Как рождаются звезды: Как рождаются звезды | Публикации

Как рождаются звезды | Публикации

Статьи журнала «Вокруг света»

Мы уже многое понимаем в механизмах развития природных объектов, но загадка рождения большинства из них до сих пор не решена. Биологи размышляют над возникновением новых видов и самой жизни, геологи спорят о генезисе нефти, минералов и самих планет, астрономы же бьются над происхождением звезд, галактик и самой Вселенной. Впрочем, кое-что проясняется — звезды приоткрывают тайны своего возникновения.

Известно, что в недрах звезд действуют природные термоядерные реакторы, синтезирующие из легких химических элементов более тяжелые. Например, из водорода образуется гелий, из гелия — углерод и т. д. Протекание этих реакций в недрах Солнца сегодня прямо регистрируется на Земле (а точнее — под землей) нейтринными детекторами. Установлено также, сколько времени живут звезды и как заканчивается их жизнь: чем массивнее звезда, тем ярче она светит и быстрее сжигает свое ядерное горючее. Если звезды типа Солнца живут около 10 миллиардов лет, то гиганты, которые в 10 раз массивнее, полностью сгорают всего за 25 миллионов лет. А вот карлики с массой в половину солнечной должны жить почти 100 миллиардов лет — много больше нынешнего возраста Вселенной.

В конце жизни звезда обычно сбрасывает с себя верхний слой вещества. Массивные светила делают это взрывным образом, становясь сверхновыми, а маломассивные — спокойно, окутывая себя медленно расширяющейся планетарной туманностью. Но в любом случае в конце эволюции от звезды остаются разлетающееся газовое облако и плотный компактный объект — белый карлик , нейтронная звезда или черная дыра .

Отдельные детали в этой картине могут измениться, но в целом ход жизни звезды надежно прослеживается, в том числе с помощью компьютерных моделей. «Дайте мне звезду, и я предскажу ее судьбу!» — может воскликнуть астроном. Легко сказать — «дайте!» Но как именно рождаются звезды? Понятно, что они формируются при сжатии облаков газа, заполняющих межзвездное пространство, однако подробности процессов, приводящих к рождению звезд разных типов, до сих пор во многом остаются загадочными.

В темном облаке

Вот как представляется сегодня процесс рождения звезды . В межзвездном облаке идет непрерывная борьба двух тенденций — сжатия и расширения. Сжатию облака способствуют его собственная гравитация и внешние силы (например, взрывы соседних звезд), а расширению — давление газа и магнитных полей внутри облака. Обычно эта борьба заканчивается победой сил сжатия. Дело в том, что звездный свет не проникает снаружи в непрозрачное облако и не нагревает его, а инфракрасное излучение молекул и пыли легко выходит из облака и уносит тепло. В результате этого «антипарникового» эффекта в наиболее плотной части облака температура опускается почти до –270°C, и давление газа падает настолько, что равновесие сил неминуемо нарушается, и эта область начинает безудержно сжиматься. Если масса сжимающегося газа невелика, то образуется одна звезда, а если газа много, то в ходе его сжатия и фрагментации рождается группа тел — звездное скопление.

Комплекс светлых и темных туманностей RCW 108, находящийся на расстоянии около 4000 световых лет в южном созвездии Жертвенник

В процессе формирования каждая звезда проходит через два характерных этапа — быстрого и медленного сжатия протозвезды. Быстрое сжатие — это практически свободное падение вещества протозвезды к ее центру. На этом этапе безраздельно царствует гравитация. И хотя при сжатии газ должен был бы нагреваться, его температура почти не меняется: избыток тепла уходит в виде инфракрасного излучения, для которого рыхлая протозвезда совершенно прозрачна. Так проходит около 100 тысяч лет, в ходе которых размер протозвезды сокращается в 100 тысяч раз, а плотность вещества возрастает в миллионы миллиардов раз — от почти полного вакуума до плотности комнатного воздуха.

И вот наступает момент, когда уплотнившаяся протозвезда становится непрозрачной для собственного инфракрасного излучения. Отвод тепла резко снижается, а продолжающееся сжатие газа приводит к его быстрому нагреву, давление возрастает и уравновешивает силу тяжести. Теперь протозвезда может сжиматься не быстрее, чем позволяет медленное охлаждение с поверхности. Эта фаза длится несколько десятков миллионов лет, но за это время размер будущей звезды уменьшается только раз в десять, а вещество сжимается примерно до плотности воды. Многих удивит, что средняя плотность Солнца составляет 1,4 г/см³ (ровно как плотность воды в Мертвом море), а в центре она приближается к 100 г/см³ , но, несмотря на это, солнечное вещество все равно остается газом, точнее — плазмой. Когда температура в недрах протозвезды достигает нескольких миллионов градусов, начинаются термоядерные реакции: водород превращается в гелий с выделением тепла, которое компенсирует его потерю с поверхности. Сжатие прекращается — протозвезда стала звездой.

Нарисованная здесь картина — это, конечно, всего лишь голая схема. Вдохнуть в нее жизнь, уточнить детали могут лишь наблюдения за реально формирующимися звездами. Но изучать рождение звезд трудно уже хотя бы из-за того, что в нашу эпоху запасы межзвездного вещества в Галактике заметно истощились. Ведь они лишь частично восполняются тем, что выбрасывают в пространство умирающие звезды. Новые светила нынче рождаются редко. За год во всей нашей огромной Галактике появляется в среднем лишь несколько звезд. Большинство областей звездообразования находятся на значительном удалении от нас и с трудом поддаются изучению. К тому же формирование звезд происходит в глубине холодных и совершенно непрозрачных для света газопылевых облаков. На 98% эти облака состоят из водорода (в виде отдельных атомов и молекул h3) и гелия. Эти газы практически не мешают прохождению света. Но остальные 2% массы, приходящиеся на более тяжелые элементы, образуют крохотные твердые частицы размером в сотые доли микрона — пылинки, которые активно поглощают и рассеивают излучение. Увидеть за этим «смогом», как формируется звезда, очень сложно.

Наиболее интересные результаты в этой области дают инфракрасные телескопы и радиотелескопы самого коротковолнового диапазона — субмиллиметрового. Принимаемое ими излучение проникает сквозь пылевую завесу, поскольку его длина волны больше размеров пылинок. Но, к сожалению, оно поглощается в земной атмосфере. Поэтому инструменты приходится устанавливать на борту самолетов, поднимающихся в стратосферу, а еще лучше — на спутниках, работающих вне атмосферы. Впрочем, и на Земле удается найти места высоко в горах, где разреженный сухой воздух не сильно мешает наблюдениям. В этом отношении очень хороши чилийские Анды. Именно там, в Южной Европейской обсерватории (Ла-Силья, Чили), установлен один из лучших наземных приборов для исследования формирующихся звезд — комплекс инфракрасных спектрографов и камер, смонтированный на 3,6-метровом телескопе NTT (New Technology Telescope — Телескоп новой технологии).

С помощью этого инструмента испанский астроном Фернандо Комерон (Fernando Comeron) получил изображение крупного комплекса звездообразования RCW 108. Оно составлено из 600 отдельных кадров и покрывает на небе площадь, равную половине лунного диска. В научном отношении эта картина интересна тем, что подтверждает теоретическую модель «вылупления» молодых звезд из облака — так называемую «модель шампанского». Темное облако, силуэт которого ясно виден на фоне Млечного Пути , играет здесь роль непроницаемой бутылки, внутри которой новорожденные звезды разогревают окружающий газ и поднимают его давление. В конце концов, облако не выдерживает, самая тонкая его стенка («пробка») прорывается, и струя горячего газа выстреливает в окружающее пространство. Именно этот момент мы и наблюдаем на фотографии. Яркая туманность в центре облака — это горячий газ, который вырвался со скоростью около 10 км/с и устремился в направлении Солнца. (Можно не беспокоиться — Солнечной системы он никогда не достигнет.)

Если в группе молодых звезд родилось массивное светило, то именно оно начинает «править бал»: его мощное излучение и потоки газа с поверхности (звездный ветер) разогревают окружающее вещество, останавливают его сжатие и выключают процесс формирования новых светил. Как кукушонок в гнезде, массивная звезда старается расчистить пространство вокруг себя. Иногда активность массивных звезд не только останавливает звездообразование, но и приводит к полному распаду новорожденного скопления: вместе с межзвездным газом оно теряет так много массы, что молодые звезды легко преодолевают ослабленное гравитационное поле и покидают свою «колыбель».

Звездный ветер от молодого скопления Pismis 24 (вверху) сдувает газовые облака туманности NGC 6357. В вершинах характерных столбов находятся плотные протозвезды, способные устоять против звездного ветра

На заре новой физики

Первая правильная мысль о происхождении звезд принадлежит еще Ньютону. Едва поняв всеобъемлющий характер гравитации, он стал размышлять о ее роли в развитии небесных тел.

В письме преподобному Ричарду Бентли от 10 декабря 1692 года Ньютон пишет вот что: «Мне кажется, что если бы все вещество нашего Солнца и планет и все вещество Вселенной было бы равномерно рассеяно в небесных глубинах, и если бы каждая частица имела врожденное тяготение ко всем остальным, и если бы, наконец, пространство, в котором была бы рассеяна эта материя, было бы конечным, вещество снаружи этого пространства благодаря указанному тяготению влеклось бы ко всему веществу внутри и вследствие этого упало бы в середину всего пространства и образовало бы там одну огромную сферическую массу. Однако если бы это вещество было равномерно распределено по бесконечному пространству, оно никогда не могло бы объединиться в одну массу, но часть его сгущалась бы тут, а другая там, образуя бесконечное число огромных масс, разбросанных на огромных расстояниях друг от друга по всему этому бесконечному пространству. Именно так могли образоваться и Солнце, и неподвижные звезды».

В действительности даже в ограниченном пространстве межзвездного облака гравитация не может собрать все вещество в одном месте. Космос неспокоен: сквозь облако в разных направлениях движутся звуковые и ударные волны, сжимая и разрежая отдельные участки газа. Гравитация лишь подхватывает и доводит до конца сжатие отдельных фрагментов облака. Это понял и довел идею Ньютона до уровня строгой математической теории другой английский физик, Джеймс Джинс, двести лет спустя.

Остановка карусели

Хотя многие выводы теории звездообразования уже подтверждены наблюдениями, остаются и нерешенные проблемы. Например, неясно, как протозвезды избавляются от «лишнего вращения». В силу случайного, турбулентного характера движения газа любая часть межзвездного облака медленно вращается. Когда она сжимается, стремясь стать звездой, то по закону сохранения момента импульса вращение ускоряется — все помнят, как фигуристы ускоряют свое вращение, прижимая руки к телу. Если бы не было механизмов торможения, центробежная сила вообще не позволила бы звезде родиться.

Один из таких механизмов обеспечивает газовое трение: внутренние, быстро вращающиеся области протозвезды трутся о внешние, передавая им энергию своего движения. Сами они при этом тормозятся, получая возможность сжиматься дальше и стать звездой, а внешние области, наоборот, раскручиваются и остаются вращаться в виде тонкого диска, из которого позже образуются планеты. Жизнь этого протопланетного диска сама по себе очень интересна и слабо изучена. Например, на некотором этапе эволюции диска вдоль его оси вращения в обе стороны могут «выстреливаться» тонкие струи газа.

Наблюдения показывают, что протопланетные диски часто встречаются у формирующихся звезд. Да и наличие «готовых» планетных систем, которых в окрестностях Солнца уже открыто более двух сотен, подтверждает идею о перераспределении углового момента между звездой и веществом будущих планет. Однако природа никогда не ограничивается использованием одной, даже самой хорошей, идеи. Как говорят физики, если в природе что-то не запрещено, то оно обязательно происходит. А не запрещено быстро вращающейся протозвезде в некоторый момент разделиться пополам, превратив момент импульса одного тела во взаимное орбитальное движение двух тел. Но это означает, что вместо одной звезды родится две? Именно так! Уже давно астрономы заметили, что почти половина всех звезд предпочитает жить парами. Наше Солнце — одиночная звезда, но это, скорее, исключение из правил. Если внимательно присмотреться, то кроме большого количества двойных звезд обнаруживаются и тройные, и четырехкратные, и даже 6-кратные (такова, например, звезда Кастор, альфа Близнецов). Похоже, что последовательное деление протозвезд при сжатии эффективно помогает им бороться с центробежными силами и приводит к рождению миниатюрных звездных коллективов.

Наблюдатели прошлых веков принимали туманность Тарантул за звезду и присвоили ей номер 30 в созвездии Золотой Рыбы (30 Doradus). Теперь ее обозначение — NGC 2070

Что скрывает тарантул?

Туманность Тарантул, расположенная в соседней галактике Большое Магелланово Облако, удалена от нас на 170 тысяч световых лет, но сияет так ярко, что различима даже невооруженным глазом. Ее поперечник составляет почти 1000 световых лет. Более крупных очагов звездообразования нет ни в нашей, ни в ближайших галактиках. В центре снимка, полученного 8-метровым телескопом VLT Европейской Южной обсерватории в Чили, расположено скопление молодых, массивных и очень горячих звезд Рэдклиф 136 (R 136), чье мощное излучение и сильные звездные ветры как раз и заставляют туманность сиять. Возраст этого скопления всего 2—3 миллиона лет, поэтому его наиболее массивные звезды еще живы. А таких звезд там более 200, причем массы некоторых превышают 50 масс Солнца; такие тяжеловесы формируются крайне редко.

Правее и выше центра на этом фото видно другое скопление ярких массивных звезд — Ходж 301. Его возраст около 20 миллионов лет. Поэтому наиболее массивные звезды в нем уже закончили свой жизненный путь и взорвались как сверхновые, выбросив с огромной скоростью вещество и создав вокруг скопления сеть запутанных волокон. Вскоре там ожидаются новые взрывы, так как в скоплении Ходж 301 наблюдаются три красных сверхгиганта, которые в течение ближайших трех миллионов лет тоже закончат свою жизнь гигантским фейерверком.

В то время как одни звезды умирают в этом «космическом пауке», другие там только зарождаются. Множество темных облаков, легко различимых на светлом фоне, указывает нам, где происходят охлаждение и сжатие газа, готового дать жизнь следующим поколениям звезд. Фактически Тарантул — это гигантский инкубатор, где рождаются звезды всевозможных масс, не только тяжеловесы, но и такие, как Солнце (хотя нам издалека видны только гиганты). В некоторых местах этого облака происходит удивительный процесс повторного, стимулированного звездообразования: мощное излучение и взрывы массивных звезд порождают ударные волны, которые сжимают окружающий газ, создавая тем самым условия для формирования звезд следующего поколения.

Этапы формирования звезды

Происхождение гигантов

Биологу трудно изучать жизнь баобаба — для этого надо прожить тысячи лет. Гораздо проще изучить муху-дрозофилу: сегодня родилась, через неделю дала потомство, через две умерла. То же и со звездами. Маломассивные звезды существуют миллиарды лет, практически не изменяясь, а звезды большой массы быстро формируются, недолго живут и ярко умирают. Астрономы любят изучать массивные звезды. Но насколько массивной может быть звезда? Этот вопрос не дает астрономам покоя на протяжении многих десятилетий. Если мы правильно понимаем физику рождения и жизни звезды, слишком массивными звезды быть не могут. Правда, история астрономии уже полстолетия доказывает, что физику эту мы как раз понимаем не совсем правильно.

С ростом массы звезды быстро возрастает температура ее недр и увеличивается давление излучения на внешние слои. Это должно приводить к потере устойчивости, возникновению растущих колебаний звезды и сбросу ее оболочки. В 1959 году Мартин Шварцшильд и его коллеги теоретически оценили предельную массу звезды в 60 масс Солнца, что уже тогда противоречило наблюдениям, поскольку известная с 1922 года двойная звезда Пласкетта имеет полную массу около 150 солнечных, а значит, ее главный компонент как минимум в 75 раз массивнее Солнца.

Теорию стали улучшать: учли ряд деталей, и теоретический порог массы повысился до 100 солнечных. Но астрономы-наблюдатели тоже не сидели без дела. Они определили, что звезда P Лебедя по светимости почти в миллион раз превосходит Солнце. Такую звезду давление собственного света разорвало бы на части, если бы ее масса была менее 80—100 солнечных — на самой грани допустимого. Теоретики напряглись. А наблюдатели между тем обнаружили, что существуют звезды с еще большей светимостью. Например, мощность излучения эты Киля (η Carinae), находящейся в туманности NGC 3372, в 5 миллионов раз превосходит солнечную. Масса такого «прожектора» не может быть меньше 200 масс Солнца. У теоретиков опустились руки: им-то никак не удавалось «сделать» звезду с массой более 150 солнечных.

А наблюдатели тем временем не унимались: в ядре небольшого звездного скопления Пишмиш 24 (Pismis 24), удаленного от нас примерно на 8000 световых лет, они обнаружили светило, судя по мощности его излучения, превосходящее Солнце по массе раз в 200, а то и 300! Тут уже теоретики не выдержали: «Не верим!» — и заставили наблюдателей внимательнее присмотреться к звезде-тяжеловесу. Международная группа астрономов под руководством Х.М. Апелланиса (J.M. Apellaniz, Институт астрофизики Андалусии, Испания ), используя 6,5-метровый телескоп «Магеллан» и космический телескоп« «Хаббл», обнаружила, что звезда-то двойная! Рядом друг с другом, обращаясь вокруг общего центра масс, живут две упитанные звезды, каждая примерно в 100 раз массивнее Солнца. В этом же скоплении нашлась еще одна столь же массивная звезда. Само по себе это крайне любопытно: три медведя в одной берлоге! Таких массивных звезд в Галактике всего не более дюжины, а тут сразу три в одном месте. Но это дело случая, а главное здесь в том, что теория внутреннего строения звезд выдержала проверку — массы звезд не превосходят 150 масс Солнца (оказалось, что и массу эты Киля сначала немного преувеличили — она тоже не превышает 150 масс Солнца).

Казалось бы, все в порядке и астрономы могут спать спокойно (разумеется, днем, поскольку ночью они работают). Но нет — спокойно могут спать только специалисты по внутреннему строению звезд. А те, кто изучает формирование звезд, заснуть не могут. Дело в том, что протозвезда по мере увеличения массы быстро наращивает мощность излучения и начинает активно отталкивать от себя новые порции вещества. Расчеты показывают, что звезды с массой более 15—20 масс Солнца вообще рождаться не могут. Но они есть! Может быть, эти тяжеловесы образуются позже, например, при слипании нескольких молодых звезд? Пока неясно. Над этой проблемой еще предстоит поработать.

Одна из крупнейших известных областей звездообразования NGC 604, расположенная в галактике Треугольник (М33), содержит более 200 молодых массивных звезд. Видны газовые пузыри, надутые их излучением

Обманчивая простота

Базовая теория формирования и эволюции звезд была создана в 1920-е годы в основном усилиями двух выдающихся английских физиков — Джеймса Джинса и Артура Эддингтона. Были получены изящные уравнения, описывающие все основные характеристики самосветящихся газовых шаров. Чрезвычайно воодушевленный результатами своих исследований — прежде всего их наглядностью и простотой, — Джинс писал: «…для нас ясно, почему все звезды имеют очень сходный вес; это потому, что все они образованы одинаковым процессом.

Они, пожалуй, похожи на фабричные изделия, сделанные одною и тою же машиной». Более осторожный Эддингтон практически соглашался с ним: «Разумно надеяться, что в не слишком отдаленном будущем мы сможем понять такую простую вещь, как звезда». Правда, один из старших товарищей заметил на это Эддингтону: «Если на вас посмотреть с расстояния нескольких световых лет, то и вы показались бы чрезвычайно простым». Жизнь доказала справедливость этой реплики. В 1960 году известный исследователь звезд американский астроном Мартин Шварцшильд писал: «Чем больше мы познаем действительное состояние такого сложного физического образования, каким является звезда, тем более запутанным оно нам представляется».

Коперник был не прав?

Тогда как массивные звезды за счет своего мощного излучения и звездного ветра активно избавляются от окружающего их вещества, звезды умеренной массы пускают это вещество в дело — из него формируются планетные системы. Ныне уже нет сомнений, что рождение большинства звезд сопровождается рождением планет. Означает ли это, что Солнце — типичная звезда, а Солнечная система — типичная система планет?

В эпоху Коперника астрономы низвели Землю с «Олимпа Вселенной» до роли одной из множества планет. И каждый последующий век лишь подтверждал нашу заурядность, которую даже стали называть принципом Коперника: Солнце оказалось заурядной звездой, каких миллиарды, а наш звездный дом — Галактика — ничем, казалось бы, не выделялся среди миллионов других «островных вселенных».

Принцип Коперника подтверждался даже в мелочах: открытый на Земле закон тяготения Ньютона оказался применимым ко всем космическим объектам и стал «законом всемирного тяготения»; спектральные исследования доказали, что все небесные тела сложены из знакомых нам на Земле элементов Таблицы Менделеева. Еще несколько десятилетий назад от ученых можно было услышать, что космос единообразен, а то и вовсе однообразен; что большинство звезд — копии нашего Солнца, что рядом с каждой из них наверняка найдется планета, похожая на Землю, а на ней, глядишь, — и братья по разуму… Но астрономы все внимательнее вглядывались в окружающий космос, и он казался им, как говорила Алиса, «все страньше и страньше».

Выяснилось, что среди миллиардов звезд почти невозможно найти светило, похожее на Солнце и имеющее столь же спокойный характер. Наша Галактика среди подобных ей крупных звездных систем также оказалась на редкость «мирной», практически не проявляющей активности: даже расположенная в ее ядре массивная черная дыра ведет себя весьма тихо. Солнце со своими планетами движется в Галактике не абы как, а счастливо избегая мест скопления новорожденных звезд, среди которых немало активных, а значит, опасных для нашей биосферы. Последнее, что долго не удавалось выяснить астрономам, — насколько типична наша планетная система и часто ли у других звезд встречаются планеты, подобные Земле. Найти планеты вблизи иных звезд всегда представлялось задачей невероятно сложной.

Но последнее десятилетие ХХ века подарило астрономам долгожданное открытие: в 1991—1996 годах были найдены первые планетные системы у звезд разного типа, включая даже нейтронные звезды — радиопульсары. И тут выяснилось, что в большинстве своем экзопланетные системы совершенно не похожи на нашу. В них планеты-гиганты типа Юпитера оккупируют «зону жизни» — область вокруг звезды, где температурные условия на планете позволяют существовать жидкой воде — главному условию развития жизни земного типа. Но на самих газовых гигантах-«юпитерах» жизнь развиться не может (у них даже нет твердой поверхности), а маленькие планеты земного типа эти гиганты из «зоны жизни» выпихивают. Теперь ясно, что Солнечная система нетипична, а возможно, и уникальна: ее планеты-гиганты, движущиеся по круговым орбитам вне «зоны жизни», позволяют длительное время существовать в этой зоне планетам земного типа, одна из которых, Земля, имеет биосферу. По-видимому, другие планетные системы крайне редко обладают этим качеством. Для тех, кто надеется быстро найти братьев по разуму, это неприятное известие. Но Галактика велика, в ней постоянно рождаются звезды, а значит, и планеты. Вокруг нас миллиарды звезд, окруженных планетами (теперь мы в этом уверены!). Среди них обязательно найдутся копии Земли, а возможно, даже более благоприятные для жизни места.

Владимир Георгиевич Сурдин

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:

Как рождаются звёзды?

интервью

Интервью с сотрудником Института астрономии РАН Дмитрием Вибе

О сложностях наблюдения за формированием звёзд и планетных систем, о значимых открытиях и о том, почему сегодня исследование этих процессов находится на переднем крае астрофизики, нашим друзьям и партнёрам АРХЭ рассказал доктор физико-математических наук, заведующий отделом физики и эволюции звёзд Института астрономии РАН, лектор АРХЭ Дмитрий Вибе.

• [АРХЭ] В наши дни изучение процессов звездообразования находится на 
переднем крае астрофизики. Почему понимание этих явлений так важно
 для современной науки?

  [Дмитрий Вибе] Рождение звёзд и планетных систем — ключевой элемент «экологии» нашей Вселенной, важнейший этап в процессе космического круговорота вещества. С одной стороны, звездообразование (по нашим современным представлениям) является непременным предшественником появления жизни и разума. С другой — этот процесс постепенно трансформирует водород и гелий, возникшие в результате Большого взрыва, в инертные остатки, которые навсегда или, по крайней мере, очень надолго исключены из активной жизни Вселенной. Звездообразование вторгается и в другие области астрономии. Например, чтобы оценить возможность детектирования различных источников гравитационных волн, необходимо знать, с какой частотой рождаются во Вселенной их звёздные предшественники.

Млечный Путь над телескопом ALMA

• [АРХЭ] Какие наиболее значимые открытия были сделаны в этой области за последние 10–15 лет?

  [ДВ] Последние открытия в области звездообразования связаны с вводом в строй интерферометра субмиллиметрового диапазона ALMA. Этот инструмент, в частности, впервые позволил в деталях исследовать структуру и молекулярный состав протопланетных дисков, в том числе, рассмотреть кольца и другие структуры в этих объектах. Возможно, эти структуры указывают на процессы рождения планет.

• [АРХЭ] Благодаря развитию техники мы узнаём всё больше подробностей о том, как рождаются звёзды и планеты как рядом с нами, так и в других галактиках. Или всё-таки теоретические выкладки тут первичнее?

  [ДВ] На мой взгляд, развитие наших познаний о рождении звёзд и планет в первую очередь связано с совершенствованием телескопов. Вообще, мне кажется, что астрономией движут наблюдения. Мы делаем всё новые и всё более мощные инструменты, смотрим в небо, видим там что-то интересное и только потом начинаем искать всему этому теоретическое объяснение.

Протозвезда, окруженная космической пылью и горячим газом

• [АРХЭ] Почему, несмотря на мощный поток информации, картина рождения звёзд пока во многом фрагментарна и далеко не всегда складывается в целостный сценарий?

  [ДВ] Наблюдения областей звездообразования и отдельных рождающихся звёзд, а также их численное моделирование сосредотачивают в себе все мыслимые астрономические трудности. Приходится наблюдать и очень большие объекты — молекулярные облака, и очень маленькие — протозвёзды. В первом случае возникает проблема наблюдательного времени, во втором — углового разрешения, так как даже ближайшие к нам протозвёздные объекты находятся на пределе разрешения современных инструментов.

• [АРХЭ] Какие ещё существуют сложности?

  [ДВ] Очень трудно построить и численную модель, которая была бы способна с одинаковым качеством работать на масштабах и в десятки парсеков, и в несколько астрономических единиц. В процессе рождения звезды большую часть времени исходное вещество остаётся холодным, а значит, его излучение приходится на дальний инфракрасный и субмиллиметровый диапазоны. В таких диапазонах очень сложно наблюдать с поверхности Земли. Разглядеть в деталях формирующуюся звезду мешает и окружающая её пылевая оболочка. Основной компонент вещества, из которого состоят формирующиеся звёзды, — молекулярный водород. Природа славно пошутила над нами, сделав его практически ненаблюдаемым. Поэтому о процессах звездообразования нам приходится судить по изучению других молекул, живущих своей жизнью, и к объяснению своих наблюдений нужно привлекать не только физику, но и химию.

Снимок Сатурна со станции Кассини

• [АРХЭ] Какие книги стоить прочесть, чтобы лучше понимать современную астрофизику?

  [ДВ] К сожалению, при обилии издаваемых у нас книг по астрономии, конкретно по физике межзвёздной среды и проблемам звездообразования у нас уже давно ничего не издавалось. На более популярном уровне об этой теме говорится в классической книге Владимира Сурдина «Рождение звёзд», но она выходила в последний раз, кажется в 2001 году. Сложные научные аспекты физики межзвёздной среды рассматриваются в книге Николая Бочкарёва «Основы физики межзвёздной среды», но она тоже написана уже давно, хотя и переиздана в 2010 году. Так что, наверное, стоит скорее порекомендовать какую-нибудь общую книгу по астрономии: «Вселенная» Сергея Попова, «Космос: от Солнечной системы вглубь Вселенной» Михаила Марова.

Изображение Энцелада, сделанное КА «Кассини» 28 октября 2015
года с расстояния примерно 96 000 километров.

Узнать подробности о курсе Дмитрия Вибе «Межзвёздная среда и звездообразование» можно в группе культурно-просветительского центра АРХЭ

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 повсюду.

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. Эти непрозрачные облака изобилуют молекулами более чем 200 различных видов. Однако в пылевых облаках преобладает молекулярный водород. Присутствуют также окись и двуокись углерода, метиловый спирт, этиловый спирт и даже некоторые молекулы, которых нет на Земле.

27.1 Рождение звезды | Рождение, жизнь и смерть звезды

Обзор глав

1 неделя

В 6 и 8 классах учащиеся изучили материал о солнечной системе, включая Солнце. В 7 классе они сосредоточились на системе, включающей Солнце, Землю и Луну. Учащиеся должны быть знакомы с тем фактом, что Солнце является звездой и производит тепло и свет (энергию) посредством ядерных реакций. В этой главе основное внимание уделяется жизненному циклу звезд, в том числе тому, как они рождаются и умирают. Точная эволюция, которой следует звезда, зависит от начальной массы звезды. В качестве примера представлена ​​эволюция Солнца. Основные цели этой главы — убедиться, что учащиеся понимают следующее:

Некоторые учащиеся могут спросить, почему звезды на фотографиях, сделанных в телескоп, выглядят «остроконечными», но на приведенных здесь диаграммах они представлены в виде сфер. Посмотрите это видео, чтобы узнать и объяснить своим ученикам:

Считаете ли вы важным преподавать астрономию ученикам в школе? Прочтите эту интересную и познавательную статью с подробным описанием преимуществ и применений астрономии: [ссылка] http://www.iau.org/public/themes/why_is_astronomy_important/

5.1 Рождение звезды (0,5 часа)

5.2 Жизнь звезды (1 час)

5. 3 Смерть звезды (1,5 часа)

Хороший способ представить тему эволюции звезд — начать с вопроса учащимся , как долго , по их мнению , существуют звезды . Многие ответят навсегда. Многие люди не знают, что, как и люди, звезды рождаются, живут своей жизнью, а затем умирают. Вы также можете спросить их, что имеется в виду под словом «жить», когда речь идет о звезде, ведь звезды не выполняют семь жизненных процессов, как учат в книге «Жизнь и жизнь». Астрономы обычно считают звезды, в ядрах которых происходят ядерные реакции, живыми звездами.

Звезды также сравниваются с точки зрения относительных понятий, таких как:

• молодые и старые
• круто и горячо
• насколько они большие
• насколько они массивны (масса важна с точки зрения того, как умирают звезды)

• Где рождаются звезды?
• Можно ли говорить о звезде как о «живой»?
• Как долго живут такие звезды, как Солнце?
• Как звезды проводят большую часть своей жизни?
• Почему звезды разного цвета?
• Как умирают звезды?

Звезды не живут вечно, как и люди. Звезды рождаются, живут своей жизнью, меняясь или эволюционируя по мере старения, и в конце концов умирают. Часто звезды делают это куда эффектнее, чем люди!

В этой главе вы заметите, что многие существительные используются как прилагательные, например, Sun — это существительное, а solar — прилагательное. Другие пары существительных и прилагательных включают: луна и лунный, звезда и звездный, планета и планетарный.

Ученые говорят о звездной эволюции , когда говорят о рождении, жизни и смерти звезд. Время жизни отдельных звезд слишком велико, чтобы люди могли наблюдать за эволюцией одной звезды, так как же ученые изучают звездную эволюцию? Это возможно, так как в нашей галактике так много звезд, что мы можем видеть множество из них на разных этапах их жизни. Таким образом астрономы могут составить общую картину процесса звездной эволюции. В этой главе вы узнаете, как рождаются звезды, как они развиваются и как умирают.

Много работы ушло на выяснение процессов звездной эволюции. Эта работа продолжается до сих пор. То, что вы изучаете здесь, в естественных науках, основано на многолетних исследованиях, и текущие исследования постоянно проводятся, обновляя то, что мы знаем.

Объяснение звездной эволюции (полный документальный фильм).

Рождение звезды

В этом разделе учащиеся узнают, что звезды рождаются в гигантских облаках пыли и газа, называемых туманностями, в космосе. Чтобы понять, как коллапсирующие газовые облака нагреваются, чтобы в конечном итоге сформировать звезды, учащиеся должны понимать, что сжатие газа нагревает его, а расширение газа охлаждает его. Если они не знакомы с этой концепцией, хорошей аналогией будет подумать о чрезмерном накачивании велосипедной шины (без ее разрыва). Вы можете продемонстрировать это на уроке, попросив учащихся слегка накачать шину. Они обнаружат, что насос и шина нагреваются!

В случае накачивания шины вы нагнетаете все больше и больше молекул в заданный объем (при условии, что шина теперь полностью загружена). Итак, вы сжимаете или сжимаете газ. Каждая молекула имеет определенное количество кинетической энергии. По мере того, как насос нагнетает все больше молекул, воздух в шине сжимается, и общая тепловая энергия увеличивается, поскольку внутри шины сталкивается больше молекул. Чем больше частиц содержится в одном и том же объеме, тем выше температура воздуха в шине. Когда вы сдуваете шину, вы позволяете газу расширяться, молекулы распределяются больше. Тогда тепловой энергии меньше, и поэтому температура снижается. Вы можете дать учащимся почувствовать воздух, выходящий из шины – он должен быть холоднее окружающего воздуха, так как он быстро расширяется, выходя из шины.

• звездный
• эволюция
• туманность
• протозвезда
• созвездие
• ядерный синтез
• звездный ветер

Звезды рождаются в огромных, медленно вращающихся облаках холодного газа и пыли, называемых туманностями (единственное число туманность ). Эти большие облака огромны, они имеют массу от 100 тысяч до двух миллионов масс Солнца, а их диаметр колеблется от 50 до 300 световых лет в поперечнике.

Световой год — это расстояние , которое свет проходит за один год. Свет распространяется очень быстро со скоростью 299 792 458 м/с. Один световой год равен 10 триллионам километров.

Как далеко световой год?

«Столпы творения». Эти гигантские плотные пылевые облака газообразного водорода представляют собой огромные звездные ясли, где рождаются новые звезды. (НАСА)

Известным примером одного из таких огромных облаков является туманность Ориона в созвездии Ориона. Его видно невооруженным глазом, если небо достаточно темное. Эти облака настолько массивны, что могут рухнуть под собственной гравитацией, если их потревожить.

Коллапс звезды может быть вызван сжатием облака. Например, если облако проходит через спиральный рукав в галактике, оно замедляется и сжимается. Это объясняет, почему в спиральных рукавах галактик образуется множество звезд.

Созвездие Ориона, вид из южного полушария. Охотник Орион находится «вверх ногами», если смотреть с юга, и его меч лежит над тремя звездами на его поясе. Драгоценный камень в его мече, который выглядит как бело-розовое пятно, — это туманность Ориона. На этой диаграмме показано, как звезды составляют созвездие Ориона, как видно в южном полушарии.

Со временем облака сжимаются, уплотняются и медленно нагреваются. Облака также распадаются на более мелкие комки. По мере того, как комки становятся меньше, они начинают сплющиваться в форме диска. В центре каждого сгустка в конечном итоге будет звезда, а внешний диск из газа и пыли может в конечном итоге сформировать планеты вокруг звезды.

Рождение звезды (Туманность Ориона).

Изображение туманности Ориона, сделанное космическим телескопом Хаббла, на котором показаны различные протозвезды, окруженные темным диском из газа и пыли. Эти диски (называемые протопланетными дисками) могут в конечном итоге образовать планеты вокруг звезды.

По мере того, как сжимающийся комок продолжает нагреваться, в центре формируется протозвезда . Протозвезда — это плотный газовый шар, который еще недостаточно нагрелся в центре, чтобы начать ядерные реакции. Эта стадия длится примерно 50 миллионов лет. По мере продолжения коллапса масса протозвезды увеличивается, сжимая ее еще больше и повышая температуру. Если протозвезда достаточно массивна, чтобы температура достигла 10 миллионов градусов по Цельсию, тогда она становится достаточно горячей для начала ядерных реакций, и технически протозвезда будет называться звездой.

Не так хорошо известный, как его двоюродный брат Орион, регион Южной Короны со скоплением Короны в центре является одним из ближайших к нам и наиболее активных регионов звездообразования. На этом изображении показаны молодые звезды в центре с выбросами газа и пыли.

В скоплении Коронет, показанном на изображении, есть множество молодых звезд на разных стадиях жизни, что позволяет астрономам собирать данные и уточнять детали эволюции самых молодых звезд.

Вы помните, что мы узнали о ядерных реакциях в прошлом семестре в Энергии и изменениях, когда рассматривали атомные электростанции?

Молодая звезда начинает преобразовывать водород в гелий посредством реакций ядерного синтеза . Ядерные реакции в звездах производят огромное количество энергии в виде тепла и света, которые излучаются в космос. Это производство энергии предотвращает дальнейшее сжатие звезды. Когда звезда сияет, диск пыли и газа, окружающий звезду, медленно сдувается звездным ветром звезды , который оставляет после себя любые планеты, если они уже сформировались.

Большой пузырь горячего газа, поднимающийся из светящегося вещества в галактике в 50 миллионах световых лет от Земли. Астрономы подозревают, что пузырь раздувается звездным ветром, выпущенным во время вспышки звездообразования.

Завершение стадии звездообразования (рождение).

Подобно тому, как Солнце выбрасывает частицы в космос в виде солнечного ветра, у других звезд также есть ветры, называемые звездными ветрами.

Звездообразование в ближайшей галактике за пределами Млечного Пути, называемой Большим Магеллановым Облаком (БМО), снято космическим телескопом Хаббл. На этом изображении видны светящийся газ, темные пылевые облака и молодые горячие звезды.

В левом верхнем углу изображения Большого Магелланова Облака вы можете увидеть набор голубых и белых молодых звезд. Они чрезвычайно горячие и являются одними из самых массивных звезд, известных во Вселенной.

Представленное здесь изображение Большого Магелланова Облака, галактики-спутника Млечного Пути, очень четко иллюстрирует пример последовательного звездообразования, когда рождение новой звезды вызывается предыдущим поколением массивных звезд. Вы можете показать учащимся некоторые из этих наблюдений:

• Прямо под скоплением горячих звезд в левом верхнем углу находится область ярко излучающего газообразного водорода, освещенная ближайшими горячими звездами.
• Правее несколько меньших облаков темной пыли странной формы. Их силуэты видны на фоне светящегося газа. Некоторые из этих темных облаков имеют яркую окантовку, поскольку они освещаются и испаряются под действием излучения соседних горячих звезд.
• Область вокруг скопления горячих звезд на изображении относительно свободна от газа, поскольку звездные ветры и излучение звезд оттесняют газ.
• Когда этот газ сталкивается с окружающими плотными облаками и сжимает их, облака могут разрушиться под действием собственной гравитации и начать формировать новые звезды.
• Скопление новых звезд в левом верхнем углу могло образоваться таким образом, так как оно расположено на краю большого центрального межзвездного пузыря комплекса. Звезды в этом скоплении сейчас начинают очищать облако от своего рождения и создают новые возможности для последующего рождения звезд.

• Учащиеся могут спросить, почему некоторые из этих изображений имеют черные квадраты в правом верхнем углу, как будто часть изображения отсутствует. Эти странные изображения в форме лестницы получены с широкоугольной и планетарной камеры 2 телескопа Хаббла, или WFPC2. WFPC2 состоит из четырех камер, каждая из которых делает снимок части мишени. Это все равно, что сделать четыре снимка одной сцены, а затем сложить их вместе, чтобы создать целостную картину. Но одна из камер WFPC2, правая верхняя, делает увеличенное изображение участка, за которым она наблюдает, чтобы позволить астрономам изучить этот участок более подробно. Когда изображения обрабатываются, эта увеличенная часть сжимается до того же размера, что и другие части, так что она вписывается в изображение, в результате чего получается узор в форме лестницы. Подробнее об этом можно прочитать здесь: http://hubblesite.org/gallery/behind_the_pictures/wacky_shape/constructing.php

Интересуетесь Вселенной, но не знаете, с чего начать? Взгляните на это пошаговое руководство, чтобы стать отличным астрономом-любителем. http://www. unawe.org/awesome/

Жизнь звезды

В этом разделе рассматриваются основные этапы жизни звезды, от младенчества до старости. Учащиеся также узнают, почему звезды не все выглядят одинаково, почему они развиваются с разной скоростью и имеют разное время жизни: это следствие разной массы. Они узнают, насколько важна масса звезды для определения ее эволюции и наблюдаемых характеристик.

• звезда главной последовательности
• красный гигант звезда

Звезды: Жизнь и смерть.

Звезда считается «рожденной», когда в ее центре начинаются реакции ядерного синтеза. Первоначально водород превращается в гелий глубоко внутри звезды. Звезда, которая преобразует водород в гелий, называется звездой главной последовательности . Звезды проводят большую часть своей жизни как звезды главной последовательности, превращая водород в гелий в своих центрах или ядрах. Звезда может оставаться звездой главной последовательности миллионы или миллиарды лет.

Большинство звезд во Вселенной, около 90 %, являются звездами главной последовательности. Солнце — звезда главной последовательности.

Звезды главной последовательности не все одинаковы. Они имеют разную массу при рождении, в зависимости от того, сколько материи доступно в туманности, из которой они образовались. Масса этих звезд может составлять от одной десятой массы Солнца до 200-кратной массы. Звезды разной массы имеют разные наблюдаемые свойства.

Звезды главной последовательности бывают разных размеров и цветов. Их размеры варьируются от 0,1 до 200 раз больше размера Солнца. Температура их поверхности определяет их цвет и может варьироваться от менее 3000°C (красный) до более 30 000°C (синий).

Обычно мы ассоциируем красный цвет с жаром, а синий с холодом. Но в звездах чем голубее звезда, тем она горячее, и чем она краснее, тем она старше и холоднее.

Звезды главной последовательности также имеют разные цвета в зависимости от температуры их поверхности. Посмотрите на следующую картинку и правильно обозначьте температуры всех звезд, используя приведенный ниже список температур. Какая звезда представляет наше Солнце?

Список температур: 3000 °C, 4500 °C, 6000 °C, 10 000 °C, 40 000 °C

На следующем рисунке показаны правильные метки температур различных звезд:

Желтая звезда представляет наше Солнце.

Почему более горячие звезды имеют более голубой цвет? Можете ли вы вспомнить, что вы узнали о спектре видимого света в 8 классе? Синий цвет соответствует свету с более короткими длинами волн (более высокими частотами), чем красный цвет. Более короткие длины волн (более высокие частоты) соответствуют более высоким энергиям и, следовательно, более высоким температурам. Это также видно в пламени костра или свечи. Если вы посмотрите на пламя, то увидите, что его центральные области голубее (и горячее), чем внешние, оранжевые и желтые.

Впечатление этого художника показывает относительные размеры молодых звезд, от мельчайших «красных карликов» с массой около 0,1 массы Солнца, маломассивных «желтых карликов», таких как Солнце, до массивных звезд «голубых карликов», весящих в восемь раз больше массы Солнца. Солнце, а также звезда массой 300 солнечных по имени R136a1.

Самые большие звезды во Вселенной.

Цвета звезд.

Орион — легко узнаваемое созвездие, видимое как в городах, так и на темном небе. В этом упражнении учащиеся должны будут смотреть на ночное небо, чтобы найти созвездие, определить звезды Бетельгейзе и Ригель и отметить разницу в их цвете. Орион находится на востоке примерно с 00:30 в начале октября, однако с течением месяцев он поднимается раньше. К началу декабря Орион виден примерно с 20:30 на востоке. Если наблюдение за созвездием невозможно, вы можете вместо этого попросить учащихся посмотреть на изображение созвездия в этой главе. 900:05 Это первое прямое изображение звезды, отличной от Солнца, сделанное космическим телескопом НАСА Хаббл. Это Бетельгейзе, звезда, обозначающая плечо Ориона, которую мы видим в правом нижнем углу созвездия, если рассматривать Орион в южном полушарии.

Бетельгейзе настолько огромна, что, если бы она заменила Солнце в центре нашей Солнечной системы, ее внешняя атмосфера распространилась бы за пределы орбиты Юпитера (см. масштаб в левом нижнем углу изображения).

МАТЕРИАЛЫ:

• карта звездного неба

ИНСТРУКЦИИ:

1. Для выполнения этой задачи необходимо ясное небо. Посмотрите ночью на восток и определите созвездие Ориона. Фотография созвездия включена в эту главу для справки.
2. Определите звезды Бетельгейзе и Ригель.

В начале октября Орион виден на востоке примерно с 00:30 до утра. С начала ноября Орион виден на востоке примерно с 22:30, а с начала декабря он виден на востоке примерно с 20:30.

ВОПРОСЫ:

Что вы заметили в цвете двух звезд Бетельгейзе и Ригель?

Бетельгейзе красного цвета, а Ригель синего цвета.

Как вы думаете, почему звезды выглядят иначе? Подсказка: посмотрите на цвета звезд на диаграмме перед этим заданием, чтобы увидеть, что это говорит нам об их температурах.

Ригель намного горячее, чем Бетельгейзе, поэтому он голубее.

Продолжительность жизни звезды главной последовательности зависит от ее массы. Более массивные звезды переходят на следующие этапы своей жизни быстрее, чем звезды с меньшей массой. На самом деле они являются звездами главной последовательности в течение более короткого времени, чем звезды с меньшей массой.

Звезда с большей массой может иметь больше материала, но она также быстрее израсходует этот материал из-за более высокой температуры. Например, Солнце будет звездой главной последовательности около 10 миллиардов лет, а звезда в 10 раз массивнее просуществует всего 20 миллионов лет. Красный карлик, масса которого составляет половину массы Солнца, может существовать от 80 до 100 миллиардов лет.

Когда водород в центре звезды истощается, ядро ​​звезды сжимается и нагревается. Это заставляет внешнюю часть звезды, атмосферу звезды, которая все еще состоит в основном из водорода, начать расширяться. Звезда становится больше и ярче, а температура ее поверхности падает, поэтому она светится красным. Звезде сейчас красный гигант . Бетельгейзе, как вы заметили в предыдущем упражнении, — красный гигант.

Красочное изображение шарового звездного скопления NGC 6093 в Млечном Пути, содержащего сотни тысяч древних звезд. Особенно бросаются в глаза ярко-красные гиганты, представляющие собой звезды, близкие по массе к Солнцу и приближающиеся к концу своей жизни.

Шаровые скопления особенно полезны для изучения звездной эволюции, поскольку все звезды в скоплении имеют одинаковый возраст (около 10-15 миллиардов лет), но охватывают диапазон звездных масс.

Почему красный гигант светится красным?

Она красная, потому что остыла по сравнению с тем, когда она была звездой главной последовательности.

Как вы думаете, почему красные гиганты называются «гигантскими» звездами?

Ее называют гигантом, потому что внешние слои расширились наружу, и звезда стала намного больше, чем когда она была звездой главной последовательности.

.

В конце концов ядро ​​звезды становится достаточно горячим, чтобы началась следующая ядерная реакция: атомы гелия сталкиваются и сливаются в более тяжелые элементы, такие как углерод и кислород. Однако со временем гелий в ядре также будет исчерпан. С этого момента судьба звезды определяется ее массой.

Ученые обнаружили звезду, пожирающую соседнюю планету.

Для звезд среднего размера, таких как Солнце, температура в их центрах никогда не станет достаточно высокой, чтобы вновь образовавшиеся углерод и кислород превратились в более тяжелые элементы, поэтому они не эволюционируют намного дальше. После фазы красного гиганта звезда становится нестабильной и в конечном итоге умирает, как вы узнаете в следующем разделе.

Прокрутите эту интерактивную анимацию, чтобы получить представление о масштабе некоторых звезд и других объектов в нашей Вселенной. http://htwins.net/scale2/

Анимация, указанная в поле Посещение , представляет собой очень полезный инструмент, дающий учащимся представление о масштабах Вселенной. Если возможно, вы можете спроецировать это в своем классе и масштабировать его от человека до самого конца, пока не дойдете до некоторых массивных сверхгигантов, а затем дальше. Вы также сможете увидеть масштаб некоторых объектов, упомянутых в этой главе, таких как Крабовидная туманность, Большое Магелланово Облако и Столпы Творения.

Относительные размеры Земли, современного Солнца и красного сверхгиганта Большого Пса в созвездии. Солнце в конечном итоге превратится в красную гигантскую звезду примерно через 4,5 миллиарда лет.

Смерть звезды

В этом разделе учащиеся узнают, как умирают звезды. В центре внимания находится смерть звезды с малой массой, такой как Солнце. Однако для полноты кратко упоминается и то, как умирают звезды с большой массой. В этом разделе есть два занятия, связанные с жизнью солнцеподобных звезд. Оба они предназначены для того, чтобы помочь учащимся запомнить и понять последовательность фаз, которые проходит звезда, подобная Солнцу, в течение своей жизни. В звездной эволюции много незнакомой терминологии, и это может сбить с толку учащихся. Надеемся, что выполняя задания, а не просто читая о различных этапах эволюции звезд, подобных Солнцу, учащимся будет легче понять предмет.

Прочитайте интересные статьи о последних достижениях в области астрономических исследований на Space Scoop , службе новостей астрономии. [ссылка] http://www.unawe.org/kids/

• планетарная туманность
• белый карлик
• черный карлик
• сверхновая
• нейтронная звезда

Когда звезда вступает в заключительную стадию своей жизни, после того как она стала красным гигантом, звезда становится нестабильной, расширяется и сжимается снова и снова. Это приводит к тому, что внешние слои звезды отделяются от центральной части звезды, и они мягко уносятся в космос. Когда последний газ во внешних слоях звезды сдувается, он образует расширяющуюся оболочку вокруг ядра звезды, называемую планетарная туманность . Планетарные туманности красиво светятся, поглощая энергию, излучаемую горячей центральной звездой. Их можно найти во многих различных формах, как показано на следующих изображениях.

Туманности во множественном числе. Планетарные туманности не имеют ничего общего с планетами, но были названы так в 1700-х годах, потому что они напоминали планеты при наблюдении с помощью телескопов того времени.

Планетарная туманность отличается от звездной туманности. Звездная туманность — это место, где рождаются звезды, тогда как планетарная туманность — это то, что некоторые звезды формируют в конце своей жизни.

Прекрасная туманность Кольцо. Газ освещается светом центральной звезды, которая представляет собой тусклую белую точку в центре туманности. Туманность Бумеранг — молодая планетарная туманность и самый холодный объект, найденный во Вселенной. Туманность Кохоутек 4-55 содержит внешние слои красной гигантской звезды, которые были выброшены в межзвездное пространство, когда звезда находилась на поздних стадиях своей жизни. Туманность Бабочка. Саму умирающую центральную звезду увидеть невозможно, потому что она скрыта внутри пылевого кольца в форме пончика. Туманность Гантель. Туманность Улитка.

Туманность Бабочка — умирающая звезда, масса которой когда-то была в пять раз больше массы Солнца. То, что напоминает крылья бабочки, на самом деле является горячими газовыми облаками, летящими по космосу со скоростью почти 1 миллион километров в час — достаточно быстро, чтобы добраться от Земли до Луны за 24 минуты!

Земля, поглощенная красным гигантом через 5 миллиардов лет.

Путешествие по планетарной туманности.

Через некоторое время после того, как вспыхнет внешний слой, у центральной звезды закончится топливо. Когда это происходит, центральная звезда начинает умирать. Гравитация заставляет звезду коллапсировать внутрь, и звезда становится невероятно плотной и компактной, размером с Землю. Затем звезда стала 9Белый карлик 0011, звезда .

Ультрафиолетовое изображение туманности Хеликс. По мере того, как звезда в центре приближается к концу своей жизни и у нее заканчивается топливо, она сжимается в гораздо меньший, более горячий и плотный белый карлик.

Белые карлики получили такое название из-за их небольшого размера и из-за того, что они настолько горячие, что излучают ярко-белый свет. Центральные части звезд намного горячее, чем их поверхности, а белый карлик состоит из оставшихся центральных частей звезды, что объясняет, почему они такие горячие.

На следующем изображении показан относительный размер Сириуса B, близкого белого карлика, по сравнению с некоторыми планетами в нашей Солнечной системе. Звезды и звездные останки могут быть меньше планет.

Белые карлики больше не производят энергию в результате ядерных реакций и поэтому они излучают свою энергию в космос в виде света и тепла. Они медленно остывают со временем. В конце концов, когда вся их энергия иссякнет, они больше не будут излучать свет. Звезда теперь мертвый черный карлик звезда и останется такой навсегда.

Звезды белых карликов настолько плотны, что одна чайная ложка вещества белого карлика может весить до 100 000 кг.

Это задание можно выполнять в парах или небольших группах. Это упражнение демонстрирует жизнь звезды, похожей на Солнце, с использованием желтого воздушного шара, изображающего Солнце. Учащиеся должны следовать инструкциям, чтобы продемонстрировать каждую фазу, через которую проходит звезда, подобная Солнцу, в течение своей жизни. Это задание лучше всего выполнять в парах, когда один участник «отдает приказы», ​​а другой выполняет задание. Если у вас есть время, вы можете повторить упражнение, поменяв местами пары.

МАТЕРИАЛЫ:

• желтый круглый шар — по одному на пару или группу
• черный маркер
• красный маркер
• ножницы
• Маленький белый пенопластовый шарик диаметром 2 см – по одному на пару

ИНСТРУКЦИИ:

1. В этом упражнении вы будете работать в парах. Один из вас проинструктирует вашего партнера, используя приведенные ниже инструкции. Ваш партнер будет следовать вашим инструкциям. Решите, кто из вас будет инструктором, а кто экспериментатором.
2. Экспериментатор: Вставьте белый пенопластовый шарик в сдутый шарик.
3. Инструктор: Прочтите пошаговые инструкции из таблицы ниже (перечислены по порядку). Сначала укажите время от рождения звезды, указанное в левой колонке, затем скажите партнеру, что делать с шариком.
4. Экспериментатор: Очень внимательно следуйте инструкциям своего напарника. Вы будете демонстрировать, как солнцеподобная звезда эволюционирует с течением времени.

Различные этапы эволюции звезды, подобной Солнцу, представлены на диаграмме ниже и сравниваются с жизненным циклом человека.

Давайте поближе познакомимся с жизнью нашей звезды, Солнца.

Как умрет Солнце.

ИНСТРУКЦИИ:

1. На приведенной ниже диаграмме показана жизнь нашего Солнца. Солнце — распространенный тип звезд среднего размера и массы.
2. Завершите предложения, заполнив пропуски, которые обобщают эволюцию нашего Солнца с течением времени.

ВОПРОСЫ:

В настоящее время Солнце находится на полпути своего существования в качестве __________ звезды. Примерно через 4,5 миллиарда лет Солнце раздуется и превратится в __________ звезду, которая при этом поглотит Землю.

В настоящее время Солнце находится на полпути своей жизни в качестве главной последовательности звезда. Приблизительно через 4,5 миллиарда лет Солнце раздуется и превратится в красную звезду-гигант , которая при этом поглотит Землю.

После того, как Солнце станет красным гигантом, оно в конечном итоге станет нестабильным и распушит свои внешние слои, образуя прекрасную __________ . Центральное ядро ​​Солнца останется открытым в центре планетарной туманности.

После того, как Солнце станет красным гигантом, оно в конечном итоге станет нестабильным и распушит свои внешние слои, образуя красивую девятку.0765 планетарная туманность . Центральное ядро ​​Солнца останется открытым в центре планетарной туманности.

Когда в ядре Солнца закончится топливо, ядерные реакции __________. Тогда Солнце станет горячей __________ звездой, оставшейся в центре планетарной туманности.

Когда в ядре Солнца закончится топливо, ядерные реакции остановятся . Тогда Солнце станет горячим белым карликом , оставшимся в центре планетарной туманности.

Поскольку ядерных реакций не происходит, белый карлик сияет, медленно остывает и в конечном итоге образует __________ карлика.

Поскольку ядерных реакций не происходит, белый карлик сияет, медленно остывает и в конечном итоге образует черный карлик .

В этом упражнении учащиеся сделают плакат, показывающий различные этапы звездной эволюции, переживаемые солнцеподобной звездой. Идея состоит в том, чтобы создать блок-схему, показывающую, какой этап ведет к следующему. Учащиеся могут использовать фотографии или картинки, распечатанные из Интернета, или они могут рисовать свои собственные картинки в зависимости от времени и доступных ресурсов. Пример представлен ниже для справки.

МАТЕРИАЛЫ:

• бумага или картон для плаката
• карандаши, мелки или краски для рисования
• распечатки фотографий или изображений различных этапов жизни Солнца

Если у учащихся есть доступ к Интернету, они могут распечатать изображения различных этапов. в противном случае они могут использовать справочные диаграммы в рабочей тетради для рисования.

ИНСТРУКЦИИ:

1. Нарисуйте блок-схему, показывающую ключевые этапы жизни солнцеподобной звезды. Включите рождение, жизнь, старение и смерть звезды. Если у вас есть доступ к распечаткам фотографий или рисунков ключевых этапов, вы можете наклеить их на плакат вместо того, чтобы рисовать ключевые этапы.
2. Обозначьте каждую стадию и четко обозначьте стрелками направление течения эволюционных стадий.

3. Дополнительно: Запишите примерное время, которое длится каждый этап. Вы можете использовать временную шкалу эволюции Солнца в этой главе, чтобы помочь вам.

ВОПРОСЫ:

Где рождаются звезды?

В огромных холодных облаках газа и пыли, называемых туманностями.

Почему красный гигант так назван?

Его называют красным гигантом, потому что он красного цвета и намного больше, чем звезда главной последовательности.

Какой звездный остаток остается после смерти такой звезды, как Солнце?

Белый карлик.

Что такое планетарная туманность?

Светящаяся туманность, образованная расширяющейся газовой оболочкой вокруг стареющей звезды.

Насколько велик белый карлик?

О размерах Земли.

Следующая информация о сверхновых не входит в CAPS, но была включена сюда, поскольку обсуждавшаяся ранее звездная эволюция объясняет малые и средние звезды. Гигантские звезды имеют другой конец, как обсуждалось здесь.

До сих пор мы рассматривали звезды, масса которых примерно равна массе нашего Солнца. Но как насчет более массивных звезд? Как они умирают?

Здесь речь идет не о более крупных звездах, а о более более массивных звездах. Важен не размер, а масса звезды.

Звезды, масса которых более чем в восемь раз превышает массу Солнца, эффектно заканчивают свою жизнь. Когда водород в их ядрах истощается, они превращаются в красных сверхгигантов, которые даже больше, чем красные гиганты.

Температура в ядрах этих сверхгигантов становится достаточно высокой, чтобы они могли синтезировать элементы тяжелее водорода и гелия.

Красный сверхгигант может плавить последовательно все более тяжелые элементы в течение нескольких миллионов лет, пока его ядро ​​не заполнится железом. В этот момент ядерные реакции прекращаются, и звезда быстро коллапсирует под действием собственной силы тяжести. Схлопывающиеся внешние слои звезды ударяются о маленькое центральное ядро ​​с такой силой, что они отскакивают и посылают рябь наружу через звезду, унося внешние слои звезды в космос в результате огромного взрыва, называемого сверхновой .

Элементы, образующиеся внутри звезд, рассеиваются в космосе, когда внешние слои звезд сдуваются либо в планетарных туманностях, либо в сверхновых. Эта звездная пыль перерабатывается и используется для формирования следующего поколения звезд и планет. Кальций в наших костях и железо в нашей крови были созданы внутри звезд.

Крабовидная туманность. Это гигантское светящееся облако газа — остатки внешних слоев звезды, взорвавшейся при взрыве сверхновой. В центре находится быстро вращающаяся нейтронная звезда.

Крабовидная туманность.

Японские и китайские астрономы зафиксировали мощное явление сверхновой, которое привело к образованию Крабовидной туманности почти 1000 лет назад в 1054 году.

На неделю или около того сверхновая может затмить все другие звезды в своей галактике. Однако со временем они быстро исчезают. Оставшаяся центральная звезда либо состоит из нейтронов, и ее называют нейтронная звезда , или, если исходная звезда была действительно массивной, образуется черная дыра . Оставшаяся нейтронная звезда или черная дыра окружена расширяющимся облаком очень горячего газа.

Черная дыра — это область пространства, где гравитация настолько сильна, что даже свет не может покинуть ее. Гравитация настолько сильна, потому что материя сжата в крошечное пространство. Это может произойти, когда звезда умирает. Поскольку свет не может уйти, вы не можете увидеть черную дыру. Черные дыры можно обнаружить по их гравитационному воздействию на близлежащие видимые объекты, или, в случае черной дыры, которая активно поглощает материал из своего окружения, материал может излучать свет, прежде чем он будет втянут в черную дыру. Помимо черных дыр звездной массы, в центрах галактик существуют гораздо более массивные черные дыры, называемые сверхмассивными черными дырами.

Самые большие черные дыры во Вселенной и что внутри черных дыр

В феврале 1987 года астрономы наблюдали взрыв сверхновой, названный Supernova 1987A. Это один из самых ярких звездных взрывов, наблюдаемых с момента изобретения телескопа 400 лет назад. Сверхновая принадлежит к Большому Магелланову Облаку, соседней галактике, удаленной от нас примерно на 168 000 световых лет. Несмотря на то, что звездный взрыв произошел около 166 000 лет до нашей эры, его свет пришел сюда менее 25 лет назад.

Изображение сверхновой под названием Supernova 1987A. Внешние слои звезды сформировали красивые кольца, расширяющиеся в космос.

Сверхновые также наблюдались невооруженным глазом до изобретения телескопа. 9 октября 1604 года наблюдатели за небом, в том числе астроном Иоганн Кеплер, заметили на небе «новую звезду». Теперь у нас есть изображения остатков сверхновой, и мы знаем, что это не новая звезда, а скорее смерть массивной звезды.

Остатки сверхновой Кеплера. Взрыв наблюдался в 1604 г.

Сверхновая Кеплера была последней вспыхнувшей сверхновой, наблюдаемой в нашей галактике Млечный Путь.

Сколько людей сейчас находится в космосе? Узнайте здесь. http://www.howmanypeopleareinspacerightnow.com/

Сводка

• Звезды рождаются в гигантских холодных облаках газа и пыли, называемых туманностями.
• Звезда рождается, когда становится достаточно горячей, чтобы в ее ядре происходили термоядерные реакции.
• Звезды проводят большую часть своей жизни как звезды главной последовательности, превращая водород в гелий в своих центрах.
• Солнце находится на полпути своего существования в качестве звезды главной последовательности, и примерно через 4,5 миллиарда лет оно увеличится и превратится в красную гигантскую звезду.
• Звезды, подобные Солнцу, заканчивают свою жизнь как планетарные туманности и оставляют после себя небольшой горячий белый карлик в центре планетарной туманности.

Концептуальная карта

Концептуальная карта жизненного цикла звезд начата, но вам нужно закончить ее, обобщив концепции для каждой стадии, а именно рождения, жизни и смерти звезды.

Как называются гигантские облака, в которых формируются звезды? [1 балл]

Туманности (сингулярная туманность).

В жизненном цикле человека плод — это еще не родившийся ребенок в утробе матери. Как называется эквивалентный этап в жизни звезды? [1 балл]

Называется протозвездой.

При каких условиях, по мнению астрономов, родилась звезда? [1 балл]

Если газа и пыли достаточно, чтобы температура стала достаточно высокой для начала ядерных реакций, протозвезда будет технически называться звездой.

Какой цвет звезды горячее, белый или желтый? [1 балл]

Белая звезда горячее желтой звезды.

Какой ядерной реакции подвергается звезда главной последовательности? [2 балла]

Звезда главной последовательности сжигает водород в гелий в своем ядре. Это называется ядерным синтезом.

Как только Солнце исчерпает свой запас водородного топлива, оно раздуется и сформирует звезду какого типа? [1 балл]

Красный гигант.

Звезды с малой массой, такие как Солнце, сбрасывают свои внешние слои. Как называется предмет, который они образуют при этом? [1 балл]

Звезды с малой массой выбрасывают свои внешние слои, образуя планетарную туманность.

Какая звезда осталась после планетарной туманности? [1 балл]

Белый карлик.

В чем разница между звездной туманностью и планетарной туманностью? [2 балла]

Звездная туманность — это место, где рождаются звезды, тогда как планетарная туманность — это то, что звезда образует в конце своей жизни.

Изучите следующую диаграмму, показывающую эволюцию звезды.

1. Обеспечить этикетки для различных этапов. [5 баллов]

   Этикетка	Сцена
   А
   Б
   С
   Д
   Е

2. Какие изменения происходят от стадии B к форме C? [2 балла]

   ---

   ---

   ---

3. Через некоторое время после сброса внешних слоев на этапе D топливо центральной звезды истощится. Что заставляет звезду коллапсировать внутрь, чтобы стать Е? [1 балл]

   ---

4. Что в конечном итоге происходит со звездой после этапа E? [1 балл]

   ---

   ---

1. Этикетка	Сцена
   А	Звездная туманность
   Б	Звезда главной последовательности/Желтая звезда
   С	Красный гигант
   Д	Планетарная туманность
   Е	Белый карлик

2. Когда водород в центре звезды истощается, ядро ​​звезды сжимается и нагревается.