Народження та еволюція зірок (1)
Історія народження та зникнення зірок - це також історія походження стихій, а також боротьби речовини проти гравітації, боротьби, яку остання завжди перемагає.
На початку Всесвіту єдиними елементами, що з’явилися, були дуже легкі. Лише після появи перших зірок почали вироблятися важчі елементи за допомогою нуклеосинтезу - процесу злиття ядер всередині зірок.
Перше покоління зірок давно минуло. Щільність речовини була вищою, хмари споконвічного газу - ширшими, а водню в достатку, тому передбачається, що утворені зірки були більшими, швидко горіли і розкидали важчі елементи навколо, створюючи умови для появи наступного покоління зірок, менш драматичні.
Всі зірки починають оживати подібним чином. Різниця полягає в їх подальшій еволюції і особливо в тому, як вони закінчуються.
Спочатку ми маємо гігантську молекулярну хмару. У звичайних - близько 100 аль. (світлових років) по колу і охоплює близько 6 мільйонів сонячних мас. Слід зазначити, що зірки, як правило, походять з галактичних областей, багатих речовиною, з’являються групами, а не окремо (звичайно, час і місце трактуються як такі в астрономічному масштабі).
Молекулярні хмари постійно формуються і під впливом гравітаційних зв’язків між ними. Якщо спочатку щільність хмари настільки низька, що її схильність до руйнування під власною вагою легко подолати турбулентністю всередині, ці масштабні впливи можуть спровокувати скорочення. Молекулярна хмара починає руйнуватися повністю або лише в певних районах. Гравітаційна сила завдяки концентрації маси стає сильнішою. Величезна маса газу з часом роздробиться на хмари із зоряними масами, які будуть продовжувати конденсуватися, поки не утворюються протозірки.
Як і всі процеси, пов'язані з еволюцією зірок, народжуваність зірки залежить від маси. Чим більша наша маса, тим швидше утворюється зірка. Щоб сонце народилося, потрібно було близько 10 мільйонів років, але для мас, що перевищують десять разів, потрібно лише 100 000 років.
Народження зірки (задум художника)
кредит: whiteice89.deviantart.com
протозірка
Стиснення хмари речовини призводить до підвищення температури в результаті тертя між молекулами газу. Енергія випромінюється під час колапсу. Однак в якийсь момент серцевина стає адіабатично непрозорою, тепло починає в основному накопичуватися в центрі, нагріваючись все більше і більше, і таким чином з'являється протозірка. Непрозорість виникає в міру збільшення щільності, злипання речовини і фотонів більше не виходить легко. Ядро буде нагріватися все більше і більше, і коли температура досягне 10 мільйонів градусів за Кельвіном, водень почне плавитися. Зараз у нас зірка.
Якщо маса протозірки менше 0,08 маси Сонця, внутрішня температура ніколи не зросте настільки, щоб відбулося плавлення водню. Це невдалі зірки, яких називають коричневими карликами. Вони знаходяться десь між зірками та газоподібними планетами (наприклад, Юпітером). Вони випромінюють енергію, але не за рахунок злиття в ядрі, а завдяки гравітаційному скороченню.
Основна послідовність
Потрапляючи в основну послідовність (тривалість життя), зірки перебувають у рівновазі, поки у них є паливо. Тенденція колапсу внаслідок гравітаційного притягання врівноважується внутрішнім тиском, який надається процесами термоядерного синтезу. З синтезом приходить зоряний вітер. Деякі зірки, зазвичай дуже активні, великі і гарячі, мають такий зоряний вітер, що вони розсіюють диск навколишньої речовини і унеможливлюють формування планет.
Сонце має сонячний вітер, еквівалентний 10 -14 його маси на рік або 0,01 його маси протягом усього існування. Але зірки понад 50 сонячних мас можуть мати зоряний вітер порядку 10 -5, втрачаючи половину своєї маси під час основної послідовності.!
Зірки в основній послідовності поділяються на спектральні класи, які залежать головним чином від маси зірки (див. Таблицю нижче). Маса визначає температуру, розмір, специфічні реакції, колір і спосіб життя. Чим він більший, тим він гарячіший і тим коротший термін його життя.