| << Литература | | Оглавление | |
КОНСПЕКТ КОНСПЕКТА
(написан И.Р.Миклашевским)
Теория рождения звёзд создана Джинсом в начале XX века. Гравитация стремится сжать газовое облако, давление - расширить. В результате оно коллапсирует, если его масса больше критической джинсовской. Вращение при сжатии ускоряется, в результате происходит фрагментация.
Взрыв сверхновой, как метла сгоняет газ в кучу (и порождает каверны).
Стабильное сферически симметричное газовое облако постоянной температуры имеет плотность, зависящую от расстояния до центра (она равна $\frac{dm/dr}{4\pi r^2}$). Приравнивая гравитационную силу силе давления, получаем: $Gm(r)\ro(r)/r^2 = dp/dr$, где давление $p$ равно произведению плотности, температуры и коэффициента, зависящего только от состава газа. Положив его равным 1, получаем нелинейное обыкновенное дифференциальное уравнение 2-го порядка на $m(r)$: $r^2 d^2m/dr^2 = (m/T+2r)dm/dr$. При сжатии облака гравитационная сила будет расти обратно пропорционально квадрату линейных размеров, давление (и его градиент - архимедова сила) - обратно пропорционально кубу линейных размеров в случае изотермического сжатия и пятой степени в случае адиабатического сжатия. Но сила давления есть давление умноженное на площадь, а площади будут уменьшаться пропорционально квадрату линейных размеров. В результате при сжатии давление растёт медленнее гравитации в изотермическом случае и быстрее - в адиабатическом. Пока большое облако прозрачно, сжатие будет изотермическим, так что равновесие оказывается неустойчивым. В ходе сжатия прозрачность теряется, и оно останавливается, а облако нагревается.
На стадии гравитационного сжатия протозвезда светит в несколько раз ярче, чем она будет светить за счет термоядерных реакций. Но наиболее массивные звёзды на этой стадии окружены непрозрачным облаком, они становятся видимыми только когда выходят на Главную Последовательность.
Звёзды имеют массу от нескольких сотых солнечной до нескольких десятков или сотен солнечной. Звезда горит тем быстрее, чем больше ее масса: продолжительность жизни нашего Солнца около 10 миллиардов лет, а самые крупные звёзды живут миллионы лет; красные карлики живут настолько долго, что возраст Вселенной намного меньше продолжительности их жизни, так что все существующие сейчас красные карлики очень молоды.
На ранних стадиях звёзды светят за счет энергии гравитационного сжатия, потом в их недрах начинается термоядерная реакция синтеза гелия из водорода, сжатие прекращается; на этой стадии звезда находится бо"льшую часть своей жизни. Только самые маленькие звёзды (коричневые карлики) не доходят до этой стадии: температура в их недрах никогда не достигает величины достаточной для синтеза гелия из водорода; некоторое время происходит синтез гелия из дейтерия, но дейтерия мало, и он быстро выгорает. Красные карлики, когда водород в ядре будет израсходован, постепенно потухнут, превратятся в чёрных карликов; вероятно перед этим пройдут стадию гравитационного сжатия. Звёзды массы порядка нашего Солнца, когда водород в ядре закончится, будут светить за счет синтеза гелия из водорода в слоях более близких к поверхности; при этом звезда раздуется и превратится в красного гиганта, светимость ее возрастет. Затем гелиевое ядро сожмётся и разогреется настолько, что в нем начнется реакция синтеза углерода и кислорода из гелия; потом загорится гелий в слоях более близких к поверхности, звезда раздуется еще больше. В конце концов газовая оболочка будет сброшена, а термоядерные реакции прекратятся, остаток звезды сожмётся до размеров порядка Земли и превратится в белого карлика, светящего за счет энергии гравитационного сжатия. Горение водорода в приповерхностных слоях и горение гелия занимает гораздо меньшее время, чем горение водорода в ядре; а стадия белого карлика продолжится намного дольше (порядка 100 миллиардов лет); в конце концов белый карлик потухнет, превратится в чёрного карлика (но гораздо более плотного, чем чёрный карлик, получившийся из красного).
В звёздах намного более массивных, чем Солнце, когда гелий в ядре будет исчерпан, оно сожмётся и разогреется до такой степени, что станут возможными термоядерные реакции, в результате которых углерод и кислород сливаются в более тяжелые элементы; эти термоядерные реакции проходят очень быстро, возникает железное ядро, оно коллапсирует, происходит взрыв так называемой сверхновой звезды; в течение нескольких месяцев она излучает на много порядков больше энергии, чем обычная звезда. В результате образуется разлетающееся облако, а в центре остается сверхплотная нейтронная звезда (пульсар). Если масса звезды была более, чем в 8 раз больше солнечной, после взрыва на её месте остаётся чёрная дыра.
Подавляющее большинство звёзд Галактики - красные карлики. Даже самые близкие к нам красные карлики видны только в бинокль.
Большинство звёзд Галактики, в том числе Солнце, находятся вблизи плоскости Млечного Пути (это не относится к звёздам первого поколения, возникшим при формировании Галактики из гигантского газового облака). Солнце находится на полпути от центра Галактики к её краю. Характерные расстояния между звёздами в этой области - несколько световых лет. Ближе к центру Галактики звёзды расположены гуще.
| << Литература | | Оглавление | |
|
Публикации с ключевыми словами:
звезды - звездообразование
Публикации со словами: звезды - звездообразование | |
См. также:
Все публикации на ту же тему >> | |
