Механизм образования и эволюции звезд - Рождение и эволюция звезд

Согласно современным представлениям, звезды возникают в результате гравитационного сжатия плотных газопылевых облаков с последующим разогревом и зажиганием в них термоядерных реакций. Однако детали этих процессов, а также то, какие условия приводят к рождению того или иного конкретного типа звезд, пока окончательно не выяснены. Наблюдаются как очень старые звезды с возрастом более 12.109 лет, так и очень молодые, кроме того, процесс звездообразования продолжается и в наше время и, в принципе, можно наблюдать протозвезды на очень ранних стадиях их эволюции в состоянии сжимающегося холодного облака.

Подобные наблюдения обычно затруднены тем обстоятельством, что входящая в состав протозвезд пыль экранирует свет и не позволяет изучить внутренние области протозвезды.

Рассмотрим теперь механизм зарождения и развития звезд, а также в связи с этим классификацию звезд и методы их наблюдения. Согласно гамовской модели БВ все элементы Вселенной образовались в результате термоядерных реакций [9].

При конденсации звезды из облака межзвездных газа и пыли высвобождается гравитационная потенциальная энергия. Часть этой энергии расходуется на излучение, а остальная часть преобразуется в кинетическую энергию конденсирующих атомов, и, таким образом, повышается температура звезды.

При температурах Т ~ 107 К и плотности ~ 100 г/см3 начинаются термоядерные реакции, которые могут идти в зависимости от первоначального состава межзвездной пыли и, следовательно, звезд по двум схемам или цепочкам. Большинство звезд состоит в основном из водорода (60-90% по массе), гелия (10-40%) и тяжелых элементов (0,1-3%). Звезды, в состав которых входят кроме водорода и гелия тяжелые элементы, выброшенные при вспышках так называемых новых или взрывах сверхновых звезд, называются звездами населения I.

Новыми звезды называются потому, что в древности предполагалось, что это действительно новые звезды и до взрыва их нельзя было видеть. На самом деле в некоторых звездах возникают неустойчивости, происходит извержение вещества в пространство и светимость ее резко увеличивается.

Частота извержений изменяется от нескольких месяцев до лет. У остальных звезд извержения бывают примерно раз в 1000 лет. Сверхновые звезды фактически связаны со взрывом массивной звезды, что бывает один раз в несколько столетий. За 10 последних веков обнаружено 7 сверхновых звезд. Интенсивность излучения сверхновых звезд в 104 раз больше, чем у новых.

Наше Солнце с 74% Н, 24% Не и 2% тяжелых элементов есть обычная звезда населения I. Звезды населения II образовались из первичного водорода и гелия и в основном содержат гораздо меньше остаточного материала других звезд. Они содержат много водорода, мало гелия и очень мало тяжелых элементов.

В первой термоядерной реакции, происходящей при конденсации из межзвездной пыли, участвует лишь водород. При достижении указанных температур и плотностей газа происходит реакция слияния (присоединения) двух протонов в результате слабых взаимодействий:

Рассмотрим теперь процесс эволюции звезд [11]. Итак, звезды конденсируются из межзвездной пыли, возникают термоядерные реакции, звезды разогреваются, сжигают свое ядерное горючее и гибнут, взрываясь в виде сверхновых, или просто угасают, превращаясь в куски ядерного пепла. О взаимоотношениях гравитационного и радиационного давлений мы уже говорили. Если эти давления уравновешиваются, то звезда стабилизируется и приобретает характерные для нее размеры и светимость.

Астрономы установили, что для того, чтобы проследить за эволюцией звезд, достаточно знать две величины, которые сравнительно легко измерить: собственную светимость и цвет, характеризующий температуру поверхности. Поэтому можно построить в этих координатах зависимость светимости от цвета, и поскольку каждая звезда в любой период жизни имеет определенную светимость и определенный цвет, то она будет точкой на этой диаграмме. Так как звезды разные по времени своего развития, то можно сказать, что в течение жизни звезды точка, ее представляющая, движется по этой диаграмме, описывая некую кривую. Таким образом, можно проследить процесс жизни и угасания звезды.

Если же говорить о конкретной динамике поведения звезды, то она зависит только от двух факторов: массы вещества, из которого она конденсировалась, и состава этого вещества. В начальный период жизни звезды играет роль только ее масса. Если сравнивать динамику звезд, химический состав которых подобен составу Солнца, т. е. звезд населения I, то окажется, что на протяжении большей части своей истории эти звезды занимают положения вблизи так называемой главной последовательности [25].

Похожие статьи




Механизм образования и эволюции звезд - Рождение и эволюция звезд

Предыдущая | Следующая