Как рождаются звезды: Как рождается звезда

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.

Смотрите также:

ЗВЕЗДООБРАЗОВАНИЕ • Большая российская энциклопедия

Авторы: Б. М. Шустов

Область звездообразования NGC 3603 (фото с космического телескопа «Хаббл»).

ЗВЕЗДООБРАЗОВА́НИЕ, про­цесс ро­ж­де­ния звёзд из га­лак­ти­че­ских га­за и пы­ли. В ас­т­ро­фи­зи­ке тер­ми­ном «З.» обо­зна­ча­ют два ви­да раз­ли­чаю­щих­ся мас­шта­ба­ми про­цес­сов: об­ра­зо­ва­ние отд. звёзд и крат­ных звёзд­ных сис­тем, а так­же мас­со­вое об­ра­зо­ва­ние звёзд в га­лак­ти­ках. Ис­сле­до­ва­ние З. – од­на из фун­дам. про­блем совр. ас­т­ро­фи­зи­ки.

Об­ра­зо­ва­ние отд. звёзд и крат­ных сис­тем – один из осн. эле­мен­тов тео­рии эво­лю­ции звёзд и тео­рии об­ра­зо­ва­ния пла­нет­ных сис­тем. На­уч­но обос­но­ван­ные пред­став­ле­ния об об­ра­зо­ва­нии звёзд (и пла­нет­ных сис­тем) поя­ви­лись бо­лее 350 лет на­зад, на­чи­ная с ра­бот Р. Де­кар­та. Позд­нее бы­ла вы­ска­за­на раз­вёр­ну­тая ги­по­те­за, но­ся­щая ны­не назв. ги­по­те­зы Кан­та – Ла­п­ла­са – Шмид­та, о том, что звёз­ды, а вме­сте с ни­ми и пла­нет­ные сис­те­мы об­ра­зу­ют­ся пу­тём сжа­тия вра­щаю­щих­ся га­зо­вых об­ла­ков. Ги­по­те­за опи­ра­лась в осн. на тео­ре­тич. пред­став­ле­ния и дан­ные на­блю­де­ний о совр. Сол­неч­ной сис­те­ме. В сер. 20 в. В. А. Ам­бар­цу­мя­ном бы­ли про­ве­де­ны ис­сле­до­ва­ния, под­твер­див­шие, что звёз­ды об­ра­зу­ют­ся и в на­ше вре­мя, при­чём об­ра­зу­ют­ся груп­па­ми. С это­го вре­ме­ни для изу­че­ния про­цес­са З. при­вле­ка­ют­ся как тео­ре­ти­че­ские, так и мощ­ные на­блю­да­тель­ные сред­ст­ва.

Про­цесс об­ра­зо­ва­ния звез­ды на­чи­на­ет­ся со сжа­тия хо­лод­но­го (темп-ра ок. 10 К) и очень плот­но­го (кон­цен­тра­ция св. 10⁴ час­тиц/см³) яд­ра меж­звёзд­но­го га­зо­пы­ле­во­го об­ла­ка; в ти­пич­ном плот­ном об­ла­ке та­ких ядер мо­жет быть мно­го. Эти об­ла­ка не­про­зрач­ны для оп­тич. из­лу­че­ния, и в их не­драх соз­да­ют­ся бла­го­при­ят­ные ус­ло­вия для об­ра­зо­ва­ния мо­ле­кул, по­это­му их на­зы­ва­ют мо­ле­куляр­ны­ми. Из­лу­че­ние пы­ли (ле­жа­щее в ИК-диа­па­зо­не) и осо­бен­но из­лу­че­ние мо­ле­кул, та­ких как CS, NH₃ и др. (мил­ли­мет­ро­вый диа­па­зон), по­зво­ля­ют про­сле­дить кар­ти­ну об­ра­зо­ва­ния звез­ды.

Сжа­тие яд­ра про­ис­хо­дит вслед­ст­вие гра­ви­та­ци­он­ной не­ус­той­чи­во­сти – те­п­ло­вая энер­гия яд­ра те­ря­ет­ся (ухо­дит из об­ла­ка че­рез из­лу­че­ние пы­ли и мо­ле­кул) и не мо­жет про­ти­во­дей­ст­во­вать гра­ви­тац. сжа­тию, ес­ли мас­са об­ла­ка до­ста­точ­но ве­ли­ка, т. е. боль­ше не­ко­то­рого пре­де­ла, впер­вые ус­та­нов­лен­но­го Дж. Джин­сом.

Яд­ро сжи­ма­ет­ся не­од­но­род­но; сжа­тие центр. час­ти про­те­ка­ет бы­ст­рее, и имен­но здесь при дос­ти­же­нии боль­шой плот­но­сти и по­сле­дую­щем по­вы­ше­нии темп-ры по­яв­ля­ет­ся звез­да-за­ро­дыш (см. Про­то­з­вёз­ды), ок­ру­жён­ная не­про­зрач­ной обо­лоч­кой («ко­ко­ном»), про­дол­жаю­щей па­дать (кол­лап­си­ро­вать) на звез­ду. Мас­са та­кой про­тоз­вез­ды рас­тёт, её темп-ра и све­ти­мость так­же воз­рас­та­ют, и звез­да на­чи­на­ет ак­тив­но воз­дей­ст­во­вать на па­даю­щее ве­ще­ст­во.

Мас­сив­ные звёз­ды [т. е. звёз­ды с мас­сой бо­лее не­сколь­ких $M_☉$ ($M_☉$ – мас­са Солн­ца)] ио­ни­зу­ют ве­ще­ст­во обо­лоч­ки (в осн. это во­до­род). В ре­зуль­та­те про­ис­хо­дит на­грев обо­лоч­ки, дав­ле­ние в ней воз­рас­та­ет, кол­лапс ве­ще­ст­ва ос­та­нав­ли­ва­ет­ся и обо­лоч­ка на­чи­на­ет рас­ши­рять­ся. Та­кие рас­ши­ряю­щие­ся ио­ни­зо­ван­ные обо­лоч­ки на­зы­ва­ют зо­на­ми ио­ни­зо­ван­но­го во­до­ро­да (зо­на­ми HII). Есть ещё неск. про­цес­сов, от­вет­ст­вен­ных за ос­та­нов­ку кол­лап­са. У мас­сив­ных звёзд это звёзд­ный ве­тер и дав­ле­ние из­лу­че­ния звез­ды на пыль. У всех звёзд, на­чи­ная с са­мых ран­них ста­дий их об­ра­зо­ва­ния, мо­гут раз­вить­ся т. н. би­по­ляр­ные (т. е. на­прав­лен­ные в про­ти­во­по­лож­ные сто­ро­ны) ис­те­че­ния ве­ще­ст­ва. Та­кие ис­те­че­ния об­ра­зу­ют­ся вслед­ст­вие слож­но­го взаи­мо­дей­ст­вия гра­ви­та­ци­он­но­го и маг­нит­но­го по­лей и вра­ще­ния звез­ды. На­блю­да­ют­ся ис­те­че­ния двух ви­дов – ши­ро­кие от­но­си­тель­но мед­лен­ные мо­ле­ку­ляр­ные би­по­ляр­ные по­то­ки ве­ще­ст­ва от звез­ды и уз­кие вы­со­ко­ско­ро­ст­ные (бо­лее 100 км/с) струи.

Из час­ти ве­ще­ст­ва кол­лап­си­рую­щей обо­лоч­ки об­ра­зу­ет­ся вра­щаю­щий­ся диск. Мно­го мо­ло­дых звёзд с дис­ка­ми на­блю­да­ет­ся с по­мо­щью совр. те­ле­ско­пов. Даль­ней­шая эво­лю­ция дис­ка мо­жет при­вес­ти к об­ра­зо­ва­нию пла­нет­ной сис­те­мы. Ес­ли ис­ход­ный сгу­сток вра­щал­ся слиш­ком бы­ст­ро, из не­го пу­тём де­ле­ния мо­жет об­ра­зо­вать­ся крат­ная звёзд­ная сис­те­ма (двой­ная, трой­ная и т. д.). По-ви­ди­мо­му, поч­ти все звёз­ды ро­ж­да­ют­ся крат­ны­ми.

Даль­ней­шая судь­ба звез­ды за­ви­сит от её мас­сы. Чем боль­ше мас­са, тем го­ря­чее звез­да и тем ин­тен­сив­нее она из­лу­ча­ет. Яд­ра мас­сой ме­нее 0,08 $M_☉$ во­об­ще не ста­но­вят­ся звёз­да­ми в при­ня­том по­ни­ма­нии (темп-ра в их не­драх не­дос­та­точ­но вы­со­ка для про­те­ка­ния ядер­ных ре­ак­ций). Та­кие звёз­ды на­зы­ва­ют­ся ко­рич­не­вы­ми кар­ли­ка­ми.

Ес­ли в мо­ле­ку­ляр­ном об­ла­ке об­ра­зу­ют­ся мас­сив­ные звёз­ды, они столь энер­гич­но воз­дей­ст­ву­ют на ро­ди­тель­ское об­ла­ко, что З. в нём пре­кра­ща­ет­ся. По-ви­ди­мо­му, са­мые мас­сив­ные звёз­ды (т. н. звёз­ды на­се­ле­ния III типа) об­ра­зо­вы­ва­лись в са­мом на­ча­ле фор­ми­ро­ва­ния га­лак­тик или да­же ещё рань­ше. Это бы­ли объ­ек­ты мас­сой в сот­ни – ты­ся­чи сол­неч­ных масс; они жи­ли очень ко­рот­кое вре­мя и в их не­драх об­ра­зо­ва­лись пер­вые тя­жёлые (тя­же­лее ге­лия) хи­мич. эле­мен­ты (см. Нук­лео­син­тез). Из ве­ще­ст­ва этих звёзд об­ра­зо­ва­лись впо­след­ст­вии звёз­ды на­се­ле­ния II типа (ста­рые звёз­ды с по­ни­жен­ным со­дер­жа­ни­ем тя­жё­лых эле­мен­тов, об­ра­зую­щие сфе­рои­даль­ную со­став­ляю­щую га­лак­ти­ки) и звёз­ды на­се­ле­ния I типа [бо­лее мо­ло­дые, кон­цен­три­рую­щие­ся в га­лак­тич. дис­ке и имею­щие нор­маль­ный (сол­неч­ный) хи­мич. со­став].

В Га­лак­ти­ке в на­ше вре­мя об­ра­зу­ет­ся в год неск. звёзд об­щей мас­сой ок. 4 $M_☉$. В га­лак­ти­ках со вспыш­ка­ми З. (че­рез та­кую ста­дию про­хо­дят, ве­ро­ят­но, мн. га­лак­ти­ки) эта ве­ли­чи­на в де­сят­ки раз вы­ше. Ха­рак­тер­ной осо­бен­но­стью про­цес­са З. яв­ля­ет­ся то, что от­но­сит. ко­ли­че­ст­во звёзд дан­ной мас­сы опи­сы­ва­ет­ся сте­пен­ной функ­ци­ей (т. н. функ­ци­ей Сол­пи­те­ра). Ес­те­ст­вен­но, чем мень­ше мас­са, тем бо­лее мно­го­чис­лен­ны та­кие звёз­ды. Функ­ция Сол­пи­те­ра при­ме­ни­ма к объ­ек­там с мас­сой от 0,1 до 120 $M_☉$ и при­мер­но оди­на­ко­ва как для разл. об­лас­тей Га­лак­ти­ки, так и для др. га­лак­тик. По­это­му с её по­мо­щью мож­но опи­сы­вать и срав­ни­вать ис­то­рию мас­со­во­го З. в га­лак­ти­ках.

Су­ще­ст­во­ва­ние не­сколь­ких звёзд­ных на­се­ле­ний (с ти­пич­ны­ми для звёзд ка­ж­до­го на­се­ле­ния фи­зич. ха­рак­те­ри­сти­ка­ми, хи­мич. со­ста­вом и про­стран­ст­венным рас­пре­де­ле­ни­ем) тео­рия объ­яс­ня­ет не­пре­кра­щаю­щим­ся, но не­по­сто­ян­ным во вре­ме­ни ро­ж­де­ни­ем звёзд и из­ме­не­ни­ем их свойств со вре­ме­нем. Ка­ж­дое на­се­ле­ние, ка­ж­дое по­ко­ле­ние звёзд хра­нит сле­ды тех ус­ло­вий, ко­то­рые име­ли ме­сто в пе­ри­од их ро­ж­де­ния.

Как формируются звезды? · Frontiers for Young Minds

Abstract

В этой статье мы объясняем процесс звездообразования для регулярных солнцеподобных звезд. Звезды образуются из скопления газа и пыли, которые коллапсируют под действием силы тяжести и начинают формировать звезды. Процесс звездообразования занимает около миллиона лет с момента, когда первоначальное газовое облако начинает коллапсировать, до тех пор, пока звезда не будет создана и сияет, как Солнце. Материал, оставшийся после рождения звезды, используется для создания планет и других объектов, вращающихся вокруг центральной звезды. Наблюдать за звездообразованием сложно, потому что пыль непрозрачна для видимого света. Однако можно наблюдать эти темные звездные ясли с помощью радиоволн, потому что радиоволны свободно доходят до нас и наших радиотелескопов.

Звезды, как и наше Солнце, существовали не всегда. Звезды рождаются и умирают в течение миллионов или даже миллиардов лет. Звезды образуются, когда области пыли и газа в галактике коллапсируют из-за гравитации. Без этой пыли и газа звезды бы не образовались.

The Dusty Nuseries of Stars

Галактика содержит не только миллиарды звезд, но и большое количество газа и пыли. Эти области газа и пыли в галактике лежат в пространстве между звездами. Если бы галактика была улицей, дома были бы звездами, а области газа и пыли были бы садами между домами. Пространство между звездами в галактике называется 9.0011 межзвездная среда , потому что это среда или вещество, из которого состоит пространство между звездными объектами.

Области газа и пыли называются молекулярными облаками из-за их содержания. Молекулярные облака состоят из смеси атомов, молекул и пыли. Атомы — это маленькие строительные блоки всего, что нас окружает. Молекулы состоят из двух или более атомов, соединенных вместе. Молекулы, присутствующие в молекулярных облаках, обычно представляют собой молекулярный водород, H ₂ , но могут быть и более сложные молекулы, такие как метанол, состоящий из шести атомов, или вода, состоящая из трех атомов. Пылинки представляют собой еще более крупные комки вещества, и их размер может достигать нескольких миллиметров, что огромно по сравнению с атомами или молекулами.

Молекулярные облака в межзвездной среде большие. На самом деле одно молекулярное облако может быть в сотни тысяч раз тяжелее Солнца. Их объемы также различаются: молекулярное облако может быть такого же размера или во много раз больше, чем вся наша Солнечная система. Эти огромные молекулярные облака совершают турбулентное движение. Это означает, что газ и пыль в облаках не остаются на одном месте с течением времени. Эти вещества перемещаются во всех направлениях, как дети, бегающие по школьному двору. Это турбулентное движение газа и пыли распределяет атомы и молекулы неравномерно, так что в некоторых областях молекулярного облака будет больше вещества, чем в других областях (рис. 1А). Если газ и пыль скапливаются до очень высокого уровня в определенной области, эта область начинает разрушаться из-за притяжения собственной гравитации. Область меньше молекулярного облака и живет внутри молекулярного облака. Область составляет «всего» несколько сотен астрономических единиц ( а.е. с), что в несколько сотен раз превышает расстояние от Земли до Солнца.

• Рисунок 1 – Процесс звездообразования.
• На рисунке показаны шесть этапов звездообразования для звезд, подобных Солнцу. Процесс начинается на (A) , где газ и пыль в пространстве между звездами (также называемом межзвездной средой, ISM) коллапсируют в плотный газовый шар, называемый дозвездным ядром (B) , который в конечном итоге станет солнцем. . При обрушении диска (C) формируется вокруг ядра, а на полюсах выбрасываются две струи. В какой-то момент звезда перестает расти, но газ все равно попадает на диск (D). Через несколько миллионов лет и этот процесс останавливается. В настоящее время рождается звезда (E) , а планеты формируются из оставшегося материала, который в конечном итоге станет солнечной системой (F) . Солнечная система обычно живет 10 миллиардов лет после процесса формирования.

Коллапсирующее молекулярное облако

Молекулярное облако очень холодное, всего на несколько градусов выше абсолютного нуля , что является самой низкой возможной температурой (также называемой 0°K). Но когда газ и пыль начинают коллапсировать в области внутри молекулярного облака, оно медленно нагревается. Это следствие закона физики, который говорит нам, что, когда материя сжимается, плотность материи увеличивается, и материя начинает нагреваться. Внешний край области коллапса будет иметь температуру примерно на 10° выше абсолютного нуля (также называемую 10°К), а внутренняя область будет медленно нагреваться примерно до 300°К, что соответствует комнатной температуре.

Когда коллапсирующая область достигает размера почти 10 000 а. «Звездный» означает «звезда», поэтому «презвездный» означает «прежде, чем стать звездой». Слово «ядро» относится к газу и пыли, которые сейчас настолько плотные, что термин «ядро» является более точным, чем «область» или «облако». Кроме того, это дозвездное ядро ​​позже станет внутренним ядром звезды.

В течение следующих 50 000 лет дозвездное ядро ​​сжимается. Это может показаться долгим, но в астрономических масштабах это считается довольно быстрым процессом по сравнению, например, с возрастом Вселенной, который составляет почти 14 миллиардов лет. Ядро сжимается до тех пор, пока не достигнет 1000 а.е. (рис. 1С). Он по-прежнему состоит из того же газа и пыли, а это означает, что плотность этого вещества увеличивается по мере того, как диаметр уменьшается до 1/10 исходного размера области коллапса.

По прошествии 50 000 лет система сформирует диск вокруг центрального ядра, и избыточный материал будет выброшен наружу с полюсов звезды. Полюс на звезде подобен полюсу на Земле, а именно определяется как ось, вокруг которой вращается звезда. На рисунке 1C вы можете видеть две фонтаноподобные структуры, из которых выбрасывается этот избыток материала. Эти структуры называются джетами, и они подчиняются законам физики. Случайное движение газа и пыли, описанное нами ранее, в сочетании с сжатием системы по мере формирования дозвездного ядра заставит всю систему вращаться. Этот процесс приводит к формированию плоского диска вокруг дозвездного ядра. Это похоже на то, как платье образует плоский диск вокруг вращающейся фигуристки. Если бы фигуристка не вращалась, платье не было бы плоским диском вокруг нее, а болталось бы по бокам. Струи на полюсах возникают, чтобы удерживать систему в равновесии. Систему сейчас называют протозвездой, что означает, что она находится на самом первом этапе превращения в настоящую звезду.

От предзвездного ядра к звезде

Диск имеет решающее значение для превращения протозвезды в звезду подходящего размера. Диск в основном состоит из газа, который вращается вместе с диском и медленно приближается к поверхности протозвезды. Когда газ подходит достаточно близко к звезде, он падает на поверхность звезды из-за гравитации, и звезда растет. Этот процесс роста называется процессом аккреции , и говорят, что звезда аккрецирует (аккумулирует) вещество с диска.

В течение следующих 1000 лет вещество диска либо аккрецируется звездой, либо выбрасывается из диска (рис. 1D). Звезда достаточно выросла в размерах и плотности, чтобы центральная область инициировала ядерную реакцию, в результате которой звезда сияет, как Солнце. На данный момент звезда называется звездой Т-Тельца, и это первый раз, когда звезду можно наблюдать визуально.

Звезда в конце концов прекращает аккрецировать вещество из диска, но оставшийся материал вокруг звезды по-прежнему имеет дискообразную форму (рис. 1E). Диск больше не служит для питания звезды материей, которая заставляет звезду расти. Вместо этого диск теперь представляет собой просто круглую движущуюся плоскость материала, которая начнет медленно слипаться и вращаться вокруг звезды. Эти маленькие комки, сделанные из материала, оставшегося от создания звезды, сформируют новые планеты. Это означает, что планеты в нашей Солнечной системе состоят из материала, оставшегося после рождения Солнца! Вот почему все планеты Солнечной системы находятся в одной плоскости!

Окончательная солнечная система (рис. 1F) завершена, когда диск полностью исчерпан и сформированы все планеты. В течение следующих 10 миллиардов лет звезда будет сжигать ядерное топливо в своем центре и излучать энергию в виде излучения, которое мы называем солнечным светом.

Наблюдение за молекулярными облаками

Молекулярные облака, в которых формируются новорожденные звезды, представляют собой темные области ночного неба. Человек не может увидеть молекулярное облако даже в телескоп. Причина, по которой мы не можем видеть молекулярное облако, заключается в том, что частицы пыли рассеяны по всему облаку и поглощают свет окружающих звезд. Это не позволяет звездному свету путешествовать в космосе и достигать нас здесь, на Земле, поэтому молекулярное облако выглядит как темная область в небе. К счастью для астрономов, молекулярное облако прозрачно для радиоволн. Это означает, что радиоволны не поглощаются частицами пыли в облаке, и поэтому радиоволны могут свободно доходить до нас на Земле. Радиоволны не видны глазу, но с помощью больших радиотелескопов можно получать сигналы от этих темных молекулярных облаков.

Эти радиоволны несут информацию о содержимом темного молекулярного облака. Если звезда рождается, облако будет излучать другие радиоволны, чем если бы в нем не рождалась звезда. Использование радиоволн позволяет астрономам видеть, когда рождаются звезды, даже если молекулярное облако темное. И хотя сегодня астрономы многое знают о том, как формируются такие звезды, как Солнце, на самом деле остается еще большая загадка, которую предстоит разгадать.

Заключение

Великая тайна возникает, когда образуются очень большие звезды. Астрономы знают, что звезды, масса которых примерно в шесть раз превышает массу нашего Солнца, рождаются именно так, как мы описали в этой статье. Звезды с большей массой требуют другого процесса, потому что давление звездного излучения будет отталкивать диск, не позволяя звездам расти больше, чем примерно в шесть раз больше нашего Солнца.

Астрономы видели эти большие звезды, поэтому они знают, что большие звезды существуют и должны каким-то образом родиться. Но то, как они рождаются, по-прежнему остается большим вопросом для астрономов всего мира.

Глоссарий

Межзвездная среда (ISM) : ↑ Все пространство внутри галактик, где нет звезд, но зато много газа и пыли.

Молекулярное облако : ↑ Большое космическое облако, заполненное газом и пылью. Молекулярные облака находятся внутри межзвездной среды.

AU : ↑ 1 Астрономическая единица, представляющая собой расстояние от Земли до Солнца.

Абсолютный ноль : ↑ Самая низкая возможная температура, которую также называют 0°К.

Аккреция : ↑ Процесс, при котором один объект накапливает массу другого объекта.

Заявление о конфликте интересов

Автор заявляет, что исследование проводилось при отсутствии каких-либо коммерческих или финансовых отношений, которые могли бы быть истолкованы как потенциальный конфликт интересов.

Где и как рождаются звезды?

На протяжении тысячелетий человечество стремилось найти ответы на великие тайны мироздания. Нас всегда завораживало ночное небо, усыпанное яркими звездами. Вы когда-нибудь задумывались, как формируются звезды в нашей галактике и в миллионах световых лет от Солнечной системы, в других галактиках? К счастью, звезды раскрыли тайну своего происхождения, и мы очень хотим поделиться ею с вами.

Звездная эволюция

Прежде чем мы углубимся в процесс звездообразования, давайте подробнее рассмотрим основные фазы жизни звезды.

Рождение звезды

Где формируются звезды? Новые звезды рождаются в гигантских облаках газа и пыли, или туманностях. Звезда начинается, когда гравитация заставляет пыль собираться вместе. Чем больше пыли, тем сильнее гравитация и выше температура. Как только становится достаточно жарко, реакции ядерного синтеза запускают новое звездообразование.

Звезда главной последовательности

Звезда продолжает сжигать энергию и светить миллиарды лет. В таком состоянии звезда проводит большую часть своей жизни. Этот период называется главной последовательностью. Во время фазы главной последовательности звезда достигает баланса между собственной гравитацией, заставляющей ее сжиматься, и теплом, заставляющим ее увеличиваться. Звезда остается в этом состоянии до тех пор, пока у нее не закончится водородное топливо. Скорость синтеза варьируется от нескольких миллионов лет для самых массивных звезд до 13 миллиардов лет для наименее массивных. Интересно, что время жизни нашего Солнца при сжигании водорода составляет около 10 миллиардов лет, половина из которых уже история.

Красный гигант

Когда звезда исчерпает запасы водорода, она станет красным гигантом. Многие из хорошо известных ярких звезд являются красными гигантами, потому что они яркие и умеренно распространены. Довольно массивная звезда, красный гигант может быть в сотни раз больше массы Солнца. Однако их внешние слои имеют более низкую температуру, что придает им красновато-оранжевый оттенок. Хотя красные гиганты имеют более низкую температуру, они намного ярче Солнца, потому что это массивные звезды.

Коллапс

В конце концов, ядро ​​звезды начинает производить железо, что приводит к коллапсу. Что произойдет дальше, зависит от размера звезды. Средняя звезда становится белым карликом. Такие звезды имеют довольно слабую светимость, поскольку она исходит от излучения запасенной тепловой энергии, поскольку в белом карлике не происходит реакций синтеза. Большая звезда, как правило, производит огромный взрыв сверхновой, после чего она может стать черной дырой или нейтронной звездой.

• Черная дыра — это область космоса со сверхсильной гравитацией, которая не позволяет частицам вырваться из нее.
• Нейтронная звезда имеет диаметр около 20 км и плотность в миллион раз больше, чем у белого карлика. После своего рождения нейтронная звезда сначала чрезмерно сжимается, а затем яростно отскакивает, посылая катастрофическую ударную волну через то, что осталось от звезды.

Как рождаются звезды?

Расположенные в сотнях тысяч световых лет от нас звезды, которые выглядят как маленькие сверкающие точки, на самом деле являются гигантскими сферами сверхгорячего газа. Звезды сильно нагреваются и излучают видимый свет, сжигая газообразный водород в гелий в процессе ядерного синтеза. Проще говоря, два или более атома водорода сталкиваются на высоких скоростях и образуют новый тип атомного ядра — в данном случае гелий.

Подсчитано, что наблюдаемая Вселенная насчитывает от 1022 до 1024 звезд, однако большинство из них не видны невооруженным глазом с Земли. Каждый из них начался с гравитационного коллапса облаков пыли и газа в областях звездообразования.

Облака пыли и газа, в которых рождаются звезды , называются туманностями. Большинство туманностей имеют огромные размеры, часто сотни световых лет в диаметре. Например, туманность Ориона, самая яркая туманность на небе, занимает площадь, вдвое превышающую угловой диаметр полной Луны, и видна невооруженным глазом. Это ближайшая к Земле область массивного звездообразования. Еще одним примером области звездообразования являются «Столпы творения» в туманности Орла.

Для образования звезды необходимо, чтобы межзвездная газопылевая туманность содержала молекулярное облако, находящееся в состоянии гравитационной нестабильности. Существует несколько возможных причин возникновения гравитационной неустойчивости, например, взрывы типа сверхновых вблизи молекулярного облака, близость к другим звездам с интенсивным излучением, столкновение различных молекулярных облаков или даже галактик, или наличие внешних магнитных полей, таких как как магнитное поле галактики Млечный Путь.

Сколько звезд рождается каждый год

Ученые говорят, что Млечный Путь производит три новые звезды в год. Во всей наблюдаемой Вселенной насчитывается около 50 миллиардов галактик. Хотя все галактики разные, Млечный Путь представляет собой галактику среднего типа. Исходя из этого, мы можем подсчитать, что во всей Вселенной ежегодно образуется примерно 150 миллиардов звезд.

Понимание физики звездообразования

Огромные облака газа и пыли начинают сжиматься из-за вышеупомянутой гравитационной нестабильности. По мере того, как облако сжимается, оно становится все меньше и меньше, а затем распадается на комки. В конце концов температура в этих сгустках поднимается достаточно высоко, и они становятся настолько плотными, что начинаются ядерные реакции.

Когда температура достигает примерно 10 миллионов градусов по Цельсию, меньшие пылевые облака становятся новой звездой или протозвездой. Ядро облака сжимается и нагревается. Ядро в конечном итоге становится достаточно горячим, чтобы светиться сначала инфракрасным светом, а затем видимым светом.

Эти звезды до главной последовательности обычно окружены протопланетным диском и в основном питаются за счет преобразования гравитационной энергии. Трудно представить, но период гравитационного сжатия у такой звезды, как наше Солнце, длится почти 10 миллионов лет, а у красного карлика — около 100 миллионов лет.

Однако протозвезда очень нестабильна. Ему необходимо достичь и поддерживать баланс между гравитацией, толкающей атомы к его центру, и давлением газа, отталкивающим тепло и свет от центра. Когда умирающая звезда не набирает достаточно массы, чтобы вызвать устойчивый ядерный синтез обычного водорода в гелий в своем ядре, она становится коричневым карликом или несостоявшейся звездой.

Звезды моложе 10 миллионов лет и менее 2 масс Солнца (единица массы, примерно равная массе Солнца) называются звездами типа Т Тельца, а звезды с большей массой называются звездами Хербига Ae/Be . Новая звезда испускает струи газа. Вместе с излучением соседних массивных звезд эти струи газа помогают отогнать облако, из которого родилась звезда.

Основной состав, с которым рождаются все звезды

Звезды, рожденные в современной галактике Млечный Путь, состоят примерно из 71% атомов водорода и 27% атомов гелия с небольшим количеством более тяжелых элементов. Количество тяжелых элементов оценивается на основе содержания железа в звездной атмосфере, поскольку его относительно легко измерить. Интересно, что наличие более тяжелых элементов может означать, что у звезды есть планетная система.

Звезда с самым низким содержанием железа из когда-либо измеренных — это карлик HE1327-2326, в нем всего 1/200 000 содержания железа нашего Солнца. Например, богатая металлами звезда Мю Леонис содержит почти в два раза больше железа, чем Солнце, а несущая планеты звезда 14 Геркулеса содержит примерно в три раза больше железа. Существуют также химически пекулярные звезды, которые демонстрируют необычное содержание некоторых элементов, особенно хрома и лантаноидов.

Звездные строительные материалы

Чтобы родить звезду, нужны газ, пыль, гравитация и сильное перемешивание. Научные наблюдения показывают, что там много газа, а многочисленные непрозрачные пятна доказывают, что пыль распространена повсеместно.

Пыль состоит из углерода, кремния, магния, железа и других металлов. Считается, что пыль составляет примерно 1% массы межзвездного вещества.

Пыль в межзвездном веществе может слипаться, иногда образуя густые облака.