Сценарий № 1

https: //studme. org/335030/matematika_himiya_fizik/evolyutsiya_zvezd_rozhdenie_smert

Главная Математика, химия, физика АСТРОНОМИЯ

Эволюция звезд: рождение, жизнь и смерть

Рис. 8. 4. Этапы формирования звезды

Формирование («рождение») звезды — достаточно сложный и неоднозначный процесс. На данный момент существует ряд правомерных гипотез, так, например, есть одна, по которой утвеорждается, что молекулярные облака увеличивают свою плотность, коллапсируют в плазменный шар, превращающийся в звезду (рис. 8. 4).

Таким образом эволюция звезды начинается в гигантском молекулярном облаке, также называемом звездной колыбелью, в котором в результате гравитационной неустойчивости начинает разрастаться первичная флуктуация плотности. Существует предположение (модель), по которой следует, что, по мере того как происходит вращение молекулярного облака вокруг какой-либо галактики, ряд факторов могут вызвать гравитационный коллапс. Например, может произойти столкновновение облаков или одно из них может пройти через плотный рукав спиральной галактики. Еще одним фактором может стать взрыв сверхновой звезды, ударная волна которого столкнется с молекулярным облаком на огромной скорости. Не исключено столкновение галактик, которое способно вызвать сильный всплеск звездообразования, наряду с тем что газовые облака в каждой из галактик сжимаются и возбуждаются в результате столкновения.

При коллапсе молекулярное облако разделяется на части, образуя все более и более мелкие сгустки. Предполгается, что фрагменты с массой меньше примерно 100 М© способны сформировать звезду. В таких формированиях при высвобождении гравитационной потенциальной энергии газ нагревается по мере сжатия, облако преобразуется в протозвезду, трансформируясь во вращающийся сферический объект.

Звезды в начальной стадии своего существования, скрыты внутри плотного облака пыли и газа, различимы только их силуэты (звездообразующие коконы), которые можно наблюдать на фоне яркого излучения окружающего газа. Сами образования имеют название глобул Бока.

На данный момент с помощью наблюдений установлено, что очень малая доля протозвезд не достигает достаточной для реакций термоядерного синтеза температуры. Такого рода звезды получили название коричневые карлики (их масса не превышает одной десятой солнечной). Данные звезды быстро «умирают», остывая за несколько сотен миллионов лет. Наблюдались случаи, когда в ряде наиболее массивных протозвездах температура в результате сильного сжатия может достигнуть 10 • 106 К, что делает возможным синтез гелия из водорода. Тогда такая звезда начинает светиться, происходит запуск термоядерных реакций, который устанавливает гидростатическое равновесие, предотвращая дальнейший гравитационный коллапс ядра. В дальнейшем звезда может существовать в стабильном состоянии (рис. 8. 5).

Ни одна звезда не может светить вечно. Эволюционный путь и продолжительность жизни звезды зависят от ее массы: чем звезда более массивна, тем быстрее она сожжет все свое топливо. В силу того что звезды являются самыми массивными точечными объектами во Вселенной и их массы несравнимо велики, массы звезд принято измерять не в граммах, а в массах Солнца (М©), где Солнце взято за единицу как наиболее близкий и максимально изученный объект звездной природы.

В зависимости от массы существует четыре сценария завершения эволюционного пути звезды:

• 1) белый карлик;

• 2) нейтронная звезда;

• 3) черная дыра;

• 4) отсутствие звездного остатка.

Ниже мы рассмотрим первые три сценария развития событий.

Рис. 8. 5. Жизнь звезд

Сценарий № 1

Если масса звезды сравнима с солнечной или легче, то продолжительность протон-протонного цикла в недрах звезды составит порядка 10 млрд лет (чем звезда легче, тем дольше). Когда запасы водорода в недрах звезды наконец иссякнут, запустится следующий процесс — горение гелия и его превращение в углерод. Тем временем звезда увеличится в размерах в несколько раз и превратится в красного гиганта: ядро начнет сжиматься, а окружающее его вещество, наоборот, расширяться и остывать. Такой финал через 5 млрд лет ждет и наше Солнце; при этом его радиус увеличится настолько, что поглотит Меркурий и Венеру, а возможно, доберется и до Земли.

Стадия красного гиганта относительно недолговечна: она займет порядка 100 млн лет. Когда запасы гелия закончатся, а давления термоядерных реакций перестанет хватать, чтобы удерживать массу звезды, звезда потеряет гравитационную устойчивость и начнет пульсировать, сбрасывая звездное вещество в межзвездную среду: так образуется планетарная туманность — молекулярное облако, получившее свое название за то, что зачастую имеет форму диска, похожую на проекцию планеты (рис. 24, цветная вклейка). В конце концов от звезды останется только плотное углеродное ядро размером с Землю — белый карлик, — который медленно будет остывать (рис. 8. 6).

12 3 4 Следующая ⇒