На сайті 11893 реферати!

Усе доступно безкоштовно, тому ми не платимо винагороди за додавання.
Авторські права на реферати належать їх авторам.

Виникнення зір


Астрономи підозрювали, що при відносно високій щільності і низькій температурі, що царює в міжзоряних хмарах, частина речовини повинна об'єднуватися в молекули. У цьому випадку найважливіша частина міжзоряного середовища недоступна спостереженням в оптичному діапазоні.

Ультрафіолетові спостереження, які почалися у 1970 р., з ракет і супутників дозволили відкрити головну молекулу міжзоряного середовища - молекулу водню (Н2). А при спостереженні міжзоряного простору радіотелескопами сантиметрового і міліметрового діапазонів були виявлені десятки інших молекул, часом досить складних, що містять до 13 атомів. У їхньому числі молекули води, аміаку, формальдегіду, етилового спирту і навіть амінокислоти гліцирина.

Як з'ясувалося, біля половини міжзоряного газу утримується в молекулярних хмарах. Їхня щільність у сотні разом більше, ніж у хмар атомарного водню, а температура усього на декілька градусів вище абсолютного нуля. Саме за таких умов виникають нестійкі до гравітаційного стиску окремі ущільнення в хмарі масою порядку маси Сонця і стає можливим формування зірок.

Більшість молекулярних хмар зареєстровано тільки по радіовипромінюванню. Деякі, утім, давно відомі астрономам, наприклад темна туманність Вугільний Мішок добре видима оком у південній частині Чумацького Шляху. Діаметр цієї хмари 12 пк, але воно виглядає великим, оскільки віддалено від нас усього на 150 пк. Його маса біля 5 тис. сонячних мас, тоді як у деяких хмар маса досягає мільйона сонячних, а розмір 60 пк. У таких гігантських молекулярних хмарах (їх у Галактиці усього декілька тисяч) і розташовуються головні осередки формування зірок.

Найближчі до нас області зіркоутворень - це темні хмари в сузір'ях Тельця і Змієносця. Подалі розташований величезний комплекс хмар в Оріоні.

Життя чорної хмари

Молекулярні хмари улаштовані значно складніше, ніж знайомі нам хмари водяної пари в земній атмосфері. Зовні молекулярна хмара покрита товстим прошарком атомарного газу, оскільки проникаюче туди випромінювання зірок руйнує тендітні молекули. Але пилюка, що знаходиться в зовнішньому прошарку, поглинає випромінювання, і глибше, у темних надрах хмари, газ майже цілком складається з молекул.

Структура хмар постійно змінюється під дією взаємних сутичок, нагрівання зоряним випромінюванням, тиску міжзоряних магнітних полів. У різних частинах хмари щільність газу відрізняється в тисячу разів (у стільки ж разів вода щільніша кімнатного повітря). Коли щільність хмари (або окремої його частини) стає настільки великою, що гравітація переборює газовий тиск, хмара починає нестримно колапсувати. Розмір його зменшується усе швидше і швидше, а щільність росте. Невеличкі неоднорідності щільності в процесі колапсу посилюються, і в результаті хмара фрагментує, тобто розпадається на частини, кожна з яких продовжує самостійний стиск.

При колапсі зростають температура і тиск газу, що перешкоджає подальшому збільшенню щільності. Але поки хмара залишається прозорою для випромінювання, вона легко охолоджується і стиск не припиняється. Велику роль надалі грає космічна пилюка. Хоча по масі вона складає усього 1% міжзоряної речовини, це дуже важливий його компонент. У темних хмарах порошини поглинають енергію газу і переробляють її в інфрачервоне випромінювання, що легко покидає хмару, забираючи надлишки тепла. Нарешті через збільшення щільності окремих фрагментів хмари газ стає менше прозорим. Охолодження затруднюється, і зростаючий тиск зупиняє колапс. У майбутньому з кожного фрагмента утвориться зірка, а усе разом вони складуть групу молодих зірок у надрах молекулярної хмари.

Колапс щільної частини хмари в зірку, а частіше - у групу зірок продовжується декілька мільйонів років (порівняно швидко по космічних масштабах). Новонароджені зірки розігрівають навколишній газ, і під дією високого тиску залишки хмари розлітаються. Саме цей етап ми бачимо в туманності Оріона. Але по сусідству з ній продовжується формування майбутніх поколінь зірок. Для світла ці області цілком непрозорі і спостерігаються тільки за допомогою інфрачервоних і радіотелескопів.

Хмара стає зіркою

Народження зірки триває мільйони років і сховане від нас у надрах темних хмар, так що цей процес практично недоступний прямому спостереженню. Астрофізики намагаються досліджувати його теоретично, за допомогою комп'ютерного моделювання. Перетворення фрагмента хмари в зірку супроводжується гігантською зміною фізичних умов: температура речовини зростає приблизно в 106 разів, а щільність - у 1020 разів. Колосальні зміни всіх характеристик зірки, що формується, складають головну трудність теоретичного розгляду її еволюції. На стадії подібних змін вихідний об'єкт уже не хмара, але ще і не зірка. Тому його називають протозіркою).

Загалом еволюцію протозірки можна розділити на три етапи, або фази. Перший етап - відокремлення фрагмента хмари і його ущільнення - ми вже проглянули. Слідом за ним наступає етап швидкого стиску. У його початку радіус протозірки приблизно в мільйон разом більше сонячного. Вона цілком непрозора для видимого світла, але прозора для інфрачервоного випромінювання з довжиною хвилі більше 10 мкм. Випромінювання відносить надлишки тепла, що виділяється при стиску, так що температура не підвищується і тиск газу не перешкоджає колапсу. Відбувається швидкий стиск, практично вільне падіння речовини до центру хмари.

Проте в міру стиску протозірка робиться усе менше прозорою, що затруднює вихід випромінювання і призводить до росту температури газу. У визначений момент протозірка стає практично непрозорою для власного теплового випромінювання. Температура, а разом із нею і тиск газу швидко зростають, стиск сповільнюється.

Підвищення температури викликає значні зміни властивостей речовини. При температурі в декілька тисяч градусів молекули розпадаються на окремі атоми, а при температурі біля 10 тис. градусів атоми іонізуються, тобто руйнуються їхні електронні оболонки. Ці енергоємні процеси на якийсь час затримують ріст температури, але потім він відновляється. Протозірка швидко досягає стана, коли сила ваги практично урівноважена внутрішнім тиском газу. Але оскільки тепло усе ж потрохи іде назовні, а інших джерел енергії, крім стиску, у протозірки немає, вона продовжує потихеньку стискуватися і температура в її надрах усе збільшується.

Нарешті температура в центрі протозірки досягає декількох мільйонів градусів і починаються термоядерні реакції. При цьому тепло, яке виділяється, цілком компенсує охолодження протозірки з поверхні. Стиск припиняється. Протозірка стає зіркою.

"Перший крик" новонародженої зірки

Зірки, що формуються і дуже молоді зірки часто оточені газовою оболонкою - залишками речовини, що не встигнули ще впасти на зірку. Оболонка не випускає зсередини світло і цілком переробляє його в інфрачервоне випромінювання. Тому наймолодші зірки звичайно виявляють себе лише як інфрачервоні джерела.

На початковому етапі життя «поводження» зірки дуже сильно залежить від її маси. Низька світність маломасивних зірок дозволяє їм надовго затриматися на стадії повільного стиску, "харчуючись" тільки гравітаційною енергією. За цей час оболонка встигає частково осісти на зірку, а також сформувати навкругизірковий газовий диск. Еволюція ж масивної зірки протікає так швидко, що зірка проживає велику частину життя, оточена залишками своєї протозіркової оболонки, що часто називають газовим коконом.

Прикладом зірки-кокона служить об'єкт Бекліна - Нейгебауера в туманності Оріона. Він знаходиться в центрі компактного і дуже щільного скупчення протозірок. З них він найбільше масивний: зірка усередині кокона має масу порядку восьми сонячних. Її світність близька до 2 тис. сонячних, а температура випромінювання кокона біля 600 К. Тому об'єкт Бекліна - Нейгебауера був відкритий двома астрономами, імена яких він носить, у 1966 р. як потужне інфрачервоне джерело. Зараз відомо вже більш 250 об'єктів такого типу. Температура їхніх пильних коконів 300 - 600 К. Деякі з них своїм випромінюванням уже майже зруйнували кокони: спостереження показують, що їхня речовина розширюється зі швидкістю 10 - 15 км/с. Класичний приклад такої зірки – понадгигант h Киля на відстані біля 3 кпк від нас, занурений у щільну пилову туманність Гомункулус.

Перейти на сторінку номер: 1  2  3 Версія для друкуВерсія для друку   Завантажити рефератЗавантажити реферат