астрономия

Как появляются звезды?

Главная » Звезды » Как появляются звезды?

Красный супергигант V838 Единорога
 
Красный супергигант V838 Единорога в созвездии Единорога находится на расстоянии 20 000 световых лет от Земли. Радиус звезды равен 380 солнечным радиусам, а светимость в 15 000 раз больше светимости Солнца. Фото НАСА

Во Вселенной, в том числе и внутри нашей галактики, существуют так называемые газообразные туманности. Это не скопления звезд, а область повышенной концентрации газа. В основном это водород, но не в атомарном, а в молекулярном состоянии. Молекула водорода представляет собой два атома водорода, связанные между собой. Температура молекулярных облаков очень низкая (обычно -230 —250°С), а плотность сравнительно высокая. Эти два условия делают возможным гравитационное сжатие вещества, то есть его стягивание к единому центру. При сжатии температура газа возрастает, он нагревается и начинает светиться. Такое образование называют протозвездой.

Когда температура в ядре достигает нескольких миллионов градусов, начинаются термоядерные реакции. Выделяющееся тепло вызывает увеличение давления до тех пор, пока оно не уравновесит гравитационные силы. Тогда сжатие прекращается. В результате ярко засветится новая звезда.

Таким образом, звезды рождаются из газа, который очень сильно сжался под действием притяжения. Процесс сжатия газа в звезду достаточно медленный: он может занимать сотни тысяч и миллионы лет. Самые молодые звезды практически всегда наблюдаются в облаках молекулярного газа.

Звезды продолжают рождаться и сейчас. Правда, не все протозвезды Moiyr стать полноценными звездами. Те из них, которые имеют небольшую массу, никогда не разогреваются до температур, необходимых для начала термоядерной реакции. Эти звезды в результате сжатия превращаются в тусклых красных или коричневых карликов. Обнаружить такие объекты оказалось затруднительно. Первая звезда коричневый карлик была открыта лишь в 1987 г.

Сжигая водород в термоядерных реакциях, звезда не дает силам гравитационного притяжения сжать себя до сверхплотного состояния, противопоставляя гравитационному коллапсу непрерывно возобновляемое внутреннее тепловое давление. В результате возникает устойчивое энергетическое равновесие. Это означает, что в таком состоянии звезда имеет постоянные размеры, постоянную поверхностную температуру и постоянное количество выделяемой энергии. О звездах на стадии активного сжигания водорода говорят, что они находятся в основной фазе своего жизненного цикла, или эволюции. Л само светило на этой стадии развития называют звездой главной последовательности. В таком состоянии звезда пребывает большую часть своей жизни. Пока идет реакция, расходуется топливо и накапливается продукт реакции — гелий. Количество водорода постепенно уменьшается, а количество гелия растет. Так продолжается до тех пор, пока не закончатся запасы топлива в ядре звезды. Тогда весь водород в центре звезды превратится в гелий.

По мере того как в звездном термоядерном ядре реакции синтеза начнут затухать, температура и, соответственно, давление там будут уменьшаться. Ядро уже не сможет сопротивляться гигантскому давлению со стороны внешних слоев звезды. Силы гравитации стремятся сжать звезду, и большое давление приведет к тому, что ядро станет очень плотным. Л реакции превращения водорода в гелий при этом переместятся в прилегающий слой за пределами гелиевого ядра.

Дальнейшая судьба светила зависит от его массы. Если говорить о Солнце и звездах, не превышающих его по массе более чем в 8 раз, то происходит следующее. Ядро сжимается, а звезда начинает раздуваться. Оболочка ее увеличивается в размерах, звезда становится очень большой, а мощность излучения возрастает, несмотря на то, что температура поверхностных слоев падает. Эта фаза развития звезды называется красным гигантом. Если точнее, маленькая звезда превращается в красного гиганта, а крупная — в красного супергиганта. Звезды этого типа имеют радиусы в сотни раз больше радиуса нынешнего Солнца. Например, когда Солнце подойдет к такой стадии своей жизни, то станет медленно раздуваться, увеличиваться в размерах и превращаться в гигантский жаркий диск. Очень многие звезды уже прошли эту стадию, то есть успели постареть раньше, чем начало стареть Солнце.

Фаза раздувания продолжается до тех пор, пока топливо не израсходуется окончательно не только в самом ядре, но и в слоях непосредственно вокруг ядра звезды. Тогда внутреннее давление в области ядерных реакций совсем ослабеет и больше не сможет уравновешивать силу гравитации. В результате произойдет гравитационный коллапс звезды — сжатие космического объекта под действием собственных сил тяготения, приводящее к значительному уменьшению его размеров.

При гравитационном коллапсе звезды с массой, близкой к солнечной, но превосходящей ее не более чем в 8 раз, она сжимается примерно до размеров Земли. После чего коллапс прекращается в силу противодействия электронов, которые отталкиваются друг от друга. Хотя энергию звезда на этой стадии уже не может производить, однако она продолжает еще достаточно долго светиться, остывая при этом. Такие звезды получили название белых карликов. Белый карлик удерживается от полного коллапса благодаря равенству двух сил — гравитационного притяжения и своего рода давления электронов изнутри.

Размер белого карлика в сотни раз меньше размеров Солнца, а плотность вещества в миллионы раз больше плотности воды. Такая звезда уже почти не излучает видимого света и потому становится невидимой. Температура белого карлика колеблется от тысячи до нескольких десятков тысяч градусов. Первый белый карлик был обнаружен в 1862 г. Это был спутник Сириуса — Сириус В. Всего в нашей галактике около 6% таких звезд. При этом ни один из белых карликов не превосходит Солнце по массе более чем в полтора раза.

У больших звезд (с массой, большей 8 масс Солнца, но меньшей 30 таких масс) все происходит немного иначе. Они продолжают сжиматься, пока не взрываются с высвобождением громадного количества энергии. В результате этого взрыва часть массы звезды устремляется к центру под действием гравитационного сжатия (в этот момент гравитационные силы уже не сдерживаются термоядерными реакциями), а другая часть разлетается в пространстве. Само явление называется взрывом сверхновой звезды. Этот взрыв сопровождается столь мощным излучением, что некогда тусклую звезду становится видно на небе иногда даже днем. Судьба же центральной части звезды полностью зависит от ее исходной массы.















Это интересно...

99 процентов массы солнечной системы сконцентрировано на Солнце.