Как появляются звезды: интересные факты — ЗнайКак.ру
Автор znaikakadmin На чтение 3 мин. Просмотров 9.6k. Опубликовано
Когда мы слышим слово звезда, мы зачастую представляем себе различные небесные тела, видимые в небе. Но отнюдь не все из них являются звездами, это могут планеты, группы звезд или попросту облака газа.
Звезда — это шар, состоящий из газа. Светиться же она за счет очень высокой температуры. Температура звезд варьируется в диапазоне от 2100 до 50000 градусов по Цельсию. Температура звезды непосредственным образом влияет на ее цвет. Это можно сравнить с раскаленным металлом, который меняет цвет в зависимости от температуры. Самые горячие звезды окрашиваются в голубой цвет.
Появление звезды
Издавна ученые пытались выяснить, как образуются звезды. Звезды могут иметь разные габариты. От ее размеров зависят многие другие ее характеристики, такие как ее температура, цвет и продолжительность жизни. Звезды состоят из космической пыли и газа. Силы тяготения уплотняют эти составляющие. Повышают скорость их вращения и температуру, что приводит к образованию протозвезды. Когда газ в ядре протозвезды нагревается до 12 000 000 градусов, внутри нее водород начнет превращаться в гелий. В ходе этого процесса протозвезда излучает много энергии, вследствие чего перестает сжиматься.
Жизненный путь
Энергия, излучаемая звездой, делает ее яркой на долгие годы. К примеру, звезда, подобная Солнцу, живет и светит в среднем 10 млрд. лет. У звезд по больше жизненный путь короче и составляет всего несколько миллионов лет. Это обусловлено тем, что газ в их недрах перерабатывается быстрее. Звезды же меньших размеров, чем наше Солнце вырабатывают меньше тепла и света и живут 50 млрд. лет или более.
Группы звезд
В некоторых случаях из одного исходного материала в виде газа и пыли, образуются две или целая группа звезд. Они называются кратными. Ученые, наблюдая за такими звездами, заметили, что иногда свет одной звезды затмевает другую, а иногда свет, излучаемый ими, суммируется.
- В ходе превращения водорода в гелий в ядре звезды выделяется большое количество энергии, что прекращает дальнейшее сжатие звезды.
- Так называемые плеяды, группы звезд, расположенные довольно далеко от земли, не вооруженным глазом могут восприниматься как туманное пятно.
- Звезда зарождается из облака газа и пыли. Сила тяготения уплотняет это облако. Температура газа растет, что приводит к выбросу энергии, в частности световой.
- Температура газа все время растет, свет излучаемый звездой, становится ярче.
- Наше солнце в данный момент находится посередине своего жизненного пути. По оценкам ученых, газа в нем хватит, чтоб прожить еще 5 млрд. лет.
Много интересных и научных статей и новостей о космосе, вы можете найти на сайте infuture.ru
www.znaikak.ru
Как рождается новая звезда и как появляются планеты?
1. Рождение новой звезды
На данный момент, мнения большинства астрофизиков сходятся на том, что формирование звезд происходит за счет газопылевых скоплений. Воздействие гравитационных сил на межзвездное облако приводит к противостоянию сил сжатия и расширения. Расширению способствуют магнитные поля и внутреннее давление облака, с другой стороны действует собственная гравитация небесного тела и влияние внешней среды.
Вместе с тем, свет снаружи в непрозрачное облако не поступает, а дополнительную потерю тепла составляет молекулярное инфракрасное излучение. Согласно этому, температура в плотной части облака снижается до отметки -270 градусов, что неминуемо приводит к падению давления. Данная область начинает стремительно сжиматься, в результате доминирующего и более плотного процесса сжатия. Далее уже разогретое газовое облако выделяет огромное количество энергии. Это объясняется тем, что внутреннее давление и температура увеличиваются до предела, когда в ядре будущей звезды запускается механизм термоядерной реакции по слиянию атомов водорода.
2. Как появляются планеты вокруг звезды
По теории Большого взрыва планеты образовались вследствие скопления космической пыли. Крупные потоки частиц притягивали более мелкие, с течением времени обретая увеличенные размеры. Так появилась планетная система, вращающаяся вокруг центральной звезды – Солнца. Но стоит отметить, что Солнце является звездой средней величины. Наша галактика насчитывает множество миллиардов звезд. И подобных галактик сотни миллиардов тоже. Подсчеты ученых показывают, что количество планет может достигать десятки миллиардов триллионов. Но тогда почему их так трудно отыскать?
Дело в том, что планеты не имеют собственного излучения. Их степень яркости зависит от звезд, свет которых они отражают. Особенно отдаленные планеты являются слабыми объектами для возможного их обнаружения и наблюдения. Для этих целей, ученые прибегают к исследованию гравитационного воздействия небесных тел в системе звезда-планета. Сила притяжения универсальна и звезды притягивают к себе планеты. Планеты, в свою очередь, так же обладают силой тяготения, но в менее значительной степени.
3. Чем отличается планета от звезды
Как упоминалось выше, главное отличие планеты от звезды в том, что она отражает свет, в то время как звезды способны его излучать. Кроме этого, имеются и другие существенные отличия. Звезда обладает более значительной массой и температурой, чем планеты. Температура на поверхности звезды может достигать 40 000 градусов. Как правило, по причине большой разницы в массе, планеты движутся вокруг звезд.
Планета не может стать звездой ввиду разного химического состава. Звезда содержит, преимущественно, легкие элементы. В то время как планета имеет, в том числе и твердые. Следует подчеркнуть, что на абсолютно всех звездах протекают различные ядерные и термоядерные реакции, которых на планетах никогда не наблюдалось. В порядке исключения, что-то подобное происходит на ядерных планетах, но проявления эти гораздо слабее.
xn—-8sbiecm6bhdx8i.xn--p1ai
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.
«звездное население II». Вспышка взрывного характера вызывает ударную волну, которая доходит до ближайшей туманности и провоцирует её 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.
По мере того как глобула Бока продолжает сгущаться, её масса
увеличивается, притягивая к себе благодаря гравитации материю из соседних
областей. В связи с тем, что внутренняя часть глобулы сгущается быстрее,
чем внешняя, глобула начинает разогреваться и вращаться. Через несколько
сотен тысяч лет, во время которых происходит сжатие, образуется
протозвезда.
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 тёмно-
красным светом.
Протозвезда имеет очень большие размеры, и, хотя тепловая энергия
распределяется по всей её поверхности, она всё равно остаётся относительно
холодной. В ядре температура растет и достигает нескольких миллионов
градусов по Цельсию. Вращение и круглая форма протозвезды несколько
видоизменяются, она становится более плоской. Этот процесс длится миллионы
лет.
Увидеть молодые звезды трудно, так как они еще окружены темным пылевым
облаком, из-за которого практически не виден блеск звезды. Но их можно
рассмотреть 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, образуя каплевидную или аркообразную структуру, известную
под названием «объект Хербика-Харо».
Звезда или планета?
Температура протозвезды доходит до нескольких тысяч градусов. Дальнейшее
развитие событий зависит от габаритов этого небесного тела; если масса
небольшая и составляет менее 10% от массы Солнца, это значит, что нет
условий для прохождения ядерных реакций. Такая протозвезда не сможет
превратиться в настоящую звезду.
Учёные 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».
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 из
образовавшейся звезды. Эта стадия называется «фаза Т-Тельцы», она может
длиться 30 миллионов лет. Из остатков газа и пыли, окружающих звезду,
возможно образование планет.
kosmos-x.net.ru
Протозвезда
Протозвёзды — звёзды на завершающем этапе своего формирования, вплоть до момента загорания термоядерных реакций в ядре, после которого сжатие протозвезды прекращается и она становится звездой главной последовательности. Протозвёзды обычно обладают пылевыми оболочками, благодаря которым они являются мощными источниками инфракрасного излучения. Протозвёзды небольших масс часто наблюдаются как вспыхивающие звёзды.
Эволюция Протозвезды
Рождение звезды длится миллионы лет и скрыто от нас в недрах тёмных облаков, так что этот процесс практически недоступен прямому наблюдению. Превращение фрагмента облака в звезду сопровождается гигантским изменением физических условий. После начала сжатия распределение плотности в облаке становится очень неоднородным: плотность существенно возрастает к центру. Спустя время центральная область становится непрозрачной для инфракрасного излучения, и температура в ней начинает быстро увеличиваться. Вскоре формируется ядро, вокруг ядра возникает ударная волна, отделяющая непрозрачную область равновесия от свободно падающей изотермической оболочки. Медленное сжатие ядра продолжается до тех пор, пока при температуре около 2000 К не начнется разрушение молекул водорода, а вскоре и ионизация его атомов. Эти процессы поглощают много энергии; равновесие ядра нарушается, и оно стремительно сжимается.
Рост массы ядра за счет аккреции продолжается до тех пор, пока не упадет все вещество. В этот период, протозвезда для внешнего наблюдателя выглядит как крайне холодный, инфракрасный объект, поскольку излучение ядра полностью поглощается веществом оболочки и переизлучается в длинноволновом диапазоне спектра. Когда же оболочка полностью упадет на ядро и все вещество из молекулярного газа превратится в плазму, протозвезда становится молодой звездой.
astroson.com
Как формируется звезда?
Объекты глубокого космоса > Звезды > Как формируется звезда?
Изучите детали того, как формируются звезды во Вселенной: облака водорода и гелия, цикл развития звезды на фото, влияние массы на классификацию и переход.
Благодаря Солнцу на нашей планете возможна жизнь. Но оно не единственное и не самое древнее. Важно понимать: когда звезда умирает, то выбрасывает в пространство важные для нашего существования тяжелые элементы. Но как звезда формируется? На нижнем рисунке отображены этапы рождения и развития звезд, а также их дальнейшая трансформация в различные небесные тела.
Жизненный цикл звезды
Рождение звезды начинается с гигантского облака холодного молекулярного водорода и гелия, которые остались с момента Большого Взрыва. Они могут вытягиваться на сотни световых лет и вмещать массу, превышающую солнечную в миллионы раз. Кроме того, в облаке сохраняются тяжелые элементы из звезд, которые умерли раньше. Здесь установлен баланс между внутренней силой тяжести и давлением молекул. Но неожиданный удар нарушает равновесие.
Встряску может создать близкий взрыв сверхновой, столкновение с другим газовым облаком или же волны давления от рукавов спиральной галактики. По мере разрушения, облако разбивается на меньшие скопления, пока не образуются узлы со звездной массой. Эти области нагреваются, поэтому не позволяют попадать другому материалу внутрь. Узнайте как выглядит жизненный цикл звезды на схеме.
Круговорот жизни звезды
В центре температура и плотность вырастают. Когда сила тяжести уравновешивает внешнее давление, формируется протозвезда. Ее дальнейшая судьба зависит от количества материала. Если его мало, то нет возможности активировать звездное зажигание, и мы видим коричневого карлика (остывают в течение миллиардов лет).
Если материала хватает, то она начинает сплавлять дейтерий. Процесс замедляет коллапс и готовит звезды к переходу в фазу главной последовательности. Сейчас Солнце пребывает именно в этом положении.
Если масса достигает солнечной или меньше, то переживает реакцию протона-протона. Но при массе в 1.3 раза больше солнечной происходит цикл углерод-азот-кислород, способствующий трансформации водорода в гелий. Жизнь звезды также зависит от ее массы и скорости сжигания водорода. Красные карлики могут просуществовать сотни миллиардов лет, а вот сверхгиганты обречены на короткие несколько миллионов, после чего способны взорваться как сверхновые.
v-kosmose.com
Рождение и эволюция звезд Мир звезд огромен и разнообразен. За тысячи лет до нас это знали внимательные наблюдатели неба — пастухи, мореходы, проводники караванов. Они отличали звезды, узнавали, давали им имена, считая, однако, вечными и неизменными, драгоценными гвоздями, вбитыми в небесную твердь. Но мир звезд изменчив, как и мир людей. У каждой своя судьба. Одни живут долго и тихо угасают. Другие, эволюционируя быстро, бурно заканчивают жизнь в огне колоссальной вспышки. Звезды рождаются в галактиках из межзвездного вещества, неравномерно распределенного в пространстве, состоящего из газа и пыли, пронизанного излучениями и слабым магнитным полем. Часть этого вещества собрана в облака, в самых плотных областях которых идет процесс звездообразования. Газово-пылевые облака неоднородны. В них образуются сгустки, которые со временем под действием гравитации начинают сжиматься. В процессе сжатия возникает вращение вещества, и вокруг центральной части формируется газово-пылевой диск. Падение вещества к центру конденсации (сжатие) приводит к столкновениям между частицами и их разогреву при переходе кинетической энергии в тепловую. Идет формирование протозвезды. Когда температура в центральной области достигает нескольких миллионов градусов, начинаются термоядерные реакции превращения водорода в гелий, сжатие прекращается, и протозвезда становится звездой. У протозвезды солнечной массы процесс медленного сжатия продолжается около 50 млн. лет.
Из аккреционного диска, вращающегося вокруг молодой звезды, со временем может сформироваться система планет и их спутников. Образование планет проходит бурно и сопровождается постоянными столкновениями. Часть материи под воздействием гравитационных возмущений и интенсивного звездного ветра выбрасывается в окружающее космическое пространство. Процесс звездообразования продолжается и в наше время, но уже из вещества, обогащенного тяжелыми элементами, выброшенными в процессе эволюции предыдущих звездных поколений. Обычно звезды рождаются не поодиночке, а как бы «гнездами», формируя обширные скопления — ассоциации. Молодые ассоциации звезд генетически связаны с большими газово-пылевыми комплексами межзвездной среды. Каждая «новорожденная» звезда, в зависимости от своей первоначальной массы, занимает определенное место на диаграмме Герцшпрунга-Рессела — графике, по одной оси которого отложен показатель цвета звезды, а по другой — ее светимость, т.е. количество энергии, излучаемой в секунду. Показатель цвета звезды связан с температурой ее поверхностных слоев — чем ниже температура, тем звезда краснее, а ее показатель цвета больше. «Протозвездная» стадия эволюции относительно быстротечна. Самые массивные звезды проходят ее всего за несколько сотен тысяч лет. Поэтому неудивительно, что число таких звезд в Галактике невелико и наблюдать их не просто. Но после того, как они «пропишутся» на Главной последовательности диаграммы Герцшпрунга-Рессела, ситуация резко меняется. Теперь параметры звезды стабилизировались, и в течение длительного времени они будут оставаться неизменными. Звезды на диаграмме формируют пять полос, называемых последовательностями. От верхнего левого угла к правому нижнему проходит Главная последовательность, на которой находится большинство звезд. Верхняя часть представлена голубыми звездами с температурой 30 000°-50 000° Кис оптической светимостью в 10 000 раз больше светимости Солнца (например, Спика), далее расположены белые звезды (Сириус А), желтовато-белые (Процион), желтые (Солнце), оранжевые (χ Кита), а заканчивается Главная последовательность красными карликами с температурой 3000°-4000° К, которые слабее Солнца в 1000 раз (Крюгер 60). Выше Главной последовательности находятся красноватые субгиганты, а затем желтые, оранжевые и красные гиганты, имеющие большие размеры и соответственно высокие светимости (Капелла, Арктур, Альдебаран). В самой верхней части диаграммы проходит ветвь сверхгигантов, светимость которых в сотни тысяч раз больше светимости Солнца (Ригель, Бетельгейзе). Но таких звезд очень немного. Чуть ниже Главной последовательности параллельно ей проходит ветвь субкарликов. И, наконец, в самой нижней части диаграммы отдельной группой располагаются белые карлики — очень плотные маленькие и горячие звезды, находящиеся на заключительной стадии развития (Сириус В). В процессе эволюции звезды меняют свое положение на диаграмме «спектр-светимость», перемещаясь из одной группы в другую. Большую часть жизни звезда проводит на Главной последовательности. Справа и вверх от нее располагаются как самые молодые звезды, так и звезды, далеко продвинувшиеся по своему эволюционному пути. Время жизни звезды зависит, главным образом, от ее массы. По теоретическим расчетам, масса звезды может варьировать от 0,08 до 100 солнечных масс. У протозвезды с массой меньше 0,08 солнечной температура в центре не сможет подняться до необходимой для начала термоядерных реакций. А звезды с массой больше 100 солнечных масс неустойчивы. Чем больше масса звезды, тем быстрее выгорает водород, и тем более тяжелые элементы могут образоваться в процессе термоядерного синтеза в ее недрах. На поздней стадии эволюции, когда в центральной части звезды начинается горение гелия, она сходит с Главной последовательности, становясь, в зависимости от массы, голубым или красным гигантом. Итак, на протяжении периода, когда звезда находится на Главной последовательности, она эволюционирует, медленно теряя вещество за счет излучения. Она продолжает свою созидательную алхимию, и вот уже через какие-нибудь несколько миллионов лет появляются около двадцати новых химических элементов. Когда гелиевое топливо исчерпано, начинается сжигание углерода, в результате которого образуется кислород. После углерода наступает очередь кислорода. Таким образом, рождаются более сложные элементы, такие как неон, магний или даже алюминий и сера. Когда появляется железо, звезда уже содержит химические элементы, которые позже образуют более 90% атомов нашего тела, и будут отвечать за разнообразие жизни на Земле. Чтобы представить себе дальнейшую эволюцию звезд, вспомним о силах, обеспечивающих равновесие процессов в их недрах. Там протекают ядерные реакции с выделением энергии, которая затем передается наружным слоям и нагревает их. Это могло бы привести к расширению и разлету наружных слоев звезды, если бы не гравитация. Чем больше масса звезды, тем сильнее ее гравитационное поле. Таким образом, на материал звезды действуют силы притяжения, которые уравновешиваются внутренним давлением. В обычных звездах это равновесие сохраняется миллиарды лет, в течение которых они светят, медленно расходуя водородное топливо.
Но наступает момент, когда полностью исчерпаны термоядерные источники энергии. Звезда на пороге кризиса, она уже не может вырабатывать необходимое количество энергии, достаточного для поддержания внутреннего давления и противостояния силам гравитации. Начинается процесс неудержимого сжатия (коллапс), но это сжатие уже не может обеспечить включение новых термоядерных реакций. Для звезд, которые значительно массивнее Солнца, гравитационный коллапс наступает сразу после образования железного ядра. У менее массивных звезд этот процесс начинается на более ранних этапах развития. Вследствие коллапса образуются звезды с огромной плотностью. К таким объектам относятся белые карлики. Их ядра имеют плотность, равную нескольким тоннам на 1 см3, и окружены тонкой атмосферой, состоящей, преимущественно, из водорода или гелия. Одновременно с образованием сверхплотного ядра, звезда сбрасывает свою внешнюю оболочку, которая превращается в газовое облако — планетарную туманность и постепенно рассеивается в космосе. Звезда большей массы может сжиматься до радиуса, равного 10 км, превращаясь в объект с наибольшей плотностью — нейтронную звезду. В ходе катастрофического сжатия происходит слияние электронов и протонов в нейтроны. Одна столовая ложка нейтронной звезды весит 1 млрд. тонн! Последняя стадия эволюции еще более массивной звезды — образование черной дыры. Звезда сжимается до таких размеров, при которых вторая космическая скорость становится равной скорости света. Из такой гравитационной ловушки не может вырваться даже свет, поэтому никакая информация из черной дыры к нам не поступает. В районе черной дыры пространство сильно искривляется, а время замедляется. Образование нейтронных звезд и черных дыр обязательно связано с мощным взрывом. В небе возникает яркая точка, почти такая же яркая, как галактика, в которой она вспыхнула. Это «Сверхновая звезда». Упоминания, встречающиеся в древних летописях о появлении на небе ярчайших звезд, это не что иное, как свидетельства коллосальных космических взрывов. Вспышки Сверхновых, в зависимости от кривой блеска и других свойств, принято разделять на два типа. Вспышки Сверхновой I типа отличаются большей светимостью, которая может превышать в 2,5 млрд. раз светимость Солнца. Светимость Сверхновых II типа превышает светимость Солнца всего в 1 млрд. раз. Отличие Сверхновых I и II типа связано с химическим составом взрывающихся звезд, а, следовательно, и их возрастом. Так, Сверхновые I типа относятся к старым звездам, которые не могут обладать большими массами. Спектральный анализ их излучения показывает полное отсутствие водорода, что говорит об их почтенном возрасте. Сверхновые II типа связаны с молодыми массивными звездами, и, следовательно, при взрыве может выбрасываться значительная (порядка одной солнечной) масса вещества. Анализ их спектров показывает наличие большого количества водорода.
Перед вспышкой Сверхновой II типа огромные потери энергии происходят за счет нейтринного излучения, для которого материя звезды прозрачна. Унося с собой часть энергии из ядра, оно способствует еще большему охлаждению и дальнейшему коллапсу звезды. Слои, близлежащие к центру звезды, уплотняются и становятся непрозрачными для нейтрино, что приводит к резкому повышению температуры. Избыточная температура и огромное давление способствуют возникновению реакций синтеза легких ядер. Этот процесс имеет взрывной характер. Сопровождающая его ударная волна выбрасывает вещество звезды, оголяя ее ядро. Необходимо отметить, что рассмотренный механизм взрыва Сверхновых II типа подходит лишь для массивных одиночных звезд на конечных этапах их эволюции. Звезда теряет всю внешнюю оболочку, которая, разлетаясь с большой скоростью, через сотни тысяч лет без следа растворяется в межзвездном среде, а до этого мы наблюдаем ее как расширяющуюся газовую туманность (например, Крабовидная туманность в созвездии Тельца, волокнистая туманность Парус-Х). Первые 20 000 лет расширение газовой оболочки сопровождается мощным радиоизлучением. В течение этого времени она представляет собой горячий плазменный шар, имеющий магнитное поле, удерживающее заряженные частицы высоких энергий, образовавшиеся в Сверхновой. Чем больше времени прошло с момента взрыва, тем слабее радиоизлучение и ниже температура плазмы. Какие же звезды на конечных ступенях эволюции взрываются как Сверхновые? Анализ наблюдательных фактов показывает, что эволюция звезд с первоначальной массой менее 4 солнечных масс (время жизни звезды более 100 млн. лет) заканчивается образованием белых карликов. Если масса звезды находится в пределах от 4 до 6-7 солнечных масс, жизнь звезды заканчивается вспышкой Сверхновой I типа после 30-90 млн. лет эволюции. Если масса звезды превышает 6-7 солнечных масс, в конце ее эволюции происходит вспышка Сверхновой II типа с образованием нейтронной звезды или черной дыры (время жизни таких звезд 20-30 млн. лет). Изучение Сверхновых и их остатков чрезвычайно важно. Материя, выброшенная в космос в результате колоссальных взрывов, служит материалом для образования звезд следующих поколений. Все вещество нашей Галактики, за исключением того, что находится в белых карликах, уже прошло через стадию Сверхновых. Наше Солнце и планеты образовались 5 млрд. лет назад из газово-пылевого облака, содержащего практически все химические элементы таблицы Менделеева. Это богатство — следствие вспышек Сверхновых, то есть, эволюции звезд первого поколения. Именно вспышкам Сверхновых мы обязаны зарождением жизни, так как без железа в нашей крови, кислорода, которым мы дышим и множества других элементов, произведенных звездами, она была бы невозможна. История звезд самым непосредственным образом касается нас, так как из нее берет начало наша история. Мы есть не что иное, как звездная пыль. Схема эволюции звезд умеренной массы (солнечного типа). Звезда зарождается и выходит на ветвь Главной последовательности, занимая на ней строго отведенное место, согласно своим начальным параметрам. На Главной последовательности звезда проводит большую часть своей жизни, расходуя постепенно ядерное горючее. Затем на стадии расширения она уходит в область красных гигантов, по окончании которой выходит в полосу нестабильности и, сбросив конвективную оболочку, превращается в планетарную туманность. Оставшееся ядро, сжимаясь, эволюционирует в белый карлик. А планетарная туманность постепенно рассеивается в космосе, отдавая межзвездной среде составлявшие ее химические элементы. Лидия Чинарова |
astroera.net
Как рождаются звезды
Рождение звезд в Галактике происходит непрерывно. С одной стороны, можно доказать неизбежность этого процесса простым примером, «на пальцах». Мы знаем, что возраст нашей Галактики порядка 10 миллиардов лет. Известно также, что ежегодно в нашей Галактике «умирает» как минимум одна звезда.
Если бы все звезды образовались одновременно, в начале жизни Галактики, то часть их к сегодняшнему дню должна была бы «умереть». Во всяком случае, все яркие массивные звезды, время жизни которых порядка десяти миллионов лет, должны были бы исчезнуть с небосвода. Поскольку мы все-таки можем любоваться россыпями звезд (в том числе и самых ярких!) на ночном небе, ясно, что в Галактике идут процессы, компенсирующие смерть звезд, а именно — их рождение.
С другой стороны, есть данные наблюдательной астрономии, напрямую свидетельствующие о рождении звезд. Как же это происходит? Согласно общепринятой точке зрения колыбелями звезд являются газо-пылевые комплексы. Когда мы говорили о галактиках, мы упоминали о межзвездной среде. Сейчас самое время остановиться на этом вопросе подробнее. В начале XX века в астрономии было сделано выдающееся открытие, суть которого состояла в том, что межзвездное пространство отнюдь не является абсолютной пустотой, как это молчаливо предполагалось еще со времен Ньютона. Удалось установить, что межзвездное пространство заполнено газом очень малой плотности.
Интересно, что и в этом открытии основную роль сыграл эффект Доплера. Если наблюдать спектры двойных звезд, то по причине их орбитального движения вокруг общего центра масс линии в спектре будут периодически сдвигаться то в одну, то в другую сторону. Когда звезда начнет приближаться к нам, они будут немного уходить к фиолетовому концу спектра, а когда станет удаляться, линии будут испытывать красное смещение.
При наблюдениях происходило именно таким образом, за одним лишь исключением. Две линии, принадлежавшие Са2+, оставались неподвижными на фоне периодических смещений всех остальных линий. Они получили название стационарных, и стало ясно, что они принадлежат не звезде, а межзвездной, неподвижной субстанции, поглощавшей излучение звезды в узких линиях.
То, что межзвездный газ был обнаружен по линиям кальция, не свидетельствует еще о том, что концентрация кальция там велика. Просто его так называемые резонансные линии поглощения находятся в видимой области спектра, в то время как линии наиболее распространенных элементов сдвинуты глубоко в коротковолновую область.
Возьмем, к примеру, водород, длина волны резонансной линии которого составляет всего 1216 ангстрем. Совершенно ясно, что эта линия в земных «условиях просто ненаблюдаема», поскольку атмосфера «зарезает» ее полностью. Поэтому большая часть информации о химическом составе межзвездного газа была получена методами внеатмосферной астрономии.
В 1972 году 90 сантиметровый телескоп специального спутника «Коперник» принес новую информацию о составе межзвездной среды. Там удалось обнаружить углерод, кислород, магний, кремний, серу, марганец и другие элементы. Было также установлено, что химический состав облаков существенно отличается от солнечного. Разумеется, в межзвездных облаках был обнаружен и самый обильный элемент Вселенной — водород. Причем очень важно, что водород может присутствовать в форме нейтрального атома (HI) и в ионизированной форме (НИ). Отношение ионизированного и нейтрального водорода в различных облаках колеблется от нескольких десятых до значений менее чем 10 7.
Мы говорили о поглощении света звезд газом. Но в межзвездной среде есть еще один важный компонент — межзвездная пыль. Давно в Млечном Пути известны получившие название «угольных мешков» области, которые сильно поглощают излучение звезд, причем поглощающая ма¬терия распределена в Галактике весьма неравномерно.
Поглощение света вызывается субмикронными частичками, пылинками, имеющими очень сложный химический состав. Они образуются из углерода, силикатов, грязного льда, могут содержать в своем составе сложные органические соединения. Кстати, об органических соединениях в межзвездной среде. Мне здесь хочется сказать о них несколько слов. Хотя это и не имеет прямого отношения к физике образования звезд, тем не менее мы должны хорошо представлять, какие соединения входят в состав межзвездной среды.
Итак, в течение нескольких лет после открытия линии межзвездного водорода (21 см) радиоастрономы пытались найти линии других элементов. Прошло более 10 лет, прежде чем в 1963 году в космосе был открыт гидроксид (ОНTM). Концентрация гидроксида оказалась в миллиард раз Меньше концентрации атомов водорода. Поэтому казалось очень маловероятным обнаружить в космосе молекулы, состоящие из трех и более атомов. Но в 1968 году в космосе обнаружили молекулы воды (Н20) и аммиакa. (Вскоре после этого открыли формальдегид (Н2СО). Это была первая молекула, содержащая два «тяжелых» атома, помимо водорода. После открытия воды, аммиака и формальдегида список межзвездных молекул стал быстро пополняться. Оказалось, что в космосе присутствуют достаточно сложные органические молекулы, содержащие до одиннадцати атомов углерода!
Это дало возможность выдвинуть гипотезу, согласно которой межзвездная среда является не только колыбелью звезд, но и колыбелью жизни. Наиболее радикальные люди сейчас даже утверждают, что межзвездная пыль представляет собой… микроорганизмы, зародившиеся в глубинах Вселенной. Это, конечно, чересчур экстравагантная идея. Заметим сейчас, что число межзвездных молекул, обнаруженных в космосе, перевалило за полсотни, а более 240 спектральных линий остаются до сих пор не идентифицированными.
Вернемся к свойствам межзвездной среды. Средняя концентрация газа в Галактике невелика — около 1 частицы в кубическом сантиметре. Это сверхвысокий вакуум, абсолютно недостижимый ни в одной лаборатории на Земле. И тем не менее это не вакуум, это среда! В чем суть подобного парадоксального утверждения? Мы говорим о вакууме в каком-то объеме, если длина свободного пробега частичек больше, чем линейный размер этого объема. Мы видим, что длина свободного пробега равна примерно 105см, то есть на 3 порядка превышает радиус нашего объема. Это хороший вакуум.
А что же делается в межзвездном газе? Здесь свободный пробег огромен. При я=1 см3, 1=3- V-4 парсека. Но толщина газового диска в Галактике около 200 парсек. Следовательно, свободный пробег много меньше размеров области, в которой происходят различные физические процессы, и поэтому здесь мы имеем дело не с вакуумом, а с вполне упругой средой, к которой применимы все законы молекулярной фи¬зики и газовой динамики. К тому же эта среда обладает высокой электропроводностью, поскольку она или полностью, или частично ионизирована (зона НИ). Этот факт обусловливает тесное взаимодействие газа с межзвездным магнитным полем.
Радиоастрономические наблюдения показали, что сравнительно плотные облака межзвездного нейтрального водорода (области HI) группируются вдоль спиральных рукавов Галактики. То же самое относится и к наблюдаемым зонам НИ. Разумеется, температура зон НИ (~ 10 000 К) намного больше температур зон HI. Ведь в НИ водород ионизирован.
Что же подогревает эти зоны? Излучение массивных горячих звезд спектральных классов О и В, которые, кстати говоря, также группируются в спиральных структурах. Все это имеет прямое отношение к проблеме происхождения звезд.
Зоны HI и НИ не единственный тип структурирования газа в Галактике. Мы обратим сейчас самое пристальное внимание на так называемые газопылевые комплексы, гигантские темные сравнительно плотные и холодные облака. Именно в них сейчас и происходит рождение звезд. Прежде чем перейти к описанию ха-рактерных свойств этих комплексов, необходимо учесть одно обстоятельство чрезвычайной важности.
Мы уже говорили о том, что в Галактике есть звезды старые и молодые. В шаровых скоплениях присутствуют, по всей видимости, наиболее старые звезды, многие из которых имеют возраст, сравнимый с возрастом Галактики. Они могли образоваться одновременно с формированием Млечного Пути. И хотя конечные стадии образования наиболее старых и молодых звезд, по всей видимости, схожи, в самом начале существуют определенные различия. Что здесь имеется в виду?
Протогалактическое облако фрагментировало на достаточно массивные образования, которые, в свою очередь, распадались потом на все более и более мелкие сгустки. Это дробление может идти до тех пор, пока не возникают сгустки звездных масс. Очевидно, что для понимания этого процесса мы должны снова воспользоваться понятием джинсовой длины. Оценки показывают, что при сжатии протогалактического облака джинсова длина уменьшается быстрее, чем размеры облака. Факт очень существен, поскольку именно по этой причине «разрешена» фрагментация облака.
Расчеты показывают, что во время сжатия облака основные процессы разыгрываются при температуре около 10 тысяч К- При этой температуре и плотностях 10~27-10-24 г/см3 джинсова длина составляет 1023- 3 — 1021 см. Такой объем содержит от миллиарда до 30 миллионов солнечных масс.
Считается, что именно такие сгущения, находясь при почти постоянной температуре в 10 тысяч К, и претерпевали дальнейшую фрагментацию. Однако рано или поздно фрагментация должна прекратиться. Не так давно ученик Ф. Хойла, известный астрофизик М. Рис показал, что процесс фрагментации огромного облака идет лишь до определенного предела. На финише процесса фрагменты не могут иметь массу, меньшую, чем одна сотая солнечной массы. Удивительно, что эта величина зависит только от некоторых мировых постоянных (скорости света, постоянной Планка и т. д.).
Таким образом, картина каскадной фрагментации приводит нас к значению наименьших звездных масс, наблюдаемых в Галактике. В этой красивой и простой картине многое еще остается неизученным. В частности, согласно этой схеме можно было бы думать, что все звезды первого поколения должны обязательно иметь небольшие массы. Это, конечно же, не так, поскольку в модели каскадной фрагментации не учитываются сопутствующие сжатию процессы столкновения фрагментов, возникновение вихрей в облаке и т. д.
Вернемся теперь снова к газопылевым комплексам нашей Галактики. По сравнению с областями HI и НИ эти облака более плотные и более холодные. Их средняя температура 5-10 К. Типичное облако имеет массу от 100 тысяч до миллиона масс Солнца и размер в 40-50 парсек. Общее их количество в Галактике оценивается величиной 5-10 тысяч.
Какова природа образования таких комплексов? Почему их температура существенно меньше температуры окружающей среды? Здесь центральную роль играют явления неустойчивости в процессах нагрева и охлаждения среды. Именно тепловая неустойчивость и приводит к образованию газо-пылевых комплексов.
Мы привыкли к тому, что давление в газе увеличивается с ростом плотности. Однако в межзвездной среде могут происходить процессы, не подчиняющиеся этому, казалось бы, незыблемому правилу. Что же это за процессы? Представим себе, что межзвездный газ сначала полностью однороден, а его нагрев, происходящий за счет рентгеновских и ультрафиолетовых квантов, в точности компенсируется охлаждением. Тогда любой объем среды будет находиться в состоянии равновесия. Но будет ли такое равновесие устойчивым?
Чтобы ответить на этот вопрос, давайте посмотрим, как зависят скорости охлаждения и нагрева элемента объема газа от числа частиц в нем. С нагревом все просто. Ясно, что чем больше частиц в единице объема, тем больше столкновений с квантами и тем больше энергии получит выбранный нами объем газа в единицу времени.
Скорость охлаждения тоже зависит от числа частиц в объеме, но охлажде-ние более чувствительно к числу частиц, чем нагрев. Связано это обстоятельство с тем, что охлаждение происходит при столкновении частиц в нашем объеме, при их собственном взаимодействии. В этом случае частицы теряют энергию, высвечивая ее в виде квантов излучения, уходящих из объема газа. Газ, соответственно, охлаждается. Но, поскольку в процессе отдачи энергии в столкновении участвуют две частицы, а в процессе получения энергии только одна, легко сообразить, что действительно охлаждение происходит гораздо более эффективно.
Ну а теперь мы можем без труда понять, что будет происходить в межзвездном газе, если в каком-то объеме его случайно немного повысилась плотность. В этом случае охлаждение начнет опережать нагрев (оно более чувствительно к числу частиц в единице объема). Следовательно, температура в этом элементе упадет. Разумеется, тут же упадет и давление. В результате окружающая среда еще больше «сожмет» элемент объема, температура упадет еще ниже и т. д. Неустойчивость будет развиваться.
Естественно, этот процесс не может продолжаться бесконечно. В конце концов понижение температуры приведет к уменьшению тепловой энергии атомов в газе и, соответственно, к уменьшению эффективности охлаждения за счет возбуждения атомов при столкновениях. Поэтому рано или поздно установится равновесие нашего элемента с окружающей средой. И оно будет довольно своеобразным.
Кстати говоря, может ли здесь вообще идти речь о равновесии? Ведь температура элемента ниже, чем в окружающей среде. Это так. Но концентрация частиц в элементе больше, и поэтому давление, которое пропорционально произведению числа частиц в единице объема на температуру, в конце концов выравнивается с давлением окружающей среды. Мы будем иметь, таким образом, равновесие по давлению.
Существуют и другие виды неустойчивости, но мы не будем сейчас на них останавливаться. Тепловая неустойчивость, как показывают оценки, приводит к образованию облаков как раз таких масс и размеров, которые совпадают с наблюдательными данными. Теперь осталось получить из облака звезду. Для этого, естественно, необходимо, чтобы в облаке начала развиваться гравитационная неустойчивость. Этот вопрос уже обсуждался в предыдущей главе. Поэтому напомним только, что для реализации гравитационной неустойчивости размеры облака должны были быть больше критической джинсовой длины. Для малых облаков в зонах нейтрального водорода это условие не выполняется, а для мощных газопылевых комплексов оно заведомо должно выполняться. Это, кстати говоря, может свидетельствовать о том, что гравитационная неустойчивость действует и в настоящее время.
В созвездии Ориона есть огромный газопылевой комплекс, получивший название «Молекулярное облако Ориона». Оно находится на расстоянии 500 парсек от Земли и «весит» около 500 солнечных масс. Неподалеку от этого облака расположена группа из четырех горячих звезд, хорошо видимых в небольшой телескоп.
Один из ярчайших инфракрасных источников в туманности Ориона был открыт Е. Бёклином и Д. Нойгебауэром. Он расположен чуть правее центра молекулярного облака. Этот объект, получивший название «В-N объекта», имеет небольшие размеры — всего 200 астрономических единиц. Его температура 600 К, и это, по всей видимости, и есть звезда в стадии рождения.
Нужно помнить, что поскольку ядро В-N объекта находится внутри мощной пылевой оболочки, мы можем наблюдать лишь наружные части этого объекта. Ряд наблюдений привел к выводу, что пыль окружает очень молодую горячую звезду спектрального класса В, в которой только что зажглись термоядерные реакции. Лишь поглощение света этой звезды пылью мешает нам ее видеть. Поглощение очень сильное, свет ослабляется в 1020 раз!
Облако в Орионе не единственный пример рождения звезд в наше время. Наличие поблизости от облака четырех ярких звезд — подтверждение идеи о том, что звезды рождаются скоплениями, ассоциациями, причем начало этого процесса сжатие большого газопылевого комплекса. Затем по мере увеличения плотности отдельные его участки могут начать «независимую жизнь», и комплекс фрагментирует на отдельные куски, каждый из которых дает начало жизни отдельной звезды. Эта качественная картина не исключает возможности образования одиночных звезд.
А сейчас попробуем повнимательней разобраться, почему все-таки из холодного облака при сжатии должна образоваться горячая звезда. Возьмем, к примеру, наше Солнце. Уже сотни лет назад на Зондских островах и в особенности на Калимантане, туземцы умели добывать огонь при помощи устройства, позже получившего название пневматической зажигалки. Что это такое? В деревянном цилиндре высверливалось отверстие небольшого диаметра, в котором могла перемещаться палочка, а на конце ее прикреплялся кусочек трута. Зазор между стенками отверстия и палочкой очень маленький. Когда палочку вставляли в отверстие и быстро опускали, трут загорался.
Почему? Да потому, что воздух, находящийся внутри, сжимался, а энергия сжатия превращалась в тепло. Кстати, на этом же принципе — превращении энергии сжатия газа в теплоту — работают дизельные двигатели. Здесь есть еще один тонкий момент. Чтобы получить достаточно высокую температуру, палочку нужно двигать быстро, иначе тепло успевало рассеяться. Законы физики одинаковы и для пневматической зажигалки малайцев, и для двигателя Дизеля, и для огромного межзвездного облака. Вот почему при сжатии облако начнет нагреваться. Вот почему возможно образование горячей звезды из холодного облака. Ну а энергия сжатия облака во многие миллиарды раз больше, чем во всех дизельных двигателях земного шара.
В этом месте у читателя может возникнуть некоторое недоумение, связанное с тем, что совсем недавно мы говорили вроде бы другое. Действительно, речь шла о падении температуры при росте плотности в процессе тепловой неустойчивости. Но там излучение свободно выходило из облака. Здесь же, когда работает гравитационная неустойчивость, изменение плотности гораздо больше, чем в предыдущем случае.
Энергия сжатия превращается в излучение, которое может свободно выходить из облака в космическое пространство, пока плотность облака невелика. Поэтому сначала и температура облака повышается очень незначительно. Но чем сильнее сжатие, тем больше плотность вещества и тем труднее излучению выходить из облака.
Очень важно, что с повышением температуры начинаются изменения химического состава облака. Те молекулы, которые раньше при столкновениях высвечивали инфракрасное излучение, разваливаются. Холодильное устройство перестает работать, непрозрачность возрастает, и температура внутренних областей облака начинает повышаться. Что такое непрозрачность и почему должна повышаться температура?
Включим электрическую лампочку. Она сконструирована так, чтобы нить накаливания работала как можно дольше. Когда лампочка включена, она горячая, ее не возьмешь в руки: она и светит, и греет. Но воздух комнаты прозрачен и для видимого света, и для теплового излучения лампочки. Если теперь завернуть лампочку в хороший теплоизолирующий материал, например, в асбест, выход тепловой энергии будет затруднен, температура повысится, и лампочка перегорит быстрее. Асбест непрозрачен для излучения.
Так же и в случае облака. Только роль асбеста здесь играют достаточно плотные наружные слои. А внутри облака — горячее ядро, протозвезда. Но она еще находится внутри родительского облака. Если провести здесь аналогию с живой материей, то протозвезду можно сравнить с клеточным ядром, окруженным протоплазмой. Оценки показывают, что время сжатия облака солнечной массы — порядка миллиона лет. В конце первой стадии сжатия облако «напоследок» начинает интенсивно излучать, причем его инфракрасная светимость в десятки тысяч раз превышает общую светимость Солнца. Происходит вспышка инфракрасного излучения, длящаяся несколько лет. Далее облако, протозвезда, начинает сжиматься гораздо медленнее. В это время она имеет размеры порядка размеров орбиты Меркурия.
А затем происходят удивительные вещи. Когда звезда становится непрозрачной для собственного излучения, энергия сжатия оказывается «запертой» внутри протозвезды, и в ее жизни наступает знаменитая «стадия Хаяши» (этап развития протозвезд, получивший свое название в честь известного японского астрофизика С. Хаяши).
Поскольку сброс энергии, которая выделяется при сжатии, из-за непрозрачности затруднен, сжатие резко замедляется. Но энергию-то сбрасывать все-таки надо. Так вот, Хаяши и показал, что в этой стадии сжатия энергия сбрасывается при помощи конвекции. Да, да, той самой конвекции, которую мы каждый день видим, когда кастрюля с водой или чайник стоят на плите и более горячие слои воды поднимаются снизу вверх. И в нашем случае внутренние, горячие участки протозвезды начинают перемещаться наверх, а на их место стремится газ из наружных, более холодных районов. В это время температура протозвезды достигает нескольких тысяч градусов.
Понятно, что такой процесс, как конвекция, не может сразу охватить всю протозвезду: она развивается постепенно даже в таком небольшом объеме, как чайник. Что здесь говорить о протозвезде! Но когда вся протозвезда вовлекается в этот процесс, энергия сжатия получает возможность «выйти наружу» и переизлучиться в мировое пространство. Поэтому-то развитие конвекции сопровождается короткой вспышкой светимости.
Уже после этого продолжается медленное сжатие охваченной конвекцией протозвезды. Радиус ее уменьшается, неуклонно стремясь к некоторому конечному значению. А поскольку температура поверхностных слоев протозвезды постоянна, то светимость ее будет падать. Эта стадия, как показывают расчеты, занимает уже десятки миллионов лет.
Наконец начинаются ядерные реакции, сжатие прекращается и прото-звезда становится стабильной, обычной, звездой. Как говорят астрономы, она садится на главную последовательность — столбовую дорогу жизни большинства звезд.
astro-azbuka.ru