Возникновение звезд
Туча становится звездой
Рождение звезды длится миллионы лет и скрытое от нас в недрах темных туч, так что этот процесс практически недоступный прямому наблюдению. Астрофизики стараются исследовать его теоретически, с помощью компьютерного моделирования. Преобразование фрагмента тучи в зоркую сопровождается гигантским изменением физических условий: температура вещества возрастает приблизительно в 106 раз, а плотность - в 1020 раз. Колоссальные изменения всех характеристик звезды, которая формируется, составляют главную трудность теоретического рассмотрения ее эволюции. На стадии подобных изменений исходный объект уже не туча, но еще и не звезда. Поэтому его называют протозіркою).
Вообще эволюцию протозірки можно разделить на три этапа, или фазы. Первый этап - обособление фрагмента тучи и его уплотнение - мы уже просмотрели. Вслед за ним наступает этап быстрого сжатия. В его начале радиус протозірки приблизительно в миллион вместе больше солнечного. Она целиком непрозрачная для видимый света, но прозрачная для инфракрасного излучения с длиной волны больше 10 мкм. Излучение относит излишки тепла, которое выделяется при сжатии, так что температура не повышается и давление газа не препятствует коллапса. Происходит быстрое сжатие, практически свободное падение вещества к центру тучи.
Тем не менее по мере сжатия протозірка делается все меньше прозрачной, что затруднює выход излучения и приводит к росту температуры газа. В определенный момент протозірка становится практически непрозрачной для собственного теплового излучения. Температура, а вместе с ней и давление газа быстро возрастают, сжатие замедляет.
Повышение температуры вызывает значительные изменения свойств вещества. При температуре в несколько тысяч градусов молекулы распадаются на отдельные атомы, а при температуре возле 10 тыс. градусов атомы ионизируются, т.е. разрушаются их электронные оболочки. Эти энергоемкие процессы на некоторое время задерживают рост температуры, но потом он восстанавливается. Протозірка быстро достигает стана, когда сила веса практически уравновешена внутренним давлением газа. Но поскольку тепло все же потрохи идет наружу, а других источников энергии, кроме сжатия, у протозірки нет, она продолжает потихоньку сжиматься и температура в ее недрах все увеличивается.
В конце концов температура в центре протозірки достигает нескольких миллионов градусов и начинаются термоядерные реакции. При этом тепло, которое выделяется, целиком компенсирует охлаждения протозірки из поверхности. Сжатие прекращается. Протозірка становится звездой.
"Первый вопль" новорожденной зіркизірки, что формируются и очень молодые звезды часто окруженные газовой оболочкой - остатками вещества, которые не успели еще упасть на зоркую. Оболочка не выпускает изнутри свет и целиком перерабатывает его в инфракрасное излучение. Поэтому наиболее молодые звезды обычно обнаруживают себя лишь как инфракрасные источники.
На начальном этапе жизни «обращение» звезды очень сильно зависит от ее массы. Низкая светимость маломасивних звезд разрешает им надолго задержаться на стадии медленного сжатия, "питаясь" только гравитационной энергией. За это время оболочка успевает частично осесть на зоркую, а также сформировать навкругизірковий газовый диск. Эволюция же массивной звезды протекает так быстро, что звезда проживает большую часть жизни, окруженная остатками своей протозіркової оболочки, которые часто называют газовым коконом.
Примером звезды-кокона служит объект Бекліна - Нейгебауера в туманности Ориона. Он находится в центре компактного и очень плотного сосредоточения протозірок. Из них он более всего массивный: звезда внутри кокона имеет массу порядка восьми солнечных. Ее светимость близкая до 2 тыс. солнечных, а температура излучения кокона возле 600 К. Тому об'єкт Бекліна - Нейгебауера был открытый двумя астрономами, имена которых он носит, в 1966 г. как мощный инфракрасный источник. Сейчас известно уже более 250 объектов такого типа. Температура их пыльных коконов 300 - 600 К. Некоторые из них своим излучением уже почти разрушили коконы: наблюдения показывают, что их вещество расширяется со скоростью 10-15 км/с. Классический пример такой звезды - понадгигант h Киля на расстоянии возле 3 кпк от нас, погруженный в плотную пылевую туманность Гомункулус.
Какие звезды рождаются
Молекулярные тучи, эти «фабрики по производству звезд», изготовляют звезды всяческих типов. Диапазон масс новорожденных звезд простирается от нескольких сотых долей до 100 масс Солнца, причем маленькие звезды образуются значительно чаще, чем значительные. В среднем в Галактиці ежегодно рождается приблизительно десяток звезд с общей массой возле пятерых масс Солнца.
Вернуться назад