Jak rodzą się gwiazdy

„Jak rodzą się gwiazdy i jak umierają?
Naukowcy chcą poznać te tajemnice.”

((Motto pracy zaprezentowanej w 1958 roku na konkursie Niemieckiego Towarzystwa Przyrodników i Lekarzy i nagrodzonej nagrodą.))

Śledziliśmy życie gwiazdy od zapłonu wodoru w młodości do jej szarej starości. Ale co wydarzyło się jeszcze wcześniej? Skąd pochodzą gwiazdy, których losy obserwowaliśmy? Jak powstają?

Ponieważ czas życia gwiazd jest ograniczony, muszą one powstać w skończonym czasie. Jak moglibyśmy dowiedzieć się czegoś o tym procesie? Czy można zobaczyć gwiazdy powstające na niebie? Czy jesteśmy świadkami ich narodzin? Setki miliardów gwiazd tworzą płaską spiralę naszej Galaktyki; Czy są tu jakieś wskazówki dotyczące powstawania gwiazd?

Gwiazdy rodzą się dzisiaj

Klucza do rozwiązania dostarczają nam już znane fakty. Widzieliśmy, że masywne gwiazdy o masach przekraczających dziesięć mas Słońca szybko się starzeją. Frywolnie marnują wodór i opuszczają ciąg główny. Dlatego obserwując masywną gwiazdę ciągu głównego wiemy, że nie może ona być stara. Taka gwiazda wyróżnia się dużą jasnością: ze względu na bardzo wysoką temperaturę powierzchni świeci na niebiesko. Zatem niebieskie jasne gwiazdy są wciąż młode - ich wiek nie przekracza miliona lat. To oczywiście bardzo krótko w porównaniu z miliardami lat, podczas których świeci nasze Słońce. Zatem każdy, kto chce dowiedzieć się, gdzie we Wszechświecie rodzą się gwiazdy, musi używać jasnoniebieskich gwiazd ciągu głównego jako przewodnika. Jeśli znajdziesz miejsce, w którym niedawno powstały gwiazdy, może się zdarzyć, że gwiazdy rodzą się tam do dziś.

Na niebie można znaleźć całe gromady jasnoniebieskich gwiazd. Dlaczego są dla nas wspaniałe? Odkrywane są regiony, w których zagęszczenie młodych gwiazd jest duże - znajdują się one wśród starych gwiazd, ale wciąż jest ich tutaj więcej niż gdziekolwiek indziej. Wydaje się, że nie tak dawno temu wśród starych gwiazd powstały nowe, które obecnie powoli mieszają się z otoczeniem. Podczas gdy gwiazdy w gromadach są położone blisko siebie i nie oddalają się od siebie, utrzymywane przez siłę wzajemnego przyciągania, te młode gwiazdy wkrótce „rozpraszają się” i „tracą się z oczu”. Te tak zwane skojarzenia gwiazdowe przyciągnęły uwagę radzieckiego astronoma V. A. Ambartsumyana. Czy mogą nam powiedzieć, jak powstają gwiazdy? Pomiędzy gwiazdami widać tutaj gęste nagromadzenia gazu i pyłu. Przykładem jest Mgławica Oriona (ryc. 12.1). Jest tu wiele jasnych, niebieskich gwiazd, które mają mniej niż milion lat. W konstelacji Strzelca młode gwiazdy są ukryte za gęstymi obłokami pyłu. Tylko dzięki obserwacjom w zakresie długofalowej podczerwieni Hans Elsösser i jego koledzy z hiszpańsko-niemieckiego obserwatorium w Calar Alto mogli po raz pierwszy robić zdjęcia przez obłoki pyłu i badać wschodzące gwiazdy.

Ryż. 12.1. Świecąca Mgławica Oriona. W obszarze o średnicy około 15 lat świetlnych gaz międzygwiazdowy jest silnie zagęszczony; jeden centymetr sześcienny zawiera do 10 000 atomów wodoru. Chociaż jest to bardzo duża gęstość jak na standardy międzygwiazdowe, rozrzedzenie gazu jest tutaj znacznie wyższe niż w najlepszych instalacjach próżniowych na Ziemi. Całkowita masa świetlistego gazu wynosi około 700 mas Słońca. Świecenie gazu w mgławicy jest wzbudzane przez światło jasnych, niebieskich gwiazd. Mgławica Oriona zawiera gwiazdy mające mniej niż milion lat. Obecność zagęszczeń sugeruje, że formowanie się gwiazd trwa tu do dziś. Światło z mgławicy, które dzisiaj otrzymujemy, zostało w rzeczywistości wyemitowane przez mgławicę podczas Wielkiej Migracji. (Zdjęcie: Obserwatorium Marynarki Wojennej USA w Waszyngtonie.)

Wiemy już, że przestrzeń między gwiazdami nie jest całkowicie pusta: jest wypełniona gazem i pyłem. Gęstość gazu wynosi w przybliżeniu jeden atom wodoru na centymetr sześcienny, a jego temperatura odpowiada minus 170 stopniom Celsjusza. Pył międzygwiazdowy jest znacznie zimniejszy (minus 260 stopni Celsjusza). Ale tam, gdzie są młode gwiazdy, sytuacja jest inna. Ciemne chmury pyłu blokują światło gwiazd znajdujących się za nimi. Obłoki gazu świecą: tutaj ich gęstość wynosi dziesiątki tysięcy atomów na centymetr sześcienny, a promieniowanie pobliskich młodych gwiazd podgrzewa je do 10 000 stopni Celsjusza. W zakresie radiowym można zaobserwować charakterystyczne częstotliwości promieniowania cząsteczek złożonych: alkoholu, kwasu mrówkowego. Stężenie materii międzygwiazdowej w tych obszarach sugeruje, że gwiazdy powstają z gazu międzygwiazdowego.

Potwierdzają to również rozważania wyrażone po raz pierwszy przez angielskiego astrofizyka Jamesa Jeansa, współczesnego Eddingtonowi. Wyobraźmy sobie przestrzeń wypełnioną gazem międzygwiazdowym. Od strony każdego z atomów siła przyciągania grawitacyjnego działa na pozostałe, a gaz ma tendencję do kompresji. Zapobiega temu głównie ciśnienie gazu. Równowaga tutaj jest dokładnie taka sama, jak ta występująca wewnątrz gwiazd, gdzie siły grawitacyjne równoważą ciśnienie gazu. Weźmy pewną ilość gazu międzygwiazdowego i skompresujmy go mentalnie. Po skompresowaniu atomy zbliżają się do siebie i siła przyciągania wzrasta. Jednakże ciśnienie gazu wzrasta szybciej i sprężony gaz ma tendencję do powrotu do poprzedniego stanu. Mówi się, że równowaga gazu międzygwiazdowego jest stabilna. Gine pokazał jednak, że stabilna równowaga może zostać zakłócona. Jeśli jednocześnie skompresowana zostanie wystarczająco duża ilość materii, wówczas siły grawitacyjne mogą wzrosnąć szybciej niż ciśnienie gazu i chmura zacznie się sama kompresować. Aby proces ten mógł zachodzić pod wpływem własnych sił grawitacyjnych obłoku, potrzebna jest bardzo duża ilość materii: do wystąpienia niestabilności potrzeba co najmniej 10 000 mas Słońca materii międzygwiazdowej. Prawdopodobnie dlatego młode gwiazdy zawsze obserwuje się tylko w grupach: najprawdopodobniej rodzą się w dużych grupach. Kiedy międzygwiezdny gaz i pył o masie 10 000 mas Słońca zaczynają się kompresować w stale rosnącym tempie, wydaje się, że tworzą się pojedyncze kondensacje, które dalej się kompresują. I każde takie zagęszczenie staje się osobną gwiazdą.

Komputerowy model narodzin gwiazdy

Proces narodzin gwiazd został opisany w jego rozprawie doktorskiej przygotowanej w California Institute of Technology przez młodego kanadyjskiego astrofizyka Richarda Larsona w 1969 roku. Jego rozprawa stała się klasyką współczesnej literatury astrofizycznej. Larson badał powstawanie pojedynczej gwiazdy z materii międzygwiazdowej. Uzyskane przez niego rozwiązania szczegółowo opisują losy pojedynczej chmury gazu.

Larson obserwował kulisty obłok o masie równej masie Słońca i za pomocą komputera obserwował jego dalszy rozwój z taką precyzją, jaka była wtedy możliwa. Chmura, którą wziął, sama w sobie była kondensacją, fragmentem dużej, zapadającej się objętości ośrodka międzygwiazdowego. W związku z tym jego gęstość była wyższa niż gęstość gazu międzygwiazdowego: jeden centymetr sześcienny zawierał 60 000 atomów wodoru. Średnica pierwotnego obłoku Larsona wynosiła 5 milionów promieni Słońca. Z tej chmury powstało Słońce, a proces ten w skali astrofizycznej trwa bardzo krótko: zaledwie 500 000 lat.

Na początku gaz jest przezroczysty. Każda cząsteczka pyłu nieustannie emituje światło i ciepło, a promieniowanie to nie jest opóźniane przez otaczający gaz, ale swobodnie przechodzi w przestrzeń kosmiczną. To jest oryginalny przezroczysty model; dalszy los kuli gazowej jest następujący: gaz swobodnie opada w stronę środka; W związku z tym materia gromadzi się w obszarze centralnym. Początkowo jednorodna kula gazowa tworzy rdzeń o większej gęstości w środku, która dodatkowo wzrasta (ryc. 12.2). Przyspieszenie grawitacyjne w pobliżu środka staje się większe, a prędkość spadającej materii rośnie najsilniej w pobliżu środka. Prawie cały wodór przyjmuje postać cząsteczkową: atomy wodoru są połączone parami, tworząc mocne cząsteczki. W tym czasie temperatura gazu jest niska i jeszcze nie wzrasta. Gaz jest nadal na tyle rozrzedzony, że całe promieniowanie przechodzi przez niego na zewnątrz i nie nagrzewa zapadającej się kuli. Dopiero po kilkuset tysiącach lat gęstość w centrum wzrasta do tego stopnia, że ​​gaz staje się nieprzezroczysty dla promieniowania przenoszącego ciepło. W rezultacie w środku naszej dużej kuli gazowej powstaje gorący rdzeń (którego promień wynosi około 1/250 pierwotnego promienia kuli), otoczony spadającą materią. Wraz ze wzrostem temperatury wzrasta również ciśnienie i w pewnym momencie kompresja ustaje. Promień obszaru zagęszczenia jest w przybliżeniu równy promieniowi orbity Jowisza; W tym czasie w jądrze koncentruje się około 0,5% masy całej materii biorącej udział w procesie. Materia w dalszym ciągu spada na stosunkowo mały rdzeń. Spadająca materia niesie ze sobą energię, która podczas opadania zamienia się w promieniowanie. Rdzeń kurczy się i nagrzewa coraz bardziej.

Ryż. 12.2. Model Larsona powstania Słońca. Chmura pyłu międzygwiazdowego zaczyna się kurczyć (a). Początkowo gęstość w nim jest wszędzie prawie taka sama. Po 390 000 lat gęstość w centrum chmury wzrasta 100-krotnie (b). 423 000 lat po rozpoczęciu procesu w środku zagęszczenia pojawia się gorący rdzeń, który początkowo przestaje się zagęszczać (c). Rysunek przedstawia to w powiększeniu. Jego gęstość jest 10 milionów razy większa niż gęstość pierwotna. Jednakże większość masy, tak jak poprzednio, spada na otaczającą kurczącą się chmurę. Po krótkim czasie cząsteczki wodoru w rdzeniu rozpadają się na atomy, rdzeń ponownie się kurczy i powstaje nowy rdzeń, który ma wielkość Słońca (na rysunku podwojoną) (d). Chociaż początkowo jego masa jest niewielka, ostatecznie cała materia chmury przechodzi na nią. Jądro w centrum nagrzewa się do tego stopnia, że ​​rozpoczyna się reakcja termojądrowa z wodorem i staje się gwiazdą ciągu głównego o masie równej Słońcu.

Trwa to do momentu, gdy temperatura osiągnie około 2000 stopni. W tej temperaturze cząsteczki wodoru zaczynają rozpadać się na pojedyncze atomy. Proces ten ma istotne konsekwencje dla jądra. Jądro zaczyna ponownie się kurczyć i kurczyć, aż uwolniona energia zamieni wszystkie cząsteczki wodoru w pojedyncze atomy. Nowe jądro jest tylko nieznacznie większe od naszego Słońca. Pozostałości otaczającej materii opadają na ten rdzeń, który ostatecznie tworzy gwiazdę o masie równej Słońcu. Od tej chwili w centrum zainteresowania znajduje się tylko ten rdzeń.

Ponieważ rdzeń ten ostatecznie stanie się gwiazdą, nazywa się go protogwiazdą. Jego promieniowanie jest pochłaniane przez spadającą na niego materię; Zwiększa się gęstość i temperatura, atomy tracą powłoki elektronowe - jak mówią, atomy ulegają jonizacji. Z zewnątrz na razie niewiele widać. Protogwiazda otoczona jest gęstą powłoką opadających na nią mas gazu i pyłu, która nie pozwala na wydostanie się promieniowania widzialnego; oświetla tę skorupę od środka. Dopiero gdy większość masy powłoki spadnie na rdzeń, powłoka stanie się przezroczysta i zobaczymy światło gwiazdy. Podczas gdy resztki skorupy opadają na rdzeń, następuje jego kurczenie, w wyniku czego temperatura w jego głębinach wzrasta. Kiedy temperatura w centrum osiągnie 10 milionów stopni, rozpoczyna się termojądrowe spalanie wodoru. Zapadający się obłok, którego masa jest równa masie Słońca, staje się całkowicie normalną gwiazdą ciągu głównego; jest to, że tak powiem, przodkowe Słońce (młode Słońce), którego dalsza historia opisana jest w artykule początek tej książki.

Pod koniec etapu protogwiazdy, jeszcze zanim gwiazda osiągnie ciąg główny, w jej głębinach następuje konwekcyjny transfer energii do większych obszarów. Następuje aktywne mieszanie materii słonecznej. Stanowi to wskazówkę do paradoksu litu słonecznego omawianego w rozdz. 5. Atomy tego łatwo niszczącego się pierwiastka transportowane są w głąb gorącej strefy, gdzie zgodnie z podanymi reakcjami zamieniają się w atomy helu – dzieje się to zanim gwiazda stanie się gwiazdą ciągu głównego.

Narodziny gwiazd w przyrodzie

Zapoznaliśmy się z rozwiązaniami Larsona, które otrzymaliśmy dla wyidealizowanego problemu, który można obliczyć na komputerze. Ale czy opisany proces odpowiada rzeczywistości? Czy faktycznie jest to realizowane w przyrodzie? Powróćmy do nieba, tam, gdzie pojawiają się gwiazdy - powróćmy do jasnych, błękitnych, a co za tym idzie młodych gwiazd! Będziemy szukać śladów powstawania gwiazd, obiektów, których istnienia należy się spodziewać na podstawie rozwiązań Larsona.

Jasne niebieskie gwiazdy są bardzo gorące, a temperatura ich powierzchni sięga 35 000 stopni. W związku z tym ich promieniowanie ma bardzo wysoką energię. Promieniowanie to może pozbawić elektrony atomów wodoru w gazie międzygwiazdowym, pozostawiając dodatnio naładowane jądra atomowe. Wodór jest zjonizowany – jasne, masywne gwiazdy jonizują otaczające masy gazu. W naszej Galaktyce obszary te ujawniają się poprzez blask, który pojawia się, gdy zjonizowane atomy wodoru wychwytują elektrony i emitują światło. Promieniowanie cieplne z tych obszarów można również wykryć w zakresie radiowym.

Zaletą pomiarów w zakresie radiowym jest to, że sygnały radiowe nie są zniekształcane przez pochłanianie mas pyłu. Najlepszym przykładem takiego udziału na niebie, gdzie blask materii międzygwiazdowej jest wzbudzany przez jasne, masywne gwiazdy, jest ponownie Mgławica Oriona (patrz). Czy są tu obiekty, które mają jakiś związek z procesami obliczonymi przez Larsona? Lwia część swojego życia protogwiazda ukryta jest pod powłoką pyłową, która powoli się na niej osadza. Pył pochłania promieniowanie z rdzenia; jednocześnie nagrzewa się do kilkuset stopni i promieniuje zgodnie z tą temperaturą. To promieniowanie cieplne należy obserwować w zakresie podczerwieni.

W 1967 roku Eric Böcklin i Jerry Neugebauer z Kalifornijskiego Instytutu Technologii w Pasadenie odkryli gwiazdę podczerwoną w Mgławicy Oriona, której jasność była około 1000 razy większa niż jasność Słońca, a temperatura promieniowania wynosiła 700 stopni. Średnica obiektu była około 1000 razy większa od średnicy Słońca. Dokładnie tak powinna wyglądać powłoka gazowo-pyłowa protogwiazdy. Ostatnio stało się jasne, że w tych obszarach naszej Drogi Mlecznej, gdzie powstawanie nowych gwiazd jest najbardziej prawdopodobne, istnieją zwarte źródła emitujące nie tylko podczerwień, ale także radio. W Mgławicy Oriona radioastronom z Bonn, Peter Metzger i jego współpracownicy odkryli obszary o dużej gęstości wodoru, z których emanuje szczególnie silna emisja radiowa. W tych obszarach stężenie wolnych elektronów oddzielonych od atomów wodoru jest stukrotnie wyższe niż w otaczającej przestrzeni. W porównaniu z Mgławicą Oriona rozmiar emitującego obiektu jest niezwykle mały: szacuje się, że jest 500 000 razy większy od średnicy Słońca, czyli około cztery razy mniejszy niż średnica obłoku opadającego na rdzeń w modelu Larsona.

Ponadto w Mgławicy Oriona odkryto małe obiekty, z których emanuje promieniowanie molekularne, przede wszystkim promieniowanie cząsteczek wody. Cząsteczki emitują fale radiowe, które mogą być odbierane przez radioteleskopy. Okazuje się, że wymiary przestrzenne tych obiektów są zaledwie 1000 razy większe od średnicy Słońca. Pamiętajmy, że początkowa średnica chmury Larsona wynosiła kilka milionów promieni Słońca! Zatem promieniowanie molekularne powinno najwyraźniej pochodzić z jądra protogwiazdy.

Oczywiście przy tego typu interpretacjach należy zachować ostrożność. Możemy tylko z całą pewnością powiedzieć, że w Mgławicy Oriona znajdują się obiekty, które nie ujawniając się w świetle widzialnym, mają bardzo duże stężenie gazu i pyłu, które dokładnie odpowiada obłokom w modelu Larsona.

Istnieją jednak inne dowody na to, że obserwowane źródła emisji podczerwonej i radiowej to rzeczywiście protogwiazdy. Niedawno w naszym instytucie grupa austriackiego astronoma Wernera Charnutera powtórzyła obliczenia modelu Larsona, stosując ulepszone metody. W szczególności obliczono procesy związane z występowaniem promieniowania IR. Zbieżność z obserwacjami okazała się uderzająca: wszystko wskazuje na to, że tak naprawdę obserwujemy protogwiazdy symulowane na komputerze.

Ponieważ jesteśmy tak blisko zrozumienia pochodzenia gwiazd, możemy zadać sobie pytanie, czy model ten będzie w stanie wyjaśnić powstawanie wszystkich 100 miliardów gwiazd w naszej Galaktyce. Na ryc. Rysunek 12.3 schematycznie przedstawia strukturę naszego układu gwiezdnego. Nie wszystkie gwiazdy leżą w tej samej płaszczyźnie: najstarsze gwiazdy rozmieszczone są w niemal kulistym obszarze przestrzeni zwanym halo. Gwiazdy w halo są bardzo stare, jak można wywnioskować z diagramu G-P dla obecnych tutaj gromad kulistych. W porównaniu do naszego Słońca są one chemicznie uboższe w pierwiastki cięższe od helu, często nawet kilkunastokrotnie. Wszystkie młode gwiazdy znajdują się w płaszczyźnie galaktycznej i zawierają więcej ciężkich pierwiastków. Chociaż pierwiastki cięższe od helu stanowią jedynie niewielki procent ich masy, dają nam klucz do tajemnicy pochodzenia naszej Galaktyki. Wodór i hel są tu od początku świata – są to, że tak powiem, pierwiastki dane przez Boga. Cięższe pierwiastki powinny powstać później we wnętrzach gwiazd i podczas wybuchów supernowych. Zatem różnice chemiczne między gwiazdami w galaktycznym halo a gwiazdami na płaszczyźnie galaktycznej są powiązane z reakcjami jądrowymi zachodzącymi w gwiazdach.

Ryż. 12.3. Schemat budowy Drogi Mlecznej. Większość gwiazd znajduje się na płaskim dysku (na rysunku patrzymy na to z boku). Strzałka wskazuje położenie Słońca, jasny pasek pośrodku przedstawia pochłaniające masy pyłu. Gromady kuliste (pogrubione kropki) i bardzo stare gwiazdy (małe kropki) tworzą halo Drogi Mlecznej. Te gwiazdy są obecne od bardzo dawna. Gwiazdy, które rodzą się dzisiaj, można znaleźć jedynie w bliskim sąsiedztwie mas pyłowych w płaszczyźnie centralnej Galaktyki.

Pęd i załamanie chmur

Opis świata fizycznego ulega znacznemu uproszczeniu poprzez wprowadzenie szeregu „praw zachowania”. W życiu codziennym używamy ich od czasu do czasu, czasami nie zdając sobie z tego sprawy. Ze szkoły pamiętamy prawa zachowania masy i energii; Z tymi prawami spotykamy się każdego dnia. Być może mniej oczywisty jest fakt, że moment pędu (pęd pędu, moment pędu) obracającego się ciała, pozostawiony samemu sobie, nie może po prostu zniknąć. Jednak wyraźny przykład działania tego prawa konserwatorskiego jest powszechnie znany. Kiedy łyżwiarka figurowa wykonuje piruety na lodzie, początkowo wiruje powoli z ramionami wyciągniętymi na boki. Kiedy zgina ramiona, rotacja przyspiesza bez żadnego zewnętrznego wysiłku. Dzieje się tak ze względu na prawo zachowania momentu pędu. To samo, choć nie tak ekscytujące, obserwuje się, gdy obłok gazu międzygwiazdowego obraca się. Niech chmura najpierw dokona jednego pełnego obrotu co 10 milionów lat. Kiedy skurczy się do jednej dziesiątej swojej pierwotnej średnicy, będzie się obracać sto razy szybciej, dokonując pełnego obrotu w ciągu stu tysięcy lat. W miarę dalszego kurczenia się chmury, będzie ona wirować jeszcze szybciej. Z grubsza mówiąc, iloczyn liczby obrotów chmury w jednostce czasu i jej pola powierzchni (którą można w przybliżeniu uznać za kulistą) pozostaje stały podczas zapadania się. Zatem im mniejsza chmura, tym szybciej się obraca.

Jednocześnie siła odśrodkowa działająca wzdłuż płaszczyzny równikowej wbrew grawitacji staje się coraz bardziej znacząca. Zapadająca się chmura jest spłaszczona. Wpływa to na powstawanie pojedynczych gwiazd; Dotyczy to również powstawania naszej Drogi Mlecznej.

Historia Drogi Mlecznej odtworzona na podstawie jej śladów

Nie wiemy, skąd się wzięło. Dawno, dawno temu materia, która powstała na początku świata i pędziła przez przestrzeń, utworzyła chmurę o masie kilku miliardów mas Słońca i zaczęła gęstnieć. Jak każda substancja, gaz ten uwolniony z wzburzonej masy nabył ruch obrotowy. Stopniowo chmura kurczyła się i stawała się gęstsza; Pojawiły się w nim oddzielne obszary, zamieniając się w małe, niezależnie kondensujące chmury gazu. Pojawiły się pierwsze gwiazdy. Składały się wyłącznie z wodoru i helu i zachodziło w nich termojądrowe spalanie wodoru (reakcja połączenia dwóch protonów). Wkrótce najbardziej masywne gwiazdy wyczerpały zapasy wodoru i eksplodowały, stając się supernowymi. W rezultacie gaz międzygwiazdowy został wzbogacony w pierwiastki cięższe od helu. Stało się to wszędzie, ponieważ cała chmura galaktyczna nadal miała kulisty kształt (ryc. 12.4, a). Dlatego najstarsze gwiazdy i bardzo stare gromady kuliste znajdują się w halo galaktycznym. Gwiazdy halo galaktycznego pojawiły się jako pierwsze, na długo przed tym, zanim Droga Mleczna przyjęła kształt dysku, na długo przed pojawieniem się naszego Słońca. Zawierają ciężkie pierwiastki w bardzo małych ilościach: gwiazdy te powstały z materii wciąż słabo wzbogaconej w atomy powstałe w wyniku reakcji jądrowych w innych gwiazdach.

Ryż. 12.4. Schemat powstawania Drogi Mlecznej. Około 10 miliardów lat temu z pierwotnej materii utworzyła się chmura, która zaczęła gęstnieć pod wpływem własnej grawitacji. Wraz ze wzrostem gęstości powstały pierwsze gwiazdy (kropki) i gromady kuliste (grube kropki) (a). Nawet dzisiaj wypełniają kulisty obszar, z którego powstały i poruszają się względem środka po trajektoriach pokazanych czerwonymi strzałkami (b). Masywne gwiazdy szybko przeszły całą ścieżkę rozwoju i uwolniły materię wzbogaconą w ciężkie pierwiastki z powrotem do gazu międzygwiazdowego. Zaczęły powstawać gwiazdy, już bogate w ciężkie pierwiastki. W wyniku obrotu zagęszczony gaz utworzył dysk. Tutaj do dziś pojawiają się gwiazdy (c). Ten diagram wyjaśnia strukturę przestrzenną naszej Galaktyki i różnice chemiczne pomiędzy gwiazdami peryferyjnymi i gwiazdami w centrum.

Ale ewolucja poszła dalej. Gaz międzygwiazdowy był stale wzbogacany ciężkimi pierwiastkami. Ziarna pyłu powstały w nim w wyniku zderzeń cząstek gazu z jądrami kondensacji wyrzucanymi przez rozwijające się gwiazdy. Wkrótce obrót nabrał zauważalnej prędkości. Wszystkie skondensowane masy gazu i pyłu przybrały postać płaskiego dysku, pozostawiając sferyczne halo starych gwiazd i gromad kulistych (). Nowe gwiazdy powstawały teraz jedynie w coraz bardziej spłaszczonym, soczewkowatym obszarze z materii zawierającej coraz większe ilości ciężkich pierwiastków. Większość gazu została już zużyta i w płaszczyźnie galaktycznej formowały się ostatnie gwiazdy. Zakończyła się pierwsza faza powstawania gwiazd.

To zdjęcie wyjaśnia podstawowe właściwości naszej Galaktyki: najstarsze gwiazdy należą do sferycznego halo i są ubogie w ciężkie pierwiastki. Najmłodsze gwiazdy powstają dziś tylko w cienkim dysku, ponieważ tylko tutaj jest jeszcze wystarczająca ilość gazu.

Moment pędu odziedziczony po obłoku, z którego powstała nasza Galaktyka, odpowiada za to, że nasz układ gwiezdny ma kształt płaskiego dysku. Właśnie dlatego naszą Drogę Mleczną widzimy na niebie jako wąski pasek.

Kto nakazuje powstawanie gwiazd?

Co powoduje, że materia międzygwiazdowa kondensuje się dzisiaj w niektórych miejscach płaszczyzny naszej Drogi Mlecznej i tworzy gwiazdy? Dlaczego gwiazdy nie powstają w innych miejscach naszej Galaktyki? Droga Mleczna oglądana z kosmosu wyglądałaby podobnie do Mgławicy Andromedy: płaski dysk o wyraźnej strukturze spiralnej (patrz). W innych układach gwiezdnych struktura spiralna jest jeszcze wyraźniejsza (patrz). Na zdjęciach odległych galaktyk ramiona spiralne wyróżniają się tym, że świecą od zjonizowanego wodoru. Jak już wiemy na przykładzie Mgławicy Oriona, za jonizację wodoru odpowiadają jasne, masywne gwiazdy ciągu głównego. Zatem ramiona spiralne to obszary, w których znajdują się młode gwiazdy, czyli obszary, w których gwiazdy dopiero powstały. W naszej Galaktyce młode gwiazdy układają się wzdłuż ramion spiralnych.

Za pomocą radioastronomii można bardzo szczegółowo zbadać rozkład gazu międzygwiazdowego w naszej Drodze Mlecznej; Odkryto, że w ramionach spiralnych gęstość gazu jest większa niż ogólnie w płaszczyźnie Galaktyki. Zatem podano: z jednej strony ramiona spiralne to obszary o zwiększonej gęstości gazu, z drugiej strony to tam znajdują się młode gwiazdy. Powstaje pytanie: co odpowiada za strukturę spiralną, która sprawia, że ​​galaktyki wyglądają jak ogniste koła fajerwerków?

Próby wyjaśnienia struktur spiralnych przez długi czas napotykały duże trudności i nawet obecnie ich występowania nie można uznać za całkowicie jasne. Układ gwiazd się obraca. Można zmierzyć prędkość jego obrotu (patrz); okazuje się, że układ nie obraca się jak ciało sztywne. Prędkość obrotowa maleje w kierunku peryferii, przez co środkowa część galaktyki obraca się szybciej.

Na pierwszy rzut oka nie jest zaskakujące, że galaktyki mają strukturę spiralną. Struktury spiralne pojawiają się również podczas mieszania kawy z mlekiem w filiżance, ponieważ w różnych odległościach od środka ciecz wiruje z różnymi prędkościami. Można by się spodziewać, że każda początkowa struktura galaktyki po pewnym czasie stanie się spiralna ze względu na różnicę w prędkości obrotu w różnych odległościach od centrum.

Carl Friedrich von Weizsäcker powiedział kiedyś, że dzisiejsza Droga Mleczna musiałaby mieć strukturę spiralną, nawet gdyby kiedyś wyglądała jak krowa. Wiele lat temu w Getyndze zajęliśmy się galaktyczną krową Weizsäckera; Pomógł nam Alfred Baer, ​​który do niedawna wykładał w Hamburgu. Wynik pokazano na ryc. 12,5. Jeszcze zanim większość gwiazd zakończy swój pierwszy obrót wokół centrum, galaktyka krowa zamieni się w piękną spiralę. Niestety jest tu jeden problem.

Ryż. 12,5. Droga Mleczna nie obraca się jak ciało sztywne. Dlatego z dowolnej struktury początkowej po 100 milionach lat powstaje obiekt spiralny. Niestety, ramiona spiralne naszej Galaktyki zaprzeczają takiemu wyjaśnieniu.

Utworzenie spirali przez naszą dowolną początkową strukturę zajmuje mniej niż sto milionów lat. Nasza Droga Mleczna jest sto razy starsza. W tym czasie spirala musiałaby się znacznie bardziej rozciągnąć: podobnie jak rowki na długo odtwarzanej płycie, nici spirali musiałyby owinąć się wokół środka sto lub więcej razy. Ale tego nie widzimy. Ramiona spiralne galaktyki, jak widać na , nie rozciągają się w nici i dlatego nie mogą być pozostałością jakiejś pierwotnej struktury. Ponieważ żadna z obserwowanych galaktyk spiralnych nie ma włóknistej struktury spiralnej, musimy przyjąć, że spirala nie jest wydłużona. Jednocześnie ramiona spiralne składają się z gwiazd i gazu, które uczestniczą w ruchu obrotowym. Jak rozwiązać tę sprzeczność?

Jest tylko jedno wyjście. Powinniśmy porzucić założenie, że materia zawsze należy do tych samych ramion spirali i założyć, że przez ramiona spiralnej struktury przepływają gwiazdy i gaz. Chociaż gwiazdy i gaz uczestniczą w ruchu obrotowym, ramiona spirali same reprezentują tylko pewne stany, w których akceptowany jest przepływ gwiazd i gazu.

Zilustrujmy to przykładem z codziennego doświadczenia. Płomień palnika gazowego nie składa się z tej samej substancji. Reprezentuje tylko pewien stan przepływu gazu: tutaj cząsteczki gazu wchodzą w określone reakcje chemiczne. W ten sam sposób ramiona spiralne to obszary dysku galaktycznego, w których przepływ gwiazd i gazu ma określony stan. Stan ten jest zdeterminowany osobliwościami sił grawitacyjnych materii całej galaktyki. Wyjaśnijmy to bardziej szczegółowo.

Ramiona spiralne: czym są?

W naturze strumienie strumieniowe często tworzą regularne formacje. Interakcja wody i wiatru generuje fale, które rytmicznie toczą się na brzeg. Piaszczyste brzegi morza układają się w faliste fałdy. Kiedy dokładnie miesza się ciecze o różnych temperaturach i gęstościach, mogą również powstać regularne struktury. Na powierzchni schłodzonego kakao w filiżance obserwuje się regularny wzór.

Gwiazdy krążące w płaszczyźnie galaktyki wokół wspólnego centrum i będące na łasce przyciągania grawitacyjnego i siły odśrodkowej również wykazują tendencję do tworzenia struktur.

Wyobraźmy sobie dużą liczbę gwiazd tworzących wirujący dysk. W każdym punkcie dysku siła odśrodkowa i grawitacja równoważą się. Równowaga ta jest, ogólnie rzecz biorąc, niestabilna. Jeśli gdzieś gęstość gwiazd jest większa, wówczas mają one tendencję do zbliżania się do siebie, jak cząstki gazu międzygwiazdowego, który stał się niestabilny podczas powstawania gwiazd. Jednakże siła odśrodkowa również odgrywa ważną rolę, co komplikuje proces. Rozważaną sytuację można symulować na komputerze. Na ryc. Rysunek 12.6 przedstawia rozwiązanie uzyskane dla wirującego dysku składającego się z 200 000 gwiazd. Długie obszary spiralne o zwiększonej gęstości gwiazd powstają całkowicie niezależnie: gwiazdy tworzą ramiona spiralne! Rękawy jednak nie rozciągają się w nitki, gdyż nie są zbudowane z tych samych gwiazdek. Przez rękawy przepływa strumień gwiazdek. Kiedy gwiazdy poruszają się po swoich orbitach kołowych, kiedy wpadają w ramiona, zbliżają się do siebie. Gdy gwiazdy wyłaniają się z ramion, odległość między nimi wzrasta. Zatem ramiona spiralne to obszary, w których gwiazdy zbliżają się do siebie, podobnie jak płomień palnika to obszar, w którym cząsteczki gazu ulegają reakcjom chemicznym.

Ryż. 12.6. Uproszczony komputerowy model ruchu gwiazd w naszej Galaktyce. 200 000 gwiazd porusza się względem środka płaskiego dysku, patrzymy na to z góry. Liczby pod ilustracjami oznaczają liczbę obrotów, jakie wykonał układ. Można zauważyć, że struktura spiralna tworzy się bardzo szybko. Wzajemne przenikanie się spiral, czyli to, że w każdym momencie składają się one z różnych gwiazd, widać na przykładzie ramienia na rysunkach 4.5 i 5.5. Ramię przesunęło się nieznacznie, ale w tym czasie gwiazdy wykonały pełny obrót wokół środka. Podane tutaj rozwiązanie uzyskał amerykański astronom Frank Hall w NASA Langley Center (Hampton, Wirginia, USA).

Ramiona spiralne to obszary, w których gęstość gwiazd jest większa niż gdziekolwiek indziej na dysku galaktycznym. Jest to wyraźnie widoczne, ale w normalnej galaktyce zmiany gęstości są tak małe, że nie można ich bezpośrednio zaobserwować. Jednak wraz z gęstością gwiazd zmienia się również gęstość gazu międzygwiazdowego, który wraz z gwiazdami uczestniczy w ruchu obrotowym: przechodząc przez ramiona spiralne, gaz staje się gęstszy. W wyniku tego zagęszczenia powstają warunki niezbędne do powstania gwiazd. Dlatego gwiazdy powstają w ramionach spiralnych. Wśród nich są także gwiazdy masywne. Te jasne, niebieskie gwiazdy wzbudzają blask otaczającego gazu. To świecące obłoki zjonizowanego wodoru, a nie gęsto upakowane gwiazdy, tworzą niezwykły spektakl ramion spiralnych.

Zapoznaliśmy się już z galaktyką w konstelacji Canes Venatici (patrz). Tutaj dowiadujemy się jeszcze więcej o powstawaniu gwiazd w ramionach spiralnych. Patrzymy na ten układ z daleka: świeci on przez pobliskie gwiazdy naszej własnej Galaktyki. Światło z niej wędruje przez dwanaście milionów lat, zanim dotrze do naszych teleskopów. Ponieważ widzimy tę galaktykę, że tak powiem, z góry, prostopadle do jej płaszczyzny, szczególnie dobrze można rozróżnić jej ramiona spiralne.

Powstawanie gwiazd w galaktyce w konstelacji Psów Gończych

Emisja radiowa dociera do nas z tej galaktyki. Szybko poruszające się elektrony, które nabrały ogromnej prędkości, najwyraźniej w wyniku wybuchów supernowych, przelatują przez układ gwiazd, emitując przy tym fale radiowe. Te fale radiowe są odbierane przez czułe radioteleskopy. Można nawet określić, z których obszarów galaktyki promieniowanie jest silniejsze, a z których słabsze. W 1971 roku radioastronomowie Donald Mathewson, Piet van der Kruyt i Wim Brouw w Holandii uzyskali obraz radiowy tej galaktyki (ryc. 12.7). Na tym zdjęciu intensywność emisji radiowej przenoszona jest przez obszary o różnej gęstości: im silniejsza emisja radiowa, tym jaśniejszy obszar obrazu. Chociaż radioteleskop nie daje tak ostrego obrazu jak teleskop optyczny, na obrazie wyraźnie widać strukturę spiralną. W ten sposób ramiona spiralne emitują nie tylko światło widzialne, ale także fale radiowe.

Ryż. 12.7. Radiowy obraz galaktyki pokazany w . Na tym obrazie komputerowym galaktyka wygląda tak, jakbyśmy ją widzieli, gdyby nasze oczy były wrażliwe na emisję radiową o długości fali 21 cm, a ponadto „widziały” równie dobrze jak duży radioteleskop w Westerbork (Holandia). Emisje radiowe pochodzą głównie z regionów, w których wzrasta gęstość gazu międzygwiazdowego. Jasne jest również, że obłoki gazu w tej galaktyce mają prawie taką samą strukturę spiralną, jak rozkład młodych gwiazd. (Zdjęcie Obserwatorium w Leiden.)

Dlaczego emisja radiowa elektronów jest silniejsza w niektórych miejscach galaktyki, a słabsza w innych? Wynika to z samego mechanizmu występowania tego promieniowania, w którego szczegóły nie będziemy się tutaj wdawać. Wystarczy zaznaczyć, że silniejsza emisja radiowa występuje tam, gdzie gęstość gazu międzygwiazdowego jest większa. Tym samym obraz radiowy galaktyki w konstelacji Psów Gończych dowodzi, że w ramionach spiralnych nie tylko gwiazdy są bliżej siebie, ale także gaz międzygwiazdowy ma większą gęstość.

Mgławica Canes Venatici pokazuje nam także coś jeszcze. Można zauważyć, że obszary maksymalnego natężenia emisji radiowej nie pokrywają się dokładnie z widocznymi ramionami spirali (ryc. 12.8). Obszar o największej gęstości gazu międzygwiazdowego jest nieco przesunięty do wewnątrz w stosunku do widocznego ramienia. Co by to oznaczało? Przez ramiona spiralne przepływają gwiazdy i gaz międzygwiazdowy, który przepływa przez ramię tak, że wchodzi do niego od „wewnętrznej” (skierowanej do środka) strony i wychodzi z zewnątrz. Porównanie ramienia widzialnego, oświetlonego przez nowonarodzone gwiazdy, i ramienia radiowego, odpowiadającego obszarowi maksymalnej kompresji gazu międzygwiazdowego, pozwala na narysowanie następującego obrazu.

Ryż. 12.8. Obszary maksymalnej emisji radiowej (schematycznie pokazane białymi liniami), nałożone na optyczny obraz galaktyki w gwiazdozbiorze Psów Gończych. Można zauważyć, że ramiona spiralne o maksymalnej gęstości gazu i struktury spiralne utworzone przez młode gwiazdy nie do końca pokrywają się. Należy zatem rozróżnić ramiona gęstości (ramiona radiowe) od ramion widzialnych galaktyki.

Gwiazdy i materia międzygwiazdowa krążą wokół centrum galaktyki (ryc. 12.9). Zbliżając się do ramienia spiralnego, gwiazdy zbliżają się do siebie, gaz staje się gęstszy, dzięki czemu powstają warunki niezbędne do pojawienia się nowych gwiazd. Pojawiają się obłoki gazu międzygwiazdowego; zapadają się i pojawiają się pierwsze protogwiazdy. Po pewnym czasie gwiazdy i gaz międzygwiazdowy wyłaniają się z obszaru maksymalnej gęstości (co odpowiada ramieniu na obrazie radiowym galaktyki). Jednak proces powstawania gwiazd, który się tam rozpoczął, trwa nadal i po pewnym czasie z protogwiazd wyłaniają się pierwsze masywne gwiazdy. Te jasne, niebieskie gwiazdy wzbudzają blask otaczającego gazu, który widzimy jako widoczne ramię spiralne.

Ryż. 12.9. Powstawanie gwiazd w galaktyce w konstelacji Psów Gończych. W prawym górnym rogu schematycznie pokazano strukturę galaktyki (por.). Obszar zaznaczony przerywanym kwadratem pokazano w powiększeniu u dołu rysunku. Materia galaktyki obracającej się w kierunku przeciwnym do ruchu wskazówek zegara najpierw przechodzi przez ramiona gęstości (ramiona radiowe). W tym przypadku gaz międzygwiazdowy jest sprężany. Rozpoczyna się tworzenie gwiazd. Po pewnym czasie pojawiają się pierwsze młode gwiazdy, które oświetlają sąsiednie masy gazu, które wytwarzają promieniowanie widzialne (widoczne ramiona galaktyki). Ponieważ gaz ma czas na przejście od momentu zagęszczenia do momentu powstania gwiazd, ramiona radiowe i ramiona widzialne nie pokrywają się ze sobą. To wyjaśnia sytuację przedstawioną w . Kierunek ruchu substancji jest oznaczony czerwonymi strzałkami.

Zatem substancja najpierw przechodzi przez obszar o zwiększonej gęstości. To tutaj rozpoczyna się proces powstawania gwiazd. Po pewnym czasie zapalają się pierwsze gwiazdy i obserwujemy widoczne ramię spiralne. Ponieważ wiemy, jak szybko poruszają się gwiazdy i gaz w galaktyce w Canes Venatici, a także możemy zmierzyć odległość między ramieniem radiowym a ramieniem widzialnym galaktyki, możemy obliczyć czas potrzebny od konsolidacji gazu międzygwiazdowego do pojawienie się pierwszych gwiazd: to około sześć milionów lat. W ciągu ostatnich 500 000 lat z tych sześciu milionów miał miejsce proces typu opisanego przez rozwiązania Larsona. Materia międzygwiazdowa tworzy chmurę, na której Larson oparł swój model, potrzeba pięciu i pół miliona lat.

Zanim materia galaktyczna zdąży dokonać całkowitego obrotu wokół centrum galaktyki, kończy się żywotność masywnych gwiazd. Zwracają znaczną część swojej materii do gazu międzygwiazdowego i same stają się białymi karłami lub eksplodują, tworząc supernowe. Materia wchodząca z nich do gazu międzygwiazdowego jest wzbogacana o atomy ciężkich pierwiastków, które powstały w wnętrznościach gwiazd, a gdy następnym razem przejdzie przez ramię spiralne, bierze udział w powstawaniu nowych gwiazd. Z tego cyklu materii wyłączona jest jedynie materia zawarta w obiektach zwartych – białych karłach czy gwiazdach neutronowych, pozostała po śmierci gwiazd.

Dawno, dawno temu, długo po uformowaniu się gwiazd w halo galaktycznym, materia naszego Słońca w postaci gazu międzygwiazdowego przeszła przez ramię spiralne i wtedy powstało wiele gwiazd. Masywniejsi bracia naszego Słońca już dawno zakończyli swoje życie, natomiast mniej masywni bracia, jak nasze Słońce, w tym czasie, z powodu nierównego obrotu w naszej Galaktyce, rozproszyli się po całej Galaktyce i zniknęli z pola widzenia.

Uwagi:

W tej książce i w całej tej książce, jeśli nie zaznaczono inaczej, używamy skali temperatury bezwzględnej, której zero odpowiada -273° Celsjusza. Aby przejść od temperatury bezwzględnej do temperatury w skali Celsjusza, należy odjąć 273 stopnie. Temperatura powierzchni Słońca w stopniach Celsjusza wynosi zatem 5530°

Te idee należą do Izaaka Newtona! A Gine cytuje go w swojej książce. - Około. wyd.

Osmozę często nazywa się przestrzenią pozbawioną powietrza, co sugeruje, że jest ona pusta. Jednak tak nie jest. W przestrzeni międzygwiazdowej występuje pył i gaz (głównie hel i wodór, znacznie więcej tego drugiego). We Wszechświecie znajdują się całe chmury pyłu i gazu. Dzięki tym chmurom nie możemy zobaczyć centrum naszej Galaktyki. Obłoki te mogą mieć rozmiary setek lat świetlnych, a ich części mogą zostać skompresowane pod wpływem grawitacji.

Podczas procesu kompresji część chmury stanie się gęstsza, zmniejszy się i jednocześnie nagrzeje. Jeżeli masa sprężonej substancji jest wystarczająca, aby podczas procesu sprężania zaczęły w niej zachodzić reakcje jądrowe, wówczas powstaje taka chmura gwiazda.

Należy zauważyć że zazwyczaj z jednej chmury rodzi się cała grupa gwiazdy , co zwykle nazywa się gwiezdny grupa. W tej chmurze tworzą się oddzielne zagęszczenia (w przyszłości będziemy je nazywać także chmurami), z których każde może generować gwiazda. Jak wspomniałem, najłatwiej gwiazdy mają masę 12 razy mniejszą od Słońca. Jeśli zapadająca się chmura jest mniej masywna, ale nie mniej masywna niż Słońce ponad sto razy, wówczas takie chmury tworzą tak zwane brązowe karły. Brązowe karły są jeszcze chłodniejsze niż czerwone karły gwiazdy. Obiekty te są dość mocno nagrzewane przez siły kompresji grawitacyjnej i emitują dużo ciepła (promieniowanie podczerwone), ale ledwo świecą. Ale reakcje jądrowe nie rozpoczynają się w brązowych karłach. Ostatecznie kompresja grawitacyjna zostaje zatrzymana przez ciśnienie gazu pochodzącego z wnętrza, nowe porcje energii przestają być uwalniane, a brązowe karły w stosunkowo krótkim czasie wychładzają się. Jednym z najpóźniej odkrytych brązowych karłów jest karzeł w konstelacji Hydry, jego jasność wynosi zaledwie 22,3mag, chociaż znajduje się zaledwie 33 lata świetlne od Słońca. Wyjątkowość tego pobliskiego brązowego karła polega na tym, że wszystkie odkryte wcześniej podobne obiekty wchodziły w skład układów podwójnych, a ten jest pojedynczy. Zauważa się go jedynie ze względu na bliskość Ziemi. Planeta Jowisz, największa w Układzie Słonecznym, jest 80 razy lżejsza od planety o najniższej masie gwiazdy i tylko 8-10 razy lżejszy od brązowych karłów. Ponownie zwracamy uwagę na rolę masy obiektu w jego własnym losie.

Jeśli jest wystarczająco masywny, aby uformować się gwiazdy chmura nagrzewa się do tego stopnia, że ​​zaczyna aktywnie emitować ciepło i być może słabo świecić na ciemnoczerwono (nawet przed rozpoczęciem syntezy jądrowej), taki obłok nazywany jest zwykle protogwiazdą(zanim- gwiazda). Gdy tylko temperatura w centrum protogwiazdy osiągnie 10 000 000 K, rozpoczyna się synteza jądrowa. Tak się dzieje, że kompresja protogwiazdy zostaje zatrzymana przez lekki nacisk gwiazda. Ponownie masa określa, jak szybko protogwiazda się zamieni gwiazda. Gwiazdy rodzaj Słońca, jakie spędzają na tym etapie swoich narodzin 30 000 000 lat, gwiazdy trzy razy masywniejszy - 100 000 lat i dziesięć razy mniej masywny - 100 000 000 lat. Czyli niezbyt masowy gwiazdy Robią wszystko wolniej, rodzą się i żyją. Jak pamiętamy, do takich łatwych do gwiazd zawierać kolor czerwony gwiazdy, które są małe i nazywane są czerwonymi karłami. Czerwone karły są dziesięć razy mniejsze od Słońca. Gwiazda typ Słońca nazywany jest żółtym karłem, np gwiazdy są również stosunkowo małe. Najcięższy i największy normalny gwiazdy nazywane są niebieskimi gigantami.

W młodym wieku gwiazda jest nadal otoczona przez swoją macierzystą chmurę, która w postaci dysku gazowego lub gazowo-pyłowego obraca się wokół niej. W której gwiazda wiatr – strumień wszelkiego rodzaju cząstek wydobywających się z powierzchni gwiazdy przy dużych prędkościach wywiera nacisk na substancję chmurową, próbując ją odepchnąć. Ponieważ chmura ma kształt płaskiego dysku, ruch cząstek w jej płaszczyźnie pod wpływem ciśnienia gwiezdny wiatr jest trudny. Materia pędzi wzdłuż osi obrotu gwiazdy i chmury, w dwóch przeciwnych kierunkach. W tych kierunkach jest niewiele materii, a cząstki chmur niemal bez przeszkód pędzą gwiazdy. W ten sposób często obserwuje się wypływ materii z młodych gwiazdy.

Kiedy słyszymy słowo gwiazda, często wyobrażamy sobie różne ciała niebieskie widoczne na niebie. Ale nie wszystkie z nich są gwiazdami; mogą to być planety, grupy gwiazd lub po prostu obłoki gazu.

Gwiazda jest kulą gazu. Świeci dzięki bardzo wysokiej temperaturze. Temperatury gwiazd wahają się od 2100 do 50 000 stopni Celsjusza. Temperatura gwiazdy bezpośrednio wpływa na jej kolor. Można to porównać do gorącego metalu, który zmienia kolor w zależności od temperatury. Najgorętsze gwiazdy wydają się niebieskie.

Pojawienie się gwiazdy

Naukowcy od dawna próbują dowiedzieć się, jak powstają gwiazdy. Gwiazdy mogą mieć różne rozmiary. Wiele innych jego cech, takich jak temperatura, kolor i oczekiwana długość życia, zależy od jego wielkości. Gwiazdy zbudowane są z kosmicznego pyłu i gazu. Siły grawitacyjne zagęszczają te elementy. Zwiększają prędkość obrotową i temperaturę, co prowadzi do powstania protogwiazdy. Kiedy gaz w jądrze protogwiazdy nagrzeje się do 12 000 000 stopni, znajdujący się w nim wodór zacznie zamieniać się w hel. Podczas tego procesu protogwiazda emituje dużo energii, w wyniku czego przestaje się kurczyć.

Ścieżka życia

Energia emitowana przez gwiazdę sprawia, że ​​świeci ona przez wiele lat. Na przykład gwiazda podobna do Słońca żyje i świeci średnio 10 miliardów lat. Większe gwiazdy żyją krócej i wynoszą zaledwie kilka milionów lat. Wynika to z faktu, że gaz znajdujący się w ich głębinach jest przetwarzany szybciej. Gwiazdy mniejsze od naszego Słońca wytwarzają mniej ciepła i światła i żyją 50 miliardów lat lub dłużej.

Grupy gwiazd

W niektórych przypadkach z tego samego materiału źródłowego w postaci gazu i pyłu powstają dwie lub cała grupa gwiazd. Nazywa się je wielokrotnościami. Naukowcy obserwujący takie gwiazdy zauważyli, że czasem światło jednej gwiazdy przyćmiewa światło innej, a czasem światło przez nie emitowane sumuje się.

• Podczas przemiany wodoru w hel w jądrze gwiazdy uwalniana jest duża ilość energii, co zatrzymuje dalszą kompresję gwiazdy.
• Tak zwane Plejady, grupy gwiazd położone dość daleko od Ziemi, można dostrzec gołym okiem jako mglisty punkt.
• Gwiazda rodzi się z chmury gazu i pyłu. Siła grawitacji zagęszcza tę chmurę. Temperatura gazu wzrasta, co prowadzi do uwolnienia energii, w szczególności światła.
• Temperatura gazu cały czas wzrasta, światło emitowane przez gwiazdę staje się jaśniejsze.
• Nasze Słońce znajduje się obecnie w środku swojej ścieżki życia. Według naukowców jest w nim wystarczająco dużo gazu, aby przeżyć kolejne 5 miliardów lat.

Na stronie można znaleźć wiele ciekawych i naukowych artykułów oraz aktualności na temat kosmosu

Gwiazdy powstają, gdy obłok międzygwiazdowego gazu i pyłu jest ściskany i zagęszczany pod wpływem własnej grawitacji.
Uważa się, że proces ten prowadzi do powstawania gwiazd. Za pomocą teleskopów optycznych astronomowie mogą zobaczyć te strefy, które wyglądają jak ciemne plamy na jasnym tle. Nazywa się je „gigantycznymi kompleksami chmur molekularnych”, ponieważ wodór występuje w postaci molekularnej. Te kompleksy, czyli układy, wraz z gromadami kulistymi gwiazd, to największe struktury w galaktyce, osiągające czasami średnicę 1300 lat świetlnych.
Młodsze gwiazdy, zwane „populacją gwiazd I”, powstały z pozostałości powstałych w wyniku wybuchów starszych gwiazd.
„gwiezdna populacja II”. Wybuchowy rozbłysk powoduje falę uderzeniową, która dociera do najbliższej mgławicy i powoduje jej kompresję.

Globulki Boka.

Zatem część mgławicy jest ściśnięta. Równolegle z tym procesem rozpoczyna się tworzenie gęstych, ciemnych, okrągłych chmur gazu i pyłu. Nazywa się je „globulami Bocka”. Bok, amerykański astronom holenderskiego pochodzenia (1906-1983), jako pierwszy opisał globule. Masa globul wynosi w przybliżeniu
200 razy większa od masy naszego Słońca.
W miarę jak globula Boka kontynuuje kondensację, jej masa wzrasta, przyciągając materię z sąsiadujących regionów pod wpływem grawitacji. Ze względu na to, że wewnętrzna część globuli skrapla się szybciej niż część zewnętrzna, globula zaczyna się nagrzewać i obracać. Po kilkuset tysiącach lat, podczas których następuje kompresja, powstaje protogwiazda.

Ewolucja protogwiazdy.

Ze względu na wzrost masy coraz więcej materii przyciągane jest do centrum protogwiazdy. Energia uwolniona ze sprężonego wewnątrz gazu zamieniana jest na ciepło. Wzrasta ciśnienie, gęstość i temperatura protogwiazdy. Ze względu na wzrost temperatury gwiazda zaczyna świecić na ciemnoczerwono.
Protogwiazda jest bardzo duża i chociaż energia cieplna jest rozłożona na całej jej powierzchni, nadal pozostaje stosunkowo zimna. W jądrze temperatura wzrasta i sięga kilku milionów stopni Celsjusza. Rotacja i okrągły kształt protogwiazdy nieco się zmieniają, staje się ona bardziej płaska. Proces ten trwa miliony lat.
Młode gwiazdy trudno jest zobaczyć, ponieważ wciąż są otoczone ciemną chmurą pyłu, przez co jasność gwiazdy jest praktycznie niewidoczna. Można je jednak oglądać za pomocą specjalnych teleskopów na podczerwień. Gorące jądro protogwiazdy jest otoczone wirującym dyskiem materii, na który działa silna siła grawitacji. Jądro nagrzewa się tak bardzo, że zaczyna wyrzucać materię z dwóch biegunów, gdzie opór jest minimalny. Kiedy te emisje zderzają się z ośrodkiem międzygwiazdowym, zwalniają i rozpraszają się po obu stronach, tworząc strukturę w kształcie łzy lub łukowatą, znaną jako obiekt Herbica-Haro.

Gwiazda czy planeta?

Temperatura protogwiazdy sięga kilku tysięcy stopni. Dalszy rozwój zależy od wymiarów tego ciała niebieskiego; jeśli masa jest mała i wynosi mniej niż 10% masy Słońca, oznacza to, że nie ma warunków do zajścia reakcji jądrowych. Taka protogwiazda nie będzie mogła zamienić się w prawdziwą gwiazdę.
Naukowcy obliczyli, że aby kurczące się ciało niebieskie mogło przekształcić się w gwiazdę, jego minimalna masa musi wynosić co najmniej 0,08 masy naszego Słońca. Chmura zawierająca gaz o mniejszych rozmiarach, kondensująca, stopniowo ostygnie i zamieni się w obiekt przejściowy, coś pomiędzy gwiazdą a planetą, jest to tak zwany „brązowy karzeł”.
Planeta Jowisz jest obiektem niebieskim zbyt małym, aby stać się gwiazdą. Gdyby była większa, być może w jej głębi rozpoczęłyby się reakcje jądrowe, które wraz ze Słońcem przyczyniłyby się do powstania układu gwiazd podwójnych.

Reakcje jądrowe.

Jeśli masa protogwiazdy jest duża, ulega ona kondensacji pod wpływem własnej grawitacji. Ciśnienie i temperatura w rdzeniu rosną, temperatura stopniowo osiąga 10 milionów stopni. To wystarczy, aby połączyć atomy wodoru i helu.
Następnie aktywowany jest „reaktor jądrowy” protogwiazdy, który zamienia się w zwykłą gwiazdę. Wyzwala się wówczas silny wiatr, który rozprasza otaczającą powłokę pyłu. Można wtedy zobaczyć światło emanujące z powstałej gwiazdy. Ten etap nazywany jest „fazą T-Byka” i może trwać 30 milionów lat. Tworzenie się planet jest możliwe z pozostałości gazu i pyłu otaczających gwiazdę.
Narodziny nowej gwiazdy mogą wywołać falę uderzeniową. Dotarłszy do mgławicy, powoduje kondensację nowej materii, a proces powstawania gwiazd będzie kontynuowany przez obłoki gazu i pyłu. Małe gwiazdy są słabe i zimne, podczas gdy duże gwiazdy są gorące i jasne. Przez większą część swojego istnienia gwiazda znajduje się w stanie równowagi.

Miejska budżetowa placówka oświatowa „Gimnazjum”

Streszczenie na temat: Jak powstają gwiazdy

Ukończył uczeń klasy IV Wolf Vladislav

G. Czernogorsk, RH

1. Wstęp
2. Rodzi się gwiazda
3. Gwiezdne obligacje
4. Narodziny ziemi
5. Słońce
6. Księżyc
7. Konstelacje
8. Wniosek

Wstęp

Niedawno mama podarowała mi książkę „Wielka encyklopedia uczniów”. Byłem bardzo szczęśliwy. Kiedy zacząłem się jej uczyć, zdałem sobie sprawę, jak fascynująca i interesująca jest pod względem treści. Są wśród nich opowieści o kosmosie, Układzie Słonecznym, narodzinach nowych gwiazd czy planet. Bardzo mi się to spodobało i postanowiłam zrobić małą relację, żeby inne dzieci też się o tym dowiedziały.

Jak powstają gwiazdy

Kiedy ludzie mówią o gwiazdach, zwykle mają na myśli wszystkie ciała świecące, które można zobaczyć na nocnym niebie. Wiele z nich to jednak nie gwiazdy, ale planety, grupy gwiazd lub po prostu obłoki gazu.

Gwiazda to kula gazu podgrzana do takiej temperatury, że świeci. Temperatura gwiazd waha się od 2100*C do 50 000*C.Kolor gwiazdy zależy od jej temperatury.Wyobraź sobie, że kawałek metalu podgrzewa się w ogniu. Najpierw metal zmienia kolor na jaskrawoczerwony. Potem robi się gorąco. Białe gwiazdy są gorętsze niż czerwone, ale najgorętsze gwiazdy są niebieskie.

GWIAZDA TO NARODZINY

Naukowcy od wielu lat szukają odpowiedzi na pytanie, jak rodzą się gwiazdy. Gwiazdy występują w różnych rozmiarach. Żywotność gwiazdy, jasność i inne cechy zależą od jej wielkości. Gwiazdy rodzą się z obłoków kosmicznego gazu i pyłu. Pod wpływem sił grawitacyjnych obłok staje się gęstszy, jego prędkość obrotowa i temperatura stopniowo wzrasta, aż w końcu zamienia się w protogwiazdę. Kiedy temperatura w centrum protogwiazdy osiąga około 12 000 000 * C, w jej głębinach rozpoczynają się reakcje termojądrowe, przekształcające wodór i hel. W tym przypadku uwalniana jest tak ogromna ilość energii, że gwiazda przestaje się kurczyć pod wpływem własnych sił grawitacyjnych. W tym miejscu kończy się powstawanie gwiazd.

Uwolniona energia nie tylko zapobiega kurczeniu się gwiazdy, ale także sprawia, że ​​świeci ona bardzo długo. Gwiazda wielkości naszego Słońca może żyć około 10 miliardów lat. Większe gwiazdy spalają gaz szybciej i żyją tylko kilka milionów lat. Gwiazdy mniejsze od Słońca i chłodniejsze mogą żyć ponad 50 miliardów lat.

GWIAZDKIE WIĄZANIA

Czasami w pobliżu rodzą się dwie gwiazdy z jednego obracającego się obłoku gazu i pyłu. Co więcej, noworodki często różnią się kolorem i rozmiarem i wcale nie wyglądają jak bliźniaki. Są połączone siłami wzajemnego przyciągania i poruszają się po orbitach, krążąc wokół siebie, tak jak Księżyc krąży wokół Ziemi. Takie gwiazdy nazywane są gwiazdami podwójnymi. Jeśli w grupie znajduje się więcej niż dwie gwiazdy, nazywa się je wielokrotnościami. Astronomowie porównują jasność takich gwiazd, obserwując je w różnych okresach: kiedy światło jednej gwiazdy przyćmiewa światło innej gwiazdy lub gdy sumuje się ich promieniowanie.

Są Plejady - gromada otwarta gwiazd, która obejmuje ponad 100 gwiazd. Znajdują się one bardzo daleko od ziemi, dlatego większość z nich nie jest widoczna gołym okiem i są postrzegane zbiorowo jako mglisty punkt.

NARODZINY ZIEMI

Ziemia najwyraźniej powstała około 4,6 miliarda lat temu (około 8,5 - 10,5 miliarda lat po narodzinach Wszechświata w wyniku kolosalnego uwolnienia energii zwanego Wielkim Wybuchem). Powstał, gdy materia protoplanetarna zebrała się w skrzep i podgrzała. W środku tej kuli skupiły się ciężkie cząstki żelaza i niklu, a z lżejszych materiałów utworzyła się zewnętrzna, prawdopodobnie stopiona warstwa. Po milionach lat zewnętrzna warstwa zaczęła się ochładzać i twardnieć. W głębi Ziemi substancja jest nadal gorąca, a część jest stopiona. Z kosmosu nasza planeta wydaje się niebieska, ponieważ jej większość jest pokryta oceanami, a Ziemię otacza atmosfera – powłoka powietrzna. Chroni przed promieniowaniem kosmicznym i reguluje temperaturę Ziemi. Wyżej atmosfera staje się rozrzedzona, aż staje się przestrzenią pozbawioną powietrza. Utrzymuje się dzięki sile ciężkości. Ziemia ma kształt kuli, chociaż jest nieco spłaszczona na biegunach i szersza na równiku, w środku. Pole magnetyczne naszej planety jest generowane przez strumienie naładowanych cząstek w bogatym w żelazo jądrze Ziemi.

SŁOŃCE

Nasza gwiazda. Znajduje się obecnie w środku swojego cyklu życia, a jego rezerwy gazu wystarczą na kolejne 5 miliardów lat. Dziewięć ciał kosmicznych zwanych planetami krąży wokół Słońca w tym samym kierunku – patrząc z góry, przeciwnie do ruchu wskazówek zegara. Razem ze Słońcem tworzą Układ Słoneczny. Ziemia dokonuje pełnego obrotu wokół Słońca w ciągu jednego roku (365 dni), a Słońce znajduje się w odległości 150 milionów km od Ziemi. Słońce jest około 333 000 razy cięższe od Ziemi. Przy precyzji widzenia wolumetrycznego wewnątrz Słońca zmieściłoby się około 1 300 000 planet takich jak Ziemia. Jak wszystkie gwiazdy, Słońce jest kulą gorących gazów, głównie wodoru i helu. W jądrze Słońca zachodzi reakcja termojądrowa, w wyniku której wodór przekształca się w hel. Uwalniana jest ogromna ilość energii, dzięki czemu temperatura jądra osiąga 15 000 000 * C, a Słońce świeci.

KSIĘŻYC

To kosmiczne ciało najbliżej Ziemi i jedyny nasz satelita

Planety. Astronomowie nazywają Księżyc satelitą, ponieważ okrąża Ziemię co 27,3 dnia. Jednocześnie udaje mu się obrócić wokół własnej osi, dzięki czemu Księżyc zawsze jest skierowany w stronę Ziemi tą samą stroną. Księżyc świeci światłem odbitym od słońca. Podczas nowiu zwrócona do nas strona Księżyca nie jest oświetlona przez Słońce i w ogóle jej nie widzimy. Czasami Księżyc pojawia się pomiędzy Ziemią a Słońcem, zasłaniając Słońce. Następnie na Ziemi następuje zaćmienie słońca. Zaćmienia Księżyca mają miejsce, gdy Ziemia przechodzi między Słońcem a Księżycem, rzucając cień na powierzchnię Księżyca. Występują częściej niż słoneczne. Niektórzy naukowcy uważają, że 4 miliardy lat temu Ziemia zderzyła się ze stałym ciałem niebieskim zwanym planetozymalem. Po uderzeniu kawałki oderwały się od powierzchni Ziemi. Poruszając się po orbicie, stopniowo zbliżały się do siebie, tworząc Księżyc. Na Księżycu nie ma atmosfery i wszystkie meteoryty spadają na jego powierzchnię bez spalania, tworząc kratery. Temperatura na powierzchni Księżyca waha się od -170*C do 100*C.

Planetozymal Ziemi

KONSTELACJE

Na nocnym niebie widać tysiące gwiazd. Gwiazdy tworzą różne wzory i kształty. Grupy gwiazd tworzące określony wzór nazywane są konstelacjami. Już w czasach starożytnych ludzie zauważyli, że wszystkie gwiazdy zdawały się kręcić wokół Gwiazdy Polarnej. Zawsze stoi na swoim miejscu, bez ruchu. Znajduje się bezpośrednio nad biegunem północnym. Na półkuli południowej wygodnie jest nawigować według konstelacji Krzyża Południa. Kształt konstelacji się nie zmienia, ale planety zmieniają swoje położenie, przemieszczając się pomiędzy konstelacjami. Starożytni astronomowie nazywali tajemnicze poruszające się obiekty „planetami”, co w starożytnej Grecji oznacza „wędrowcy”.

ASTRONOMIA

Nauka o przestrzeni i ciałach kosmicznych. Z roku na rok dowiadujemy się coraz więcej o Układzie Słonecznym, naszej Galaktyce (Drodze Mlecznej) oraz wielu innych obiektach i zjawiskach we Wszechświecie. Astronomowie wykorzystują najnowocześniejszy sprzęt naukowy, aby zgłębiać tajemnice kosmosu. Dzięki ich badaniom rozumiemy budowę Układu Słonecznego i wszechświata. Zaglądając w głębiny kosmosu, astronomowie współpracują z chemikami, fizykami i innymi naukowcami, wymieniając się wiedzą i pomysłami.