? האם הם נמצאים בין כוכבים רבים בחלל? האם אנחנו באמת יכולים לראות כוכבים שזה עתה נולדו? למעשה, האתרים של יצירת כוכבים פעילים לעתים קרובות אפופי גז ואבק, ואטומים לאור הנראה. ניתן לראותם בצורה ברורה באורכי גל בתחום האינפרה אדום. לדוגמה, האור בתחום הנראה של M17, ערפילית האומגה, מונחת פי מיליון, אבל הנחתה זו מצטמצמת רק לפי ארבעה באורכי גל בתחום האינפרה אדום, שאורכם 2 מיקרון. שלב טרום הסדרה הראשית בענן הקורס מכסה את התפתחות הכוכב מסוף שלב של אב-כוכב ועד כניסתו לסדרה הראשית הראשית.
התיאורטיקן היפני, צ'ושירו הייאשי, עשה חישובים חלוציים של המסלולים האבולוציוניים והראה שכוכבים התכווצו לקראת הופעתם בסדרה הראשית. מדענים הוכיחו כי האנרגיה במהלך רוב תקופה שלפני הסדרה הראשית אינה נובעת מתגובות גרעיניות. ההתכווצות הכבידתית היא הגורמת לשחרור אנרגיה. לכן, לאחר רק כמה אלפי שנים של קריסה, טמפרטורות של פני הענן הקורס עשויות להגיע לכמה אלפי קלווין, הגורמות להופעת קרינה בתחום הנראה. עבודתו של הייאשי הראתה כי הסעה תעביר כמויות גדולות של אנרגיה מהחלל הפנימי של הכוכבים החדשים, עובדה זו גורמת להם להפיע כגופים בהירים מאוד לפרקי זמן קצרים. כוכבים כמו השמש, למשל, עברו תוך פחות מ- 1000 שנה מענן אבק רחב ממדים לגודל זעיר יחסית, שגודלו פי 20 מרדיוס השמש אך הנגיהות שלהם גדולה פי 100 מזו של השמש.
באדיבות keywordsuggest
לחישובים של יצירת כוכבים יש שלוש השלכות חשובות. ראשית, הם מראים שלכוכבים בשלב של אב-כוכב יש היסטוריות אבולוציוניות מסובכות, אך קצרות מועד, עוד לפני שהתגובות הגרעיניות מתחילות. שנית, הם מראים שלכוכבים שנוצרו זה מכבר יש מאפיינים הממקמים אותם למעלה וימינה מהסדרה הראשית בדיאגרמת H-R. המיקום של כוכב בדיאגרמת H-R עוזר לנו לזהותם ככוכב חדש. שלישית, החישובים מצביעים על כך שהכוכבים מבלים רק חלק קטן מחייהם בשלב שלפני הסדרה הראשית.
כוכבים מסיביים יותר מתפתחים מהר יותר ומגיעים בזמן קצר יותר לסדרה הראשית, בהשוואה לכוכבים מסיביים פחות. לדוגמה, כוכב בעל מסה הגדולה פי 15 מזו של השמש מגיע לסדרה הראשית במשך זמן קצר, רק 100,000 שנים. לכוכב שמסתו פי חמש ממסת השמש לוקח כמיליון שנים, בעוד שכוכב שמסתו זהה לזו של השמש שוהה עשרות מיליוני שנים בטרם הגיעו לסדרה הראשית. הכוכבים בעלי מסה קטנה ביותר, סביב מסה שגודלה 0.1 ממסת השמש, מתכווצים במשך מעל 100 מיליון שנה. הכוכבים כולם מתחילים את חייהם כגופים מאירים מאוד, אבל עם טווח רחב של נגיהות. כמו בערפילית השמש המוקדמת, האבק הנוצר בענן מתקרר וחוסם את אור הכוכבים הנפלט מתוכו. אחרי כמה מאות אלפי שנים הערפל יתפוגג בסופו של דבר, ויחשוף את הכוכב. כפי שהיה לפני שהערפילית נעלמה. ניתן לדמות את ענן האבק למעטפת המכסה על הגולם בטרם היותו לפרפר, הכוכב בתוכו בלתי נראה בתחום האופטי. אך ניתן לזהותו בתחום האינפרה אדום.
Author: Chris Impey