Когда плотность молекулярного облака (или отдельной его части) становится настолько большой, что гравитация преодолевает газовое давление, облако начинает неудержимо коллапсировать. Коллапс плотной части облака в звезду, а чаще в группу звезд, продолжается несколько миллионов лет (сравнительно быстро по космическим масштабам).
Плотный фрагмент молекулярного облака, в котором еще не достигнуты температуры, необходимые для начала термоядерных реакций, т.е. превращения облака в звезду, называется в звездной космогонии протозвездой. Протозвезда (от греч. "протос" - первый) - это космический объект, который уже не облако, но еще и не звезда. Когда температура в центре протозвезды достигает нескольких миллионов градусов, начинаются термоядерные реакции, сжатие прекращается, и протозвезда становится звездой.
В среднем в Галактике ежегодно рождается примерно десяток звезд с общей массой около 5 масс Солнца.
Молекулярные облака - это "фабрики по производству звезд". Диапазон масс только что произведенных звезд простирается от сотых долей до сотни масс Солнца, причем маленькие звезды образуются значительно чаще, чем крупные. Примерно половина звезд образуются одиночными; остальные образуют двойные, тройные и более сложные системы (чем больше компонентов, тем реже встречаются такие системы). Известны звезды, содержащие до 7 компонентов, более сложные пока не обнаружены.
Рождение звезды длится миллионы лет и скрыто от нас в недрах темных облаков, поэтому данных процесс практически недоступен прямому наблюдению. Астрофизики исследуют рождение звезды теоретически, применяя методы компьютерного моделирования.
Звездная эволюция
Астрономы не могут наблюдать жизнь одной звезды от начала до конца, потому что даже самые короткоживущие звезды существуют миллионы лет - дольше жизни всего человечества. Изменение со временем физических характеристик и химического состава звезд, т.е. звездную эволюцию, астрономы изучают на основе сопоставления характеристик множества звезд, находящихся на разных стадиях эволюции.
Физические закономерности, связывающие наблюдаемые характеристики звезд, отражаются на диаграмме цвет-светимость - диаграмме Герцшпрунга - Ресселла, на которой звезды образуют отдельные группировки - последовательности: главную последовательность звезд, последовательности сверхгигантов, ярких и слабых гигантов, субгигантов, субкарликов и белых карликов.
Большую часть своей жизни любая звезда находится на так называемой главной последовательности диаграммы цвет-светимость. Все остальные стадии эволюции звезды до образования компактного остатка занимают не более 10% от этого времени. Именно поэтому большинство звезд, наблюдаемых в нашей Галактике, - скромные красные карлики с массой Солнца или меньше.
Главная последовательность включает в себя около 90% всех наблюдаемых звезд.
Срок жизни звезды и то, во что она превращается в конце жизненного пути, полностью определяется ее массой. Звезды с массой больше солнечной живут гораздо меньше Солнца, а время жизни самых массивных звезд - всего миллионы лет. Для подавляющего большинства звезд время жизни - около 15 млрд. лет. После того как звезда исчерпает свои источники энергии она начинает остывать и сжиматься. Конечным продуктом эволюции звезд являются компактные массивные объекты, плотность которых во много раз больше, чем у обычных звезд.
Звезды разной массы приходят в итоге к одному из трех состояний: белые карлики, нейтронные звезды или черные дыры.
Если масса звезды невелика, то силы гравитации сравнительно слабы и сжатие звезды (гравитационный коллапс) прекращается. Она переходит в устойчивое состояние белого карлика. Если масса превышает критическое значение, сжатие продолжается. При очень высокой плотности электроны, соединяясь с протонами, образуют нейтроны. Вскоре уже почти вся звезда состоит из одних нейтронов и имеет такую громадную плотность, что огромная звездная масса сосредоточивается в очень небольшом шаре радиусом несколько километров и сжатие останавливается - образуется нейтронная звезда. Если же масса звезды будет настолько велика, что даже образование нейтронной звезды не остановит гравитационного коллапса, то конечным этапом эволюции звезды будет черная дыра.
Другие работы по теме:
Строение звезды
В центре звезды находится черная дыра, то есть скопление выгоревшей материи, полностью остановившиеся фрагменты вещества. Внутренняя температура и энергия чд равна абсолютному нулю.
Магнитные звёзды
Характерной особенностью "магнитных звёзд" является гладкость и статичность их магнитных полей, в отличие от, например, Солнца, чьё магнитное поле не слишком сильно, дискретно и постоянно изменяется.
Пульсации звёзд
Подобно многим физическим объектам звезды способны совершать колебания около состояния равновесия. В простейшем случае это сферически-симметричные пульсации
Созвездие Малая Медведица
Главная звезда созвездия - Полярная звезда - является и основной его достопримечательностью. Общеизвестность Полярной звезды вызвана не столько ее физическими особенностями, сколько ее близостью к Северному полюсу мира.
Возраст небесных тел
Возраст небесных тел определяют разными методами. Самый точный из них состоит в определении возраста горных пород по отношению количества в ней радиоактивного элемента урана к количеству свинца.
Возникновение галактик и звезд
Существует теория, что в предыдущем состоянии галактики, и может быть даже Метагалактика, состояли из какого-то сверхплотного «дозвездного вещества». Оно обладает способностью самопроизвольно дробиться и образует галактики.
Расстояния до звезд
Еще во времена Коперника было ясно, что если Земля действительно перемещается в пространстве, обращаясь вокруг Солнца, то видимые положения звезд на небе должны меняться. Земля за полгода перемещается на величину диаметра своей орбиты.
Визуально-двойные звезды
Массу — одну из важнейших физических характеристик звезд — можно определить только по ее воздействию на движение других тел. Такими другими телами являются спутники некоторых звезд, обращающихся с ними вокруг общего центра масс.
Новые звезды
Название новые звезды сохранилось с древних времен за звездами, которые считались действительно новыми. Накопленные коллекции фотографий показали, что на самом деле так называемая новая звезда в действительности существовала и раньше, но внезапно вспыхнула, вследствие чего блеск ее за короткое время увеличился в десятки тысяч раз.
Методы поиска экзопланет
Учеными придумано несколько методов выявления планет около звезд. Коротко остановимся на основных.
Созвездия Водолей, Козерог
Звезда дзета Водолея была расположена на две составляющие еще в 1777 г. С тех пор в этой системе обнаружено орбитальное движение с периодом (по современным данным) в 361 год.
Созвездие Ящерица
Оно содержит лишь одну звезду ярче 4m и всего 35 звезд, доступных невооруженному глазу. Главная звезда альфа - голубой горячий гигант, удаленный от Земли на 28 пк.
Созвездие Скорпион
Вероятно, не все читатели знают, что у планеты Марс на небе есть "соперник". Во всяком случае, так думали те, кто назвал Антаресом главную звезду созвездия Скорпиона. Эта яркая звезда (1,2m) по своей окраске действительно может соперничать с Марсом.
Переменные звезды
Хотя на первый взгляд сверкающие на небе звезды кажутся постоянными, оказывается, что у многих из них видимый блеск меняется со временем. Звезда становится то ярче, то слабее. Такие звезды называются переменными звездами.
Галактика
Понятие "галактика". Строение и состав галактик.
Предел Чандрасекара
Как и всё во Вселенной, звезды рождаются, живут и умирают в свой срок (см. Эволюция звезд). В зависимости от массы звезды, она заканчивает свой жизненный путь или огненной вспышкой сверхновой или тихим угасанием в виде белого карлика.
Блеск звезд
Глядя на звездное небо, можно заметить, что звезды различны по своей яркости, или, как говорят астрономы, по своему видимому блеску. Наиболее яркие звезды условились называть звездами 1-й звездной величины.
Звёзды
Спектральные классы. Звездные величины и расстояния до звезд.
Созвездия Лев и Малый Лев
Познакомьтесь прежде всего с Регулом, главной в этом созвездии звездой. В списке двадцати самых ярких звезд неба Регул стоит на последнем месте.
Созвездие Северная корона
В 5 часов утра 9 февраля 1946 г. путевой обходчик Амурской железной дороги Алексей Степанович Каменчук заметил в созвездии Северной Короны незнакомую звезду. Она была даже несколько ярче Геммы, главной звезды созвездия.
Размеры звезд. Плотность их вещества.
Размеры звезд. Плотность их вещества. Рассмотрим на простом примере как можно сравнить размеры звезд одинаковой температуры, например Солнца и Капеллы. Эти звезды имеют одинаковые спектры, цвет и температуру, о светимость Капеллы в 120 раз превышает светимость Солнца. Так как при одинаковой температуре яркость единицы поверхности звезд тоже одинакова, то, значит, поверхность Капеллы больше, чем Солнца в 120 раз, а диаметр и радиус ее больше солнечных в корень квадратный из 120, что приближенно равно 11 раз.
Белые карлики, нейтронные звезды, черные дыры
Белые карлики - конечная стадия звездной эволюции после исчерпания термоядерных источников энергии звезд средней и малой массы. Они представляют собой очень плотные горячие звезды малых размеров из вырожденного газа.
Акронический восход
— последний восход звезды, который происходит после захода Солнца. В процессе годового движения Солнце перемещается среди звёзд прямым движением с запада на восток. Поэтому, если в какой-то начальный момент времени восход звезды происходил после захода Солнца, то со временем, по мере приближения Солнца к звезде, время восхода этой звезды будет всё ближе и ближе ко времени захода Солнца.
Гелиакический восход
(др.-греч. ἡλιακός — солнечный) — первый после некоторого периода невидимости восход небесного светила (звезды или планеты) непосредственно перед восходом Солнца: «восход в лучах утренней зари».
Расселл, Генри Норрис
Генри Норрис Расселл (Henry Norris Russell; 25 октября 1877, Ойстер-Бэй, штат Нью-Йорк, США — 18 февраля 1957, Принстон, Нью-Джерси, США) — американский астрофизик, разработавший одну из первых теорий эволюции звёзд, первым определил содержание химических элементов в атмосфере Солнца, получил оценки содержания химических элементов во Вселенной, занимался исследованием связи между спектрами звезд и их светимостью.
Кырничева, Мельпомена
Введение 1 Рождение и юность 2 Убийство Паницы 3 Личная жизнь 4 Эмиграция Введение Мельпомена Димитрова Кырничева (болг. Мелпомена Кърничева, макед. Мелпомени Крничева, 16 марта 1896, Крушево, Османская империя — 1964, Рим, Италия) — болгарская революционерка - террористка, член ВМРО, супруга руководителя ВМРО Ивана Михайлова .
Капак Юпанки
План Введение 1 Биография 1.1 Рождение 1.2 Правление 1.3 Смерть 2 Достижения Введение Капак Юпанки или Капак Йупанки - пятый правитель инков, пришел к власти свергнув своего кузена Тарко Вамана. Капак Юпанки оказался жестоким и очень хитрым правителем.
Фридрих Вильгельм Бессель
Немецкий астроном и математик Фридрих Вильгельм Бессель родился в небольшом городе Минден на северо-западе Германии в семье мелкого чиновника. Свой жизненный путь Бессель начал торговым служащим.
Артур Стенли Эддингтон
Английский физик и астроном Артур Стенли Эддингтон родился в маленьком городке Кендал на севере Англии. Он учился в Кембриджском университете, а с 1906 по 1913 г. был ассистентом старейшей в Англии Гринвичской обсерватории.
Джеймс Хопвуд Джинс
Английский физик и астроном Джеймс Хопвуд Джинс родился в Лондо- не. В 1900 г. он окончил Кембрджский университет и в течении ряда лет преподавал там математику . Астрономические работы Джинса посвящены проблеме строения и эволюции звезд.
Новые и сверхновые звезды
При вспышках новых звезд выделяется энергия до 10 538 0 Дж. Те звезды, которые неудачно называют новыми на самом деле существуют и до вспышки. Это горячие карликовые звезды, которые вдруг за короткий срок (от суток до ста дней) увеличивают свою светимость на много звездных величин, после чего медленно, иногда на протяжении многих лет, возвращаются к своему первоначальному состоянию.