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

>>Найти: на:

Кратко:

В 60-е годы ХХ века Ч. Хаяши и Т. Накано впервые подробно рассмотрели динамику сжатия протозвезды. Они показали, что в процессе сжатия температура фотосферы молодой звезды возрастает до 3 000 К, светимость звезды – до 300 L. На диаграмме Герцшпрунга – Рессела расчёты для звезд разной массы образуют треки протозвезд Хаяши и характеризуют процесс образования звезд до главной последовательности.

 

Интересно знать:

Относительно недавно межзвездную среду представляли в виде горячего газа (с температурой Т = 104 K), в котором плавают холодные облака (Т = 102 К). Эта двухкомпонентная модель позволила объяснить многие явления, но к середине 70-хгодов ХХ века  под напором новых фактов её пришлось уточнить: внеатмосферные ультрафиолетовые наблюдения указали на существование очень горячего газа (Т = 106 К), заполняющего большую часть объема Галактики, а наземные радионаблюдения открыли нам очень холодный молекулярный газ (Т = 10 К), собранный в массивные облака вблизи галактической плоскости.

Теперь принято представлять межзвездный газ как четырехфазную среду , хотя и такая модель не исчерпывает всего многообразия физических условий в межзвездном пространстве. Например, в этой модели не представлены расширяющиеся остатки вспышек Сверхновых (Т = 108), планетарные туманности и некоторые другие газовые образования, не находящиеся в равновесии по давлению с основными четырьмя фазами межзвездного газа. Действительно, их объем и масса в каждый момент времени не существенны по сравнению с уже имеющимся в Галактике газом. Однако именно они поддерживают баланс вещества и энергии в этом постоянно остывающем и сгущающемся в звезды газе.

Основные фазы межзвездного газа:

Горячая, HII - температура - 300000 (К), плотность - 0,016 (см3), доля объема Галактики, 74%.

Теплая, HII - температура - 80000 (К), плотность - 0,25 (см3), доля объема Галактики, 23%.

Прохладная, HI - температура - 80 (К), плотность - 40 (см3), доля объема Галактики, 2%.

Холодная, H2 - температура - 10 (К), плотность - 300 (см3), доля объема Галактики, 0,8%.

 

    

    

 

 

Рождение звёзд

Эволюция протозвезды

Процессы, происходящие в молодых звездахРождение 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: температура вещества возрастает примерно в 106 раз, а плотность - в 1020 раз. Колоссальные изменения физических характеристик формирующейся звезды составляют главную трудность теоретического рассмотрения её эволюции. На стадии подобных изменений исходный объект уже не облако, но ещё и не звезда. Поэтому его называют протозвездой (от греч. "протос" - "первый").

В общих чертах эволюцию протозвезды можно разделить на три этапа или фазы. Первый этап - обособление фрагмента облака и его уплотнение - мы уже рассмотрели. Благодаря увеличению массы и росту силы гравитационного притяжения к центру протозвезды притягивается все больше материи. Далее наступает этап быстрого сжатия. В его начале радиус протозвезды примерно в 1 - 5 миллионов раз больше солнечного. Протозвезда практически непрозрачна для видимого света, но прозрачна для инфракрасного излучения с длиной волны больше 10 мкм. Излучение уносит излишки тепла, выделяющегося при сжатии, так что температура сильно не повышается и давление газа не препятствует коллапсу. Происходит быстрое сжатие, можно сказать, свободное падение вещества к центру облака. Однако, по мере сжатия протозвезда делается всё менее прозрачной, что затрудняет выход излучения и приводит к росту температуры газа. Энергия, высвободившаяся из сжимающегося внутри газа, трансформируется в тепло. Давление, плотность и температура протозвезды повышаются. В определённый момент протозвезда становится практически непрозрачной для собственного теплового излучения. Температура, а вместе с ней и давление газа быстро возрастают, сжатие замедляется. Наступает этап медленного сжатия.

Из-за повышения температуры звезда начинает светиться темно-красным светом. Протозвезда имеет очень большие размеры, и, хотя тепловая энергия распределяется по всей её поверхности, она все равно остается относительно холодной.

Молодые звезды (рис)Дальнейшее повышение температуры вызывает значительные изменения свойств вещества. При температуре в несколько тысяч градусов молекулы распадаются на отдельные атомы, а при температуре около 10 тыс. градусов атомы ионизуются, т. е. разрушаются их электронные оболочки. Эти энергоёмкие процессы на некоторое время задерживают рост температуры, но затем он возобновляется. Протозвезда быстро достигает состояния, когда сила тяжести практически уравновешена внутренним давлением газа. Но поскольку тепло всё же понемногу уходит наружу, а иных источников энергии, кроме сжатия, у протозвезды нет, она продолжает потихоньку сжиматься и температура в её недрах продолжает расти.

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 находятся в окружении темного пылевого облака, из-за которого практически не виден блеск звезды. Но их можно рассмотреть при помощи 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?

Итак, температура протозвезды доходит до нескольких тысяч градусов. Дальнейшее развитие событий зависит от габаритов формируемого 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 превратиться в настоящую звезду.

Если масса сжимающегося вещества достаточна для того, чтобы в процессе сжатия внутри него начали происходить ядерные реакции, то из такого облака получается звезда Надо заметить, что обычно из одного облака рождается целая группа звезд, которую принято называть звездным скоплением. В этом облаке образуются отдельные уплотнения, каждое из которых может породить звезду. По теоретическим расчётам, что для превращения сжимающегося небесного тела в звезду его минимальная масса должна составлять не менее 8% от массы нашего Солнца, т.е. самые легкие звезды имеют массу примерно в 12 раз меньшую, чем Солнечная.

Если сжимающееся облако менее массивно, но не уступает Солнцу в массе больше, чем в сто раз, такие облака образуют так называемые коричневые карлики, нечто среднее между нормальной звездой и планетой. Коричневые карлики еще холоднее красных звезд. Эти объекты довольно сильно разогреваются силами гравитационного сжатия и излучают много тепла в виде инфракрасного излучения, а светятся едва-едва. Но ядерные реакции в коричневых карликах не начинаются. В конце концов, гравитационное сжатие останавливается давлением газа изнутри, перестают выделяться новые порции энергии, и коричневые карлики за сравнительно небольшие сроки остывают.

Одним из последних открытым коричневым карликом является карлик в созвездии Гидры, его блеск составляет лишь 22,3, хотя он удален от Солнца всего на 33 световых года. Уникальность этого ближайшего коричневого карлика состоит в том, что все ранее открытые подобные объекты входили в двойные системы, а этот - одиночный. Замечен он только благодаря своей близости к Земле. Планета Юпитер, самая большая в Солнечной системе, в 80 раз легче самой маломассивной звезды и лишь в 8-10 раз легче коричневых карликов. Если бы  Юпитер был больше, возможно, в его недрах начались бы ядерные реакции, и он наряду с Солнцем способствовал бы появлению системы двойных звезд.

Кстати, можно предположить интересный сценарий отдаленного развития нашей звездной системы: существует определённая вероятность того, что, если при стечении определенных обстоятельств в отдаленном будущем, к моменту угасания Солнца, лет так через 4 млрд. Юпитеру удастся нарастить свою массу до нужного предела за счёт притяжения окружающих объектов, то он вполне сможет стать звездой.

Ядерные реакции

Итак, если масса протозвезды большая, она продолжает сгущаться под действием собственной гравитации. Давление и температура в ядре растут, температура постепенно доходит до 10 миллионов градусов. Как только температура в центре протозвезды достигнет 10 миллионов градусов, начинается ядерный синтез. Дальнейшее сжатие протозвезды останавливается световым давлением, она становится звездой. Опять-таки, от массы зависит, насколько быстро протозвезда превратится в звезду. Звезды типа Солнца тратят на эту стадию своего рождения 30 000 000 лет, звезды в три раза массивнее - 100 000 лет, а в десятеро менее массивные - 100 000 000 лет. Другими словами, немассивные звезды все делают медленнее, и рождаются и живут. К таким легким звездам относятся красные звезды, которые имеют небольшие размеры и называются красными карликами. Красные карлики в десять раз меньше Солнца по размерам. Наше Солнце является желтым карликом, такие звёзды также относительно невелики. Самые тяжелые и большие нормальные звезды -  голубые гиганты.

Оттоки вещества от молодых звезд

В молодости звезда ещё окружена своим родительским облаком, которое в виде газового или газопылевого диска вращается вокруг неё. При этом звездный ветер - поток всевозможных частиц, вырывающихся с поверхности звезды с большими скоростями, оказывает давление на вещество облака, пытаясь оттолкнуть его подальше, разогнать окружающую оболочку из пыли. Так как облако имеет плоскую форму диска, то движение частиц в его плоскости под давлением звездного ветра затруднено. Вещество устремляется вдоль оси вращения звезды и облака, в двух противоположных направлениях. В этих направлениях вещества мало, и частицы облака почти беспрепятственно устремляются прочь от звезды. Так образуются часто наблюдаемые оттоки вещества от молодых звезд.

Только 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.

Помимо так называемого протозвездного ветра многие звезды выбрасывают с огромной скоростью в пространство гигантские струи горячего вещества – джеты. Причины образования джетов ещё неизвестны.

Большую часть своего существования звезда балансирует в стадии равновесия. Это означает, что, с одной стороны, сила гравитации стремится сжать и уменьшить её в размерах, с другой стороны, энергия, высвобождаемая 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.

>>>Читайте дальше: Диаграмма Герцшпрунга-Рессела.

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 избранное Контакты Новости О проекте Планы сайта

 

 

 

 

   
Rambler's Top100 Рейтинг лучших сайтов категории Наука / Образование Рейтинг ASTROLAB


© KV