Народження зірки

Коли щільність молекулярного хмари (або окремої його частини) стає настільки великою, що гравітація переборює газовий тиск, хмара починає нестримно коллапсіровать. Колапс щільної частини хмари в зірку, а частіше в групу зірок, триває кілька мільйонів років (порівняно швидко по космічним масштабами).

Щільний фрагмент молекулярного хмари, в якому ще не досягнуто температури, необхідні для початку термоядерних реакцій, тобто перетворення хмари в зірку, називається в зоряній космогонії протозірок. Протозірок (від грец. "Протос" - перший) - це космічний об'єкт, який вже не хмара, але ще і не зірка. Коли температура в центрі протозірок досягає декількох мільйонів градусів, починаються термоядерні реакції, стиснення припиняється, і протозірок стає зіркою.

В середньому в Галактиці щорічно народжується приблизно десяток зірок із загальною масою близько 5 мас Сонця.

Молекулярні хмари - це "фабрики з виробництва зірок". Діапазон мас тільки що вироблених зірок простирається від сотих часток до сотні мас Сонця, причому маленькі зірки утворяться значно частіше, ніж великі. Приблизно половина зірок утворюються одиночними; інші утворять подвійні, потрійні і більш складні системи (чим більше компонентів, тим рідше зустрічаються такі системи). Відомі зірки, що містять до 7 компонентів, більш складні поки не виявлені.

Народження зірки триває мільйони років і приховано від нас у надрах темних хмар, тому даних процес практично недоступний прямому спостереженню. Астрофізики досліджують народження зірки теоретично, застосовуючи методи комп'ютерного моделювання.

Зоряна еволюція

Астрономи не можуть спостерігати життя однієї зірки від початку до кінця, тому що навіть самі короткоживучі зірки існують мільйони років - довше життя всього людства. Зміна з часом фізичних характеристик та хімічного складу зірок, тобто зоряну еволюцію, астрономи вивчають на основі зіставлення характеристик безлічі зірок, що знаходяться на різних стадіях еволюції.

Фізичні закономірності, що зв'язують спостережувані характеристики зірок, відображаються на діаграмі колір-світність - діаграмі Герцшпрунга - Ресселла, на якій зірки утворюють окремі угруповання - послідовності: головну послідовність зірок, послідовності надгігантів, яскравих і слабких гігантів, субгігантов, Субкарлики і білих карликів.

Велику частину свого життя будь-яка зірка знаходиться на так званій головної послідовності діаграми колір-світність. Всі інші стадії еволюції зірки до утворення компактного залишку займають не більше 10% від цього часу. Саме тому більшість зірок, які спостерігаються в нашій Галактиці, -- скромні червоні карлики з масою Сонця чи менше.

Головна послідовність включає в себе близько 90% всіх спостережуваних зірок.

Термін життя зірки і те, у що вона перетворюється в кінці життєвого шляху, повністю визначається її масою. Зірки з масою більше сонячної живуть набагато менше Сонця, а час життя найбільш масивних зірок - всього мільйони років. Для переважної більшості зірок час життя - близько 15 млрд. років. Після того як зірка вичерпає свої джерела енергії вона починає охолоджуватися і стискуватися. Кінцевим продуктом еволюції зірок є компактні масивні об'єкти, щільність яких у багато разів більше, ніж у звичайних зірок.

Зірки різної маси приходять в результаті до одного з трьох станів: білі карлики, нейтронні зірки або чорні дірки.

Якщо маса зірки невелика, то сили гравітації порівняно слабкі і стиск зірки (гравітаційний колапс) припиняється. Вона переходить у стійкий стан білого карлика. Якщо маса перевищує критичне значення, стиск продовжується. При дуже високій щільності електрони, з'єднуючись з протонами, утворять нейтрони. Незабаром уже майже вся зірка складається з одних нейтронів і має таку величезну щільність, що величезна зоряна маса зосереджується в дуже невеликій кулі радіусом кілька кілометрів і стиск зупиняється -- утворюється нейтронна зірка. Якщо ж маса зірки буде настільки велика, що навіть освіта нейтронної зірки не зупинить гравітаційного колапсу, то кінцевим етапом еволюції зірки буде чорна діра.

Список літератури

Для підготовки даної роботи були використані матеріали з сайту http://nrc.edu.ru/