Эволюция звезды

 

Этот процесс является закономерным, то есть неизбежным. В самом деле, тепловая неустойчивость межзвездной среды неизбежно ведет к ее фрагментации, то есть к разделению на отдельные, сравнительно плотные облака и межоблачную среду. Однако собственная сила тяжести не может сжать облака - для этого они недостаточно плотны и велики. Но тут «вступает в игру» межзвездное магнитное поле. В системе силовых линий этого поля неизбежно образуются довольно глубокие «ямы», куда «стекаются» облака межзвездной среды. Это приводит к образованию огромных газово-пылевых комплексов. В таких комплексах образуется слой холодного газа, так как ионизирующее межзвездный углерод ультрафиолетовое излучение звезд сильно поглощается находящейся в плотном комплексе космической пылью, а нейтральные атомы углерода сильно охлаждают межзвездный газ и «термостатируют» его при очень низкой температуре - порядка 5-10 градусов Кельвина. Так как в холодном слое давление газа равно внешнему давлению окружающего более нагретого газа, то плотность в этом слое значительно выше и достигает нескольких тысяч атомов на кубический сантиметр. Под влиянием собственной гравитации холодный слой, после того как он достигнет толщины около одного парсека, начнет «фрагментировать» на отдельные, еще более плотные сгустки, которые под воздействием собственной гравитации будут продолжать сжиматься. Таким вполне естественным образом в межзвездной среде возникают ассоциации протозвезд. Каждая такая протозвезда эволюционирует со скоростью, зависящей от ее массы.

Когда существенная часть массы газа превратиться в звезды, межзвездное магнитное поле, которое своим давлением поддерживало газово-пылевой комплекс, естественно, не будет оказывать воздействия на звезды и молодые протозвезды. Под влиянием гравитационного притяжения Галактики они начнут падать к галактической плоскости. Таким образом, молодые звездные ассоциации всегда должны приближаться к галактической плоскости.

Не так давно астрономы считали, что на образование звезды из межзвездных газа и пыли требуются миллионы лет. Но в последние годы были получены поразительные фотографии области неба, входящей в состав Большой Туманности Ориона, где в течение нескольких лет появилось небольшое скопление звезд. На снимках 1947г. в этом месте была видна группа из трех звездоподобных объектов. К 1954г. некоторые из них стали продолговатыми, а к 1959г. эти продолговатые образования распались на отдельные звезды - впервые в истории человечества люди наблюдали, рождение звезд буквально на глазах. Этот случай показал астрономам, что звезды могут рождаться за короткий интервал времени, и казавшиеся ранее странными рассуждения о том, что звезды обычно возникают в группах, или звездных скоплениях, оказались справедливыми.

Каков же механизм их возникновения? Почему за многие годы астрономических визуальных и фотографических наблюдений неба только сейчас впервые удалось увидеть «материализацию» звёзд? Рождение звезды не может быть исключительным событием: во многих участках неба существуют условия, необходимые для появления этих тел.

В результате тщательного изучения фотографий туманных участков Млечного Пути удалось обнаружить маленькие черные пятнышки неправильной формы, или глобулы, представляющие собой массивные скопления пыли и газа. Они выглядят черными, так как не испускают собственного света и находятся между нами и яркими звездами, свет от которых они заслоняют. Эти газово-пылевые облака содержат частицы пыли, поглощающие свет, идущий от расположенных за ними звезд. Размеры глобул огромны - до нескольких световых лет в поперечнике. Несмотря на то, что вещество в этих скоплениях очень разрежено, общий объем их настолько велик, что его вполне хватает для формирования небольших скоплений звезд, по массе близких к Солнцу. Для того чтобы представить себе, как из глобул возникают звезды, вспомним, что все звезды излучают и их излучение оказывает давление. Разработаны чувствительные инструменты, которые реагируют на давление солнечного света, проникающего сквозь толщу земной атмосферы. В черной глобуле под действием давления излучения, испускаемого окружающими звездами, происходит сжатие и уплотнение вещества. Внутри глобулы «гуляет ветер», разметающий по всем направлениям газ и пылевые частицы, так что вещество глобулы пребывает в непрерывном турбулентном движении.

Глобулу можно рассматривать как турбулентную газово-пылевую массу, на которую со всех сторон давит излучение. Под действием этого давления объем, заполняемый газом и пылью, будет сжиматься, становясь, все меньше и меньше. Такое сжатие протекает в течение некоторого времени, зависящего от окружающих глобулу источников излучения и интенсивности последнего. Гравитационные силы, возникающие из-за концентрации массы в центре глобулы, тоже стремятся сжать глобулу, заставляя вещество падать к ее центру. Падая, частицы вещества приобретают кинетическую энергию и разогревают газово-пылевое облако.

Падение вещества может длиться сотни лет. Вначале оно происходит медленно, неторопливо, поскольку гравитационные силы, притягивающие частицы к центру, еще очень слабы. Через некоторое время, когда глобула становится меньше, а поле тяготения усиливается, падение начинает происходить быстрее. Но, как уже известно, глобула огромна, не менее светового года в диаметре. Это значит, что расстояние от ее внешней границы до центра может превышать 10 триллионов километров. Если частица от края глобулы начнет падать к центру со скоростью немногим менее 2км/с, то центра она достигнет только через 200 000 лет. Наблюдения показывают, что скорости движения газа и пылевых частиц на самом деле гораздо больше, а потому гравитационное сжатие происходит значительно быстрее.

Падение вещества к центру сопровождается весьма частыми столкновениями частиц и переходом их кинетической энергии в тепловую. В результате температура глобулы возрастает. Глобула становится протозвездой и начинает светиться, так как энергия движения частиц перешла в тепло, нагрела пыль и газ.

В этой стадии протозвезда едва видна, так, как основная доля ее излучения приходится на далекую инфракрасную область. Звезда еще не родилась, но зародыш ее уже появился. Астрономам пока неизвестно, сколько времени требуется протозвезде, чтобы достигнуть той стадии, когда она начинает светиться как тусклый красный шар и становится видимой. По различным оценкам, это время колеблется от тысяч до нескольких миллионов лет. Однако, помня о появлении звезд в Большой Туманности Ориона, стоит, пожалуй, считать, что наиболее близка к реальности оценка, которая дает минимальное значение времени.

 

 

Эволюция звезд - изменение физических характеристик, внутреннего строения и химического состава звезд со временем. 

Современная теория эволюции звезд способна объяснить общий ход развития звезд и находится в удовлетворительном качественном и количественном согласии с данными наблюдений. В дальнейшем теория должна учесть влияние вращения и магнитные поля, роль которых может быть особенно важной в процессе образования звезд и на быстрых стадиях эволюции, таких, например, как взрывы сверхновых звезд. Особую проблему представляют эволюции звезд в тесных двойных системах, где на эволюцию влияет обмен веществом между компонентами. 

 

 

1. Зельдович, Я.Б. Теория тяготения и эволюция звезд / Я.Б. Зельдович, И.Д. Новиков. - М.: Наука, 1971. - 484 с.

2. Каплан, С.А. Физика звезд / С.А. Каплан. - 3-е изд., доп. и перераб. - М.: Наука, 1977. - 208 с.

3. На переднем крае астрофизики: Пер. с англ. / Под ред. Ю. Эвретта. - М.: Мир, 1979. - 576 с.

4. Происхождение и эволюция галактик и звезд / Под ред. С.Б. Пикельнера. М.: Наука, 1976. - 408 с.

5. Шкловский, И.С. Вселенная, жизнь, разум / И.С. Шкловский. - М.: Наука, 1976. - 336 с.

6. Шкловский, И.С. Звезды: их рождение, жизнь и смерть / И.С. Шкловский. - 3-е изд., перераб. - М.: Наука, Главная редакция физико-математической литературы, 1984. - 384 с.