Как рождаются звезды | Публикации
Статьи журнала «Вокруг света»
Мы уже многое понимаем в механизмах развития природных объектов, но загадка рождения большинства из них до сих пор не решена. Биологи размышляют над возникновением новых видов и самой жизни, геологи спорят о генезисе нефти, минералов и самих планет, астрономы же бьются над происхождением звезд, галактик и самой Вселенной. Впрочем, кое-что проясняется — звезды приоткрывают тайны своего возникновения.
Известно, что в недрах звезд действуют природные термоядерные реакторы, синтезирующие из легких химических элементов более тяжелые. Например, из водорода образуется гелий, из гелия — углерод и т. д. Протекание этих реакций в недрах Солнца сегодня прямо регистрируется на Земле (а точнее — под землей) нейтринными детекторами. Установлено также, сколько времени живут звезды и как заканчивается их жизнь: чем массивнее звезда, тем ярче она светит и быстрее сжигает свое ядерное горючее. Если звезды типа Солнца живут около 10 миллиардов лет, то гиганты, которые в 10 раз массивнее, полностью сгорают всего за 25 миллионов лет.
А вот карлики с массой в половину солнечной должны жить почти 100 миллиардов лет — много больше нынешнего возраста Вселенной.
В конце жизни звезда обычно сбрасывает с себя верхний слой вещества. Массивные светила делают это взрывным образом, становясь сверхновыми, а маломассивные — спокойно, окутывая себя медленно расширяющейся планетарной туманностью. Но в любом случае в конце эволюции от звезды остаются разлетающееся газовое облако и плотный компактный объект — белый карлик , нейтронная звезда или черная дыра .
Отдельные детали в этой картине могут измениться, но в целом ход жизни звезды надежно прослеживается, в том числе с помощью компьютерных моделей. «Дайте мне звезду, и я предскажу ее судьбу!» — может воскликнуть астроном. Легко сказать — «дайте!» Но как именно рождаются звезды? Понятно, что они формируются при сжатии облаков газа, заполняющих межзвездное пространство, однако подробности процессов, приводящих к рождению звезд разных типов, до сих пор во многом остаются загадочными.
В темном облаке
Вот как представляется сегодня процесс рождения звезды . В межзвездном облаке идет непрерывная борьба двух тенденций — сжатия и расширения. Сжатию облака способствуют его собственная гравитация и внешние силы (например, взрывы соседних звезд), а расширению — давление газа и магнитных полей внутри облака. Обычно эта борьба заканчивается победой сил сжатия. Дело в том, что звездный свет не проникает снаружи в непрозрачное облако и не нагревает его, а инфракрасное излучение молекул и пыли легко выходит из облака и уносит тепло. В результате этого «антипарникового» эффекта в наиболее плотной части облака температура опускается почти до –270°C, и давление газа падает настолько, что равновесие сил неминуемо нарушается, и эта область начинает безудержно сжиматься. Если масса сжимающегося газа невелика, то образуется одна звезда, а если газа много, то в ходе его сжатия и фрагментации рождается группа тел — звездное скопление.
Комплекс светлых и темных туманностей RCW 108, находящийся на расстоянии около 4000 световых лет в южном созвездии Жертвенник
В процессе формирования каждая звезда проходит через два характерных этапа — быстрого и медленного сжатия протозвезды.
Быстрое сжатие — это практически свободное падение вещества протозвезды к ее центру. На этом этапе безраздельно царствует гравитация. И хотя при сжатии газ должен был бы нагреваться, его температура почти не меняется: избыток тепла уходит в виде инфракрасного излучения, для которого рыхлая протозвезда совершенно прозрачна. Так проходит около 100 тысяч лет, в ходе которых размер протозвезды сокращается в 100 тысяч раз, а плотность вещества возрастает в миллионы миллиардов раз — от почти полного вакуума до плотности комнатного воздуха.
И вот наступает момент, когда уплотнившаяся протозвезда становится непрозрачной для собственного инфракрасного излучения. Отвод тепла резко снижается, а продолжающееся сжатие газа приводит к его быстрому нагреву, давление возрастает и уравновешивает силу тяжести. Теперь протозвезда может сжиматься не быстрее, чем позволяет медленное охлаждение с поверхности. Эта фаза длится несколько десятков миллионов лет, но за это время размер будущей звезды уменьшается только раз в десять, а вещество сжимается примерно до плотности воды.
Многих удивит, что средняя плотность Солнца составляет 1,4 г/см3 (ровно как плотность воды в Мертвом море), а в центре она приближается к 100 г/см3 , но, несмотря на это, солнечное вещество все равно остается газом, точнее — плазмой. Когда температура в недрах протозвезды достигает нескольких миллионов градусов, начинаются термоядерные реакции: водород превращается в гелий с выделением тепла, которое компенсирует его потерю с поверхности. Сжатие прекращается — протозвезда стала звездой.
Нарисованная здесь картина — это, конечно, всего лишь голая схема. Вдохнуть в нее жизнь, уточнить детали могут лишь наблюдения за реально формирующимися звездами. Но изучать рождение звезд трудно уже хотя бы из-за того, что в нашу эпоху запасы межзвездного вещества в Галактике заметно истощились. Ведь они лишь частично восполняются тем, что выбрасывают в пространство умирающие звезды. Новые светила нынче рождаются редко. За год во всей нашей огромной Галактике появляется в среднем лишь несколько звезд.
Большинство областей звездообразования находятся на значительном удалении от нас и с трудом поддаются изучению. К тому же формирование звезд происходит в глубине холодных и совершенно непрозрачных для света газопылевых облаков. На 98% эти облака состоят из водорода (в виде отдельных атомов и молекул h3) и гелия. Эти газы практически не мешают прохождению света. Но остальные 2% массы, приходящиеся на более тяжелые элементы, образуют крохотные твердые частицы размером в сотые доли микрона — пылинки, которые активно поглощают и рассеивают излучение. Увидеть за этим «смогом», как формируется звезда, очень сложно.
Наиболее интересные результаты в этой области дают инфракрасные телескопы и радиотелескопы самого коротковолнового диапазона — субмиллиметрового. Принимаемое ими излучение проникает сквозь пылевую завесу, поскольку его длина волны больше размеров пылинок. Но, к сожалению, оно поглощается в земной атмосфере. Поэтому инструменты приходится устанавливать на борту самолетов, поднимающихся в стратосферу, а еще лучше — на спутниках, работающих вне атмосферы.
Впрочем, и на Земле удается найти места высоко в горах, где разреженный сухой воздух не сильно мешает наблюдениям. В этом отношении очень хороши чилийские Анды. Именно там, в Южной Европейской обсерватории (Ла-Силья, Чили), установлен один из лучших наземных приборов для исследования формирующихся звезд — комплекс инфракрасных спектрографов и камер, смонтированный на 3,6-метровом телескопе NTT (New Technology Telescope — Телескоп новой технологии).
С помощью этого инструмента испанский астроном Фернандо Комерон (Fernando Comeron) получил изображение крупного комплекса звездообразования RCW 108. Оно составлено из 600 отдельных кадров и покрывает на небе площадь, равную половине лунного диска. В научном отношении эта картина интересна тем, что подтверждает теоретическую модель «вылупления» молодых звезд из облака — так называемую «модель шампанского». Темное облако, силуэт которого ясно виден на фоне Млечного Пути , играет здесь роль непроницаемой бутылки, внутри которой новорожденные звезды разогревают окружающий газ и поднимают его давление.
В конце концов, облако не выдерживает, самая тонкая его стенка («пробка») прорывается, и струя горячего газа выстреливает в окружающее пространство. Именно этот момент мы и наблюдаем на фотографии. Яркая туманность в центре облака — это горячий газ, который вырвался со скоростью около 10 км/с и устремился в направлении Солнца. (Можно не беспокоиться — Солнечной системы он никогда не достигнет.)
Если в группе молодых звезд родилось массивное светило, то именно оно начинает «править бал»: его мощное излучение и потоки газа с поверхности (звездный ветер) разогревают окружающее вещество, останавливают его сжатие и выключают процесс формирования новых светил. Как кукушонок в гнезде, массивная звезда старается расчистить пространство вокруг себя. Иногда активность массивных звезд не только останавливает звездообразование, но и приводит к полному распаду новорожденного скопления: вместе с межзвездным газом оно теряет так много массы, что молодые звезды легко преодолевают ослабленное гравитационное поле и покидают свою «колыбель».
Звездный ветер от молодого скопления Pismis 24 (вверху) сдувает газовые облака туманности NGC 6357. В вершинах характерных столбов находятся плотные протозвезды, способные устоять против звездного ветра
На заре новой физики
Первая правильная мысль о происхождении звезд принадлежит еще Ньютону. Едва поняв всеобъемлющий характер гравитации, он стал размышлять о ее роли в развитии небесных тел.
В письме преподобному Ричарду Бентли от 10 декабря 1692 года Ньютон пишет вот что: «Мне кажется, что если бы все вещество нашего Солнца и планет и все вещество Вселенной было бы равномерно рассеяно в небесных глубинах, и если бы каждая частица имела врожденное тяготение ко всем остальным, и если бы, наконец, пространство, в котором была бы рассеяна эта материя, было бы конечным, вещество снаружи этого пространства благодаря указанному тяготению влеклось бы ко всему веществу внутри и вследствие этого упало бы в середину всего пространства и образовало бы там одну огромную сферическую массу.
Однако если бы это вещество было равномерно распределено по бесконечному пространству, оно никогда не могло бы объединиться в одну массу, но часть его сгущалась бы тут, а другая там, образуя бесконечное число огромных масс, разбросанных на огромных расстояниях друг от друга по всему этому бесконечному пространству. Именно так могли образоваться и Солнце, и неподвижные звезды».
В действительности даже в ограниченном пространстве межзвездного облака гравитация не может собрать все вещество в одном месте. Космос неспокоен: сквозь облако в разных направлениях движутся звуковые и ударные волны, сжимая и разрежая отдельные участки газа. Гравитация лишь подхватывает и доводит до конца сжатие отдельных фрагментов облака. Это понял и довел идею Ньютона до уровня строгой математической теории другой английский физик, Джеймс Джинс, двести лет спустя.
Остановка карусели
Хотя многие выводы теории звездообразования уже подтверждены наблюдениями, остаются и нерешенные проблемы. Например, неясно, как протозвезды избавляются от «лишнего вращения».
В силу случайного, турбулентного характера движения газа любая часть межзвездного облака медленно вращается. Когда она сжимается, стремясь стать звездой, то по закону сохранения момента импульса вращение ускоряется — все помнят, как фигуристы ускоряют свое вращение, прижимая руки к телу. Если бы не было механизмов торможения, центробежная сила вообще не позволила бы звезде родиться.
Один из таких механизмов обеспечивает газовое трение: внутренние, быстро вращающиеся области протозвезды трутся о внешние, передавая им энергию своего движения. Сами они при этом тормозятся, получая возможность сжиматься дальше и стать звездой, а внешние области, наоборот, раскручиваются и остаются вращаться в виде тонкого диска, из которого позже образуются планеты. Жизнь этого протопланетного диска сама по себе очень интересна и слабо изучена. Например, на некотором этапе эволюции диска вдоль его оси вращения в обе стороны могут «выстреливаться» тонкие струи газа.
Наблюдения показывают, что протопланетные диски часто встречаются у формирующихся звезд.
Да и наличие «готовых» планетных систем, которых в окрестностях Солнца уже открыто более двух сотен, подтверждает идею о перераспределении углового момента между звездой и веществом будущих планет. Однако природа никогда не ограничивается использованием одной, даже самой хорошей, идеи. Как говорят физики, если в природе что-то не запрещено, то оно обязательно происходит. А не запрещено быстро вращающейся протозвезде в некоторый момент разделиться пополам, превратив момент импульса одного тела во взаимное орбитальное движение двух тел. Но это означает, что вместо одной звезды родится две? Именно так! Уже давно астрономы заметили, что почти половина всех звезд предпочитает жить парами. Наше Солнце — одиночная звезда, но это, скорее, исключение из правил. Если внимательно присмотреться, то кроме большого количества двойных звезд обнаруживаются и тройные, и четырехкратные, и даже 6-кратные (такова, например, звезда Кастор, альфа Близнецов). Похоже, что последовательное деление протозвезд при сжатии эффективно помогает им бороться с центробежными силами и приводит к рождению миниатюрных звездных коллективов.
Наблюдатели прошлых веков принимали туманность Тарантул за звезду и присвоили ей номер 30 в созвездии Золотой Рыбы (30 Doradus). Теперь ее обозначение — NGC 2070
Что скрывает тарантул?
Туманность Тарантул, расположенная в соседней галактике Большое Магелланово Облако, удалена от нас на 170 тысяч световых лет, но сияет так ярко, что различима даже невооруженным глазом. Ее поперечник составляет почти 1000 световых лет. Более крупных очагов звездообразования нет ни в нашей, ни в ближайших галактиках. В центре снимка, полученного 8-метровым телескопом VLT Европейской Южной обсерватории в Чили, расположено скопление молодых, массивных и очень горячих звезд Рэдклиф 136 (R 136), чье мощное излучение и сильные звездные ветры как раз и заставляют туманность сиять. Возраст этого скопления всего 2—3 миллиона лет, поэтому его наиболее массивные звезды еще живы. А таких звезд там более 200, причем массы некоторых превышают 50 масс Солнца; такие тяжеловесы формируются крайне редко.
Правее и выше центра на этом фото видно другое скопление ярких массивных звезд — Ходж 301. Его возраст около 20 миллионов лет. Поэтому наиболее массивные звезды в нем уже закончили свой жизненный путь и взорвались как сверхновые, выбросив с огромной скоростью вещество и создав вокруг скопления сеть запутанных волокон. Вскоре там ожидаются новые взрывы, так как в скоплении Ходж 301 наблюдаются три красных сверхгиганта, которые в течение ближайших трех миллионов лет тоже закончат свою жизнь гигантским фейерверком.
В то время как одни звезды умирают в этом «космическом пауке», другие там только зарождаются. Множество темных облаков, легко различимых на светлом фоне, указывает нам, где происходят охлаждение и сжатие газа, готового дать жизнь следующим поколениям звезд. Фактически Тарантул — это гигантский инкубатор, где рождаются звезды всевозможных масс, не только тяжеловесы, но и такие, как Солнце (хотя нам издалека видны только гиганты). В некоторых местах этого облака происходит удивительный процесс повторного, стимулированного звездообразования: мощное излучение и взрывы массивных звезд порождают ударные волны, которые сжимают окружающий газ, создавая тем самым условия для формирования звезд следующего поколения.
Этапы формирования звезды
Происхождение гигантов
Биологу трудно изучать жизнь баобаба — для этого надо прожить тысячи лет. Гораздо проще изучить муху-дрозофилу: сегодня родилась, через неделю дала потомство, через две умерла. То же и со звездами. Маломассивные звезды существуют миллиарды лет, практически не изменяясь, а звезды большой массы быстро формируются, недолго живут и ярко умирают. Астрономы любят изучать массивные звезды. Но насколько массивной может быть звезда? Этот вопрос не дает астрономам покоя на протяжении многих десятилетий. Если мы правильно понимаем физику рождения и жизни звезды, слишком массивными звезды быть не могут. Правда, история астрономии уже полстолетия доказывает, что физику эту мы как раз понимаем не совсем правильно.
С ростом массы звезды быстро возрастает температура ее недр и увеличивается давление излучения на внешние слои. Это должно приводить к потере устойчивости, возникновению растущих колебаний звезды и сбросу ее оболочки.
В 1959 году Мартин Шварцшильд и его коллеги теоретически оценили предельную массу звезды в 60 масс Солнца, что уже тогда противоречило наблюдениям, поскольку известная с 1922 года двойная звезда Пласкетта имеет полную массу около 150 солнечных, а значит, ее главный компонент как минимум в 75 раз массивнее Солнца.
Теорию стали улучшать: учли ряд деталей, и теоретический порог массы повысился до 100 солнечных. Но астрономы-наблюдатели тоже не сидели без дела. Они определили, что звезда P Лебедя по светимости почти в миллион раз превосходит Солнце. Такую звезду давление собственного света разорвало бы на части, если бы ее масса была менее 80—100 солнечных — на самой грани допустимого. Теоретики напряглись. А наблюдатели между тем обнаружили, что существуют звезды с еще большей светимостью. Например, мощность излучения эты Киля (η Carinae), находящейся в туманности NGC 3372, в 5 миллионов раз превосходит солнечную. Масса такого «прожектора» не может быть меньше 200 масс Солнца. У теоретиков опустились руки: им-то никак не удавалось «сделать» звезду с массой более 150 солнечных.
А наблюдатели тем временем не унимались: в ядре небольшого звездного скопления Пишмиш 24 (Pismis 24), удаленного от нас примерно на 8000 световых лет, они обнаружили светило, судя по мощности его излучения, превосходящее Солнце по массе раз в 200, а то и 300! Тут уже теоретики не выдержали: «Не верим!» — и заставили наблюдателей внимательнее присмотреться к звезде-тяжеловесу. Международная группа астрономов под руководством Х.М. Апелланиса (J.M. Apellaniz, Институт астрофизики Андалусии, Испания ), используя 6,5-метровый телескоп «Магеллан» и космический телескоп« «Хаббл», обнаружила, что звезда-то двойная! Рядом друг с другом, обращаясь вокруг общего центра масс, живут две упитанные звезды, каждая примерно в 100 раз массивнее Солнца. В этом же скоплении нашлась еще одна столь же массивная звезда. Само по себе это крайне любопытно: три медведя в одной берлоге! Таких массивных звезд в Галактике всего не более дюжины, а тут сразу три в одном месте. Но это дело случая, а главное здесь в том, что теория внутреннего строения звезд выдержала проверку — массы звезд не превосходят 150 масс Солнца (оказалось, что и массу эты Киля сначала немного преувеличили — она тоже не превышает 150 масс Солнца).
Казалось бы, все в порядке и астрономы могут спать спокойно (разумеется, днем, поскольку ночью они работают). Но нет — спокойно могут спать только специалисты по внутреннему строению звезд. А те, кто изучает формирование звезд, заснуть не могут. Дело в том, что протозвезда по мере увеличения массы быстро наращивает мощность излучения и начинает активно отталкивать от себя новые порции вещества. Расчеты показывают, что звезды с массой более 15—20 масс Солнца вообще рождаться не могут. Но они есть! Может быть, эти тяжеловесы образуются позже, например, при слипании нескольких молодых звезд? Пока неясно. Над этой проблемой еще предстоит поработать.
Одна из крупнейших известных областей звездообразования NGC 604, расположенная в галактике Треугольник (М33), содержит более 200 молодых массивных звезд. Видны газовые пузыри, надутые их излучением
Обманчивая простота
Базовая теория формирования и эволюции звезд была создана в 1920-е годы в основном усилиями двух выдающихся английских физиков — Джеймса Джинса и Артура Эддингтона.
Были получены изящные уравнения, описывающие все основные характеристики самосветящихся газовых шаров. Чрезвычайно воодушевленный результатами своих исследований — прежде всего их наглядностью и простотой, — Джинс писал: «…для нас ясно, почему все звезды имеют очень сходный вес; это потому, что все они образованы одинаковым процессом.
Они, пожалуй, похожи на фабричные изделия, сделанные одною и тою же машиной». Более осторожный Эддингтон практически соглашался с ним: «Разумно надеяться, что в не слишком отдаленном будущем мы сможем понять такую простую вещь, как звезда». Правда, один из старших товарищей заметил на это Эддингтону: «Если на вас посмотреть с расстояния нескольких световых лет, то и вы показались бы чрезвычайно простым». Жизнь доказала справедливость этой реплики. В 1960 году известный исследователь звезд американский астроном Мартин Шварцшильд писал: «Чем больше мы познаем действительное состояние такого сложного физического образования, каким является звезда, тем более запутанным оно нам представляется».
Коперник был не прав?
Тогда как массивные звезды за счет своего мощного излучения и звездного ветра активно избавляются от окружающего их вещества, звезды умеренной массы пускают это вещество в дело — из него формируются планетные системы. Ныне уже нет сомнений, что рождение большинства звезд сопровождается рождением планет. Означает ли это, что Солнце — типичная звезда, а Солнечная система — типичная система планет?
В эпоху Коперника астрономы низвели Землю с «Олимпа Вселенной» до роли одной из множества планет. И каждый последующий век лишь подтверждал нашу заурядность, которую даже стали называть принципом Коперника: Солнце оказалось заурядной звездой, каких миллиарды, а наш звездный дом — Галактика — ничем, казалось бы, не выделялся среди миллионов других «островных вселенных».
Принцип Коперника подтверждался даже в мелочах: открытый на Земле закон тяготения Ньютона оказался применимым ко всем космическим объектам и стал «законом всемирного тяготения»; спектральные исследования доказали, что все небесные тела сложены из знакомых нам на Земле элементов Таблицы Менделеева.
Еще несколько десятилетий назад от ученых можно было услышать, что космос единообразен, а то и вовсе однообразен; что большинство звезд — копии нашего Солнца, что рядом с каждой из них наверняка найдется планета, похожая на Землю, а на ней, глядишь, — и братья по разуму… Но астрономы все внимательнее вглядывались в окружающий космос, и он казался им, как говорила Алиса, «все страньше и страньше».
Выяснилось, что среди миллиардов звезд почти невозможно найти светило, похожее на Солнце и имеющее столь же спокойный характер. Наша Галактика среди подобных ей крупных звездных систем также оказалась на редкость «мирной», практически не проявляющей активности: даже расположенная в ее ядре массивная черная дыра ведет себя весьма тихо. Солнце со своими планетами движется в Галактике не абы как, а счастливо избегая мест скопления новорожденных звезд, среди которых немало активных, а значит, опасных для нашей биосферы. Последнее, что долго не удавалось выяснить астрономам, — насколько типична наша планетная система и часто ли у других звезд встречаются планеты, подобные Земле.
Найти планеты вблизи иных звезд всегда представлялось задачей невероятно сложной.
Но последнее десятилетие ХХ века подарило астрономам долгожданное открытие: в 1991—1996 годах были найдены первые планетные системы у звезд разного типа, включая даже нейтронные звезды — радиопульсары. И тут выяснилось, что в большинстве своем экзопланетные системы совершенно не похожи на нашу. В них планеты-гиганты типа Юпитера оккупируют «зону жизни» — область вокруг звезды, где температурные условия на планете позволяют существовать жидкой воде — главному условию развития жизни земного типа. Но на самих газовых гигантах-«юпитерах» жизнь развиться не может (у них даже нет твердой поверхности), а маленькие планеты земного типа эти гиганты из «зоны жизни» выпихивают. Теперь ясно, что Солнечная система нетипична, а возможно, и уникальна: ее планеты-гиганты, движущиеся по круговым орбитам вне «зоны жизни», позволяют длительное время существовать в этой зоне планетам земного типа, одна из которых, Земля, имеет биосферу.
По-видимому, другие планетные системы крайне редко обладают этим качеством. Для тех, кто надеется быстро найти братьев по разуму, это неприятное известие. Но Галактика велика, в ней постоянно рождаются звезды, а значит, и планеты. Вокруг нас миллиарды звезд, окруженных планетами (теперь мы в этом уверены!). Среди них обязательно найдутся копии Земли, а возможно, даже более благоприятные для жизни места.
Владимир Георгиевич Сурдин
Как рождается звезда
Звезды рождаются, когда облако, состоящее в основном из межзвездного газа и пыли, сжимается и уплотняется под действием собственной гравитации. Считается, что именно этот процесс приводит к образованию звезд. С помощью оптических телескопов астрономы могут увидеть эти зоны, они похожи на темные пятна на ярком фоне. Их называют “гигантскими комплексами молекулярных облаков”, потому что водород входит в их состав в форме молекул. Эти комплексы, или системы, наряду с шаровыми звездными скоплениями, представляют собой самые крупные структуры в Галактике, их диаметр иногда достигает 1300 световых лет.
Для изучения их особенностей ученые используют мощные радиотелескопы. Это единственное оборудование, которое может уловить слабую радиацию (волны, длина которых измеряется миллиметрами), исходящую от молекулярных облаков. Зона активного звездообразования находится недалеко от Солнечной системы – это туманность Ориона, ее можно увидеть даже невооруженным глазом.
Более молодые звезды, их называют “звездное население I”, образовались из останков, получившихся в результате вспышек старых звезд, их называют “звездное население II”.
Вспышка взрывного характера вызывает волну, которая доходит до ближайшей туманности и провоцирует ее сжатие.
Глобулы Бока
Итак, происходит сжатие части туманности.
Одновременно с этим процессом начинается образование плотных темных газопылевых облаков круглой формы. Их называют “Глобулы Бока”. Бок – американский астроном голландского происхождения (1906-1983) – впервые описал глобулы. Масса глобул примерно в 200 раз превышает массу нашего Солнца.
Эволюция протозвезды
Благодаря увеличению массы к центру протозвезды притягивается все больше материи. Энергия, высвободившаяся из сжимающегося внутри газа, трансформируется в тепло. Давление, плотность и температура протозвезды повышаются. Из-за повышения температуры звезда начинает светиться темно-красным светом.
Увидеть молодые звезды трудно, так как они еще окружены темным пылевым облаком, из-за которого почти не виден блеск звезды. Но их можно просмотреть при помощи специальных инфракрасных телескопов. Горячее ядро протозвезды окружено вращающимся диском из материи, обладающей большой силой притяжения. Ядро настолько разогревается, что начинает выбрасывать материю с двух полюсов, где сопротивляемость минимальна. Когда эти выбросы сталкиваются с межзвездной средой, они замедляют движение и рассеиваются по обеим сторонам, образую каплевидную или аркообразную структуру, известную под названием “объект Хербика-Харо”.
Звезда или планета?
Итак, температура протозвезды доходит до нескольких тысяч градусов. Дальнейшее развитие событий зависит от габаритов этого небесного тела; если его масса небольшая и составляет менее 10% от массы Солнца, это значит, что нет условий для прохождения ядерных реакций. Такая протозвезда не сможет превратится в настоящую звезду.
Ученые рассчитали, что для превращения сжимающегося небесного тела в звезду его минимальная масса должна составлять не менее 0,08 от массы нашего Солнца. Газосодержащее облако меньших размеров, сгущаясь, будет постепенно охлаждаться и превратится в переходный объект, нечто среднее между звездой и планетой, это так называемый “коричневый карлик”.
Планета Юпитер представляет собой небесный объект слишком малых размеров, чтобы стать звездой. Если бы он был больше, возможно, в его недрах начались бы ядерные реакции, и он наряду с Солнцем способствовал бы появлению системы двойных звезд.
Ядерные реакции
Если масса протозвезды большая, она продолжает сгущаться под действием собственной гравитации. Давление и температура в ядре растут, температура постепенно доходит до 10 миллионов градусов. Этого достаточно для соединения атомов водорода и гелия.
Далее активизируется “ядерный реактор” протозвезды, и она превращается в обычную звезду. Затем выделяется сильный ветер, который разгоняет окружающую оболочку из пыли. После этого можно видеть свет, исходящий от образовавшейся звезды. Эта стадия называется “фаза-Т-Тельцы”, она может длиться 30 миллионов лет. Из остатков газа и пыли, окружающих звезду, возможно образование планет.
Рождение новой звезды может вызвать ударную волну. Дойдя до туманности, она провоцирует конденсацию новой материи, и процесс звездообразования продолжится посредством газопылевых облаков.
Небольшие по размеру звезды слабые и холодные, крупные же – горячие и яркие.
Большую часть своего существования звезда балансирует в стадии равновесия.
Что это значит? С одной стороны, сила гравитации стремится сжать и уменьшить ее в размерах. С другой стороны, энергия, высвобожденная в результате ядерных реакций, вынуждает звезду растягиваться, расширяться, увеличиваться в размерах. Пока эти две силы действуют на звезду, поддерживается баланс, и она находится в так называемой фазе “Главная последовательность” звезд.
Смотрите также:
| Характеристика звезд Наблюдая за небом даже невооруженным глазом, можно сразу отметить такую особенность звезд, как яркость. Одни звезды очень яркие, другие – более слабые. Без специальных приборов в идеальных условиях видимости можно рассмотреть около 6000 звезд. Благодаря биноклю или телескопу наши возможности значительно возрастают, мы можем любоваться миллионами звезд Млечного Пути… |
|
| Переменные звезды Согласно концепции Аристотеля, небесные тела Вселенной являются вечными и постоянными. |
|
Но эта теория перетерпела значительные изменения с появлением в XVII в. первых биноклей. Наблюдения, проводившиеся в течении последующих веков, продемонстрировали, что в действительности кажущееся постоянство небесных тел объясняется отсутствием техники…| Двойные звезды Звезды на небесном теле существуют в виде скоплений, ассоциаций, а не как единичные тела. Звездные скопления могут быть усеяны звездами очень густо или нет. Между звездами могут существовать и более тесные связи, речь идет о двойных звездах, или о двойных системах, как их называют астрономы. В паре звезд эволюция одной непосредственно влияет и на вторую… |
|
звезд | Управление научной миссии
Звезды являются наиболее широко известными астрономическими объектами и представляют собой наиболее фундаментальные строительные блоки галактик.
Возраст, распределение и состав звезд в галактике прослеживают историю, динамику и эволюцию этой галактики. Более того, звезды ответственны за производство и распределение тяжелых элементов, таких как углерод, азот и кислород, и их характеристики тесно связаны с характеристиками планетарных систем, которые могут объединяться вокруг них. Следовательно, изучение рождения, жизни и смерти звезд занимает центральное место в области астрономии.
Звездообразование
Звезды рождаются в облаках пыли и разбросаны по большинству галактик. Знакомым примером такого пылевого облака является туманность Ориона. Турбулентность глубоко внутри этих облаков порождает узлы с достаточной массой, чтобы газ и пыль могли начать разрушаться под действием собственного гравитационного притяжения. Когда облако схлопывается, материал в центре начинает нагреваться. Известное как протозвезда, это горячее ядро в центре коллапсирующего облака, которое однажды станет звездой. Трехмерные компьютерные модели звездообразования предсказывают, что вращающиеся облака коллапсирующего газа и пыли могут разбиться на две или три капли; это могло бы объяснить, почему большинство звезд Млечного Пути представляют собой пары или группы из нескольких звезд.
Мощное звездное извержение
Наблюдения светового эха Эта Киля позволяют по-новому взглянуть на поведение мощных массивных звезд, находящихся на грани детонации.
Авторы и права: NOAO, AURA, NSF и Н. Смит (Университет Аризоны)
Когда облако схлопывается, образуется плотное горячее ядро, которое начинает собирать пыль и газ. Не весь этот материал становится частью звезды — оставшаяся пыль может стать планетами, астероидами или кометами или может остаться в виде пыли.
В некоторых случаях облако может сжиматься неравномерно. В январе 2004 года астроном-любитель Джеймс Макнейл обнаружил маленькую туманность, которая неожиданно появилась рядом с туманностью Мессье 78 в созвездии Ориона. Когда наблюдатели со всего мира направили свои инструменты на туманность Макнейла, они обнаружили кое-что интересное — кажется, что ее яркость меняется. Наблюдения с помощью рентгеновской обсерватории НАСА «Чандра» дали вероятное объяснение: взаимодействие между магнитным полем молодой звезды и окружающим газом вызывает эпизодическое увеличение яркости.
Звезды главной последовательности
Звезде размером с наше Солнце требуется около 50 миллионов лет, чтобы созреть от начала коллапса до взрослой жизни. Наше Солнце останется в этой зрелой фазе (на главной последовательности, как показано на диаграмме Герцшпрунга-Рассела) примерно 10 миллиардов лет.
Звезды подпитываются ядерным синтезом водорода с образованием гелия глубоко в их недрах. Отток энергии из центральных областей звезды обеспечивает давление, необходимое для того, чтобы звезда не разрушилась под собственным весом, и энергию, благодаря которой она светится.
Как показано на диаграмме Герцшпрунга-Рассела, звезды Главной последовательности охватывают широкий диапазон яркостей и цветов и могут быть классифицированы в соответствии с этими характеристиками. Самые маленькие звезды, известные как красные карлики, могут содержать всего 10% массы Солнца и излучать лишь 0,01% энергии, слабо светясь при температуре 3000–4000 К. Несмотря на свою крошечную природу, красные карлики на сегодняшний день являются самыми многочисленными звездами во Вселенной, а их продолжительность жизни составляет десятки миллиардов лет.
С другой стороны, самые массивные звезды, известные как гипергиганты, могут быть в 100 и более раз массивнее Солнца и иметь температуру поверхности более 30 000 К. Гипергиганты излучают в сотни тысяч раз больше энергии, чем Солнце , но имеют продолжительность жизни всего несколько миллионов лет. Хотя считается, что подобные экстремальные звезды были обычным явлением в ранней Вселенной, сегодня они чрезвычайно редки — во всей галактике Млечный Путь есть лишь несколько гипергигантов.
Звезды и их судьбы
В целом, чем крупнее звезда, тем короче ее жизнь, хотя все звезды, кроме самых массивных, живут миллиарды лет. Когда звезда сплавляет весь водород в своем ядре, ядерные реакции прекращаются. Лишенное производства энергии, необходимой для его поддержания, ядро начинает разрушаться само по себе и становится намного горячее. Водород все еще доступен за пределами ядра, поэтому синтез водорода продолжается в оболочке, окружающей ядро. Все более горячее ядро также выталкивает внешние слои звезды наружу, заставляя их расширяться и охлаждаться, превращая звезду в красного гиганта.
Если звезда достаточно массивна, коллапсирующее ядро может стать достаточно горячим, чтобы поддерживать более экзотические ядерные реакции, которые потребляют гелий и производят множество более тяжелых элементов, вплоть до железа. Однако такие реакции дают лишь временную передышку. Постепенно внутреннее ядерное пламя звезды становится все более нестабильным — иногда яростно горит, иногда затухает. Эти изменения заставляют звезду пульсировать и сбрасывать внешние слои, покрывая себя коконом из газа и пыли. Дальнейшие действия зависят от размера ядра.
| Обычные звезды становятся белыми карликами У обычных звезд, таких как Солнце, процесс выброса внешних слоев продолжается до тех пор, пока не обнажится звездное ядро. Этот мертвый, но все еще очень горячий звездный пепел называют Белым карликом.  Белые карлики размером примерно с нашу Землю, несмотря на то, что содержат массу звезды, когда-то озадачили астрономов — почему они не коллапсируют дальше? Какая сила поддерживала массу ядра? Квантовая механика дала объяснение. Давление быстро движущихся электронов удерживает эти звезды от коллапса. Чем массивнее ядро, тем плотнее образующийся белый карлик. Таким образом, чем меньше белый карлик в диаметре, тем больше он по массе! Эти парадоксальные звезды очень распространены — наше Солнце через миллиарды лет станет белым карликом. Белые карлики по своей природе очень тусклые, потому что они такие маленькие, и, не имея источника производства энергии, они исчезают в небытие по мере того, как постепенно остывают. | |
| Белые карлики могут стать новыми звездами Если белый карлик образуется в двойной или множественной звездной системе, он может пережить более богатую событиями гибель новой звезды.  Nova в переводе с латыни означает «новый» — когда-то считалось, что новые звезды — это новые звезды. Сегодня мы понимаем, что на самом деле это очень старые звезды — белые карлики. Если белый карлик находится достаточно близко к звезде-компаньону, его гравитация может перетаскивать вещество — в основном водород — из внешних слоев этой звезды на себя, создавая его поверхностный слой. Когда на поверхности накапливается достаточное количество водорода, происходит взрыв ядерного синтеза, в результате чего белый карлик существенно становится ярче и выбрасывает оставшийся материал. В течение нескольких дней свечение стихает, и цикл начинается снова. Иногда особенно массивные белые карлики (упомянутые выше пределы массы около 1,4 солнечной) могут накапливать столько массы, что коллапсируют и полностью взрываются, становясь тем, что известно как сверхновая. | |
| Сверхновые оставляют позади нейтронные звезды или черные дыры Звездам главной последовательности массой более восьми солнечных суждено погибнуть в результате титанического взрыва, называемого сверхновой.  Сверхновая — это не просто более крупная новая. В новой взрывается только поверхность звезды. В сверхновой ядро звезды коллапсирует, а затем взрывается. В массивных звездах сложная серия ядерных реакций приводит к образованию железа в ядре. Получив железо, звезда выжала всю возможную энергию из ядерного синтеза — реакции синтеза, в результате которых образуются элементы тяжелее железа, на самом деле потребляют энергию, а не производят ее. Звезда больше не может поддерживать собственную массу, и железное ядро разрушается. Всего за несколько секунд ядро сжимается с примерно 5000 миль в поперечнике до дюжины, а температура подскакивает на 100 миллиардов градусов и более. Внешние слои звезды сначала начинают разрушаться вместе с ядром, но отскакивают с огромным выбросом энергии и резко выбрасываются наружу. Сверхновые выделяют почти невообразимое количество энергии. На период от нескольких дней до нескольких недель сверхновая может затмить всю галактику. Точно так же в этих взрывах образуются все встречающиеся в природе элементы и множество субатомных частиц. В среднем в типичной галактике взрыв сверхновой происходит примерно раз в сто лет. Ежегодно в других галактиках обнаруживается от 25 до 50 сверхновых, но большинство из них слишком далеко, чтобы их можно было увидеть без телескопа. | |
| Нейтронные звезды Если коллапсирующее звездное ядро в центре сверхновой содержит от 1,4 до 3 масс Солнца, коллапс продолжается до тех пор, пока электроны и протоны не объединятся в нейтроны, образуя нейтронную звезду. Нейтронные звёзды невероятно плотные — примерно как плотность атомного ядра. Поскольку она содержит так много массы, упакованной в такой небольшой объем, гравитация на поверхности нейтронной звезды огромна. Как и белые карлики, показанные выше, нейтронная звезда, формирующаяся в кратной звездной системе, может аккрецировать газ, отрывая его от ближайших компаньонов. Росси X-Ray Timing Explorer зафиксировал контрольные рентгеновские выбросы газа, вращающегося всего в нескольких милях от поверхности нейтронной звезды.  Нейтронные звезды также обладают мощными магнитными полями, которые могут ускорять атомные частицы вокруг своих магнитных полюсов, создавая мощные лучи излучения. Эти лучи движутся вокруг, как массивные лучи прожектора, когда звезда вращается. Если такой луч ориентирован так, что он периодически указывает на Землю, мы наблюдаем его как регулярные импульсы излучения, возникающие всякий раз, когда магнитный полюс проходит мимо луча зрения. В этом случае нейтронная звезда известна как пульсар. | |
| Черные дыры Если коллапсирующее звездное ядро больше трех масс Солнца, оно полностью коллапсирует, образуя черную дыру: бесконечно плотный объект, гравитация которого настолько сильна, что ничто не может избежать его непосредственной близости, даже свет. Поскольку фотоны — это то, для чего предназначены наши инструменты, черные дыры можно обнаружить только косвенно. Косвенные наблюдения возможны, потому что гравитационное поле черной дыры настолько мощное, что любой близлежащий материал — часто внешние слои звезды-компаньона — подхватывается и затягивается.  Когда вещество закручивается в черную дыру, оно образует диск, который нагревается до огромных температур, испуская большое количество рентгеновских и гамма-лучей, которые указывают на присутствие основного скрытого компаньона. | |
| Из останков возникают новые звезды Пыль и обломки, оставленные новыми и сверхновыми, в конечном итоге смешиваются с окружающим межзвездным газом и пылью, обогащая ее тяжелыми элементами и химическими соединениями, образующимися во время звездной смерти. В конце концов, эти материалы перерабатываются, обеспечивая строительные блоки для нового поколения звезд и сопутствующих планетарных систем. |
Последние открытия
| Дата | Дискавери |
|---|---|
| 19 декабря 2022 г. | Праздничный и свободно плавающий (KAG2008, шарик 13) |
15 декабря 2022 г. | Чандра видит рентгеновское излучение звезды, превышающее пределы безопасности (NGC 3293) |
| 8 декабря 2022 г. | Уэбб указывает, что несколько звезд «всколыхнули» туманность Южное кольцо |
| 29 ноября, 2022 | Детеныш звезды «Отрыгивает» рассказывает истории о неистовом кормлении, данные НАСА показывают |
| 29 ноября 2022 г. | Астрономы видят звездный самоконтроль в действии (RCW 36) |
| 16 ноября 2022 г. | Уэбб ловит огненные песочные часы, когда формируется новая звезда (L1527) |
| 14 ноября 2022 г. | Облачное зрение [CB88] 130, LDN 507 |
| 10 ноября 2022 г. | IXPE обнаружил мощные магнитные поля и твердую корку на нейтронной звезде |
| 9 ноября 2022 г. | Хаббл запечатлел 3 лица развивающейся сверхновой в ранней Вселенной |
| 26 октября 2022 г. | Поведение мощной нейтронной звезды удивляет исследователей IXPE |
24 октября 2022 г. | Космическая замочная скважина (NGC 1999) |
| 18 октября 2022 г. | IXPE помогает раскрыть секреты знаменитой взорвавшейся звезды Кассиопеи A |
| 17 октября 2022 г. | Многоволновое изображение турбулентного звездного питомника |
| 13 октября 2022 г. | СОФИЯ обнаружила новый тип звездной вспышки |
| 12 октября 2022 г. | «Хаббл» зафиксировал взрыв сверхскоростной струи после крушения звезды |
| 19 сентября 2022 г. | Загадочный астрономический взрыв (IRAS 05506+2414) |
| 12 сентября 2022 г. | Установка часов по звездному взрыву (SNR 0519-69,0) |
| 8 сентября 2022 г. | Хаббл находит спиральные звезды, открывая окно в раннюю Вселенную |
| 11 августа 2022 г. | Хаббл видит красную сверхгигантскую звезду Бетельгейзе, медленно восстанавливающуюся после взрыва ее вершины |
10 августа 2022 г. | Fermi подтверждает, что крушение звезды является источником экстремальных космических частиц |
| 8 августа 2022 г. | Небесный облачный пейзаж в туманности Ориона |
| 25 июля 2022 г. | Объятия отвергнутой звезды (Дзета Змееносца) |
| 15 июня 2022 г. | Аппарат НАСА «Чандра» поймал пульсар в рентгеновской ловушке (G292.0+1.8) |
| 15 июня 2022 г. | Мертвая звезда, пойманная на разрыве планетарной системы |
| 16 мая 2022 г. | Хаббл шпионит за сверкающим скоплением звезд (NGC 6558) |
| 9 мая 2022 г. | Последствия космического катаклизма (DEM L 249) |
| 5 мая 2022 г. | Хаббл обнаружил уцелевшую звезду-компаньон после взрыва сверхновой |
| 30 марта 2022 г. | Рекорд побит: Хаббл обнаружил самую дальнюю из когда-либо виденных звезд |
| 14 марта 2022 г. | Крошечная звезда выпускает гигантский луч материи и антиматерии (PSR J2030+4415) |
8 марта 2022 г. | Телескоп NICER НАСА видит слияние горячих точек на Magnetar |
| 7 марта 2022 г. | «Хаббл» снимает реактивную установку |
| 1 марта 2022 г. | NuSTAR НАСА делает важные открытия с помощью «неприятного» света |
| 28 февраля 2022 г. | Разворачивающаяся история Килоновой, рассказанная в рентгеновских лучах (GW170817) |
| 29 января 2022 г. | Хаббл исследует звездообразующий хамелеон |
| 25 января 2022 г. | Визуализация исследует Великое извержение массивной звезды |
| 12 января 2022 г. | Пузырь шириной 1000 световых лет, окружающий Землю, является источником всех близлежащих молодых звезд |
Как формируются звезды? · Frontiers for Young Minds
Abstract
В этой статье мы объясняем процесс звездообразования для регулярных солнцеподобных звезд. Звезды образуются из скопления газа и пыли, которые коллапсируют под действием силы тяжести и начинают формировать звезды.
Процесс звездообразования занимает около миллиона лет с момента, когда первоначальное газовое облако начинает коллапсировать, до тех пор, пока звезда не будет создана и сияет, как Солнце. Материал, оставшийся после рождения звезды, используется для создания планет и других объектов, вращающихся вокруг центральной звезды. Наблюдать за звездообразованием сложно, потому что пыль непрозрачна для видимого света. Однако можно наблюдать эти темные звездные ясли с помощью радиоволн, потому что радиоволны свободно доходят до нас и наших радиотелескопов.
Звезды, как и наше Солнце, существовали не всегда. Звезды рождаются и умирают в течение миллионов или даже миллиардов лет. Звезды образуются, когда области пыли и газа в галактике коллапсируют из-за гравитации. Без этой пыли и газа звезды бы не образовались.
The Dusty Nuseries of Stars
Галактика содержит не только миллиарды звезд, но и большое количество газа и пыли. Эти области газа и пыли в галактике лежат в пространстве между звездами.
Если бы галактика была улицей, дома были бы звездами, а области газа и пыли были бы садами между домами. Пространство между звездами в галактике называется 9.0010 межзвездная среда , потому что это среда или вещество, из которого состоит пространство между звездными объектами.
Области газа и пыли называются молекулярными облаками из-за их содержания. Молекулярные облака состоят из смеси атомов, молекул и пыли. Атомы — это маленькие строительные блоки всего, что нас окружает. Молекулы состоят из двух или более атомов, соединенных вместе. Молекулы, присутствующие в молекулярных облаках, обычно представляют собой молекулярный водород, H .2 , но могут быть и более сложные молекулы, такие как метанол, состоящий из шести атомов, или вода, состоящая из трех атомов. Пылинки представляют собой еще более крупные комки вещества, и их размер может достигать нескольких миллиметров, что огромно по сравнению с атомами или молекулами.
Молекулярные облака в межзвездной среде большие.
На самом деле одно молекулярное облако может быть в сотни тысяч раз тяжелее Солнца. Их объемы также различаются: молекулярное облако может быть такого же размера или во много раз больше, чем вся наша Солнечная система. Эти огромные молекулярные облака совершают турбулентное движение. Это означает, что газ и пыль в облаках не остаются на одном месте с течением времени. Эти вещества перемещаются во всех направлениях, как дети, бегающие по школьному двору. Это турбулентное движение газа и пыли распределяет атомы и молекулы неравномерно, так что в некоторых областях молекулярного облака будет больше вещества, чем в других областях (рис. 1А). Если газ и пыль скапливаются до очень высокого уровня в определенной области, эта область начинает разрушаться из-за притяжения собственной гравитации. Область меньше молекулярного облака и живет внутри молекулярного облака. Область составляет «всего» несколько сотен астрономических единиц ( а.е. с), что в несколько сотен раз превышает расстояние от Земли до Солнца.
- Рисунок 1 – Процесс звездообразования.
- На иллюстрации показаны шесть стадий звездообразования солнцеподобных звезд. Процесс начинается на (A) , где газ и пыль в пространстве между звездами (также называемом межзвездной средой, ISM) коллапсируют в плотный газовый шар, называемый дозвездным ядром (B) , который в конечном итоге станет солнцем. . При обрушении диска (C) формируется вокруг ядра, а на полюсах выбрасываются две струи. В какой-то момент звезда перестает расти, но газ все равно попадает на диск (D). Через несколько миллионов лет и этот процесс останавливается. В настоящее время рождается звезда (E) , а планеты формируются из оставшегося материала, который в конечном итоге станет солнечной системой (F) . Солнечная система обычно живет 10 миллиардов лет после процесса формирования.
Коллапсирующее молекулярное облако
Молекулярное облако очень холодное, всего на несколько градусов выше абсолютного нуля , что является самой низкой возможной температурой (также называемой 0°K).
Но когда газ и пыль начинают коллапсировать в области внутри молекулярного облака, оно медленно нагревается. Это следствие закона физики, который говорит нам, что, когда материя сжимается, плотность материи увеличивается, и материя начинает нагреваться. Внешний край области коллапса будет иметь температуру примерно на 10° выше абсолютного нуля (также называемую 10°К), а внутренняя область будет медленно нагреваться примерно до 300°К, что соответствует комнатной температуре.
Когда коллапсирующая область достигает размеров почти 10 000 а. «Звездный» означает «звезда», поэтому «презвездный» означает «прежде, чем стать звездой». Слово «ядро» относится к газу и пыли, которые сейчас настолько плотные, что термин «ядро» является более точным, чем «область» или «облако». Кроме того, это дозвездное ядро позже станет внутренним ядром звезды.
В течение следующих 50 000 лет дозвездное ядро сжимается. Это может показаться долгим, но в астрономических масштабах это считается довольно быстрым процессом по сравнению, например, с возрастом Вселенной, который составляет почти 14 миллиардов лет.
Ядро сжимается до тех пор, пока не достигнет 1000 а.е. (рис. 1С). Он по-прежнему состоит из того же газа и пыли, а это означает, что плотность этого вещества увеличивается по мере того, как диаметр уменьшается до 1/10 исходного размера области коллапса.
По прошествии 50 000 лет система сформирует диск вокруг центрального ядра, и избыточный материал будет выброшен наружу с полюсов звезды. Полюс на звезде подобен полюсу на Земле, а именно определяется как ось, вокруг которой вращается звезда. На рисунке 1C вы можете видеть две фонтаноподобные структуры, из которых выбрасывается этот избыток материала. Эти структуры называются джетами, и они подчиняются законам физики. Случайное движение газа и пыли, описанное нами ранее, в сочетании с сжатием системы по мере формирования дозвездного ядра заставит всю систему вращаться. Этот процесс приводит к формированию плоского диска вокруг дозвездного ядра. Это похоже на то, как платье образует плоский диск вокруг вращающейся фигуристки. Если бы фигуристка не вращалась, платье не было бы плоским диском вокруг нее, а болталось бы по бокам.
Струи на полюсах возникают, чтобы удерживать систему в равновесии. Систему сейчас называют протозвездой, что означает, что она находится на самом первом этапе превращения в настоящую звезду.
От предзвездного ядра к звезде
Диск имеет решающее значение для превращения протозвезды в звезду подходящего размера. Диск в основном состоит из газа, который вращается вместе с диском и медленно приближается к поверхности протозвезды. Когда газ подходит достаточно близко к звезде, он падает на поверхность звезды из-за гравитации, и звезда растет. Этот процесс роста называется процессом аккреции , и говорят, что звезда аккрецирует (накапливает) вещество с диска.
В течение следующих 1000 лет вещество диска либо аккрецируется звездой, либо выбрасывается из диска (рис. 1D). Звезда достаточно выросла в размерах и плотности, чтобы центральная область инициировала ядерную реакцию, в результате которой звезда сияет, как Солнце. На данный момент звезда называется звездой Т-Тельца, и это первый раз, когда звезду можно наблюдать визуально.
Звезда в конце концов перестает аккрецировать вещество из диска, но оставшийся материал вокруг звезды по-прежнему имеет дискообразную форму (рис. 1E). Диск больше не служит для питания звезды материей, которая заставляет звезду расти. Вместо этого диск теперь представляет собой просто круглую движущуюся плоскость материала, которая начнет медленно слипаться и вращаться вокруг звезды. Эти маленькие комки, сделанные из материала, оставшегося от создания звезды, сформируют новые планеты. Это означает, что планеты в нашей Солнечной системе состоят из материала, оставшегося после рождения Солнца! Вот почему все планеты Солнечной системы находятся в одной плоскости!
Окончательная солнечная система (рис. 1F) завершена, когда диск полностью исчерпан и сформированы все планеты. В течение следующих 10 миллиардов лет звезда будет сжигать ядерное топливо в своем центре и излучать энергию в виде излучения, которое мы называем солнечным светом.
Наблюдение за молекулярными облаками
Молекулярные облака, которые содержат новорожденные звезды и формируют их, представляют собой темные области на ночном небе.
Человек не может увидеть молекулярное облако даже в телескоп. Причина, по которой мы не можем видеть молекулярное облако, заключается в том, что частицы пыли рассеяны по всему облаку и поглощают свет окружающих звезд. Это не позволяет звездному свету путешествовать в космосе и достигать нас здесь, на Земле, поэтому молекулярное облако выглядит как темная область в небе. К счастью для астрономов, молекулярное облако прозрачно для радиоволн. Это означает, что радиоволны не поглощаются частицами пыли в облаке, и поэтому радиоволны могут свободно доходить до нас на Земле. Радиоволны не видны глазу, но с помощью больших радиотелескопов можно получать сигналы от этих темных молекулярных облаков.
Эти радиоволны несут информацию о содержимом темного молекулярного облака. Если звезда рождается, облако будет излучать другие радиоволны, чем если бы в нем не рождалась звезда. Использование радиоволн позволяет астрономам видеть, когда рождаются звезды, даже если молекулярное облако темное.
И хотя сегодня астрономы многое знают о том, как формируются такие звезды, как Солнце, на самом деле остается еще большая загадка, которую предстоит разгадать.
Заключение
Великая тайна возникает, когда образуются очень большие звезды. Астрономы знают, что звезды, масса которых примерно в шесть раз превышает массу нашего Солнца, рождаются именно так, как мы описали в этой статье. Звезды с большей массой требуют другого процесса, потому что давление звездного излучения будет отталкивать диск, не позволяя звездам расти больше, чем примерно в шесть раз больше нашего Солнца.
Астрономы видели эти большие звезды, поэтому они знают, что большие звезды существуют и должны каким-то образом родиться. Но то, как они рождаются, по-прежнему остается большим вопросом для астрономов всего мира.
Глоссарий
Межзвездная среда (ISM) : ↑ Все пространство внутри галактик, где нет звезд, но зато много газа и пыли.
Молекулярное облако : ↑ Большое космическое облако, заполненное газом и пылью.