Рождение звезды - Современное представление о возникновении эволюции звезд

Эволюция звезды начинается в гигантском молекулярном облаке, также называемым звездной колыбелью. Большая часть "пустого" пространства в галактике в действительности содержит от 0,1 до 1 молекулы на смі. Молекулярное облако же имеет плотность около миллиона молекул на смі. Масса такого облака превышает массу Солнца в 100 000--10 000 000 раз благодаря своему размеру: от 50 до 300 световых лет в поперечнике.

По мере того, как молекулярное облако вращается вокруг какой-либо галактики, несколько факторов могут вызвать гравитационный коллапс. К примеру, облака могут столкнуться друг с другом, или одно из них может пройти через плотный рукав спиральной галактики. Другим фактором может стать близлежащий взрыв сверхновой звезды, ударная волна которого столкнется с молекулярным облаком на огромной скорости. Кроме того, возможно столкновение галактик, способное вызвать всплеск звездообразования, по мере того, как 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. Фрагменты с массой меньше ~100 солнечных масс способны сформировать звезду. В таких формированиях газ нагревается по мере сжатия, вызванного высвобождением гравитационной потенциальной энергии, и облако становится протозвездой, трансформируясь во вращающийся сферический объект.

Звезды на начальной стадии своего существования, как правило, скрыты от взгляда внутри плотного облака пыли и газа. Часто силуэты таких звездообразующих коконов можно наблюдать на фоне яркого излучения окружающего газа. Такие образования получили название глобул Бока.

Очень малая доля протозвезд не достигает достаточной для реакций термоядерного синтеза температуры. Такие звезды получили название "коричневые карлики", их масса не превышает одной десятой солнечной. Такие звезды быстро умирают, постепенно остывая за несколько сотен миллионов лет. В некоторых наиболее массивных протозвездах температура в из-за сильного сжатия может достигнуть 10 миллионов К, делая возможным синтез гелия из водорода. Такая звезда начинает светиться. Начало термоядерных реакций устанавливает гидростатическое равновесие, предотвращая ядро от дальнейшего гравитационного коллапса. Далее звезда может существовать в стабильном состоянии.

Похожие статьи




Рождение звезды - Современное представление о возникновении эволюции звезд

Предыдущая | Следующая