Природа и состав звезд

     Все современные туманности содержат пыль и газ почти в одинаковой пропорции. Условно выделяются пылевые или  отражательные туманности, освещаемые близкими молодыми звездами классов  В5-В9 и газовые - светлые, самосветящиеся (эмиссионные), переизлучающие излучение только что сформировавшихся молодых горячих звезд внутри туманности. На их фоне выделяются темные, поглощающие излучение, более плотные туманности размерами до 1 пк, массой 102-103 М¤ и средней плотностью до 104 частиц/см³. Внутри них наблюдаются мелкие уплотнения, сгустки - глобулы размерами до 0,1 пк, массой 1-10 М¤ и плотностью 105-106 частиц/см³, в которых формируются звезды.

     Формирование  понятия о "массовом" звездообразовании  в ГМО при их прохождении сквозь спиральные галактические рукава можно  органично связать с формированием  понятия о звездных системах –  звездных ассоциациях и скоплениях.

     В нашей Галактике и других галактиках процессы звездообразования происходят в областях с наибольшей концентрацией  космической среды. 75 % звезд образуются вблизи плоскости галактического диска  в спиральных рукавах Галактики, 15% в ГМО в "межрукавном" пространстве и 10 % вблизи центра Галактики. На цветных фотографиях хорошо заметно, что большинство молодых горячих звезд классов А, О и В сосредоточено в плоскости галактических дисков, в спиральных ветвях и вблизи центра галактик.

     Ввиду того, что средняя плотность космического вещества в спиральных рукавах выше, чем в окружающем пространстве, они  обладают увеличенным на 5-10 % гравитационным потенциалом: вблизи своих границ рукава притягивают вещество, сообщая ему  дополнительное ускорение (при приближении  к ним - положительное, при удалении - отрицательное).

     Звезды  и другие массивные, плотные и  сравнительно небольшие по размерам объекты проходят сквозь рукава, почти  не взаимодействуя с их веществом.

     Столкновение  ГМО с веществом галактического рукава ведет к возникновению  ударной волны, резкому росту  плотности и температуры вещества на границе столкновения, распространяющейся внутрь газового облака, сжимающей  его, нарушающей условия равновесия и инициирующей возникновение звезд .

     Возникновение каждой новой звезды порождает в  облаке ударную волну, сжимающую  газ и способствующую возникновению  новых звезд. Процесс звездообразования  продолжается, пока на появление новых  звезд не будет израсходована  большая часть вещества облака (туманности) и плотность его не упадет ниже определенного предела.

     Так образуются группы из десятков, реже - сотен и тысяч молодых звезд - звездные ассоциации размерами от 100 до 600 св. лет возрастом до 106-107лет. ОВ-ассоциации содержат большое число юных горячих массивных голубых, голубовато-белых и бело-голубых звезд. Т-ассоциации состоят из маломассивных звезд, еще не достигших главной последовательности и находящихся на завершающей стадии гравитационного сжатия; среди них много неправильных переменных (изменяющих свою светимость) звезд типа Т Тельца. Часть звездных ассоциаций, имеющих большие размеры и низкую пространственную плотность звезд, рассеивается в пространстве отдельными звездами; из более плотных ассоциаций с течением времени образуются не имеющие правильных очертаний рассеянные звездные скопления размерами до 20 св. лет и состоящие из десятков и сотен звезд главной последовательности - гравитационно-связанные системы звезд, перемещающиеся в пространстве как единое целое, сосредоточенные в основном вблизи плоскости Галактики.

     Значительное  число молодых звездных ассоциаций и рассеянных звездных скоплений  объединяются в звездные комплексы  размерами 500-1000 пк возрастом до 50-100 миллионов лет.

     Возможно, эволюция древнейших звездных скоплений  и ассоциаций привела к образованию  шаровых звездных скоплений - имеющих  правильную сферическую форму гравитационно-связанных  систем размерами до 300 св. лет, состоящих  из десятков тысяч звезд возрастом 12-14 млрд. лет. В нашей Галактике 147 шаровых звездных скоплений.

     Вне спиральных рукавов "спусковым механизмом" звездообразования могут стать  ударные волны при взрывах  близких звезд, столкновения облаков  между собой, звездный ветер близких  голубых сверхгигантов и т. д.

     В настоящее время некоторые ученые полагают, что многообразие физических характеристик звезд обуславливается, помимо прочего, разнообразием условий  их формирования: начальной массой, химическим составом, плотностью облака, мощностью воздействия ударных  волн и т. д.

     Формирование  понятий о возникновении звезд, планетных тел и их систем может  основываться на сходстве условий протекания данных космических процессов, связанных  с эволюцией газовых (газопылевых) облаков - туманностей с их гравитационной и термохимической нестабильностью, приводящей к гравитационному сжатию облаков до пределов, определяемых действием сил, уравновешивающих действие сил тяготения.

     В зависимости от начальной массы  космических облаков возникают  объекты:

     - при М £ 102 - 105 М¤ (1032 - 1035 кг) - звездные  скопления и ассоциации;

      - при М £ 0,1 - 102 М¤ (1029 - 1032 кг) - образуются  звезды;

      - при М £ 0,01 - 0,1 М¤ (1027 - 1029 кг) - планетные  системы.

     Характеристики  возникающих объектов определяются другими основными характеристиками сжимающихся облаков: размерами, однородностью  строения, плотностью, температурой и  химическим составом, скоростью вращения, наличием магнитного поля и т.д. Неоднородность распределения вещества внутри облака ведет к его распаду на отдельные, самостоятельно сжимающиеся и сравнительно слабо связанные между собой  фрагменты - компоненты космических  систем. Следует обратить внимание учеников на то, что уменьшение размеров и повышении пространственной плотности звездных скоплений по сравнению с порождающими их звездными ассоциациями является следствием взаимного притяжения звезд.

     Первый  вариант соответствует простейшим условиям образования космических  объектов при минимальном наборе возможных физических характеристик  облака (М; R; r ; T), однородности облака и отсутствии у него вращения и магнитного поля.

     Во  втором варианте образования объекта  в качестве дополнительного фактора  выступает вращение облака вокруг своей  оси.

     В третьем варианте рассматривается  возникновение объекта при наличии 2 - 3 дополнительных факторов (вращение облака; неоднородность облака; наличие  магнитного поля и т.д.).

     В классах со слабоуспевающими учениками, в классах с обычным уровнем  физико-математической подготовки учеников и при недостатке учебного времени  можно ограничиться качественным объяснением  процессов образования космических  объектов по схемам рис. 47: главное для  учителя - добиться понимания школьниками  условий, основных свойств и механизма  образования космических объектов.

     В результате гравитационной неустойчивости газопылевых туманностей происходит их последовательная фрагментация (деление) на все более мелкие и плотные  сгустки вещества вплоть до объектов массой 0,01 М¤ . Формирование протозвезд в недрах глобул начинается с гравитационного сжатия мелких уплотнений (темных туманностей), когда их размеры и масса становится выше критического значения:

     , где R – универсальная газовая  постоянная, Т и r - температура и плотность газа, mH - масса атома водорода; Мкр » 0,46-10 М¤ .

     Время полного гравитационного сжатия протозвездного облака t зависит от его начальной плотности и составляет:  лет. Чем выше начальная плотность газа и ниже его температура, тем меньше масса протозвезды, но тем быстрее она превращается в нормальную звезду. В недрах глобул вначале формируются звезды главной последовательности, и лишь позже (если запасы газа еще не исчерпаны) звезды–гиганты спектральных классов О и В (на 1 массивную звезду приходится 200-300 нормальных звезд). Крупные Т-ассоциации со временем превращаются в ОВ-ассоциации.

     В начале сжатия облако имеет размеры 2× 106 R¤ , среднюю плотность 10-19 г/см3 и температуру 15 К. Оно непрозрачно  для видимого, но прозрачно для уносящего тепло инфракрасного излучения. Сжатия происходит изотермически. Время свободного падения частиц к центру облака - около 0,2 миллиона лет. Вскоре после начала сжатия плотность в облаке становится неоднородной, сильно увеличиваясь к центру. Через 260000 лет центральная часть становится из-за увеличившейся плотности вещества непрозрачной для теплового излучения и нагревается до 200 К. Образуется ядро массой 0,05 М¤ и радиусом 100 R¤ . Вещество облака продолжает стягиваться к центру и падает на ядро со скоростью 1 км/с.

     Ядро  медленно сжимается, уплотняется, разогревается до 2000 К. Начинается распад молекул водорода и ионизация атомов. Давление газа в центре ядра резко падает и оно сжимается до размеров 1R¤ . Новое ядро имеет массу около 0,001 М¤ и температуру 2× 104 К. Скорость падения вещества на него достигает 100 км/с.

     Плотность в центре протозвезд связана с  их массой. Чем ниже плотность, тем прозрачнее вещество для излучения: у массивных протозвезд для отвода тепла из центральных зон достаточно излучения и у горячих звезд-гигантов формируется лучистое ядро, а конвективная зона отсутствует; звезды с массами менее 3 М¤ имеют зону конвекции, увеличивающуюся с уменьшением массы звезды.

     Протозвезда имеет радиус 2 R¤ с температурой в центре 2× 105 К, а на поверхности 3× 103 К. Она становится видимой в радиодиапазоне (оптическое и инфракрасное излучение полностью поглощается внешней оболочкой, разогревающейся до нескольких сотен кельвин). Излучение и потоки частиц протозвезды интенсивно тормозят и "сдувают" в пространство не успевшее упасть на ядро вещество облака, - тем сильнее, чем больше начальная масса облака. Масса звезды всегда меньше массы исходной "родительской" туманности: из облака массой 150 М¤ получается звезда массой 65 М¤ ; из облака массой 1 М¤ получается звезда массой 0,8-0,9 М¤ .

     Последний этап эволюции протозвезды - медленное  сжатие, пока температура в ее недрах не достигнет 6× 106 К и вслед за быстрым "выгоранием" изотопов лития и бериллия начнутся термоядерные реакции превращения водорода в гелий. Сжатие звезды продолжается до установления гидростатического равновесия между силами гравитационного сжатия и лучистого давления, выражаемого формулой: . Так рождаются звезды.

     Термоядерные  реакции в недрах голубых гигантов начинают протекать уже через сотни тысяч лет.

     Звезды  солнечной массы становятся звездами главной последовательности за 50 миллионов  лет; в ходе дифференциации внутреннего  строения в возрасте 2 миллиона лет  в их недрах формируются зоны лучистого  переноса. Молодые звезды отличаются повышенной магнитной активностью: их магнитные поля отчасти захватываются  из протозвездного облака, но в основном порождаются гидромагнитным динамо мощной конвективной зоны. Они замедляют  изначально довольно высокую скорость вращения звезд (10-25 км/с) и взаимодействуют  с веществом протопланетных дисков.

     Звезды-карлики массой 0,08 М¤ "выходят на главную последовательность" за 15 миллиардов лет.

     Протозвезды с массой менее 0,065 М¤ никогда не становятся настоящими звездами: давление вырожденного газа в ядре останавливает  его сжатие при нагреве до Т » 2,5× 106 К, задолго до значения температуры, необходимого для протекания термоядерных реакций.

     Такие объекты называются коричневыми карликами. В классификации космических тел они занимают промежуточное положение между планетными телами и звездами.

     Выделяют 2 класса коричневых карликов. Масса L–карликов  составляет 7× 1028– 1029 кг, температура  фотосферы от 1000 К до 2200 К; в их спектрах наблюдаются линии поглощения щелочных металлов KI, NaI, RbI, CsI,а молекулярные полосы сильно ослаблены. Т-карлики обладают меньшей массой, температуры их фотосфер не превышают 1000 К; из линий поглощения щелочных металлов в спектрах видны лишь линии RbI, CsI, молекулярные полосы почти отсутствуют. В атмосферах коричневых карликов много молекулярного водорода и пыли. Максимум энергии красные карлики излучают в инфракрасном диапазоне длин волн электромагнитного излучения. Молодые коричневые карлики имеют темно-красный цвет и похожи по внешнему виду на красные карлики, с возрастом они темнеют и становятся похожими на планеты-гиганты. Размеры коричневых карликов составляют около 150000 км и мало зависят от массы: ее увеличение ведет лишь к возрастанию средней плотности, достигающей в центре коричневых карликов 7× 104 кг/см3.