Как рождаются звезды кратко
Обновлено: 02.07.2024
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.
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.
Каждая звезда во Вселенной проходит свой жизненный путь — от рождения до смерти. Это называется звездной эволюцией. Для звезд длительность каждого этапа эволюции разная и зависит в основном от размеров звезды и внешних воздействий (наличия рядом другой звезды или звезд и т. п.). Однако последовательность этапов всегда одна и та же.
Схематично рассмотрим все этапы звездной эволюции. Из первичного материала (1) возникают либо звезды малой и средней величины — субгиганты (2), либо сверхгиганты и гипергиганты (3). Со временем они превращаются в красных гигантов (4) или красных супергигантов (5). Наконец, звезды взрываются, образуя планетарную туманность (6) или суперновую звезду (7). После взрыва на месте погибшей звезды небольшого размера остается ее остывающее ядро—белый карлик размером с планету (8). Взрыв красного супергиганта (суперновая звезда) заканчивается образованием черной дыры (9) или нейтронной звезды (10).
Начало
Любая звезда начинает свою жизнь как холодное разреженное облако межзвездного газа, оставшегося либо после Большого взрыва, либо после взрыва другой звезды (как вариант — звезд). Главная движущая сила, строящая звезду, — сила гравитации.
Рождение
Постепенно под действием силы гравитации аморфное газообразное облако сжимается, движение частиц в нем ускоряется. В его центре становится все жарче, и вот вспыхивает новая звезда — протозвезда. После этого процесс сжатия облака останавливается.
Развитие
Звезда живет в среднем 5-10 млрд лет. Затем на ней заканчивается основное топливо — водород, в реакцию вступают углерод и гелий. Однако их температура горения намного больше, чем у водорода, поэтому звезда значительно увеличится в размерах и превратится в красный гигант. Естественно, при этом ближайшие к гиганту планеты либо уничтожаются, либо превращаются в пылающие каменные шары.
Гибель
В состоянии красного гиганта ни одна звезда не задерживается долго. Реакция горения гелия и углерода нестабильна. Рано или поздно звезду разрывает со страшной силой, превращающей в пыль остатки планетарной системы.
Будущее вселенной
И раз уж мы проследили, как рождаются и умирают звезды, заглянем в будущее всей нашей расширяющейся Вселенной. С момента Большого взрыва (11) прошло примерно 14 млрд млрд лет (12). Если расширение продолжится с той же скоростью, что и сейчас, то соседние галактики через 100 млрд лет разойдутся на такие расстояния, что перестанут быть видимы (13). Через 100 триллионов миллиардов лет погаснет большая часть звезд, и во Вселенной будут преобладать черные дыры (14). Процесс образования звезд окончательно прекратится через триллион триллионов лет. Вся энергия Большого взрыва исчерпается, и во Вселенной наступит полная темнота (15).
Глобулы Бока.
Эволюция протозвезды.
Звезда или планета?
Ядерные реакции.
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.
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.
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.
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.
Читайте также: