Ինչպես են աստղերը ծնվում

«Ինչպե՞ս են աստղերը ծնվում և ինչպես են մահանում:
Գիտնականները ցանկանում են իմանալ այս գաղտնիքները»։

((Աշխատանքի կարգախոսը ներկայացվել է 1958 թվականին Գերմանիայի բնագետների և բժիշկների ընկերության մրցույթում և արժանացել մրցանակի։))

Մենք հետևել ենք աստղի կյանքին` երիտասարդության տարիներին ջրածնի բռնկումից մինչև գորշ ծերություն: Բայց ի՞նչ եղավ ավելի վաղ։ Որտեղի՞ց են այն աստղերը, որոնց ճակատագիրը մենք դիտել ենք: Ինչպե՞ս են դրանք առաջանում:

Քանի որ աստղերի կյանքի ժամկետը սահմանափակ է, նրանք պետք է առաջանան սահմանափակ ժամանակում: Ինչպե՞ս կարող ենք ինչ-որ բան սովորել այս գործընթացի մասին: Հնարավո՞ր է տեսնել երկնքում ձևավորվող աստղեր: Արդյո՞ք մենք ականատես ենք նրանց ծնունդին: Հարյուր միլիարդավոր աստղեր կազմում են մեր Գալակտիկայի հարթ պարույրը. Այստեղ կա՞ն որևէ հուշում այն ​​մասին, թե ինչպես են ձևավորվում աստղերը:

Աստղերն այսօր են ծնվել

Լուծման բանալին տալիս են մեզ արդեն հայտնի փաստերը։ Մենք տեսել ենք, որ հսկայական աստղերը՝ ավելի քան տասը արեգակնային զանգվածով, արագ ծերանում են: Նրանք անլուրջորեն վատնում են իրենց ջրածինը և թողնում են հիմնական հաջորդականությունը։ Հետևաբար, երբ մենք դիտարկում ենք հիմնական հաջորդականության զանգվածային աստղ, մենք գիտենք, որ այն չի կարող հին լինել: Նման աստղն առանձնանում է մեծ պայծառությամբ՝ մակերևույթի շատ բարձր ջերմաստիճանի պատճառով այն կապույտ է փայլում։ Այսպիսով, կապույտ պայծառ աստղերը դեռ երիտասարդ են. նրանց տարիքը չի գերազանցում մեկ միլիոն տարին: Սա, իհարկե, շատ կարճ է՝ համեմատած այն միլիարդավոր տարիների հետ, որոնց ընթացքում մեր Արևը փայլում է: Այսպիսով, յուրաքանչյուր ոք, ով ցանկանում է գտնել, թե որտեղ են աստղերը ծնվել Տիեզերքում, պետք է օգտագործի վառ կապույտ հիմնական հաջորդականության աստղերը որպես իրենց ուղեցույց: Եթե ​​գտնեք մի վայր, որտեղ աստղերը վերջերս են ձևավորվել, կարող է պատահել, որ այսօր էլ այնտեղ աստղեր են ծնվում:

Երկնքում դուք կարող եք գտնել վառ կապույտ աստղերի ամբողջ կլաստերներ: Ինչու են նրանք հրաշալի մեզ համար: Հայտնաբերվել են շրջաններ, որտեղ երիտասարդ աստղերի խտությունը բարձր է. դրանք գտնվում են հին աստղերի մեջ, բայց այստեղ դրանք դեռ ավելի շատ են, քան որևէ այլուր: Թվում է, թե ոչ վաղ անցյալում նոր աստղեր են առաջացել հին աստղերի մեջ, որոնք այժմ կամաց-կամաց խառնվում են իրենց շրջապատին։ Մինչ կլաստերների աստղերը գտնվում են միմյանց մոտ և չեն հեռանում միմյանցից՝ պահպանվելով փոխադարձ ձգողականության ուժով, այս երիտասարդ աստղերը շուտով «ցրվում են» և «կորցնում են միմյանց տեսադաշտը»։ Այս, այսպես կոչված, աստղային միավորումները գրավեցին խորհրդային աստղագետ Վ.Ա.Համբարձումյանի ուշադրությունը։ Կարո՞ղ են նրանք մեզ պատմել, թե ինչպես են ձևավորվում աստղերը: Աստղերի միջև այստեղ նկատվում են գազի և փոշու խիտ կուտակումներ։ Օրինակ է Օրիոնի միգամածությունը (նկ. 12.1): Այստեղ կան բազմաթիվ վառ կապույտ աստղեր, որոնց տարիքը դեռևս մեկ միլիոն տարեկան է: Աղեղնավոր համաստեղությունում երիտասարդ աստղերը թաքնված են խիտ փոշու ամպերով: Միայն երկար ալիքների ինֆրակարմիր տիրույթում իրականացված դիտարկումներով Հանս Էլսոսերը և նրա գործընկերները Կալար Ալտոյի իսպանա-գերմանական աստղադիտարանից կարողացան լուսանկարել փոշու ամպերի միջով և առաջին անգամ ուսումնասիրել առաջացող աստղերը:

Բրինձ. 12.1. Լուսավոր Օրիոնի միգամածություն. Մոտ 15 լուսատարի տարածություն ունեցող տարածաշրջանում միջաստղային գազը խիստ սեղմված է. մեկ խորանարդ սանտիմետրը պարունակում է մինչև 10000 ջրածնի ատոմ: Չնայած միջաստղային չափանիշներով սա շատ բարձր խտություն է, այստեղ գազի սակավությունը շատ ավելի բարձր է, քան Երկրի լավագույն վակուումային կայանքներում: Լուսավոր գազի ամբողջ զանգվածը մոտավորապես 700 արեգակնային է: Գազի փայլը միգամածության մեջ գրգռված է վառ կապույտ աստղերի լույսով: Օրիոնի միգամածությունը պարունակում է ավելի քան մեկ միլիոն տարեկան աստղեր: Սեղմումների առկայությունը հուշում է, որ աստղերի ձևավորումն այստեղ շարունակվում է մինչ օրս։ Միգամածությունից լույսը, որը մենք ստանում ենք այսօր, իրականում արտանետվել է միգամածության կողմից Մեծ միգրացիայի ժամանակ: (Լուսանկարը՝ ԱՄՆ ռազմածովային աստղադիտարանի, Վաշինգտոն):

Մենք արդեն գիտենք, որ աստղերի միջև տարածությունը լիովին դատարկ չէ. այն լցված է գազով և փոշով: Գազի խտությունը մոտավորապես մեկ խորանարդ սանտիմետր ջրածնի ատոմ է, իսկ ջերմաստիճանը համապատասխանում է Ցելսիուսի մինուս 170 աստիճանի։ Միջաստղային փոշին շատ ավելի ցուրտ է (մինուս 260 աստիճան Ցելսիուս): Բայց որտեղ կան երիտասարդ աստղեր, իրավիճակն այլ է. Մութ փոշու ամպերը փակում են իրենց հետևում գտնվող աստղերի լույսը: Գազի ամպերը փայլում են. այստեղ դրանց խտությունը կազմում է տասնյակ հազարավոր ատոմներ մեկ խորանարդ սանտիմետրում, և մոտակա երիտասարդ աստղերի ճառագայթումը նրանց տաքացնում է մինչև 10000 աստիճան Ցելսիուս: Ռադիո տիրույթում կարելի է դիտարկել բարդ մոլեկուլներից ստացվող ճառագայթման բնորոշ հաճախականությունները՝ սպիրտ, մածուցիկ թթու։ Այս շրջաններում միջաստղային նյութի կոնցենտրացիան հուշում է, որ աստղերը գոյանում են միջաստղային գազից։

Սա նաև հաստատվում է նկատառումներով, որոնք առաջին անգամ արտահայտել է անգլիացի աստղաֆիզիկոս Ջեյմս Ջինսը, որը Էդինգթոնի ժամանակակիցն է։ Եկեք պատկերացնենք միջաստղային գազով լցված տարածությունը։ Ատոմներից յուրաքանչյուրի կողմից ձգողական ուժը գործում է մյուսների վրա, և գազը ձգտում է սեղմվել։ Դա հիմնականում կանխվում է գազի ճնշմամբ: Այստեղ հավասարակշռությունը ճիշտ նման է աստղերի ներսում, որտեղ գրավիտացիոն ուժերը հավասարակշռված են գազի ճնշման միջոցով: Վերցնենք որոշակի քանակությամբ միջաստղային գազ և մտովի սեղմենք այն։ Երբ սեղմվում են, ատոմները մոտենում են միմյանց, և ձգողական ուժը մեծանում է: Այնուամենայնիվ, գազի ճնշումն ավելի արագ է աճում, և սեղմված գազը հակված է վերադառնալ իր նախկին վիճակին: Ասում են, որ միջաստղային գազի հավասարակշռությունը կայուն է: Այնուամենայնիվ, Ջինը ցույց տվեց, որ կայուն հավասարակշռությունը կարող է խախտվել: Եթե ​​բավականաչափ մեծ քանակությամբ նյութ միաժամանակ սեղմվի, ապա գրավիտացիոն ուժերը կարող են ավելի արագ աճել, քան գազի ճնշումը, և ամպը կսկսի ինքնուրույն սեղմվել: Որպեսզի այս գործընթացը տեղի ունենա ամպի սեփական գրավիտացիոն ուժերի ազդեցության տակ, շատ մեծ քանակությամբ նյութ է անհրաժեշտ. անկայունության զարգացման համար անհրաժեշտ է միջաստղային նյութի առնվազն 10000 արևային զանգված: Հավանաբար սա է պատճառը, որ երիտասարդ աստղերը միշտ դիտվում են միայն խմբերով. նրանք, ամենայն հավանականությամբ, ծնվում են մեծ խմբերով: Երբ միջաստեղային գազի և փոշու 10000 արևային զանգվածներ սկսում են սեղմվել անընդհատ աճող արագությամբ, առաջանում են անհատական ​​խտացումներ, որոնք էլ ավելի են սեղմվում: Եվ յուրաքանչյուր նման խտացում դառնում է առանձին աստղ։

Աստղի ծննդյան համակարգչային մոդել

Աստղերի ծննդյան գործընթացը նկարագրված է իր դոկտորական ատենախոսության մեջ, որը պատրաստել է կանադացի երիտասարդ աստղաֆիզիկոս Ռիչարդ Լարսոնը 1969 թվականին Կալիֆորնիայի տեխնոլոգիական ինստիտուտում: Նրա ատենախոսությունը դարձել է ժամանակակից աստղաֆիզիկական գրականության դասականը: Լարսոնը հետազոտել է միջաստղային նյութից մեկ աստղի ձևավորումը։ Նրա ստացած լուծումները մանրամասն նկարագրում են առանձին գազային ամպի ճակատագիրը։

Լարսոնը նայեց մեկ արեգակնային զանգվածի զանգված ունեցող գնդաձև ամպին և, օգտագործելով համակարգիչը, դիտեց դրա հետագա զարգացումը այնպիսի ճշգրտությամբ, որքան հնարավոր էր միայն այն ժամանակ: Ամպը, որը նա վերցրեց, ինքնին խտացում էր՝ միջաստղային միջավայրի մեծ փլուզվող ծավալի բեկոր: Ըստ այդմ, նրա խտությունը ավելի բարձր էր, քան միջաստղային գազի խտությունը՝ մեկ խորանարդ սանտիմետրը պարունակում էր 60000 ջրածնի ատոմ։ Լարսոնի սկզբնական ամպի տրամագիծը 5 միլիոն արեգակնային շառավիղ էր։ Արևը ձևավորվել է այս ամպից, և այս գործընթացը, աստղաֆիզիկական մասշտաբով, շատ կարճ ժամանակ է պահանջում՝ ընդամենը 500000 տարի:

Սկզբում գազը թափանցիկ է։ Փոշու յուրաքանչյուր մասնիկ անընդհատ լույս և ջերմություն է արձակում, և այդ ճառագայթումը չի հետաձգվում շրջակա գազով, այլ ազատորեն գնում է տիեզերք: Սա բնօրինակ թափանցիկ մոդելն է; Գազի գնդակի հետագա ճակատագիրը հետևյալն է. գազն ազատորեն ընկնում է դեպի կենտրոն. Ըստ այդմ՝ նյութը կուտակվում է կենտրոնական շրջանում։ Ի սկզբանե համասեռ գազային գնդակը կենտրոնում ավելի մեծ խտությամբ միջուկ է ստեղծում, որն էլ ավելի է մեծանում (նկ. 12.2): Կենտրոնի մոտ ձգողության արագացումն ավելի մեծ է դառնում, իսկ անկման արագությունը մեծանում է կենտրոնի մոտ: Գրեթե ամբողջ ջրածինը անցնում է մոլեկուլային ձևի. ջրածնի ատոմները զույգերով կապված են ուժեղ մոլեկուլների մեջ: Այս պահին գազի ջերմաստիճանը ցածր է և դեռ չի բարձրանում: Գազը դեռ այնքան հազվադեպ է, որ ամբողջ ճառագայթումն անցնում է դրա միջով դեպի արտաքին և չի տաքացնում փլվող գնդակը: Միայն մի քանի հարյուր հազար տարի հետո կենտրոնում խտությունն այնքան է մեծանում, որ գազը դառնում է անթափանց ջերմություն կրող ճառագայթման համար։ Արդյունքում, տաք միջուկ (որի շառավիղը կազմում է գնդակի սկզբնական շառավիղի մոտավորապես 1/250) ձևավորվում է մեր մեծ գազային գնդակի կենտրոնում՝ շրջապատված ընկնող նյութով։ Ջերմաստիճանի բարձրացման հետ ճնշումը նույնպես մեծանում է, և ինչ-որ պահի սեղմումը դադարում է: Սեղմման շրջանի շառավիղը մոտավորապես հավասար է Յուպիտերի ուղեծրի շառավղին. Այս պահին գործընթացին մասնակցող ողջ նյութի զանգվածի մոտավորապես 0,5%-ը կենտրոնացած է միջուկում: Նյութը շարունակում է ընկնել համեմատաբար փոքր միջուկի վրա: Ընկնող նյութը կրում է էներգիա, որն ընկնելիս վերածվում է ճառագայթման։ Միջուկը ավելի ու ավելի կծկվում և տաքանում է:

Բրինձ. 12.2. Արեգակի ձևավորման Լարսոնի մոդելը. Միջաստղային փոշու ամպը սկսում է փոքրանալ (ա): Սկզբում դրա ներսում խտությունը գրեթե նույնն է ամենուր։ 390000 տարի հետո ամպի կենտրոնում խտությունը մեծանում է 100 անգամ (b): Գործընթացի մեկնարկից 423000 տարի անց խտացման կենտրոնում հայտնվում է տաք միջուկ, որն ի սկզբանե դադարում է սեղմվել (c): Նկարը ցույց է տալիս ընդլայնված մասշտաբով: Նրա խտությունը 10 միլիոն անգամ գերազանցում է իր սկզբնական խտությունը։ Զանգվածի մեծ մասը, սակայն, ինչպես նախկինում, ընկնում է շրջապատող կծկվող ամպի վրա: Կարճ ժամանակ անց միջուկում ջրածնի մոլեկուլները տրոհվում են ատոմների, միջուկը նորից կծկվում է և ձևավորվում է նոր միջուկ, որն ունի Արեգակի չափ (նկարում կրկնապատկված) (դ): Չնայած սկզբում նրա զանգվածը փոքր է, ի վերջո ամպի ամբողջ նյութը անցնում է նրան։ Կենտրոնում միջուկը տաքանում է այնքան, որ սկսվում է ջրածնի ջերմամիջուկային ռեակցիան և այն դառնում է հիմնական հաջորդականության աստղ՝ Արեգակին հավասար զանգվածով։

Սա շարունակվում է այնքան ժամանակ, մինչև ջերմաստիճանը հասնի մոտավորապես 2000 աստիճանի։ Այս ջերմաստիճանում ջրածնի մոլեկուլները սկսում են բաժանվել առանձին ատոմների: Այս գործընթացը կարեւոր հետեւանքներ է ունենում միջուկի համար։ Միջուկը սկսում է նորից փոքրանալ և կծկվել այնքան ժամանակ, մինչև արձակված էներգիան ջրածնի բոլոր մոլեկուլները վերածի առանձին ատոմների։ Նոր միջուկը միայն մի փոքր ավելի մեծ է, քան մեր Արեգակը: Շրջապատող նյութի մնացորդները ընկնում են այս միջուկի վրա, և այն ի վերջո ձևավորում է Արեգակին հավասար զանգված ունեցող աստղ։ Այսուհետ միայն այս կորիզն է առաջնային հետաքրքրություն ներկայացնում։

Քանի որ այս միջուկը ի վերջո աստղ կդառնա, այն կոչվում է նախաստղ: Նրա ճառագայթումը կլանում է իր վրա ընկնող նյութը. Խտությունը և ջերմաստիճանը մեծանում են, ատոմները կորցնում են իրենց էլեկտրոնային թաղանթները. ինչպես ասում են՝ ատոմները դառնում են իոնացված։ Արտաքինից դեռ շատ բան չի երեւում։ Նախաստղը շրջապատված է գազերի և փոշու զանգվածների խիտ թաղանթով, որոնք թափվում են դրա վրա, ինչը թույլ չի տալիս տեսանելի ճառագայթումը դուրս գալ; այն լուսավորում է այս կեղևը ներսից: Միայն այն ժամանակ, երբ կեղևի զանգվածի մեծ մասն ընկնի միջուկը, կեղևը կդառնա թափանցիկ, և մենք կտեսնենք աստղի լույսը: Մինչ կեղևի մնացորդներն ընկնում են միջուկի վրա, այն կծկվում է, և դրա խորքում ջերմաստիճանը բարձրանում է: Երբ կենտրոնում ջերմաստիճանը հասնում է 10 միլիոն աստիճանի, սկսվում է ջրածնի ջերմամիջուկային այրումը։ Փլուզվող ամպը, որի զանգվածը հավասար է Արեգակի զանգվածին, դառնում է միանգամայն նորմալ հիմնական հաջորդականության աստղ, սա, այսպես ասած, նախնիների Արեգակն է (երիտասարդ Արևը), որի հետագա պատմությունը նկարագրված է ս. այս գրքի սկիզբը։

Մինչև նախաստղային փուլի ավարտը, նույնիսկ մինչ աստղը կհասնի հիմնական հաջորդականությանը, նրա խորքերում տեղի է ունենում էներգիայի կոնվեկտիվ փոխանցում դեպի ավելի մեծ շրջաններ։ Արեգակնային նյութի ակտիվ խառնում է տեղի ունենում: Սա հուշում է արևային լիթիումի պարադոքսի մասին, որը քննարկվել է Գլ. 5. Այս հեշտությամբ ոչնչացվող տարրի ատոմները տեղափոխվում են ավելի խորը դեպի տաք գոտի, որտեղ նրանք վերածվում են հելիումի ատոմների՝ ըստ տրված ռեակցիաների. դա տեղի է ունենում մինչ աստղը դառնում է հիմնական հաջորդականության աստղ:

Աստղերի ծնունդը բնության մեջ

Մենք ծանոթացանք Լարսոնի լուծումներին, որոնք ստացվել են համակարգչով հաշվարկվող իդեալականացված խնդրի համար։ Բայց արդյո՞ք նկարագրված գործընթացը համապատասխանում է իրականությանը։ Արդյո՞ք դա իրականում իրականացվում է բնության մեջ: Եկեք վերադառնանք երկինք, որտեղ աստղերը հայտնվում են, վերադառնանք պայծառ, կապույտ և, հետևաբար, երիտասարդ աստղերին: Մենք կփնտրենք աստղերի ձևավորման հետքեր, առարկաներ, որոնց գոյությունը պետք է ակնկալել Լարսոնի լուծումների հիման վրա։

Պայծառ կապույտ աստղերը շատ տաք են, մակերեսի ջերմաստիճանը հասնում է 35000 աստիճանի: Ըստ այդմ, նրանց ճառագայթումը շատ բարձր էներգիա ունի։ Այս ճառագայթումը կարող է հեռացնել էլեկտրոնները միջաստղային գազի ջրածնի ատոմներից՝ թողնելով դրական լիցքավորված ատոմային միջուկներ։ Ջրածինը իոնացված է. պայծառ զանգվածային աստղերը իոնացնում են շրջակա գազային զանգվածները: Մեր Գալակտիկայում այս շրջանները բացահայտվում են իրենց փայլով, որը տեղի է ունենում, երբ իոնացված ջրածնի ատոմները վերագրավում են էլեկտրոնները և լույս արձակում: Այս տարածքներից ջերմային ճառագայթումը կարող է հայտնաբերվել նաև ռադիոյի տիրույթում:

Ռադիո տիրույթում չափումների առավելությունն այն է, որ ռադիոազդանշանները չեն աղավաղվում փոշու զանգվածների կլանմամբ: Երկնքում նման մասնակցության լավագույն օրինակը, որտեղ միջաստղային նյութի փայլը գրգռված է պայծառ զանգվածային աստղերով, կրկին Օրիոնի միգամածությունն է (տես): Այստեղ կա՞ն օբյեկտներ, որոնք որևէ առնչություն ունեն Լարսոնի կողմից հաշվարկված գործընթացների հետ: Իր կյանքի առյուծի բաժինը, նախաստղը թաքնված է փոշու պատյանի տակ, որը կամաց-կամաց նստում է նրա վրա։ Փոշին կլանում է ճառագայթումը միջուկից; միևնույն ժամանակ այն տաքանում է մինչև մի քանի հարյուր աստիճան և ճառագայթում է այս ջերմաստիճանին համապատասխան։ Այս ջերմային ճառագայթումը պետք է դիտարկվի IR միջակայքում:

1967թ.-ին Փասադենայի Կալիֆորնիայի տեխնոլոգիական ինստիտուտից Էրիկ Բոկլինը և Ջերի Նոյգեբաուերը Օրիոնի միգամածությունում հայտնաբերեցին ինֆրակարմիր աստղ, որի պայծառությունը մոտ 1000 անգամ ավելի բարձր էր, քան Արեգակի պայծառությունը, իսկ ճառագայթման ջերմաստիճանը՝ 700 աստիճան: Օբյեկտի տրամագիծը մոտ 1000 անգամ գերազանցում էր Արեգակի տրամագիծը։ Ահա թե ինչպիսին պետք է լինի նախաստղի գազային և փոշու թաղանթը: Վերջերս պարզ դարձավ, որ մեր Ծիր Կաթինի այն տարածքներում, որտեղ ամենայն հավանականությամբ նոր աստղերի ձևավորում կա, կան կոմպակտ աղբյուրներ, որոնք արտանետում են ոչ միայն ինֆրակարմիր, այլև ռադիո տիրույթում: Օրիոնի միգամածությունում Բոնի ռադիոաստղագետ Պիտեր Մեցգերը և նրա գործընկերները հայտնաբերեցին ջրածնի բարձր խտության շրջաններ, որտեղից բխում է հատկապես հզոր ռադիո արտանետում: Այս տարածքներում ջրածնի ատոմներից անջատված ազատ էլեկտրոնների կոնցենտրացիան հարյուր անգամ ավելի մեծ է, քան շրջակա տարածության մեջ։ Համեմատած Օրիոնի միգամածության՝ արտանետվող օբյեկտի չափը չափազանց փոքր է. գնահատվում է, որ այն 500,000 անգամ գերազանցում է Արեգակի տրամագիծը, մոտ չորս անգամ փոքր, քան միջուկի վրա ընկած ամպի տրամագիծը Լարսոնի մոդելում:

Բացի այդ, Օրիոնի միգամածությունում հայտնաբերվել են փոքր առարկաներ, որոնցից առաջանում է մոլեկուլային ճառագայթում, առաջին հերթին՝ ջրի մոլեկուլների ճառագայթումը։ Մոլեկուլները ռադիոալիքներ են արձակում, և այդ ճառագայթումը կարելի է ստանալ ռադիոաստղադիտակներով։ Պարզվում է, որ այս օբյեկտների տարածական չափերը Արեգակի տրամագծից ընդամենը 1000 անգամ են։ Հիշենք, որ Լարսոնի ամպի սկզբնական տրամագիծը մի քանի միլիոն արեգակնային շառավիղ էր։ Այսպիսով, մոլեկուլային ճառագայթումը, ըստ երևույթին, պետք է բխի նախաստղի միջուկից:

Իհարկե, պետք է զգույշ լինել նման մեկնաբանություններում։ Մենք կարող ենք միայն վստահորեն ասել, որ Օրիոնի միգամածությունում կան առարկաներ, որոնք, առանց իրենց տեսանելի լույսի ներքո երևալու, ունեն գազի և փոշու շատ զգալի կոնցենտրացիան, ինչը ճշգրիտ համապատասխանում է Լարսոնի մոդելի ամպերին:

Այնուամենայնիվ, կան այլ ապացույցներ, որ ինֆրակարմիր և ռադիոհաղորդումների դիտարկված աղբյուրները իսկապես նախաստղեր են: Վերջերս մեր ինստիտուտում ավստրիացի աստղագետ Վերներ Չարնուտերի խումբը կրկնեց Լարսոնի մոդելի հաշվարկները՝ օգտագործելով կատարելագործված մեթոդներ։ Մասնավորապես, հաշվարկվել են IR ճառագայթման առաջացման հետ կապված գործընթացները։ Դիտարկումների հետ համընկնումը ապշեցուցիչ է ստացվել. ամեն ինչ հուշում է, որ մենք իսկապես դիտում ենք նախաստղերի՝ նմանակված համակարգչով:

Քանի որ մենք շատ մոտ ենք աստղերի ծագման ըմբռնմանը, կարող ենք հարցնել՝ արդյոք այս մոդելը կկարողանա՞ բացատրել մեր Գալակտիկայի բոլոր 100 միլիարդ աստղերի առաջացումը: Նկ. Նկար 12.3-ը սխեմատիկորեն ցույց է տալիս մեր աստղային համակարգի կառուցվածքը: Ոչ բոլոր աստղերն են գտնվում նույն հարթության մեջ. ամենահին աստղերը բաշխված են տիեզերքի գրեթե գնդաձև հատվածում, որը կոչվում է հալո: Հալո աստղերը շատ հին են, ինչպես կարելի է եզրակացնել այստեղ առկա գնդաձև կլաստերների G-P դիագրամից: Համեմատած մեր Արեգակի հետ՝ նրանք քիմիապես ավելի աղքատ են հելիումից ավելի ծանր տարրերով, հաճախ ավելի քան տասը անգամ: Բոլոր երիտասարդ աստղերը գտնվում են գալակտիկական հարթությունում և պարունակում են ավելի ծանր տարրեր: Թեև հելիումից ծանր տարրերը կազմում են դրանց զանգվածի միայն փոքր տոկոսը, նրանք մեզ տալիս են մեր Գալակտիկայի ծագման գաղտնիքի բանալին: Ջրածինը և հելիումը այստեղ են եղել աշխարհի սկզբից՝ սրանք, այսպես ասած, աստվածատուր տարրեր են: Ավելի ծանր տարրեր պետք է առաջանային ավելի ուշ աստղերի ինտերիերում և գերնոր աստղերի պայթյունների ժամանակ։ Այսպիսով, գալակտիկական հալո աստղերի և գալակտիկական հարթ աստղերի միջև քիմիական տարբերությունները կապված են աստղերի ներսում տեղի ունեցող միջուկային ռեակցիաների հետ:

Բրինձ. 12.3. Ծիր Կաթինի կառուցվածքի դիագրամ. Աստղերի մեծ մասը գտնվում է հարթ սկավառակի վրա (նկարում, որը մենք նայում ենք այն կողքից): Սլաքը ցույց է տալիս Արեգակի դիրքը, մեջտեղում լուսային շերտը պատկերում է ներծծող փոշու զանգվածները: Գնդիկավոր կլաստերները (թավ կետեր) և շատ հին աստղերը (փոքր կետեր) կազմում են Ծիր Կաթինի լուսապսակը։ Այս աստղերը գոյություն ունեն շատ երկար ժամանակ: Այսօր ծնված աստղերը հանդիպում են միայն Գալակտիկայի կենտրոնական հարթության փոշու զանգվածներին մոտ:

Իմպուլս և փլուզվող ամպեր

Ֆիզիկական աշխարհի նկարագրությունը զգալիորեն պարզեցվել է մի շարք «պահպանման օրենքների» ներդրմամբ։ Առօրյա կյանքում մենք դրանք օգտագործում ենք մեկ-մեկ, երբեմն առանց գիտակցելու: Դպրոցից մենք հիշում ենք զանգվածի և էներգիայի պահպանման օրենքները. Մենք ամեն օր բախվում ենք այս օրենքներին։ Պակաս ակնհայտ է, թերեւս, այն փաստը, որ պտտվող մարմնի անկյունային իմպուլսը (անկյունային իմպուլս, անկյունային իմպուլս)՝ թողնված ինքն իրեն, չի կարող պարզապես անհետանալ։ Սակայն պահպանության այս օրենքի գործողության վառ օրինակը բոլորին քաջ հայտնի է։ Երբ գեղասահորդուհին պիրուետ է անում սառույցի վրա, նա սկզբում դանդաղ է պտտվում՝ ձեռքերը դեպի կողքերը երկարած: Երբ նա թեքում է իր ձեռքերը, պտույտը արագանում է առանց արտաքին ջանքերի: Դա տեղի է ունենում անկյունային իմպուլսի պահպանման օրենքի շնորհիվ: Նույնը, թեև ոչ այնքան հուզիչ, նկատվում է, երբ միջաստղային գազի ամպը պտտվում է: Թող ամպը նախ կատարի մեկ ամբողջական պտույտ յուրաքանչյուր 10 միլիոն տարին մեկ: Երբ այն կծկվի իր սկզբնական տրամագծի մեկ տասներորդին, այն կպտտվի հարյուր անգամ ավելի արագ՝ հարյուր հազար տարում կատարելով ամբողջական պտույտ: Երբ ամպը ավելի է փոքրանում, այն էլ ավելի արագ կպտտվի: Կոպիտ ասած, միավոր ժամանակում ամպի պտույտների քանակի և դրա մակերեսի (որը մոտավորապես կարելի է գնդաձև համարել) արտադրյալը մնում է անփոփոխ փլուզման ժամանակ։ Այսպիսով, որքան փոքր է ամպը, այնքան ավելի արագ է այն պտտվում։

Միևնույն ժամանակ, ձգողականության դեմ հասարակածային հարթության երկայնքով գործող կենտրոնախույս ուժը գնալով ավելի էական է դառնում: Փլուզվող ամպը հարթվել է։ Սա ազդում է առանձին աստղերի ձևավորման վրա. Սա վերաբերում է նաև մեր Ծիր Կաթինի ձևավորմանը:

Ծիր Կաթինի պատմությունը՝ վերակառուցված նրա հետքերից

Մենք չգիտենք, թե որտեղից է այն եկել: Ժամանակին աշխարհի սկզբում առաջացած նյութը, որը շտապում էր տիեզերք, ձևավորեց մի քանի միլիարդ արևային զանգվածի ամպ և սկսեց ավելի խիտ դառնալ: Ինչպես ցանկացած նյութ, այնպես էլ այս գազը, արձակված տուրբուլենտ զանգվածից, ձեռք է բերել պտտվող շարժում։ Աստիճանաբար ամպը կծկվեց և դարձավ ավելի խիտ; Նրանում առաջացել են առանձին տարածքներ՝ վերածվելով փոքր, ինքնուրույն խտացող գազային ամպերի։ Առաջին աստղերը հայտնվեցին. Դրանք բաղկացած էին միայն ջրածնից և հելիումից, և դրանցում տեղի է ունեցել ջրածնի ջերմամիջուկային այրում (երկու պրոտոնների միացման ռեակցիա)։ Շատ շուտով ամենազանգվածային աստղերը սպառեցին ջրածնի իրենց պաշարը և պայթեցին՝ դառնալով գերնոր աստղեր: Արդյունքում միջաստղային գազը հարստացավ հելիումից ավելի ծանր տարրերով։ Դա տեղի է ունեցել ամենուր, քանի որ ամբողջ գալակտիկական ամպը դեռևս գնդաձև տեսք ուներ (նկ. 12.4, ա): Հետևաբար, ամենահին աստղերը և շատ հին գնդաձև կուտակումները գտնվում են գալակտիկական հալոում: Գալակտիկական լուսապսակի աստղերն առաջին անգամ հայտնվեցին՝ Ծիր Կաթինի սկավառակի ձևը ստանալուց շատ առաջ, մեր Արեգակի հայտնվելուց շատ առաջ։ Նրանք պարունակում են ծանր տարրեր շատ փոքր քանակությամբ. այս աստղերը առաջացել են նյութից, որը դեռևս վատ հարստացել է այլ աստղերի միջուկային ռեակցիաների արդյունքում ձևավորված ատոմներով:

Բրինձ. 12.4. Ծիր Կաթինի ձևավորման դիագրամ. Մոտ 10 միլիարդ տարի առաջ նախնադարյան նյութից առաջացավ ամպ, որը սկսեց ավելի խիտ դառնալ սեփական ձգողականության պատճառով։ Աճող խտությամբ առաջացել են առաջին աստղերը (կետերը) և գնդաձև կույտերը (հաստ կետեր): Նույնիսկ այսօր նրանք լրացնում են գնդաձև շրջանը, որտեղից առաջացել են և կենտրոնի համեմատ շարժվում են կարմիր սլաքներով (բ) ցույց տված հետագծերով: Զանգվածային աստղերն արագ անցան իրենց զարգացման ողջ ուղին և ծանր տարրերով հարստացված նյութը ետ թողեցին միջաստղային գազ: Սկսեցին ձևավորվել արդեն ծանր տարրերով հարուստ աստղեր։ Պտտման շնորհիվ սեղմված գազը սկավառակ է առաջացրել։ Այստեղ, մինչ օրս, աստղեր են հայտնվում (գ): Այս դիագրամը բացատրում է մեր Գալակտիկայի տարածական կառուցվածքը և ծայրամասային աստղերի և կենտրոնում գտնվող աստղերի քիմիական տարբերությունները:

Բայց էվոլյուցիան ավելի հեռուն գնաց: Միջաստղային գազը մշտապես հարստացվում էր ծանր տարրերով։ Նրա մեջ փոշու հատիկներ են առաջացել զարգացող աստղերի կողմից արտանետվող խտացման միջուկների հետ գազի մասնիկների բախման արդյունքում։ Շուտով պտույտը նկատելի արագություն ձեռք բերեց։ Բոլոր խտացող գազերի և փոշու զանգվածները ստացել են հարթ սկավառակի ձև՝ թողնելով հին աստղերի և գնդաձև կուտակումների գնդաձև լուսապսակ (): Նոր աստղերն այժմ ձևավորվել են միայն ավելի հարթեցված, ոսպնյակաձև հատվածում, որը պարունակում է ծանր տարրերի անընդհատ աճող քանակություն: Գազի մեծ մասն արդեն սպառվել էր, և վերջին աստղերը ձևավորվում էին գալակտիկական հարթությունում։ Ավարտվել է աստղերի ձևավորման առաջին փուլը.

Այս նկարը բացատրում է մեր Գալակտիկայի հիմնական հատկությունները. ամենահին աստղերը պատկանում են գնդաձև լուսապսակին և աղքատ են ծանր տարրերով: Ամենաերիտասարդ աստղերն այսօր ձևավորվում են միայն բարակ սկավառակի վրա, քանի որ միայն այստեղ դեռ բավականաչափ գազ է մնացել։

Անկյունային իմպուլսը, որը ժառանգվել է ամպից, որից ձևավորվել է մեր Գալակտիկան, պատասխանատու է այն բանի համար, որ մեր աստղային համակարգը հարթ սկավառակի ձև ունի: Ահա թե ինչու մենք մեր Ծիր Կաթինը երկնքում տեսնում ենք որպես նեղ շերտ:

Ո՞վ է պատվիրում աստղերի ձևավորումը:

Ի՞նչն է պատճառը, որ միջաստեղային նյութն այսօր խտանում է մեր Ծիր Կաթինի հարթության որոշակի վայրերում և ձևավորում աստղեր: Ինչու՞ աստղեր չեն առաջանում մեր Գալակտիկայի այլ վայրերում: Ծիր Կաթինը, տիեզերքից դիտելիս, նման կլինի Անդրոմեդայի միգամածությանը. հարթ սկավառակ՝ ընդգծված պարուրաձև կառուցվածքով (տես): Այլ աստղային համակարգերում պարուրաձև կառուցվածքն ավելի պարզ է երևում (տես)։ Հեռավոր գալակտիկաների լուսանկարներում պարուրաձև թևերն առանձնանում են, քանի որ դրանք փայլում են իոնացված ջրածնից: Ինչպես արդեն գիտենք Օրիոնի միգամածության օրինակից, վառ, զանգվածային հիմնական հաջորդականության աստղերը պատասխանատու են ջրածնի իոնացման համար: Այսպիսով, պարուրաձև զենքերը այն շրջաններն են, որտեղ կան երիտասարդ աստղեր, այսինքն՝ շրջաններ, որտեղ աստղերը նոր են առաջացել: Իսկ մեր Գալակտիկայում երիտասարդ աստղերը շարվում են պարուրաձև թևերի երկայնքով:

Ռադիոաստղագիտության օգնությամբ հնարավոր է շատ մանրամասն ուսումնասիրել միջաստղային գազի բաշխումը մեր Ծիր Կաթինում; Հայտնաբերվել է, որ պարուրաձև թևերում գազի խտությունն ավելի մեծ է, քան ընդհանուր առմամբ Գալակտիկայի հարթությունում։ Այսպիսով, տրված է. մի կողմից պարուրաձև բազուկները գազի ավելացված խտության շրջաններ են, մյուս կողմից՝ այստեղ են գտնվում երիտասարդ աստղերը։ Հարց է առաջանում՝ ի՞նչն է պատասխանատու պարուրաձև կառուցվածքի համար, որը գալակտիկաներին հրավառության հրավառ անիվների է նմանեցնում։

Երկար ժամանակ պարուրաձև կառույցները բացատրելու փորձերը մեծ դժվարությունների էին հանդիպում, և նույնիսկ հիմա դրանց առաջացումը չի կարելի լիովին պարզ համարել։ Աստղային համակարգը պտտվում է: Նրա պտտման արագությունը կարելի է չափել (տես); պարզվում է, որ համակարգը չի պտտվում կոշտ մարմնի նման։ Պտույտի արագությունը նվազում է դեպի ծայրամաս, այնպես որ գալակտիկայի կենտրոնական մասը ավելի արագ է պտտվում։

Առաջին հայացքից զարմանալի չէ, որ գալակտիկաները պարուրաձև կառուցվածք ունեն։ Պարույրային կառուցվածքներ են առաջանում նաև բաժակի մեջ կաթով սուրճը խառնելիս, քանի որ կենտրոնից տարբեր հեռավորությունների վրա հեղուկը պտտվում է տարբեր արագությամբ։ Կարելի էր ակնկալել, որ գալակտիկայի ցանկացած սկզբնական կառույց որոշ ժամանակ անց կվերածվեր պարույրի` կենտրոնից տարբեր հեռավորությունների վրա պտտման արագության տարբերության պատճառով:

Կարլ Ֆրիդրիխ ֆոն Վեյցզեկերը մի անգամ ասել է, որ Ծիր Կաթինն այսօր պետք է ունենա պարուրաձև կառուցվածք, նույնիսկ եթե այն ժամանակին նման է կովին: Շատ տարիներ առաջ Գյոթինգենում մենք վերցրեցինք Վեյցզեկերի գալակտիկական կովը. Ալֆրեդ Բաերը, ով մինչև վերջերս դասավանդում էր Համբուրգում, օգնեց մեզ։ Արդյունքը ցույց է տրված Նկ. 12.5. Նույնիսկ մինչ աստղերի մեծ մասը կավարտի իր առաջին պտույտը կենտրոնի շուրջ, կովերի գալակտիկան կվերածվի գեղեցիկ պարույրի: Ցավոք սրտի, այստեղ մեկ խնդիր կա.

Բրինձ. 12.5. Ծիր Կաթինը չի պտտվում կոշտ մարմնի նման: Ուստի կամայական սկզբնական կառուցվածքից 100 միլիոն տարի հետո գոյանում է պարուրաձև առարկա։ Ցավոք, մեր Գալակտիկայի պարուրաձև ձեռքերը հակասում են նման բացատրությանը:

Հարյուր միլիոնից պակաս տարի է պահանջվում, որպեսզի մեր կամայական սկզբնական կառուցվածքը պարույր ձևավորի: Մեր Ծիր Կաթինը հարյուր անգամ ավելի հին է: Այս ընթացքում պարույրը պետք է շատ ավելի ձգվի. ինչպես երկար նվագարկվող ձայնագրության ակոսները, պարույրի թելերը պետք է հարյուր կամ ավելի անգամ փաթաթվեն կենտրոնի շուրջը: Բայց մենք սա չենք տեսնում: Գալակտիկայի պարուրաձև բազուկները, ինչպես երևում է , չեն ձգվել թելերի մեջ և, հետևաբար, չեն կարող լինել ինչ-որ նախնական կառուցվածքի մնացորդներ: Քանի որ դիտարկված պարուրաձև գալակտիկաներից և ոչ մեկը չունի թելիկ պարուրաձև կառուցվածք, մենք պետք է ընդունենք, որ պարույրը երկարաձգված չէ։ Միևնույն ժամանակ, պարուրաձև բազուկները բաղկացած են աստղերից և գազից, որոնք մասնակցում են պտտվող շարժմանը։ Ինչպե՞ս լուծել այս հակասությունը:

Միայն մեկ ելք կա. Մենք պետք է հրաժարվենք այն ենթադրությունից, որ նյութը միշտ պատկանում է պարույրի միևնույն թեւերին, և ենթադրենք, որ պարուրաձև կառուցվածքի թեւերով աստղերի և գազերի հոսք կա: Թեև աստղերն ու գազը մասնակցում են պտտվող շարժմանը, պարույրի թեւերն իրենք ներկայացնում են միայն որոշակի վիճակներ, որոնք ընդունում են աստղերի և գազերի հոսքը։

Եկեք դա բացատրենք առօրյա փորձից մի օրինակով: Գազի այրիչի բոցը չի բաղկացած նույն նյութից: Այն ներկայացնում է գազի հոսքի միայն որոշակի վիճակ. այստեղ գազի մոլեկուլները մտնում են որոշակի քիմիական ռեակցիաների մեջ: Նույն կերպ պարուրաձև բազուկները գալակտիկական սկավառակի շրջաններ են, որոնցում աստղերի և գազերի հոսքը որոշակի վիճակ ունի։ Այս վիճակը որոշվում է ամբողջ գալակտիկայի նյութի գրավիտացիոն ուժերի առանձնահատկություններով։ Սա ավելի մանրամասն բացատրենք։

Պարուրաձև ձեռքեր. ինչ են դրանք:

Բնության մեջ ռեակտիվ հոսքերը հաճախ առաջացնում են կանոնավոր գոյացություններ։ Ջրի և քամու փոխազդեցությունը սերֆինգի ալիքներ է առաջացնում, որոնք ռիթմիկորեն գլորվում են դեպի ափ: Ավազոտ ծովափերն անցնում են ալիքաձև ծալքերով: Երբ տարբեր ջերմաստիճանների և խտության հեղուկները խնամքով խառնվում են, կարող են առաջանալ նաև կանոնավոր կառուցվածքներ։ Բաժակի մեջ սառեցված կակաոյի մակերեսին կանոնավոր նախշ է նկատվում։

Աստղերը, որոնք պտտվում են գալակտիկայի հարթությունում ընդհանուր կենտրոնի շուրջ և գտնվելով գրավիտացիոն ձգողության և կենտրոնախույս ուժի ողորմության տակ, նույնպես կառուցվածքներ ձևավորելու միտում են ցուցաբերում:

Եկեք պատկերացնենք մեծ թվով աստղեր, որոնք կազմում են պտտվող սկավառակ: Սկավառակի յուրաքանչյուր կետում կենտրոնախույս ուժը և ձգողականությունը փոխադարձաբար հավասարակշռված են: Այս հավասարակշռությունը, ընդհանուր առմամբ, անկայուն է: Եթե ​​ինչ-որ տեղ աստղերի խտությունն ավելի մեծ է, ապա նրանք հակված են մոտենալ միմյանց, ինչպես միջաստեղային գազի մասնիկները, որոնք աստղերի ձևավորման ժամանակ դարձել են անկայուն: Այնուամենայնիվ, կենտրոնախույս ուժը նույնպես կարևոր դեր է խաղում, և դա բարդացնում է գործընթացը։ Դիտարկվող իրավիճակը կարելի է մոդելավորել համակարգչի վրա: Նկ. Նկար 12.6-ում ներկայացված է 200000 աստղից բաղկացած պտտվող սկավառակի համար ստացված լուծումը: Աստղերի բարձր խտության երկար պարուրաձև շրջանները ձևավորվում են ամբողջովին անկախ. աստղերը կազմում են պարուրաձև թևեր: Թևերը, սակայն, չեն ձգվում թելերի մեջ, քանի որ դրանք կազմված չեն նույն աստղերից։ Աստղերի հոսք է հոսում թեւերի միջով։ Երբ աստղերը շարժվում են իրենց շրջանաձև ուղեծրերով, երբ ընկնում են գիրկը, նրանք ավելի են մոտենում միմյանց: Երբ աստղերը դուրս են գալիս ձեռքերից, նրանց միջև հեռավորությունը մեծանում է: Այսպիսով, պարուրաձև բազուկները այն տարածքներն են, որտեղ աստղերը մոտենում են միմյանց, ճիշտ ինչպես այրիչի բոցը մի տարածք է, որտեղ գազի մոլեկուլները ենթարկվում են քիմիական ռեակցիաների:

Բրինձ. 12.6. Մեր Գալակտիկայի աստղերի շարժման պարզեցված համակարգչային մոդել: Հարթ սկավառակի կենտրոնի համեմատ 200 000 աստղ է շարժվում, մենք դրան նայում ենք վերևից: Նկարների տակ թվերը ցույց են տալիս համակարգի կատարած պտույտների քանակը։ Երևում է, որ պարուրաձև կառուցվածքը շատ արագ է ձևավորվում։ Պարույրների փոխներթափանցումը, այսինքն՝ այն փաստը, որ դրանք յուրաքանչյուր պահի կազմված են տարբեր աստղերից, կարելի է տեսնել 4.5 և 5.5 նկարներում պատկերված թևի վերին մասի օրինակում: Թևը թեթևակի տեղաշարժվեց, բայց այս ընթացքում աստղերը լրիվ պտույտ կատարեցին կենտրոնի շուրջ։ Այստեղ տրված լուծումը ստացել է ամերիկացի աստղագետ Ֆրենկ Հոլը NASA Langley կենտրոնում (Հեմփթոն, Վիրջինիա, ԱՄՆ)։

Պարուրաձև բազուկներն այն շրջաններն են, որտեղ աստղերի խտությունն ավելի մեծ է, քան գալակտիկական սկավառակի այլ վայրերում: Սա հստակ երևում է, բայց սովորական գալակտիկայում խտության փոփոխություններն այնքան փոքր են, որ դրանք ուղղակիորեն չեն կարող դիտվել: Սակայն աստղերի խտության հետ մեկտեղ փոխվում է նաև միջաստղային գազի խտությունը, որը աստղերի հետ միասին մասնակցում է պտտման շարժմանը. անցնելով պարուրաձև թեւերի միջով՝ գազն ավելի խիտ է դառնում։ Այս խտացման արդյունքում առաջանում են աստղերի առաջացման համար անհրաժեշտ պայմաններ։ Ահա թե ինչու են աստղերը գոյանում պարուրաձև թեւերում: Նրանց թվում կան նաև հսկայական աստղեր։ Այս վառ կապույտ աստղերը գրգռում են շրջակա գազի փայլը: Իոնացված ջրածնի շիկացած ամպերն են, որոնք ստեղծում են պարուրաձև բազուկների ուշագրավ տեսարանը, այլ ոչ թե ավելի սերտորեն լցված աստղերը:

Մենք արդեն ծանոթացել ենք Գալակտիկայի հետ Canes Venatici համաստեղությունում (տես): Այստեղ մենք ավելին ենք սովորում պարուրաձև բազուկներում աստղերի ձևավորման մասին: Մենք հեռվից ենք նայում այս համակարգին. այն փայլում է մեր Գալակտիկայի մոտակա աստղերի միջով: Նրա լույսը շրջում է տասներկու միլիոն տարի, մինչև կհասնի մեր աստղադիտակներին: Քանի որ մենք տեսնում ենք այս գալակտիկան, այսպես ասած, վերևից՝ իր հարթությանը ուղղահայաց, նրա պարուրաձև թեւերը հատկապես լավ են տարբերվում։

Աստղերի ձևավորումը Գալակտիկայում Canes Venatici համաստեղությունում

Ռադիո արտանետումը գալիս է այս գալակտիկայից մեզ մոտ: Արագ շարժվող էլեկտրոնները, որոնք ահռելի արագություն են ձեռք բերել, ըստ երևույթին, գերնոր աստղերի պայթյունների հետևանքով, թռչում են աստղային համակարգի միջով՝ ռադիոալիքներ արձակելով։ Այս ռադիոալիքներն ընդունվում են զգայուն ռադիոաստղադիտակներով: Նույնիսկ հնարավոր է որոշել, թե գալակտիկայի որ հատվածներից է ճառագայթումն ավելի ուժեղ, որից՝ թույլ։ 1971 թվականին ռադիոաստղագետներ Դոնալդ Մեթյուսոնը, Պիետ վան դեր Կրույտը և Վիմ Բրոուն Հոլանդիայում ստացան այս գալակտիկայի ռադիոպատկերը (նկ. 12.7): Այս պատկերում ռադիոհաղորդման ինտենսիվությունը փոխանցվում է տարբեր խտությունների տարածքներով. որքան ուժեղ է ռադիոհաղորդումը, այնքան ավելի թեթև է պատկերի տարածքը: Չնայած ռադիոաստղադիտակը չի տալիս այնքան սուր պատկեր, որքան օպտիկական աստղադիտակը, պատկերում հստակ երևում է պարուրաձև կառուցվածքը: Այսպիսով, պարուրաձև ձեռքերը արձակում են ոչ միայն տեսանելի լույս, այլ նաև ռադիոալիքներ։

Բրինձ. 12.7. Գալակտիկայի ռադիոպատկերը ցուցադրված է . Համակարգչային այս պատկերում գալակտիկան այնպիսի տեսք ունի, ինչպիսին մենք կտեսնեինք, եթե մեր աչքերը զգայուն լինեին 21 սմ ալիքի երկարությամբ ռադիոհաղորդումների նկատմամբ և, ավելին, կարողանային «տեսնել», ինչպես նաև Վեստերբորկի (Հոլանդիա) մեծ ռադիոաստղադիտակը: Ռադիո արտանետումը հիմնականում գալիս է այն շրջաններից, որտեղ միջաստեղային գազի խտությունն ավելացել է։ Պարզ է նաև, որ այս գալակտիկայի գազային ամպերն ունեն գրեթե նույն պարուրաձև կառուցվածքը, ինչ երիտասարդ աստղերի բաշխվածությունը: (Լեյդենի աստղադիտարանի լուսանկարը):

Ինչու՞ է էլեկտրոնների կողմից ստեղծված ռադիոհաղորդումը գալակտիկայի որոշ վայրերում ավելի ուժեղ, իսկ որոշ տեղերում՝ ավելի թույլ: Դա պայմանավորված է հենց այս ճառագայթման առաջացման մեխանիզմով, որի մանրամասներին մենք այստեղ չենք խորանա: Բավական է նշել, որ ավելի ուժեղ ռադիոարտանետում տեղի է ունենում այնտեղ, որտեղ միջաստղային գազի խտությունն ավելի մեծ է։ Այսպիսով, Գալակտիկայի ռադիոպատկերը Canes Venatici համաստեղությունում ապացուցում է, որ պարուրաձև բազուկներում ոչ միայն աստղերն ավելի մոտ են միմյանց, այլև միջաստղային գազն ավելի մեծ խտություն ունի:

Canes Venatici միգամածությունը մեզ ցույց է տալիս նաև մեկ այլ բան: Կարելի է նշել, որ ռադիոհաղորդման առավելագույն ինտենսիվության տարածքները ճշգրիտ չեն համընկնում պարույրի տեսանելի թեւերի հետ (նկ. 12.8): Միջաստղային գազի ամենամեծ խտության շրջանը տեսանելի թևի համեմատ փոքր-ինչ շեղված է դեպի ներս: Ի՞նչ կնշանակեր դա։ Պարուրաձև բազուկների միջով աստղերի և միջաստղային գազի հոսք կա, և այդ հոսքը հատում է թեւն այնպես, որ այն մտնում է «ներքին» (դեմ դեպի կենտրոն) կողմից և դուրս է գալիս դրսից։ Նորածին աստղերով լուսավորված տեսանելի թևի և միջաստղային գազի առավելագույն սեղմման շրջանին համապատասխանող ռադիոթևի համեմատությունը թույլ է տալիս նկարել հետևյալ պատկերը.

Բրինձ. 12.8. Առավելագույն ռադիո արտանետման տարածքներ (սխեմատիկորեն գծված սպիտակ գծերով), որոնք վերցված են Կանես Վենատիչի համաստեղության գալակտիկայի օպտիկական պատկերի վրա։ Կարելի է տեսնել, որ գազի առավելագույն խտության պարուրաձև թեւերը և երիտասարդ աստղերի կողմից ձևավորված պարուրաձև կառուցվածքները լիովին չեն համընկնում։ Այսպիսով, պետք է տարբերակել խտության թեւերը (ռադիոբազուկները) և գալակտիկայի տեսանելի թեւերը:

Աստղերը և միջաստղային նյութը պտտվում են գալակտիկայի կենտրոնի շուրջը (նկ. 12.9): Մոտենալով պարուրաձև թևին՝ աստղերը մոտենում են միմյանց, գազն ավելի խիտ է դառնում, և այդպիսով ստեղծվում են նոր աստղերի առաջացման համար անհրաժեշտ պայմաններ։ Առաջանում են միջաստղային գազի ամպեր. նրանք փլուզվում են և հայտնվում են առաջին նախաստղերը: Որոշ ժամանակ անց աստղերն ու միջաստղային գազը դուրս են գալիս առավելագույն խտության շրջանից (որը համապատասխանում է Գալակտիկայի ռադիոպատկերի թեւին)։ Բայց այնտեղ սկսված աստղերի ձևավորման գործընթացը շարունակվում է, և որոշ ժամանակ անց նախաստղերից առաջանում են առաջին զանգվածային աստղերը։ Այս վառ կապույտ աստղերը գրգռում են շրջակա գազի փայլը, և մենք դա տեսնում ենք որպես տեսանելի պարուրաձև թև:

Բրինձ. 12.9. Աստղերի ձևավորումը Գալակտիկայում Canes Venatici համաստեղությունում: Վերևի աջ մասում սխեմատիկորեն ներկայացված է գալակտիկայի կառուցվածքը (տես): Նկարի ներքևում գծված քառակուսիով նշված տարածքը մեծացված է: Գալակտիկայի նյութը, որը պտտվում է ժամացույցի սլաքի ուղղությամբ, սկզբում անցնում է խտության թեւերի միջով (ռադիոբազուկներ): Այս դեպքում միջաստղային գազը սեղմվում է։ Սկսվում է աստղերի ձևավորումը: Որոշ ժամանակ անց հայտնվում են առաջին երիտասարդ աստղերը, նրանք լուսավորում են գազի հարակից զանգվածները, որոնք արտադրում են տեսանելի ճառագայթում (գալակտիկայի տեսանելի թեւերը)։ Քանի որ գազը խտացման պահից մինչև աստղի ձևավորման պահը տեղափոխելու ժամանակ ունի, ռադիոբազուկները և տեսանելի թեւերը չեն համընկնում միմյանց հետ։ Սա բացատրում է այն իրավիճակը, որը ցույց է տրված . Նյութի շարժման ուղղությունը նշվում է կարմիր սլաքներով։

Այսպիսով, նյութը սկզբում անցնում է ավելացած խտության շրջանով: Այստեղից է սկսվում աստղերի առաջացման գործընթացը։ Որոշ ժամանակ անց առաջին աստղերը լուսավորվում են, և մենք տեսնում ենք տեսանելի պարուրաձև թև: Քանի որ մենք գիտենք, թե որքան արագ են շարժվում Կանես Վենատիչի գալակտիկայի աստղերն ու գազը, և մենք կարող ենք չափել ռադիոթևի և գալակտիկայի տեսանելի թևի միջև եղած հեռավորությունը, կարող ենք հաշվարկել այն ժամանակը, որը տևում է միջաստեղային գազի համախմբումից մինչև առաջին աստղերի տեսքը. այն մոտավորապես վեց միլիոն տարի է: Այդ վեց միլիոնից վերջին 500000 տարում տեղի է ունեցել այնպիսի գործընթաց, ինչպիսին նկարագրված է Լարսոնի լուծումներով: Հինգ ու կես միլիոն տարի է պահանջվում, որպեսզի միջաստղային նյութը ձևավորի այն ամպը, որի վրա Լարսոնը հիմնել է իր մոդելը:

Մինչ գալակտիկական նյութը կարող է ամբողջական հեղափոխություն կատարել գալակտիկական կենտրոնի շուրջ, հսկայական աստղերի կյանքի տևողությունը սպառվում է: Նրանք իրենց նյութի զգալի մասը վերադարձնում են միջաստղային գազ, և իրենք դառնում են սպիտակ թզուկներ կամ պայթում՝ առաջացնելով գերնոր աստղեր։ Դրանցից միջաստղային գազ մտնող նյութը հարստանում է ծանր տարրերի ատոմներով, որոնք առաջացել են աստղերի աղիքներում, իսկ հաջորդ անգամ, երբ այն անցնում է պարուրաձև թևով, մասնակցում է նոր աստղերի ձևավորմանը։ Նյութի այս ցիկլից դուրս է մնում միայն կոմպակտ օբյեկտներում պարունակվող նյութը՝ սպիտակ թզուկները կամ նեյտրոնային աստղերը, որոնք մնացել են աստղերի մահից հետո:

Ժամանակին, գալակտիկական լուսապսակում աստղերի ձևավորումից շատ անց, մեր Արեգակի նյութը միջաստեղային գազի տեսքով անցավ պարուրաձև թևով, այնուհետև ձևավորվեցին բազմաթիվ աստղեր: Մեր Արեգակի ավելի զանգվածային եղբայրները վաղուց ավարտել են իրենց կյանքը, մինչդեռ ավելի քիչ զանգվածները, ինչպես մեր Արեգակը, այս ընթացքում, մեր Գալակտիկայի անհավասար պտույտի պատճառով, ցրվել են ամբողջ Գալակտիկայով և անհետացել տեսադաշտից:

Նշումներ:

Այստեղ և ամբողջ այս գրքում, եթե այլ բան նշված չէ, մենք օգտագործում ենք ջերմաստիճանի բացարձակ սանդղակը, որի զրոյին համապատասխանում է -273° Ցելսիուս: Ցելսիուսի սանդղակով բացարձակ ջերմաստիճանից ջերմաստիճանի անցնելու համար հարկավոր է հանել 273 աստիճան: Արեգակի մակերևույթի ջերմաստիճանը ըստ Ցելսիուսի 5530° է

Այս գաղափարները պատկանում են Իսահակ Նյուտոնին: Իսկ Ջինն իր գրքում մեջբերում է նրան. - Մոտ. Էդ.

Օսմոզը հաճախ անվանում են անօդ տարածություն՝ ենթադրելով, որ այն դատարկ է. Այնուամենայնիվ, դա այդպես չէ: Միջաստղային տարածության մեջ կա փոշի և գազ (հիմնականում հելիում և ջրածին, վերջիններիս շատ ավելին): Տիեզերքում կան փոշու և գազի ամբողջական ամպեր: Այս ամպերի շնորհիվ մենք չենք կարող տեսնել մեր Գալակտիկայի կենտրոնը: Այս ամպերը կարող են ունենալ հարյուրավոր լուսային տարիներ, և դրանց մասերը կարող են սեղմվել ձգողականության ազդեցության տակ։

Սեղմման գործընթացում ամպի մի մասը կդառնա ավելի խիտ՝ փոքրանալով չափերով և միևնույն ժամանակ տաքանալով։ Եթե ​​սեղմված նյութի զանգվածը բավարար է, որպեսզի սեղմման գործընթացում նրա ներսում միջուկային ռեակցիաներ սկսվեն, ապա այդպիսի ամպը առաջանում է. աստղ.

Հարկ է նշել, որ սովորաբար մի ամբողջ խումբ է ծնվում մեկ ամպից աստղեր , որը սովորաբար կոչվում է աստղայինկլաստեր. Այս ամպում ձևավորվում են առանձին խտացումներ (ապագայում դրանք կանվանենք նաև ամպեր), որոնցից յուրաքանչյուրը կարող է առաջացնել. աստղ. Ինչպես նշվեց, ամենահեշտը աստղերԱրեգակից 12 անգամ փոքր զանգված ունեն: Եթե ​​փլուզվող ամպը պակաս զանգված է, բայց Արեգակից ոչ պակաս զանգվածային է ավելի քան հարյուր անգամ, ապա այդպիսի ամպերը ձևավորում են այսպես կոչված շագանակագույն թզուկներ։ Շագանակագույն թզուկները նույնիսկ ավելի սառն են, քան կարմիր թզուկները աստղեր. Այս առարկաները բավականին ուժեղ են տաքանում գրավիտացիոն սեղմման ուժերով և արձակում են շատ ջերմություն (ինֆրակարմիր ճառագայթում), բայց հազիվ են փայլում։ Սակայն միջուկային ռեակցիաները չեն սկսվում շագանակագույն թզուկների մոտ։ Ի վերջո, գրավիտացիոն սեղմումը դադարեցվում է ներսից գազի ճնշման պատճառով, էներգիայի նոր մասերը դադարում են ազատվել, և շագանակագույն թզուկները սառչում են համեմատաբար կարճ ժամանակում: Վերջին հայտնաբերված շագանակագույն թզուկներից մեկը գաճաճն է Հիդրա համաստեղության մեջ, որի մեծությունը կազմում է ընդամենը 22,3, թեև Արեգակից գտնվում է ընդամենը 33 լուսային տարի հեռավորության վրա: Այս մոտակա շագանակագույն թզուկի յուրահատկությունը կայանում է նրանում, որ նախկինում հայտնաբերված բոլոր նմանատիպ օբյեկտները երկուական համակարգերի մաս էին կազմում, և այս մեկը միայնակ է: Այն նկատվում է միայն Երկրին մոտ լինելու շնորհիվ։ Յուպիտեր մոլորակը, որն ամենամեծն է Արեգակնային համակարգում, 80 անգամ ավելի թեթև է, քան ամենացածր զանգվածը աստղերև միայն 8-10 անգամ ավելի թեթև, քան շագանակագույն թզուկները: Կրկին նշում ենք առարկայի զանգվածի դերը սեփական ճակատագրի մեջ:

Եթե ​​բավականաչափ զանգված է ձևավորելու համար աստղերամպն այնքան է տաքանում, որ սկսում է ակտիվորեն ջերմություն արձակել և, հնարավոր է, թույլ շողալ մուգ կարմիր (նույնիսկ միջուկային միաձուլման սկսվելուց առաջ), նման ամպը սովորաբար կոչվում է նախաստղ(նախքան- աստղ) Հենց որ նախաստղի կենտրոնում ջերմաստիճանը հասնում է 10 000 000 Կ-ի, սկսվում է միջուկային միաձուլումը։ Նախաստղի սեղմումը դադարեցվում է թեթև ճնշմամբ, դառնում է աստղ. Կրկին զանգվածը որոշում է, թե որքան արագ կվերածվի նախաստղը աստղ. ԱստղերԱրևի տեսակը ծախսում է իրենց ծննդյան այս փուլում 30,000,000 տարի, աստղերերեք անգամ ավելի զանգվածային - 100000 տարիև տասն անգամ ավելի քիչ զանգվածային - 100,000,000 տարի. Այսպիսով, ոչ զանգվածային աստղերՆրանք ամեն ինչ անում են ավելի դանդաղ, և նրանք ծնվում և ապրում են: Ինչպես հիշում ենք, այնքան հեշտ աստղերիններառում է կարմիր աստղեր, որոնք փոքր են չափերով և կոչվում են կարմիր թզուկներ։ Կարմիր թզուկները տասն անգամ փոքր են Արեգակից: ԱստղԱրեգակի տեսակը կոչվում է դեղին թզուկ, այդպիսին աստղերնույնպես համեմատաբար փոքր են: Ամենածանր ու ամենամեծ նորմալը աստղերկոչվում են կապույտ հսկաներ:

Երիտասարդ տարիքում աստղդեռևս շրջապատված է իր մայր ամպով, որը գազի կամ գազափոշու սկավառակի տեսքով պտտվում է իր շուրջը։ Որտեղ աստղքամի - մակերեսից փախչող բոլոր տեսակի մասնիկների հոսք աստղերմեծ արագությամբ ճնշում է գործադրում ամպի նյութի վրա՝ փորձելով այն հեռու մղել։ Քանի որ ամպն ունի հարթ սկավառակի ձև, մասնիկների շարժումն իր հարթության վրա ճնշման տակ աստղայինքամին դժվար է. Նյութը շտապում է պտտման առանցքի երկայնքով աստղերև ամպեր՝ երկու հակադիր ուղղություններով։ Այս ուղղություններով նյութը քիչ է, և ամպի մասնիկները գրեթե անկաշկանդ շտապում են այնտեղից աստղեր. Ահա թե ինչպես են հաճախ նկատվում նյութի արտահոսքերը երիտասարդներից աստղեր.

Աստղ բառը լսելիս հաճախ պատկերացնում ենք երկնքում տեսանելի զանազան երկնային մարմիններ։ Բայց ոչ բոլորն են աստղեր, դրանք կարող են լինել մոլորակներ, աստղերի խմբեր կամ պարզապես գազային ամպեր:

Աստղգազի գնդիկ է։ Այն փայլում է իր շատ բարձր ջերմաստիճանի պատճառով։ Աստղերի ջերմաստիճանը տատանվում է 2100-ից 50000 աստիճան Ցելսիուսի սահմաններում: Աստղի ջերմաստիճանն ուղղակիորեն ազդում է նրա գույնի վրա։ Սա կարելի է համեմատել տաք մետաղի հետ, որը փոխում է գույնը՝ կախված ջերմաստիճանից: Ամենաշոգ աստղերը կապույտ են հայտնվում:

Աստղի տեսքը

Գիտնականները երկար ժամանակ փորձել են պարզել, թե ինչպես են առաջանում աստղերը: Աստղերը կարող են ունենալ տարբեր չափսեր։ Նրա այլ բնութագրերից շատերը, ինչպիսիք են ջերմաստիճանը, գույնը և կյանքի տեւողությունը, կախված են դրա չափից: Աստղերը կազմված են տիեզերական փոշուց և գազից։ Ձգողության ուժերը սեղմում են այս բաղադրիչները: Նրանք բարձրացնում են իրենց պտտման արագությունը և ջերմաստիճանը, ինչը հանգեցնում է նախաստղի ձևավորմանը։ Երբ նախաստղի միջուկում գտնվող գազը տաքանում է մինչև 12,000,000 աստիճան, նրա ներսում ջրածինը կսկսի վերածվել հելիումի։ Այս գործընթացի ընթացքում նախաստղը մեծ էներգիա է արձակում, ինչի արդյունքում այն ​​դադարում է կծկվել։

Կյանքի ուղի

Աստղի արձակած էներգիան այն դարձնում է պայծառ երկար տարիներ: Օրինակ՝ Արեգակին նման աստղը ապրում և փայլում է միջինը 10 միլիարդ տարի։ Ավելի մեծ աստղերն ունեն ավելի կարճ կյանքի տևողությունը՝ ընդամենը մի քանի միլիոն տարի: Դա պայմանավորված է նրանով, որ դրանց խորքերում գազն ավելի արագ է մշակվում։ Մեր Արեգակից փոքր աստղերն ավելի քիչ ջերմություն և լույս են արտադրում և ապրում են 50 միլիարդ տարի կամ ավելի:

Աստղերի խմբեր

Որոշ դեպքերում աստղերի երկու կամ մի ամբողջ խումբ ձևավորվում է նույն աղբյուրի նյութից՝ գազի և փոշու տեսքով։ Նրանք կոչվում են բազմապատիկ: Նման աստղերը դիտարկող գիտնականները նկատել են, որ երբեմն մի աստղի լույսը գերազանցում է մյուսին, իսկ երբեմն էլ ամփոփվում է նրանց արձակած լույսը։

• Ջրածինը հելիումի վերածելու ժամանակ աստղի միջուկում մեծ քանակությամբ էներգիա է արձակվում, որը դադարեցնում է աստղի հետագա սեղմումը։
• Այսպես կոչված Pleiades-ը՝ աստղերի խմբերը, որոնք տեղակայված են երկրից բավականին հեռու, անզեն աչքով կարող են ընկալվել որպես մառախլապատ կետ։
• Աստղը ծնվում է գազի և փոշու ամպից: Ձգողության ուժը սեղմում է այս ամպը: Գազի ջերմաստիճանը բարձրանում է, ինչը հանգեցնում է էներգիայի, մասնավորապես լույսի արտազատմանը։
• Գազի ջերմաստիճանը անընդհատ բարձրանում է, աստղի արձակած լույսն ավելի պայծառ է դառնում։
• Մեր արևը ներկայումս գտնվում է իր կյանքի ուղու կեսին: Ըստ գիտնականների՝ դրա մեջ բավականաչափ գազ կա ևս 5 միլիարդ տարի ապրելու համար։

Կայքում կարող եք գտնել բազմաթիվ հետաքրքիր և գիտական ​​հոդվածներ և նորություններ տիեզերքի մասին

Աստղերը ծնվում են, երբ միջաստղային գազի և փոշու ամպը սեղմվում և սեղմվում է սեփական ձգողականության ուժով:
Ենթադրվում է, որ այս գործընթացը հանգեցնում է աստղերի առաջացմանը: Օպտիկական աստղադիտակների օգնությամբ աստղագետները կարող են տեսնել այս գոտիները, որոնք վառ ֆոնի վրա մութ կետերի տեսք ունեն։ Դրանք կոչվում են «հսկա մոլեկուլային ամպային համալիրներ», քանի որ ջրածինը առկա է մոլեկուլային տեսքով: Այս համալիրները կամ համակարգերը, գնդաձեւ աստղային կուտակումների հետ միասին, գալակտիկայի ամենամեծ կառույցներն են, որոնք երբեմն հասնում են 1300 լուսատարի տրամագծի։
Ավելի երիտասարդ աստղերը, որոնք կոչվում են «Աստղային բնակչություն I», առաջացել են ավելի հին աստղերի պոռթկումների արդյունքում առաջացած մնացորդներից, դրանք կոչվում են.
«աստղային բնակչություն II». Պայթուցիկ բռնկումը հարվածային ալիք է առաջացնում, որը հասնում է մոտակա միգամածությանը և հրահրում դրա սեղմումը:

Bok globules.

Այսպիսով, միգամածության մի մասը սեղմված է: Այս գործընթացին զուգահեռ սկսվում է խիտ մուգ կլորաձև գազային և փոշու ամպերի ձևավորումը։ Նրանք կոչվում են «Bock globules»: Հոլանդական ծագումով ամերիկացի աստղագետ Բոկը (1906-1983), առաջինն է նկարագրել գնդիկները։ Գնդիկների զանգվածը մոտավորապես
200 անգամ մեր Արեգակի զանգվածը:
Քանի որ Բոկի գնդիկը շարունակում է խտանալ, նրա զանգվածը մեծանում է՝ գրավիտացիայի շնորհիվ նյութը ներգրավելով հարևան շրջաններից։ Շնորհիվ այն բանի, որ գլոբուլի ներքին մասը ավելի արագ է խտանում, քան արտաքինը, գնդիկը սկսում է տաքանալ և պտտվել։ Մի քանի հարյուր հազար տարի անց, որի ընթացքում տեղի է ունենում սեղմում, ձևավորվում է նախաստղ:

Նախաստղի էվոլյուցիան.

Զանգվածի ավելացման շնորհիվ ավելի ու ավելի շատ նյութ է ձգվում դեպի նախաստղի կենտրոն։ Ներսում սեղմված գազից արձակված էներգիան վերածվում է ջերմության։ Բարձրանում է նախաստղի ճնշումը, խտությունը և ջերմաստիճանը։ Ջերմաստիճանի բարձրացման պատճառով աստղը սկսում է մուգ կարմիր շողալ։
Նախաստղը շատ մեծ է, և չնայած ջերմային էներգիան բաշխվում է նրա ամբողջ մակերեսով, այն դեռ մնում է համեմատաբար սառը։ Միջուկում ջերմաստիճանը բարձրանում է և հասնում է մի քանի միլիոն աստիճանի Ցելսիուսի: Նախաստղի պտույտը և կլոր ձևը որոշ չափով փոխվում են, այն դառնում է ավելի հարթ։ Այս գործընթացը տևում է միլիոնավոր տարիներ։
Դժվար է տեսնել երիտասարդ աստղերին, քանի որ դրանք դեռևս շրջապատված են մութ փոշու ամպով, որի պատճառով աստղի պայծառությունը գործնականում անտեսանելի է։ Բայց դրանք կարելի է դիտել հատուկ ինֆրակարմիր աստղադիտակների միջոցով: Նախաստղի տաք միջուկը շրջապատված է նյութի պտտվող սկավառակով, որն ունի ուժեղ ձգողական ուժ։ Միջուկն այնքան է տաքանում, որ սկսում է նյութը դուրս հանել երկու բևեռներից, որտեղ դիմադրությունը նվազագույն է: Երբ այս արտանետումները բախվում են միջաստղային միջավայրի հետ, դրանք դանդաղում են և ցրվում երկու կողմից՝ ձևավորելով արցունքաձև կամ կամարաձև կառուցվածք, որը հայտնի է որպես Հերբիկ-Հարո առարկա։

Աստղ կամ մոլորակ.

Նախաստղի ջերմաստիճանը հասնում է մի քանի հազար աստիճանի։ Հետագա զարգացումները կախված են այս երկնային մարմնի չափերից. եթե զանգվածը փոքր է և Արեգակի զանգվածի 10%-ից պակաս է, դա նշանակում է, որ միջուկային ռեակցիաների առաջացման պայմաններ չկան: Նման նախաստղը չի կարող իրական աստղի վերածվել։
Գիտնականները հաշվարկել են, որ կծկվող երկնային մարմինը աստղի վերածելու համար նրա նվազագույն զանգվածը պետք է լինի մեր Արեգակի զանգվածի առնվազն 0,08-ը: Ավելի փոքր չափերի գազ պարունակող ամպը, խտանալով, աստիճանաբար կսառչի և կվերածվի անցումային օբյեկտի՝ աստղի և մոլորակի միջև ինչ-որ բանի, սա այսպես կոչված «շագանակագույն թզուկն» է։
Յուպիտեր մոլորակը շատ փոքր երկնային օբյեկտ է աստղ դառնալու համար: Եթե ​​այն ավելի մեծ լիներ, գուցե նրա խորքերում միջուկային ռեակցիաներ սկսվեին, և այն Արեգակի հետ միասին կնպաստեր կրկնակի աստղերի համակարգի առաջացմանը:

Միջուկային ռեակցիաներ.

Եթե ​​նախաստղի զանգվածը մեծ է, ապա այն շարունակում է խտանալ սեփական ձգողության ազդեցության տակ։ Միջուկում ճնշումն ու ջերմաստիճանը մեծանում են, ջերմաստիճանը աստիճանաբար հասնում է 10 միլիոն աստիճանի։ Սա բավական է ջրածնի և հելիումի ատոմները միավորելու համար։
Այնուհետև ակտիվանում է նախաստղի «միջուկային ռեակտորը», և այն վերածվում է սովորական աստղի։ Այնուհետև ուժեղ քամի է բաց թողնվում, որը ցրում է շրջակա փոշու թաղանթը: Այնուհետև կարելի է տեսնել, որ լույսը բխում է ստացված աստղից: Այս փուլը կոչվում է «T-Taurus փուլ» և կարող է տեւել 30 միլիոն տարի։ Մոլորակների առաջացումը հնարավոր է աստղը շրջապատող գազի ու փոշու մնացորդներից։
Նոր աստղի ծնունդը կարող է հարվածային ալիք առաջացնել։ Հասնելով միգամածությանը` այն հրահրում է նոր նյութի խտացում, և աստղերի ձևավորման գործընթացը կշարունակվի գազային և փոշու ամպերի միջով: Փոքր աստղերը թույլ են և սառը, իսկ մեծերը՝ տաք և պայծառ։ Իր գոյության մեծ մասի ընթացքում աստղը հավասարակշռվում է հավասարակշռության փուլում:

Քաղաքային բյուջետային ուսումնական հաստատություն «Գիմնազիա»

Ռեֆերատ թեմայի վերաբերյալ՝ Ինչպես են ձևավորվում աստղերը

Ավարտել է 4-րդ դասարանի աշակերտ Վոլֆ Վլադիսլավը

Գ.Չեռնոգորսկ, ՌՀ

1. Ներածություն
2. Մի աստղ է ծնվում
3. Աստղային պարտատոմսեր
4. Երկրի ծնունդը
5. Արև
6. Լուսին
7. Համաստեղություններ
8. Եզրակացություն

Ներածություն

Վերջերս մայրս ինձ նվիրեց «Մեծ դպրոցականի հանրագիտարանը» գիրքը։ Ես շատ երջանիկ էի. Երբ ես սկսեցի ուսումնասիրել այն, ես հասկացա, թե որքան հետաքրքրաշարժ և հետաքրքիր է այն բովանդակությամբ: Ներառյալ պատմություններ տիեզերքի, Արեգակնային համակարգի, նոր աստղերի կամ մոլորակների ծննդյան մասին: Ինձ շատ դուր եկավ, և որոշեցի մի փոքրիկ զեկույց անել, որպեսզի մյուս երեխաներն էլ իմանան։

Ինչպես են աստղերը ձևավորվում

Երբ մարդիկ խոսում են աստղերի մասին, նրանք սովորաբար նկատի ունեն բոլոր լուսավոր մարմինները, որոնք կարելի է տեսնել գիշերային երկնքում: Նրանցից շատերը, սակայն, աստղեր չեն, այլ մոլորակներ, աստղերի խմբեր կամ պարզապես գազային ամպեր։

Աստղը գազի գնդիկ է, որը տաքացվում է այնպիսի ջերմաստիճանի, որ այն փայլում է: Աստղերի ջերմաստիճանը տատանվում է 2100*C-ից մինչև 50000*C։Աստղի գույնը կախված է նրա ջերմաստիճանից։Պատկերացրեք, որ մետաղի կտորը տաքացվում է կրակի վրա։ Սկզբում մետաղը դառնում է վառ կարմիր: Այնուհետև այն դառնում է սպիտակ տաք: Սպիտակ աստղերն ավելի տաք են, քան կարմիր աստղերը, բայց ամենաթեժ աստղերը կապույտ են:

ԱՍՏՂԸ ԾՆՆՎՈՒՄ Է

Երկար տարիներ գիտնականները փնտրում էին այն հարցի պատասխանը, թե ինչպես են ծնվում աստղերը։ Աստղերը գալիս են տարբեր չափերի: Աստղի կյանքի տևողությունը, պայծառությունը և այլ բնութագրերը կախված են նրա չափից: Աստղերը ծնվում են տիեզերական գազի և փոշու ամպերից: Գրավիտացիոն ուժերի ազդեցությամբ ամպը դառնում է ավելի խիտ, նրա պտտման արագությունը և ջերմաստիճանը աստիճանաբար մեծանում են, և այն վերածվում է նախաստղի։ Երբ նախաստղի կենտրոնում ջերմաստիճանը հասնում է մոտավորապես 12,000,000 * C, նրա խորքերում սկսվում են ջերմամիջուկային ռեակցիաները՝ փոխակերպելով ջրածինը և հելիումը։ Այս դեպքում այնպիսի ահռելի քանակությամբ էներգիա է արձակվում, որ աստղը դադարում է կծկվել սեփական գրավիտացիոն ուժերի ազդեցության տակ։ Այստեղ ավարտվում է աստղերի ձևավորումը:

Ազատված էներգիան ոչ միայն թույլ չի տալիս աստղի փոքրանալը, այլև ստիպում է նրան շատ երկար փայլել: Մեր Արեգակի չափով աստղը կարող է ապրել մոտ 10 միլիարդ տարի: Ավելի մեծ աստղերն ավելի արագ են այրում գազը և ապրում են ընդամենը մի քանի միլիոն տարի: Արեգակից փոքր և ավելի սառը աստղերը կարող են ապրել ավելի քան 50 միլիարդ տարի:

ԱՍՏՂԱՅԻՆ ՓՈՂԿՈՂՆԵՐ

Երբեմն մոտակայքում երկու աստղ է ծնվում գազի և փոշու մեկ պտտվող ամպից: Ավելին, նորածինները հաճախ տարբերվում են գույնով ու չափսերով և ընդհանրապես նման չեն երկվորյակների։ Նրանք կապված են փոխադարձ ձգողականության ուժերով և շարժվում են ուղեծրերով՝ պտտվելով միմյանց շուրջ, ինչպես Լուսինը պտտվում է Երկրի շուրջ։ Նման աստղերը կոչվում են կրկնակի աստղեր: Եթե ​​խմբում երկուսից ավելի աստղ կա, ապա դրանք կոչվում են բազմապատիկ: Աստղագետները համեմատում են նման աստղերի պայծառությունը՝ դիտելով դրանք տարբեր ժամանակաշրջաններում. երբ մի աստղի լույսը գերազանցում է մյուսին կամ երբ ամփոփվում են նրանց ճառագայթները:

Կան Պլեյադներ՝ բաց աստղային կուտակում, որն իր մեջ ներառում է ավելի քան 100 աստղ։ Նրանք շատ հեռու են գետնից, ուստի նրանցից շատերը տեսանելի չեն անզեն աչքով և հավաքականորեն ընկալվում են որպես մառախլապատ կետ:

ԵՐԿՐԻ ԾՆՈՒՆԴԸ

Երկիրը, ըստ երևույթին, ձևավորվել է մոտ 4,6 միլիարդ տարի առաջ (Տիեզերքի ծնունդից մոտ 8,5 - 10,5 միլիարդ տարի անց՝ Մեծ պայթյուն կոչվող էներգիայի հսկայական արտանետման արդյունքում): Այն ձևավորվել է, երբ նախամոլորակային նյութը հավաքվել է թրոմբի մեջ և տաքացել: Այս գնդակի կենտրոնում կուտակվել են երկաթի և նիկելի ծանր մասնիկներ, և ավելի թեթև նյութերից ձևավորվել է արտաքին, հավանաբար հալած շերտ։ Միլիոնավոր տարիներ անց արտաքին շերտը սկսեց սառչել ու կարծրանալ։ Երկրի խորքերում նյութը դեռ տաք է, և դրա մի մասը հալված է: Տիեզերքից մեր մոլորակը կապույտ է թվում, քանի որ դրա մեծ մասը ծածկված է օվկիանոսներով, իսկ Երկիրը շրջապատված է մթնոլորտով` օդի պատյանով: Այն պաշտպանում է տիեզերական ճառագայթումից և կարգավորում Երկրի ջերմաստիճանը։ Ավելի բարձր մթնոլորտը դառնում է ավելի բարակ, մինչև այն դառնում է անօդ տարածություն: Այն պահվում է ձգողականության ուժով։ Երկիրը գնդակի տեսք ունի, թեև բևեռներում որոշ չափով հարթեցված է, իսկ հասարակածում՝ մեջտեղում, ավելի լայն: Մեր մոլորակի մագնիսական դաշտը առաջանում է լիցքավորված մասնիկների հոսքերով երկրագնդի երկաթով հարուստ միջուկում։

ԱՐԵՎ

Մեր աստղը։ Այժմ այն ​​գտնվում է իր կյանքի ցիկլի կեսին, և գազի պաշարները կբավականացնեն ևս 5 միլիարդ տարի: Ինը տիեզերական մարմիններ, որոնք կոչվում են մոլորակներ, պտտվում են Արեգակի շուրջը նույն ուղղությամբ՝ ժամացույցի սլաքի հակառակ ուղղությամբ, երբ դիտվում է վերևից: Արեգակի հետ նրանք կազմում են Արեգակնային համակարգը։ Երկիրը մեկ տարում (365 օր) լրիվ պտույտ է կատարում Արեգակի շուրջ, Արեգակը գտնվում է Երկրից 150 միլիոն կմ հեռավորության վրա։ Արեգակը մոտավորապես 333000 անգամ ավելի ծանր է, քան Երկիրը: Ծավալային տեսողության ճշգրտությամբ՝ Երկրի նման մոտ 1,300,000 մոլորակներ կտեղավորվեն Արեգակի ներսում: Ինչպես բոլոր աստղերը, Արևը նույնպես տաք գազերից բաղկացած գունդ է՝ հիմնականում ջրածնից և հելիումից: Արեգակնային միջուկում տեղի է ունենում ջերմամիջուկային ռեակցիա՝ ջրածինը վերածելով հելիումի։ Ազատվում է հսկայական քանակությամբ էներգիա, որի շնորհիվ միջուկի ջերմաստիճանը հասնում է 15000000*C-ի և Արևը փայլում է։

ԼՈՒՍԻՆ

Սա Երկրին ամենամոտ տիեզերական մարմինն է և մեր միակ արբանյակը

Մոլորակներ. Աստղագետները Լուսինն անվանում են արբանյակ, քանի որ այն պտտվում է Երկրի շուրջ 27,3 օրը մեկ: Միաժամանակ նրան հաջողվում է պտտվել իր առանցքի շուրջ, ուստի Լուսինը միշտ նույն կողմով նայում է Երկրին։ Լուսինը փայլում է արևից արտացոլված լույսով: Նորալուսնի ժամանակ Լուսնի կողմը դեպի մեզ չի լուսավորվում Արեգակի կողմից, և մենք այն ընդհանրապես չենք կարող տեսնել: Երբեմն Լուսինը հայտնվում է Երկրի և Արեգակի միջև՝ ծածկելով Արեգակը: Այնուհետև Երկրի վրա արևի խավարում է տեղի ունենում: Լուսնի խավարումները տեղի են ունենում, երբ Երկիրն անցնում է Արեգակի և Լուսնի միջև՝ ստվեր գցելով Լուսնի մակերեսին։ Դրանք ավելի հաճախ են առաջանում, քան արևայինները։ Որոշ գիտնականներ կարծում են, որ 4 միլիարդ տարի առաջ Երկիրը բախվել է պինդ երկնային մարմնին, որը կոչվում է մոլորակային: Հարվածից կտորներ պոկվել են Երկրի մակերեւույթից: Շարժվելով նրա շուրջը ուղեծրով՝ նրանք աստիճանաբար մոտեցան՝ ձևավորելով Լուսինը։ Լուսնի վրա մթնոլորտ չկա, և բոլոր երկնաքարերը առանց այրվելու ընկնում են նրա մակերեսին՝ առաջացնելով խառնարաններ: Լուսնի մակերեսի ջերմաստիճանը -170*C-ից մինչև 100*C է։

Երկիր մոլորակային փոքր

ՀԱՄԱՍտեղություններ

Գիշերային երկնքում տեսանելի են հազարավոր աստղեր։ Աստղերը կազմում են տարբեր նախշեր և ձևեր։ Աստղերի խմբերը, որոնք ստեղծում են որոշակի օրինաչափություն, կոչվում են համաստեղություններ: Նույնիսկ հին ժամանակներում մարդիկ նկատում էին, որ բոլոր աստղերը կարծես թե պտտվում են Հյուսիսային աստղի շուրջը: Նա միշտ կանգնած է իր տեղում, անշարժ: Գտնվում է անմիջապես Հյուսիսային բևեռից վեր։ Հարավային կիսագնդում հարմար է նավարկել Հարավային Խաչ համաստեղությամբ։ Համաստեղությունների ձևը չի փոխվում, բայց մոլորակները փոխում են իրենց դիրքը համաստեղությունների միջով շարժվելիս։ Հին աստղագետներն առեղծվածային շարժվող առարկաներին անվանում էին «մոլորակներ», ինչը հին հունարենից թարգմանաբար նշանակում է «թափառողներ»:

ԱՍՏՂԱԳԻՏՈՒԹՅՈՒՆ

Գիտություն տիեզերքի և տիեզերական մարմինների մասին. Ամեն տարի մենք ավելի ու ավելի ենք իմանում Արեգակնային համակարգի, մեր Գալակտիկայի (Ծիր Կաթին) և Տիեզերքի բազմաթիվ այլ առարկաների ու երևույթների մասին: Տիեզերքի գաղտնիքները թափանցելու համար աստղագետներն օգտագործում են ամենաժամանակակից գիտական ​​սարքավորումները։ Նրանց հետազոտությունների շնորհիվ մենք հասկանում ենք Արեգակնային համակարգի և տիեզերքի կառուցվածքը։ Նայելով տիեզերքի խորքերը՝ աստղագետներն աշխատում են քիմիկոսների, ֆիզիկոսների և այլ գիտնականների հետ՝ փոխանակելով գիտելիքներն ու գաղափարները: