Как происходит рождение звёзд
Собственно говоря, рождение звёзд — это процесс формирования молекулярного облака в светило. Разумеется, это не происходит в один момент — раз и всё готово. Как и для всего во Вселенной, для этого требуются определённые условия и, конечно же, время.
Напомним, что по определению звезда — это огромный шар, состоящий преимущественно из водорода и гелия, который образуется в газо-пылевой среде под воздействием гравитационных сил.
Красный гигант
Что считается моментом рождения звёзд?
Главный и важный этап в эволюции звёзд начинается с объединения молекул водорода в одно облако. А как известно, во всей Вселенной он является самым распространённым элементом (за ним следует гелий, который также участвует в звездообразовании).
Вот и получается молекулярное облако, которое часто называют звёздной колыбелью. В результате гравитационной неустойчивости начальная флуктуация плотности молекул увеличивается. Проще говоря, со временем увеличиваются случайные отклонения концентрации вещества под силами гравитации.
Молекулярное облако
А так как космическая пустота не совсем пустота, а состоит из молекул водорода, то при определённых условиях их объединение подвергается гравитационному коллапсу.
Условия, которые его вызывают, могут быть разные. Например, расположение облака вблизи взрыва сверхновой, или столкновение двух облаков, или столкновение, поглощение галактик и т.д.
Взрыв сверхновой
Стоит отметить, что молекулы, даже объединённые, двигаются в пространстве. Чаще всего они вращаются вокруг галактик или других космических объектов, имеющих более высокую гравитационную силу.
По данным учёных, в галактической пустоте содержится от 0,1 до 1 молекулы на кубический сантиметр. А в облаке их плотность примерно 1 миллион молекул на кубический сантиметр. Безусловно, масса и размер такого облачного образования больше в сотни тысяч раз солнечной.
Протозвезда
В момент коллапса молекулярное облако делится на некие сгустки. Если такие плотные части имеют массу меньше 100 солнечных, то они уже способны создать звезду. Можно сказать, что это звёздный фундамент.
После разделения начинается сжатие сгустков, что, в свою очередь, приводит к газовому нагреванию. И вуаля. Правда, еще не звезда, но уже сформированная, так называемая, протозвезда.
Протозвезда
Далее, всё под теми же гравитационными силами, она превращается в шарообразное тело. Правда, в момент рождения звезды, её окутывает плотное газо-пылевое облако. Поэтому звезду практически не видно.
На самом деле, эволюция протозвезды в полноценное светило возможна при достаточной массе. Собственно, чем она больше, тем больше температура внутри тела. А так как во время сжатия температура увеличивается и запускается процесс термоядерных реакций, при которых водород превращается в гелий.
Наконец, с началом реакций в ядре тела устанавливается равновесие, и гравитационный коллапс останавливается. Вот и родилась звезда.
Цикл жизни звезды
Как видно, начальный этап появления звёздного тела не просто момент, это как будто осознанное действие Вселенной. Хотя, можно сказать, это случайное чудо. В то же время запланированное, длительное и, безусловно, нужное и важное для общей структуры космоса.
Однозначно, что рождение звёзд, их жизнь и смерть это функционирование и взаимодействие её составляющих частей.
Источник
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.
Ученые считают, что первые галактики образовались из-за того, что материя была распределена во Вселенной не равномерно, затем в галактиках постепенно начали формироваться звезды в результате сжатия газовых облаков под действием гравитации.
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.
По мере того как глобула Бока продолжает сгущаться, ее 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 темно-красным светом.
Протозвезда имеет очень большие размеры, и хотя тепловая энергия распределяется по всей ее поверхности, она все равно остается 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 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.
 |
| 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. Источник Что такое звезда: как образуются и угасают звезды?Что такое звезда в космосе? В результате чего образуются Новые и Сверхновые звезды? Как происходит эволюция звезд? В ясную безоблачную ночь мы смотрим на небо и видим сотни тысяч мерцающих бликов, которые кажутся украшениями на темном теле небесного мрака — всепроникающей тьмы, которая, кажется, стремится поглотить все! Эти крошечные блики — звезды. Но что такое звезда? Как она образуется? Что происходит, когда она исчезает? Это наиболее распространенные вопросы, которые большинство из нас задавали нашим родителям и учителям. В этой статье мы подробно разберем эти и многие другие темы. Готовы? Давайте начнем… Вспомните, каково это — смотреть на звездное небо Что такое звезда?Звезда — это гигантский газовый шар. Газ в ней настолько горячий, что он светится. Звезда состоит в основном из двух элементов — водорода и гелия. Вопрос может возникнуть: “Если звезда сделана из газа, почему газ не рассеивается?” Это действительно хороший вопрос. Вот ответ на него: газовый шар настолько велик, что атомы газа удерживаются вместе под действием собственной гравитации. Теперь возникает еще один вопрос: «Если гравитация удерживает форму звезды, почему из-за нее звезда не “сжимается” к центру?» Да, это именно так и происходит. Внутри шара гравитация настолько интенсивна, что атомы газа фактически падают в центр и вызывают огромное повышение температуры. Именно эта высокая температура вызывает ядерную реакцию, называемую “реакцией синтеза”. При ней элементарные атомы соединяются, образуя тяжелые элементы. Когда происходит это слияние, высвобождается огромное количество энергии. Эта энергия оказывает внешнее давление, идущее из центра, и действует как уравновешивающая сила против внутреннего гравитационного притяжения. Это сохраняет звезду такой, какая она есть, и не дает ей разрушиться из-за гравитации. Цикл жизни звездыВсе звезды следуют одному и тому же циклу рождения и смерти. Вот его этапы: Давайте посмотрим на каждую стадию отдельно и поймем, как образуется звезда, и что происходит с ней в течение жизни. Этап 1: Газ и пылевое облако: туманностьЕсть газ и пыль, которые разбросаны по всей вселенной и присутствуют почти в каждой галактике. Эти газ и пыль просто находятся там, ничего не делая. Тем не менее, стабильное состояние газа и пыли может быть гравитационно нарушено внешним событием, таким как проходящая комета или взрыв сверхновой где-то поблизости. Так начинается процесс образования звезд. Внезапное гравитационное возбуждение заставляет газы и пыль сталкиваться друг с другом и слипаться, образуя огромные облака — туманности.
Одна туманность может растягиваться на сотни и тысячи световых лет. Эти туманности иногда называют «звездными питомниками». То есть звезды образуются внутри этих огромных облаков. Этап 2: Протостар (Рождение Звезды)Внутри туманности то и дело возникают турбулентности, из-за которых создаются скопления большого количества газов и пыли. Эти узлы или комки, начинают “тереться” друг от друга из-за собственного гравитационного притяжения. Когда этот коллапс продолжается, материал в центре начинает постепенно нагреваться. Это горячее ядро называется Protostar. Он располагается в самом центре коллапсирующего облака, и однажды станет звездой. Протозвезда будет расти в течение некоторого времени, так как все больше и больше облаков будет притягиваться к ней. В результате температура ядра также будет продолжать расти. Этап 3: Звезда Главной последовательностиВ какой-то момент протозвезда достигает критической температуры, когда атомы водорода начинают плавиться, образуя атомы гелия. Это называется “реакцией синтеза”. Когда начинается реакция синтеза, высвобождается огромное количество энергии. Коллапс газа и пыли продолжается до тех пор, пока энергия, выделяемая реакцией синтеза, не станет равной гравитационному притяжению в ядре. Такое состояние называется “гидростатическим равновесным состоянием”, и протозвезда становится тем, что известно как Звезда Главной последовательности.
Что на самом деле происходит на стадии гидростатического равновесия? Ядро звезды оказывает гравитационное притяжение, но в то же время энергия, выделяемая реакцией синтеза, выталкивается наружу из центра. Таким образом гравитационное притяжение ядра внутрь и выброс энергии наружу уравновешивают друг друга, и звезда приобретает сферическую форму. Это фаза зрелости звезды. Вы знали?
Этап 4: Смерть звезды в космосеЗдесь история жизни звезды становится действительно интересной. Есть одно правило: чем больше звезда, тем короче ее продолжительность жизни. Угасание звезды отмечена фазой, в которой весь водород, присутствующий в ядре, сгорает с образованием гелия. Когда в ядре больше не остается водорода, реакция ядерного синтеза останавливается. Звезде больше нечем поддерживать свою жизнь. Гидростатическое равновесие нарушается, и ядро звезды начинает разрушаться, а его температура увеличиваться. В то же время, вне ядра, звезда все еще может содержать водород. Это означает, что реакция синтеза будет продолжаться в оболочке. Энергия, выделяемая ей, заставит оболочку расширяться. Одновременно внешние слои будут выталкиваться наружу все более горячим ядром. По мере того как оболочка продолжит расширяться, она будет охлаждаться. В итоге звезда станет так называемым красным гигантом
Если умирающая звезда очень массивна, то ее коллапсирующее ядро достаточно большое, чтобы вызвать другие реакции ядерного синтеза. Это означает, что гелий в коллапсирующем ядре будет сливаться вместе и образовывать более тяжелые элементы, например, железо. К сожалению, такие экзотические реакции ядерного синтеза не очень стабильны. Иногда ядро сгорает или просто гаснет. Эта нестабильность в конечном итоге заставляет всю звезду пульсировать. Пульсирующая звезда затем сбрасывает свой расширенный внешний слой, образовывая вокруг ядра кокон из пыли и газа. С этого момента размер ядра будет определять окончательную судьбу звезды. Дальше только интереснее! Классификация звездИтак, что может произойти со звездой дальше? Белые карликиБелые карлики образуются из средних звезд по массе примерно равных нашему Солнцу. Да, наше Солнце — средняя звезда, и любая звезда массой, в 1,4 раза превышающей массу нашего Солнца, также будет считается средней. Как только такие звезды Главной последовательности освобождаются от внешних слоев из-за пульсаций, внутреннее ядро становится “открытым”. Это ядро очень горячее и известно как Белый карлик. Белые карлики примерно того же размера, что и наша родная планета Земля. Однако они имеют гораздо большую массу. Астрономы долго были озадачены этим. Они вопрошали: “Если у Белого карлика такая большая масса, почему он не сворачивается сам в себя?”. Ответ на этот вопрос довольно интересный. Оказывается, что внутри Белого карлика есть быстро движущиеся электроны, которые оказывают внешнее давление и предотвращают коллапс Белого карлика. Вот несколько интересных фактов о этих звездах:
НовыеМожет случиться так, что Белый карлик становится частью двойной звездной системы или системы из нескольких звезд. В таком случае вполне возможно, что он будет находиться достаточно близко к своим спутникам (звездам). Близость может позволить Белому карлику притягивать материю (в основном водород) из внешнего слоя звезды-компаньона. Это приведет к формированию внешнего слоя для самого Белого карлика. Если Белому карлику удастся “втянуть” достаточное количество вещества, реакция синтеза в нем может возобновиться. Тогда он внезапно станет намного ярче. В этом случае Белый карлик станет Новой, но реакция слияния на поверхностном слое заставит его расширяться, и в конечном итоге под действием взрыва внешняя оболочка все равно будет разрушена. Как только поверхностного слоя не станет, вновь обретенный свет Белого карлика исчезнет в течение нескольких дней. Затем он перезапустит цикл и снова сформирует Новую. Если Белый карлик очень большой и сформирован из звезды намного больше нашего Солнца, то он может затянуть достаточное количество водорода, чтобы разрушиться из-за собственного гравитационного притяжения — взорваться и стать Сверхновой. СверхновыеЭто настоящий космический фейерверк. Сверхновые звезды “рождаются” из звезд Главной последовательности, которые тяжелее нашего Солнца в 8 раз и более.
Если кратко, то сверхновая сильно отличается от Новой. В Новой взрывается только внешний слой, а в Сверхновой еще и ядро. В очень больших Звездах Главной последовательности происходит множество экзотических ядерных реакций в ядре, и в конечном итоге образуется железо. Образование железа означает, что звезда больше не может производить энергию. Конечно, можно утверждать, что следующий раунд реакции синтеза может превратить железо в более тяжелые элементы и высвободить энергию. Но этого не произойдет, потому что для ядерной реакции по превращению железа в более тяжелые металлы энергия не выделяется, а потребляется. Таким образом, дальнейшая реакция ядерного синтеза невозможна. На этой стадии (поскольку нет энергии для противодействия гравитации) железное ядро разрушается само по себе. Ядро с поперечным сечением около 5000 миль разрушается за несколько секунд. Происходит чрезвычайно сильный взрыв, и высвобождается столько энергии, что мы просто не можем себе этого представить. Такой быстрый крах повышает температуру звезды как минимум на 100 миллиардов градусов. Этот взрыв называется взрывом сверхновой, и когда он происходит, то может на несколько дней и недель затмить собой всю галактику. Таким образом, срок жизни Сверхновой относительно короткий. Что происходит после взрыва Новой и Сверхновой? Материал, который выделяется из Новых или Сверхновых, смешивается с газом и пылью, присутствующими между звездами. Тяжелые элементы и другие химические соединения перерабатываются и снова используются для создания звезд, планет и других небесных объектов! Нейтронная звездаЕсли ядро сверхновой очень велико, оно будет продолжать коллапсировать до того момента, когда протоны и электроны станут сливаться вместе, образуя нейтроны. Это приведет к появлению нейтронной звезды. Нейтронные звезды очень плотные. Они обладают чрезвычайной гравитационной силой даже на поверхности. Если такие нейтронные звезды образуются в двойных или множественных звездных системах, они будут накапливать массу, втягивая газ от соседних звезд. Мощные магнитные поля нейтронной звезды будут ускорять все атомы вблизи ее полюсов. Это ускорение приведет к мощным излучениям. Черная дыраВ Сверхновой, если ядро имеет массу, превышающую массу Солнца в 3 раза, оно полностью разрушится и приведет к созданию Черной Дыры. Чёрная дыра будет очень плотной, и всё вещество в ней будет упаковано в бесконечно малую точку, называемую «Сингулярностью«. Гравитация в Черной дыре настолько интенсивна, что ничто не сможет вырваться с ее орбит. Когда мы говорим “ничто не может вырваться”, мы также имеем в виду свет. Поскольку свет не может преодолеть гравитацию Черной дыры, мы не можем ее видеть.
Как же обнаружить Черные дыры? Есть косвенный метод. Когда Черная дыра затягивает материю, вокруг нее создается спиральный диск, который нагревается до огромных температур и испускает гамма-лучи и рентгеновские лучи. Мы можем обнаруживать эти лучи, и это позволяет находить черные дыры. ЗаключениеТеперь, когда мы знаем, что такое звезда, как она рождается и умирает, может показаться, что мы узнали все. Увы, мы далеки от этого. Нам нужно гораздо больше, чтобы ответить на вопрос: “Что такое звезда?” Что в Черной дыре? Источник ➤ Adblockdetector |
