Рождение зірки

Рождение зірки

Когда щільність молекулярного хмари (чи окремій його частину) стає таким великий, що гравітація долає газове тиск, хмару починає нестримно коллапсировать. Колапс щільною частини хмари в зірку, а частіше у групу зірок, триває кілька років (порівняно швидко по космічним масштабам).

Плотный фрагмент молекулярного хмари, де ще не досягнуто температури, необхідних початку термоядерних реакцій, тобто. перетворення хмари в зірку, називається в зоряної космогонії протозвездой. Протозвезда (від грецьк. «протос «- перший) — це космічний об'єкт, які вже не хмару, але не зірка. Коли температура у центрі протозвезды сягає кількох мільйонів градусів, починаються термоядерні реакції, стиснення припиняється, і протозвезда стає зіркою.

В середньому у Галактиці щорічно народжується приблизно десяток зірок із загальною масою майже п’ять мас Сонця.

Молекулярные хмари — це «фабрики із виробництва зірок ». Діапазон мас лише що вироблених зірок простирається від сотої частки до сотні мас Сонця, причому маленькі зірки утворюються значно частіше, ніж великі. Приблизно половина зірок утворюються одиночними; інші утворюють подвійні, потрійні і складніші системи (що більше компонентів, тим рідше зустрічаються такі системи). Відомі зірки, містять до 7 компонентів, складніші доки виявлено.

Рождение зірки триває мільйони і приховано ми у надрах темних хмар, тому даних процес практично недоступний прямому спостереженню. Астрофізики досліджують народження зірки теоретично, при застосуванні методів комп’ютерного моделирования.

Звездная еволюція

Астрономы що неспроможні спостерігати життя однієї зірки з початку остаточно, бо самі короткоіснуючі зірки існують мільйони — довше життя всього людства. Зміна згодом фізичних характеристик та хімічного складу зірок, тобто. зоряну еволюцію, астрономи вивчають з урахуванням зіставлення характеристик безлічі зірок, що є різних стадіях еволюції.

Физические закономірності, котрі пов’язують спостережувані характеристики зірок, б’ють по діаграмі цвет-светимость — діаграмі Герцшпрунга — Ресселла, де зірки утворюють окремі угруповання — послідовності: головну послідовність зірок, послідовності сверхгигантов, яскравих і слабких гігантів, субгигантов, субкарликов і «білих карликов.

.

Большую частину свого життя будь-яка зірка перебуває в так званої головною послідовності діаграми цвет-светимость. Решта стадії еволюції зірки до освіти компактного залишку займають трохи більше 10% від надання цього часу. Саме тому більшість зірок, можна побачити з нашого Галактиці, — скромні червоні карлики з безліччю Сонця менше.

Главная послідовність включає у собі близько 90 відсотків% всіх можна побачити зірок.

Срок життя зірки й то, у що перетворюється на кінці життєвого шляху, повністю визначається її масою. Зірки з безліччю більше сонячної живуть набагато менше Сонця, а тривалість життя самих масивних зірок — всього мільйони. Для основної маси зірок тривалість життя — близько 15 млрд. років. Коли зірка вичерпає свої джерела вона починає остигати і стискатися. Кінцевим продуктом еволюції зірок є компактні масивні об'єкти, щільність яких в багато разів більше, ніж в звичайних зірок.

Звезды різною маси майже остаточно дійшли результаті до жодного з трьох станів: білі карлики, нейтронні зірки або чорні діри.

Если маса зірки невелика, то сили гравітації порівняно слабкі й стиснення зірки (гравітаційний колапс) припиняється. Вона перетворюється на стійке стан білого карлика. Якщо маса перевищує критичне значення, стиснення триває. При дуже високою щільності електрони, з'єднуючись з протонами, утворюють нейтрони. Невдовзі вже з майже вся зірка складається з самих нейтронів і має таку величезну щільність, що величезна зоряна маса зосереджується на вельми невеличкому кулі радіусом кілька кілометрів і стиснення зупиняється — утворюється нейтронна зірка. Якщо ж маса зірки буде такою велика, що навіть освіту нейтронної зірки не зупинить гравітаційного колапсу, то кінцевим етапом еволюції зірки буде чорна дыра.

Список литературы

Для підготовки даної праці були використані матеріали із російського сайту internet.