Главная В избранное Контакты News О проекте Планы сайта Карта
счетчик сайта
Размер шрифта:

Кратко:

Звёзды образуются из межзвездной газово-пылевой среды

Важным аргументом в пользу вывода о том, что звёзды образуются из межзвездной газово-пылевой среды, служит расположение групп заведомо молодых звезд (так называемых "звёздных ассоциаций") в спиральных ветвях Галактики. Дело в том, что согласно радиоастрономическим наблюдениям межзвездный газ концентрируется преимущественно в спиральных рукавах галактик.

Это имеет место и в нашей Галактике. Более того, из детальных "радио изображений" некоторых близких к нам галактик следует, что наибольшая плотность межзвездного газа наблюдается на внутренних (по отношению к центру галактики) краях спирали, и именно в этих частях спиралей наблюдаются методами оптической астрономии облака ионизованного межзвездного газа. Причиной ионизации таких облаков может быть только мощное ультрафиолетовое излучение ярких массивных горячих звезд главной последовательности - объектов заведомо молодых.

Таким образом, спиральные рукава - это области, где имеются молодые звёзды, т.е. области, где звёзды только возникли. И в нашей Галактике молодые звёзды выстраиваются вдоль спиральных рукавов.

С помощью методов радиоастрономии удаётся очень детально исследовать распределение межзвёздного газа в нашем Млечном Пути; обнаруживается, что в спиральных рукавах плотность газа выше, чем вообще в плоскости Галактики.

Туманность Ориона

Туманность Ориона

Туманность Ориона представляет собой перемешанные горячий газ и пыль, окружающие молодые звёзды. Свечение туманности Ориона обусловлено излучением четырёх ярких звёзд, которые образуют Трапецию.

Светлая межзвёздная туманность в созвездии Ориона (в Мече Ориона, чуть ниже Пояса). Благодаря большому угловому размеру (около 1o) хорошо видна в бинокль. Чтобы отличить от прочих туманностей, которыми богато это созвездие, её часто называют Большая (Великая)туманность Ориона. Её каталожные номера: М42, NGC1976. Представляет собой небольшую часть холодного невидимого облака молекулярного водорода, ионизованную несколькими молодыми горячими звёздами, погруженными в туманность (в основном звездой Ориона). Расстояние от Солнца около 500 пк.

    

    

Звёзды

Рождение звёзд


© Знания-сила

Откуда берутся звёзды? Как они возникают? Поскольку время жизни звёзд ограниченно, они должны и возникать за конечное время. Каким путём мы могли бы что-нибудь узнать об этом процессе? Нельзя ли увидеть в небе, как образуются звёзды? Не являемся ли мы свидетелями их рождения?

Современная астрономия располагает большим количеством аргументов в пользу утверждения, что звёзды образуются путем конденсации облаков газово-пылевой межзвездной среды. Процесс образования звезд происходит и в настоящее время. Выяснение этого обстоятельства является одним из крупнейших достижений современной астрономии. Ещё сравнительно недавно считалось, что все звёзды образовались почти одновременно много миллиардов лет назад. Крушению этих метафизических представлений способствовали, прежде всего, развитие теории строения и эволюции звёзд и накопленные факты наблюдательной астрономии. В результате стало ясно, что многие наблюдаемые звёзды являются сравнительно молодыми объектами, а некоторые из них возникли уже при существовании человека на Земле.

Звёзды рождаются и сегодня

Туманность ОрионаКлюч к разгадке дают уже известные нам факты. Известно, что массивные звёзды, масса которых превышает десять солнечных, быстро старятся. Они легкомысленно транжирят свой водород и уходят с главной последовательности. Поэтому, наблюдая массивную звезду, принадлежащую к главной последовательности, мы знаем, что она не может быть старой. Такую звезду отличает большая яркость: благодаря очень высокой температуре поверхности она светится голубым светом. Таким образом, голубые яркие звёзды ещё молоды - их возраст не превышает миллиона лет. Это, конечно, очень мало по сравнению с теми миллиардами лет, в течение которых светит наше Солнце. Итак, тот, кто желает найти, где во Вселенной рождаются звёзды, должен ориентироваться по ярким голубым звёздам главной последовательности. Если найти место, где недавно образовались звезды, может случиться, что звёзды рождаются там и сегодня. На небе можно обнаружить целые скопления ярких голубых звёзд. Чем же они замечательны для нас? Обнаруживаются области, в которых плотность молодых звёзд высока - они находятся среди старых звезд, но здесь их всё же больше, чем где-либо. Складывается впечатление, что не так уж давно среди старых звёзд возникли новые звёзды, которые теперь медленно смешиваются со своим окружением. В то время как звёзды в скоплениях расположены близко друг к другу и не расходятся, удерживаемые силой взаимного притяжения, эти молодые звёзды довольно скоро "разбегаются" и "теряют друг друга из вида". К этим так называемым звёздным ассоциациям привлек внимание советский астроном В. А. Амбарцумян. Могут ли они подсказать нам, как возникают звёзды? Между звездами здесь можно увидеть плотные газовые и пылевые скопления. Примером может служить туманность Ориона.

Здесь много ярких голубых звёзд, возраст которых не превышает миллиона лет. В созвездии Стрельца молодые звёзды скрыты плотными пылевыми облаками. Только при наблюдениях в длинноволновом ИК-диапазоне можно сделать снимки сквозь облака пыли и исследовать рождающиеся звезды. Мы уже знаем, что пространство между звездами не совсем пусто: оно заполнено газом и пылью. Плотность газа составляет примерно один атом водорода на кубический сантиметр, а его температура соответствует минус 170 градусам Цельсия. Межзвездная пыль значительно холоднее (минус 260 градусов Цельсия). Но там, где имеются молодые звёзды, дело обстоит иначе. Темные пылевые облака закрывают свет находящихся позади них звёзд. Газовые облака греются: здесь их плотность составляет десятки тысяч атомов в кубическом сантиметре, а излучение близлежащих молодых звёзд разогревает их до 10000 градусов Цельсия. В радиодиапазоне можно наблюдать характерные частоты излучения сложных молекул: спирта, муравьиной кислоты. Концентрация межзвездного вещества в этих областях наводит на мысль, что звёзды образуются из межзвездного газа. В пользу этого говорят и соображения, впервые высказанные английским астрофизиком Джеймсом Джинсом, современником Эддингтона. Представим себе пространство, заполненное межзвездным газом. Со стороны каждого из атомов на остальные действует гравитационная сила притяжения, и газ стремится сжаться. Этому препятствует главным образом газовое давление. Равновесие здесь в точности подобно тому, которое наблюдается внутри звезд, где гравитационные силы уравновешиваются давлением газа. Возьмем некоторое количество межзвездного газа и мысленно сожмем его. При сжатии атомы сближаются и сила притяжения возрастает. Однако газовое давление растет быстрее и сжимаемый газ стремится принять прежнее состояние. Говорят, что равновесие межзвездного газа устойчиво. Однако Джинс показал, что устойчивое равновесие может нарушиться. Если одновременно сжимать достаточно большое количество вещества, то гравитационные силы могут возрастать скорее, чем газовое давление, и облако начнёт сжиматься само по себе. Чтобы этот процесс происходил под действием собственных гравитационных сил облака, необходимо очень большое количество вещества: для развития неустойчивости требуется по меньшей мере 10000 солнечных масс межзвездного вещества. Вероятно, именно поэтому молодые звезды наблюдаются всегда только группами: они, скорее всего, рождаются большими компаниями. Когда 10000 солнечных масс межзвездного газа и пыли начинают со все возрастающей скоростью сжиматься, образуются, по-видимому, отдельные уплотнения, которые дальше сжимаются сами по себе. И каждое такое уплотнение становится отдельной звездой.

Компьютерная модель рождения звёзд

звёздное протооблакоПроцесс рождения звезды описал в своей докторской диссертации, подготовленной в Калифорнийском технологическом институте, молодой канадский астрофизик Ричард Ларсон в 1969 г. Его диссертация стала классикой современной астрофизической литературы. Ларсон исследовал образование отдельной звезды из межзвездного вещества. Полученные им решения подробно описывают судьбу отдельного газового облака. Ларсон рассматривал шарообразное облако с массой, равной одной солнечной, и с помощью компьютера наблюдал за его дальнейшим развитием с такой точностью, какая только была тогда возможна. Взятое им облако само по себе уже было сгущением, фрагментом большого коллапсирующего объема межзвёздной среды. Соответственно плотность его была выше плотности межзвездного газа: в одном кубическом сантиметре содержалось 60000 атомов водорода. Диаметр исходного облака Ларсона составлял 5 миллионов солнечных радиусов. Из этого облака образовывалось Солнце, и этот процесс по астрофизическим масштабам занимает очень недолгое время: всего 500000 лет. Вначале газ прозрачен. Каждая частица пыли излучает постоянно свет и тепло, и это излучение не задерживается окружающим газом, а беспрепятственно уходит в пространство. Такова исходная прозрачная модель; дальнейшая судьба газового шара такова: газ свободно падает к центру; соответственно в центральной области накапливается вещество. У изначально однородного газового шара в центре образуется ядро с более высокой плотностью, которая и далее возрастает.

образование звездыУскорение силы тяжести вблизи центра становится больше, и скорость падения вещества сильнее всего нарастает вблизи центра. Почти весь водород переходит в молекулярную форму: атомы водорода попарно связываются в прочные молекулы. В это время температура газа невелика и пока не возрастает. Газ все еще настолько разрежен, что все излучение проходит сквозь него наружу и не подогревает коллапсирующий шар. Только через несколько сотен тысяч лет плотность в центре возрастает до такой степени, что газ становится непрозрачным для излучения, уносящего тепло. Вследствие этого в центре нашего большого газового шара образуется горячее ядро (радиус которого составляет примерно 1/250 первоначального радиуса шара), окруженное падающим веществом. С ростом температуры возрастает и давление, и в какой-то момент сжатие прекращается. Радиус области уплотнения равен примерно радиусу орбиты Юпитера; в ядре в это время сосредоточено примерно 0,5% массы всего вещества, участвующего в процессе. Вещество продолжает падать на относительно небольшое ядро. Падающее вещество несет энергию, которая при падении превращается в излучение. Ядро же сжимается и нагревается всё сильнее. Так продолжается, пока температура не достигнет примерно 2000 градусов. При этой температуре молекулы водорода начинают распадаться на отдельные атомы. Этот процесс имеет для ядра важные последствия. Ядро вновь начинает сжиматься и сжимается до тех пор, пока выделяющаяся при этом энергия не превратит все молекулы водорода в отдельные атомы.

процесс сжатия протооблака в звезду - коллапсирующее протооблакоНовое ядро лишь немногим больше нашего Солнца. На это ядро падают остатки окружающего вещества, и из него в конечном счете образуется звезда с массой, равной солнечной. С этого момента интерес представляет в основном только это ядро. Поскольку этому ядру предстоит в конце концов превратиться в звезду, его называют протозвездой. Его излучение поглощается падающим на него веществом; плотность и температура растут, атомы теряют свои электронные оболочки - как говорят, атомы ионизуются. Снаружи пока удается увидеть не так уж много. Протозвезда окружена плотной оболочкой из падающих на нее газовых и пылевых масс, не пропускающей наружу видимое излучение; она освещает эту оболочку изнутри. Только когда основная часть массы оболочки упадет на ядро, оболочка станет прозрачной и мы увидим свет звезды. Пока остатки оболочки падают на ядро, оно сжимается, и температура в его недрах вследствие этого повышается. Когда температура в центре достигнет 10 миллионов градусов, начинается термоядерное горение водорода. Коллапсирующее облако, масса которого равна массе Солнца, становится совершенно нормальной звездой главной последовательности - это, так сказать, пра-Солнце (молодое Солнце). К концу стадии протозвезды, ещё до того, как звезда "выйдет" на главную последовательность, в её глубинах происходит конвекционный перенос энергии в более обширные области. Происходит активное перемешивание солнечного вещества.

>>>Читайте дальше: Рождение звёзд в природе.

Звезды. Парадокс ОльберсаЗвездная величинаСпектральный анализОсновные спектральные классыДополнительные спектральные классы. Цвет звезд.Компьютерная модель рождения звездРождение звезд в природеЭволюция протозвездыДиаграмма Герцшпрунга-РесселаВозникновение химических элементов

 
 
Главная В закладки Контакты Новости О проекте Планы сайта


© KV