ВУЗ: Не указан
Категория: Не указан
Дисциплина: Не указана
Добавлен: 26.04.2025
Просмотров: 240
Скачиваний: 0
Звездная эволюция
Рождение звезды не может быть исключительным событием: во многих участках неба существуют условия, необходимые для появления этих тел. Звёзды рождаются с самыми различными массами. Кроме того, они могут обладать самым разным химическим составом. Оба эти фактора оказывают влияние на дальнейшее поведение звезды, на всю её судьбу. Если масса звезды велика, последняя при рождении попадает на верхнюю часть главной последовательности, если масса мала, то звезда оказывается в нижней её части. Наиболее массивные звёзды живут сравнительно недолго — несколько миллионов лет. Факт существования таких звёзд означает, что процессы звёздообразования не завершились миллиарды лет назад, а имеют место и в настоящую эпоху.
Звёзды, масса которых многократно превышает массу Солнца, большую часть жизни обладают огромными размерами, высокой светимостью и температурой. Такие звёзды, нагревая окружающий межзвёздный газ, приводят к образованию газовых туманностей. За свою сравнительно короткую жизнь массивные звезды не успевают сместиться на значительное расстояние от места своего возникновения, поэтому светлые газовые туманности и голубые сверхгиганты могут рассматриваться в качестве индикаторов тех областей Галактики, где недавно происходило или происходит и сейчас образование звезд.
Молодые звёзды распределены в пространстве неслучайным образом. Существуют обширные области, где они совсем не наблюдаются, и районы, где их сравнительно много. Больше всего голубых сверхгигантов наблюдается в области Млечного Пути, т. е. вблизи плоскости Галактики, там, где концентрация газопылевого межзвёздного вещества особенно высока.
Но и вблизи плоскости Галактики молодые звёзды распределены неравномерно. Они почти никогда не встречаются поодиночке. Чаще всего эти звезды образуют рассеянные скопления и более разреженные звёздные группировки больших размеров, названные звёздными ассоциациями, которые насчитывают десятки, а иногда и сотни голубых сверхгигантов. Самые молодые из звёздных скоплений и ассоциаций имеют возраст менее 10 млн. лет. Почти во всех случаях эти молодые образования наблюдаются в областях повышенной плотности межзвёздного газа. Это указывает на то, что процесс звёздообразования связан с межзвёздным газом.
Примером области звёздообразования является гигантский газовый комплекс в созвездии Ориона. Он занимает на небе практически всю площадь этого созвездия и включает в себя большую массу нейтрального и молекулярного газа, пыли и целый ряд светлых газовых туманностей. Образование звёзд в нем продолжается и в настоящее время.
Водород – самый ходовой строительный материал Вселенной, молекулярный кирпичик, который кладется в фундамент самых разнообразных объектов звездного мира. Значит, для того чтобы обеспечить рождение звезды, нужно запастись немалым количеством водорода. Но как же собрать в одном месте большую массу этого строительного материала? Откуда он возьмется на бескрайних просторах Вселенной?
Этапы образования звезд
Межзвездный газ
Пространство между звездами вовсе не абсолютный вакуум, оно заполнено межзвездным газом, содержащим атомы кальция, натрия, кислорода, углерода, довольно сложных молекул, образующих пылинки, – но большей частью все-таки водород и гелий.
В результате тщательного изучения фотографий туманных участков Млечного Пути удалось обнаружить маленькие чёрные пятнышки неправильной формы, или глобулы, представляющие собой массивные скопления пыли и газа. Они выглядят чёрными, так как не испускают собственного света и находятся между нами и яркими звёздами, свет от которых они заслоняют.
Эти газово-пылевые облака содержат частицы пыли, очень сильно поглощающие свет, идущий от расположенных за ними звёзд. Размеры глобул огромны - до нескольких световых лет в поперечнике. Несмотря на то, что вещество в этих скоплениях очень разрежено, общий объём их настолько велик, что его вполне хватает для формирования небольших скоплений звёзд, по массе близких к Солнцу.
Тепловая неустойчивость
Каков же механизм превращения газа в звезду? Однородный газ будет находиться в состоянии неустойчивого теплового равновесия, а значит, в нем неизбежно будут появляться как плотные области (сгущения), так и более разреженные. Сгущения в газе называются газовыми облаками, и мы наблюдаем их как туманности. Газовые облака двигаются, причем средняя их скорость составляет 8 км/с, а самые шустрые разгоняются до 80 км/с. И это не опечатка! Огромная масса газа диаметром в несколько парсек (1пк = 3,26 св. лет или 30 тысяч миллиардов километров) несется по гораздо более разреженной среде со скоростью, превышающей скорость наших космических кораблей. А так как в Галактике очень много таких облаков, то в один прекрасный момент (в галактических масштабах этот момент длится несколько тысяч лет) одно газовое облако сталкивается с другим. Возникшая от этого столкновения ударная волна заставляет газ в столкнувшихся облаках сильно уплотниться, давая начало следующему этапу рождения звезды.
Магнитное поле
Газовые облака огромны, но тем не менее их массы недостаточно для рождения звезды. Вещества в них столько же, сколько в нашем Солнце, а нужно – в несколько десятков, сотен раз больше. Что же заставляет межзвездные облака собираться вместе? Оказывается, эту задачу выполняют магнитные галактические поля. Магнитное поле нашей Галактики было открыто в конце сороковых годов прошлого века. Причина возникновения этого поля до сих пор точно не известна. Как и положено всякому уважающему себя полю, оно имеет силовые линии, то есть линии напряженности. Газовые облака могут обычно двигаться только вдоль этих линий. Чтобы понять, как же «кучкуются» межзвездные облака, представим себе магнитное поле в виде слабо натянутой простыни. Вот мы пускаем по этой простыне маленький мячик от пинг-понга (это наше газопылевое облако): под мячиком простыня оказывается прогнутой сильнее, появляется ямка – прогибаются силовые линии. В ямку начинают скатываться другие мячи (облака), делая ее все глубже и глубже. Такое явление называется неустойчивостью Рэлея-Джинса.
Гравитация
Если у нас есть однородный газ, то в нем неизбежно начинают образовываться сгущения: места, в которых газа больше, чем в других. Но это уже не тепловая неустойчивость, как в случае с межзвездным газом, а гравитационная. Под действием гравитации к этим первоначальным сгусткам устремляются все новые и новые порции газа. Каждый сгусток – глобула – это будущая звезда.
Для того чтобы представить себе, как из глобул возникают звёзды, вспомним, что все звёзды излучают и их излучение оказывает давление. В чёрной глобуле под действием давления излучения, испускаемого окружающими звёздами, происходит сжатие и уплотнение вещества. Внутри глобулы гуляет "ветер", разметающий по всем направлениям газ и пылевые частицы, так что вещество глобулы пребывает в непрерывном турбулентном движении.
Глобулу можно рассматривать как турбулентную газово-пылевую массу, на которую со всех сторон давит излучение. Под действием этого давления объём, заполняемый газом и пылью, будет сжиматься, становясь, всё меньше и меньше. Такое сжатие протекает в течение некоторого времени, зависящего от окружающих глобулу источников излучения и интенсивности последнего. Гравитационные силы, возникающие из-за концентрации массы в центре глобулы, тоже стремятся сжать глобулу, заставляя вещество падать к её центру. Падая, частицы вещества приобретают кинетическую энергию и разогревают газово-пылевое облако.
Падение вещества может длиться сотни лет. Вначале оно происходит медленно, неторопливо, поскольку гравитационные силы, притягивающие частицы к центру, ещё очень слабы. Через некоторое время, когда глобула становится меньше, а поле тяготения усиливается, падение начинает происходить быстрее. Но, как мы уже знаем, глобула огромна, не менее светового года в диаметре. Это значит, что расстояние от её внешней границы до центра может превышать 10 триллионов километров. Если частица от края глобулы начнёт падать к центру со скоростью немногим менее 2км/с, то центра она достигнет только через 200 000 лет. Наблюдения показывают, что скорости движения газа и пылевых частиц на самом деле гораздо больше, а потому гравитационное сжатие происходит значительно быстрее.
Падение вещества к центру сопровождается весьма частыми столкновениями частиц и переходом их кинетической энергии в тепловую. В результате температура глобулы возрастает. Глобула становится протозвездой и начинает светиться, так как энергия движения частиц перешла в тепло, нагрела пыль и газ. В этой стадии протозвезда едва видна, так, как основная доля её излучения приходится на далёкую инфракрасную область. Звезда ещё не родилась, но зародыш её уже появился.
Сильно увеличившийся сгусток принимает форму шара, самую устойчивую геометрическую форму. Газовые слои перемешиваются и уплотняются, в центре шара начинает расти давление. Шар постепенно нагревается, постоянно увеличивая свою массу, получая и получая новый строительный материал. На этом этапе протозвезда еще невидима, ее заслоняют собравшиеся вокруг и сильно уплотнившиеся облака. Кстати, разглядеть такие объекты стало возможным только с появлением телескопов, работающих в инфракрасных диапазонах. Но помимо сил гравитации теперь начинают проявляться и другие силы – силы давления газа, которые стремятся растащить шар в разные стороны. Эта вечная борьба сил центробежных с силами центростремительными сопровождает звезду в течение всего времени ее существования. Если в конце концов победят первые, звезда взорвется, и мы увидим вспышку Сверхновой. Если вторые (силы гравитации) – звезда схлопнется сама в себя: появится такой загадочный объект, как черная дыра.