Cum se nasc vedetele

„Cum se nasc stelele și cum mor?
Oamenii de știință vor să afle aceste secrete.”

((Motto-ul lucrării prezentate în 1958 la concursul Societății Germane de Naturaliști și Medici și a acordat un premiu.))

Am urmărit viața unei stele de la aprinderea hidrogenului în tinerețe până la bătrânețea ei cenușie. Dar ce s-a întâmplat chiar mai devreme? De unde vin stelele a căror soartă am observat-o? Cum apar ele?

Deoarece durata de viață a stelelor este limitată, ele trebuie să apară într-un timp finit. Cum am putea afla ceva despre acest proces? Este posibil să vezi stele formându-se pe cer? Asistăm la nașterea lor? Sute de miliarde de stele formează spirala plată a galaxiei noastre; Există indicii aici despre cum se formează stelele?

Stelele se nasc astăzi

Cheia soluției este oferită de fapte deja cunoscute de noi. Am văzut că stelele masive, cu peste zece mase solare, îmbătrânesc rapid. Își irosesc în mod frivol hidrogenul și părăsesc secvența principală. Prin urmare, atunci când observăm o stea masivă din secvența principală, știm că nu poate fi veche. O astfel de stea se remarcă prin luminozitate mare: datorită temperaturii foarte ridicate a suprafeței, strălucește albastru. Astfel, stelele albastre strălucitoare sunt încă tinere - vârsta lor nu depășește un milion de ani. Acest lucru, desigur, este foarte scurt în comparație cu miliardele de ani în care Soarele nostru strălucește. Așadar, oricine dorește să găsească unde se nasc stelele din Univers trebuie să folosească stelele din secvența principală albastru strălucitor ca ghid. Dacă găsești un loc în care s-au format recent stelele, se poate întâmpla ca acolo să se nască și astăzi stelele.

Pe cer puteți găsi grupuri întregi de stele albastre strălucitoare. De ce sunt minunate pentru noi? Sunt descoperite regiuni în care densitatea stelelor tinere este mare - sunt situate printre stele vechi, dar sunt încă mai multe aici decât oriunde altundeva. Se pare că nu cu mult timp în urmă au apărut stele noi printre vechile stele, care acum se amestecă încet cu împrejurimile lor. În timp ce stelele din grupuri sunt situate aproape una de cealaltă și nu se depărtează, ținute de forța de atracție reciprocă, aceste stele tinere se „împrăștie” în curând și „se pierd din vedere”. Aceste așa-numite asociații stelare au atras atenția astronomului sovietic V. A. Ambartsumyan. Ne pot spune cum se formează stelele? Aici se pot observa acumulări dense de gaze și praf între stele. Un exemplu este Nebuloasa Orion (Fig. 12.1). Aici sunt multe stele albastre strălucitoare, vechi de mai puțin de un milion de ani. În constelația Săgetător, stelele tinere sunt ascunse de nori denși de praf. Doar cu observații în intervalul infraroșu cu unde lungi, Hans Elsösser și colegii săi de la Observatorul spaniol-german din Calar Alto au putut să facă fotografii prin norii de praf și să studieze stelele emergente pentru prima dată.

Orez. 12.1. Luminoasa Nebuloasa Orion. Într-o regiune de aproximativ 15 ani lumină, gazul interstelar este foarte compact; un centimetru cub conține până la 10.000 de atomi de hidrogen. Deși aceasta este o densitate foarte mare după standardele interstelare, rarefacția gazelor de aici este mult mai mare decât în ​​cele mai bune instalații de vid de pe Pământ. Întreaga masă a gazului luminos este de aproximativ 700 solare. Strălucirea gazului din nebuloasă este excitată de lumina stelelor albastre strălucitoare. Nebuloasa Orion conține stele vechi de mai puțin de un milion de ani. Prezența compactărilor sugerează că formarea stelelor continuă aici până în zilele noastre. Lumina din nebuloasa pe care o primim astazi a fost de fapt emisa de nebuloasa in timpul Marii Migratii. (Fotografia de către Observatorul Naval al SUA, Washington.)

Știm deja că spațiul dintre stele nu este complet gol: este umplut cu gaz și praf. Densitatea gazului este de aproximativ un atom de hidrogen pe centimetru cub, iar temperatura acestuia corespunde cu minus 170 de grade Celsius. Praful interstelar este mult mai rece (minus 260 de grade Celsius). Dar acolo unde sunt vedete tinere, situația este diferită. Norii întunecați de praf blochează lumina stelelor din spatele lor. Norii de gaz strălucesc: aici densitatea lor este de zeci de mii de atomi pe centimetru cub, iar radiația de la stelele tinere din apropiere îi încălzește până la 10.000 de grade Celsius. În domeniul radio, se pot observa frecvențele caracteristice ale radiațiilor din molecule complexe: alcool, acid formic. Concentrația materiei interstelare în aceste regiuni sugerează că stelele se formează din gazul interstelar.

Acest lucru este susținut și de considerațiile exprimate pentru prima dată de astrofizicianul englez James Jeans, un contemporan al lui Eddington. Să ne imaginăm spațiul plin cu gaz interstelar. Din partea fiecăruia dintre atomi, forța gravitațională de atracție acționează asupra celorlalți, iar gazul tinde să se comprima. Acest lucru este prevenit în principal de presiunea gazului. Echilibrul de aici este exact ca cel găsit în interiorul stelelor, unde forțele gravitaționale sunt echilibrate de presiunea gazului. Să luăm o anumită cantitate de gaz interstelar și să o comprimăm mental. Când sunt comprimați, atomii se apropie unul de celălalt, iar forța de atracție crește. Cu toate acestea, presiunea gazului crește mai repede și gazul comprimat tinde să revină la starea anterioară. Se spune că echilibrul gazului interstelar este stabil. Cu toate acestea, Gine a arătat că un echilibru stabil poate fi perturbat. Dacă o cantitate suficient de mare de materie este comprimată în același timp, atunci forțele gravitaționale pot crește mai repede decât presiunea gazului, iar norul va începe să se comprime singur. Pentru ca acest proces să aibă loc sub influența forțelor gravitaționale proprii ale norului, este nevoie de o cantitate foarte mare de materie: sunt necesare cel puțin 10.000 de mase solare de materie interstelară pentru ca instabilitatea să se dezvolte. Acesta este probabil motivul pentru care stelele tinere sunt întotdeauna observate doar în grupuri: cel mai probabil sunt născute în grupuri mari. Când 10.000 de mase solare de gaz interstelar și praf încep să se comprima într-un ritm din ce în ce mai mare, par să se formeze condensuri individuale, care se comprimă și mai mult. Și fiecare astfel de compactare devine o stea separată.

Modelul computerizat al nașterii stelei

Procesul nașterii stelelor a fost descris în teza sa de doctorat pregătită la Institutul de Tehnologie din California de tânărul astrofizician canadian Richard Larson în 1969. Teza sa a devenit un clasic al literaturii moderne de astrofizică. Larson a investigat formarea unei singure stele din materia interstelară. Soluțiile pe care le-a obținut descriu în detaliu soarta unui nor de gaz individual.

Larson s-a uitat la un nor sferic cu o masă egală cu o masă solară și, folosind un computer, a observat dezvoltarea lui ulterioară cu atâta precizie cât a fost posibilă abia atunci. Norul pe care l-a luat a fost el însuși o condensare, un fragment dintr-un volum mare de colaps al mediului interstelar. În consecință, densitatea sa a fost mai mare decât densitatea gazului interstelar: un centimetru cub conținea 60.000 de atomi de hidrogen. Diametrul norului original Larson era de 5 milioane de raze solare. Din acest nor s-a format Soarele, iar acest proces, la scară astrofizică, durează foarte puțin: doar 500.000 de ani.

La început gazul este transparent. Fiecare particulă de praf emite în mod constant lumină și căldură, iar această radiație nu este întârziată de gazul din jur, ci merge liber în spațiu. Acesta este modelul original transparent; soarta ulterioară a bilei de gaz este următoarea: gazul cade liber spre centru; În consecință, materia se acumulează în regiunea centrală. O bilă de gaz inițial omogenă formează un miez cu o densitate mai mare în centru, care crește și mai mult (Fig. 12.2). Accelerația gravitației în apropierea centrului devine mai mare, iar viteza de cădere a materiei crește cel mai puternic în apropierea centrului. Aproape tot hidrogenul intră sub formă moleculară: atomii de hidrogen sunt legați în perechi în molecule puternice. În acest moment, temperatura gazului este scăzută și încă nu crește. Gazul este încă atât de rarefiat încât toată radiația trece prin el spre exterior și nu încălzește bila care se prăbușește. Abia după câteva sute de mii de ani densitatea din centru crește într-o asemenea măsură încât gazul devine opac la radiația purtătoare de căldură. Ca rezultat, un miez fierbinte (a cărui rază este de aproximativ 1/250 din raza inițială a bilei) se formează în centrul mingii noastre mari de gaz, înconjurat de materie care căde. Pe măsură ce temperatura crește, crește și presiunea, iar la un moment dat compresia se oprește. Raza regiunii de compactare este aproximativ egală cu raza orbitei lui Jupiter; În acest moment, aproximativ 0,5% din masa întregii materii care participă la proces este concentrată în miez. Materia continuă să cadă pe miezul relativ mic. Materia care cade transportă energie, care la cădere se transformă în radiație. Miezul se contractă și se încălzește din ce în ce mai mult.

Orez. 12.2. Modelul lui Larson al formării Soarelui. Norul de praf interstelar începe să se micșoreze (a). La început, densitatea în interiorul acestuia este aproape aceeași peste tot. După 390.000 de ani, densitatea în centrul norului crește de 100 de ori (b). La 423.000 de ani de la începerea procesului, în centrul compactării apare un miez fierbinte, care inițial oprește comprimarea (c). Figura îl arată la scară mărită. Densitatea sa este de 10 milioane de ori mai mare decât densitatea inițială. Cea mai mare parte a masei, totuși, ca și înainte, cade pe norul care se contractă din jur. După scurt timp, moleculele de hidrogen din miez se dezintegrează în atomi, nucleul se contractă din nou și se formează un nou nucleu, care are dimensiunea Soarelui (în figură dublată) (d). Deși la început masa sa este mică, în cele din urmă toată materia norului trece la el. Miezul din centru se încălzește într-o asemenea măsură încât începe reacția termonucleară cu hidrogen și devine o stea din secvența principală cu o masă egală cu Soarele.

Aceasta continuă până când temperatura ajunge la aproximativ 2000 de grade. La această temperatură, moleculele de hidrogen încep să se descompună în atomi individuali. Acest proces are consecințe importante pentru nucleu. Nucleul începe să se micșoreze din nou și se contractă până când energia eliberată transformă toate moleculele de hidrogen în atomi individuali. Noul nucleu este doar puțin mai mare decât Soarele nostru. Rămășițele de materie din jur cad pe acest nucleu și în cele din urmă formează o stea cu o masă egală cu Soarele. De acum înainte, doar acest nucleu este de interes primordial.

Deoarece acest nucleu va deveni în cele din urmă o stea, se numește protostea. Radiația sa este absorbită de materia căzută pe ea; Densitatea și temperatura cresc, atomii își pierd învelișul de electroni - așa cum se spune, atomii devin ionizați. Încă nu se pot vedea prea multe din exterior. Protostarul este înconjurat de o înveliș dens de gaz și mase de praf care cad pe ea, ceea ce nu permite radiației vizibile să treacă; luminează această cochilie din interior. Numai când cea mai mare parte a masei cochiliei cade pe miez, coaja va deveni transparentă și vom vedea lumina stelei. În timp ce rămășițele cochiliei cad pe miez, acesta se contractă, iar temperatura din adâncurile sale crește ca urmare. Când temperatura din centru atinge 10 milioane de grade, începe arderea termonucleară a hidrogenului. Un nor care se prăbușește, a cărui masă este egală cu masa Soarelui, devine o stea cu secvență principală complet normală; acesta este, ca să spunem așa, Soarele ancestral (Soarele tânăr), a cărui istorie ulterioară este descrisă la începutul acestei cărți.

Spre sfârșitul etapei de protostele, chiar înainte ca steaua să atingă secvența principală, transferul convectiv de energie are loc în adâncurile sale către regiuni mai mari. Are loc amestecarea activă a materiei solare. Aceasta oferă un indiciu pentru paradoxul litiului solar discutat în cap. 5. Atomii acestui element ușor distrus sunt transportați mai adânc în zona fierbinte, unde se transformă în atomi de heliu conform reacțiilor date în - acest lucru se întâmplă înainte ca steaua să devină o stea secvență principală.

Nașterea stelelor în natură

Ne-am familiarizat cu soluțiile lui Larson, care au fost obținute pentru o problemă idealizată care poate fi calculată pe calculator. Dar procesul descris corespunde realității? Se realizează cu adevărat în natură? Să ne întoarcem pe cer, acolo unde apar stelele - să ne întoarcem la stelele strălucitoare, albastre și, prin urmare, tinere! Vom căuta urme de formare a stelelor, obiecte a căror existență ar trebui așteptată pe baza soluțiilor lui Larson.

Stelele albastre strălucitoare sunt foarte fierbinți, cu temperaturi la suprafață atingând 35.000 de grade. În consecință, radiația lor are o energie foarte mare. Această radiație poate îndepărta electronii din atomii de hidrogen din gazul interstelar, lăsând în urmă nuclee atomice încărcate pozitiv. Hidrogenul este ionizat - stelele luminoase masive ionizează masele de gaz din jur. În Galaxia noastră, aceste regiuni se dezvăluie prin strălucirea lor, care apare atunci când atomii de hidrogen ionizat recap electroni și emit lumină. Radiația termică din aceste zone poate fi detectată și în domeniul radio.

Avantajul măsurătorilor în domeniul radio este că semnalele radio nu sunt distorsionate prin absorbția maselor de praf. Cel mai bun exemplu de astfel de participare pe cer, unde strălucirea materiei interstelare este excitată de stele masive strălucitoare, este din nou Nebuloasa Orion (vezi). Există aici obiecte care au vreo legătură cu procesele calculate de Larson? Partea leului din viața sa, protostea este ascunsă sub o coajă de praf, care se așează încet pe ea. Praful absoarbe radiațiile din miez; în același timp, se încălzește până la câteva sute de grade și radiază în conformitate cu această temperatură. Această radiație termică trebuie observată în domeniul IR.

În 1967, Eric Böcklin și Jerry Neugebauer de la Institutul de Tehnologie din California din Pasadena au descoperit o stea în infraroșu în Nebuloasa Orion, a cărei luminozitate era de aproximativ 1000 de ori mai mare decât luminozitatea Soarelui, iar temperatura radiației era de 700 de grade. Diametrul obiectului era de aproximativ 1000 de ori diametrul Soarelui. Exact așa ar trebui să arate carcasa de gaz și praf a unei protostele. Recent, a devenit clar că în acele zone ale Căii Lactee unde este cel mai probabil formarea de noi stele, există surse compacte care emit nu numai în infraroșu, ci și în domeniul radio. În Nebuloasa Orion, radioastronomul din Bonn Peter Metzger și colegii săi au descoperit regiuni cu densitate mare de hidrogen, din care emană emisii radio deosebit de puternice. În aceste zone, concentrația de electroni liberi separați de atomii de hidrogen este de o sută de ori mai mare decât în ​​spațiul înconjurător. În comparație cu Nebuloasa Orion, dimensiunea obiectului care emite este extrem de mică: se estimează că este de 500.000 de ori diametrul Soarelui, de aproximativ patru ori mai mic decât diametrul norului care cade pe miez în modelul lui Larson.

În plus, în Nebuloasa Orion au fost descoperite obiecte mici, din care emană radiația moleculară, în primul rând radiația moleculelor de apă. Moleculele emit unde radio, iar această radiație poate fi recepționată de radiotelescoape. Se pare că dimensiunile spațiale ale acestor obiecte sunt de numai 1000 de ori diametrul Soarelui. Să ne amintim că diametrul inițial al norului lui Larson era de câteva milioane de raze solare! Astfel, radiația moleculară ar trebui aparent să provină din miezul protostelei.

Desigur, trebuie să fii atent la interpretări de acest fel. Putem spune doar cu certitudine că în Nebuloasa Orion există obiecte care, fără a se dezvălui în lumina vizibilă, au o concentrație foarte semnificativă de gaz și praf, ceea ce corespunde exact norilor din modelul lui Larson.

Există, totuși, alte dovezi că sursele observate de emisie în infraroșu și radio sunt într-adevăr protostele. Recent, la institutul nostru, un grup de astronom austriac Werner Charnuter a repetat calculele modelului Larson folosind metode îmbunătățite. În special, au fost calculate procesele asociate cu apariția radiațiilor IR. Coincidența cu observațiile s-a dovedit a fi izbitoare: totul sugerează că observăm cu adevărat protostele simulate pe un computer.

Deoarece suntem atât de aproape de a înțelege originea stelelor, ne putem întreba dacă acest model va fi capabil să explice formarea tuturor celor 100 de miliarde de stele din galaxia noastră. În fig. Figura 12.3 prezintă schematic structura sistemului nostru stelar. Nu toate stelele se află în același plan: cele mai vechi stele sunt distribuite într-o regiune aproape sferică a spațiului numită aureolă. Stelele halo sunt foarte vechi, așa cum se poate deduce din diagrama G-P pentru clusterele globulare prezente aici. În comparație cu Soarele nostru, ele sunt mai sărace din punct de vedere chimic în elemente mai grele decât heliul, adesea de peste zece ori. Toate stelele tinere sunt situate în planul galactic și conțin mai multe elemente grele. Deși elementele mai grele decât heliul reprezintă doar un mic procent din masa lor, ele ne oferă cheia secretului originii galaxiei noastre. Hidrogenul și heliul sunt aici de la începutul lumii - acestea sunt, ca să spunem așa, elemente date de Dumnezeu. Elementele mai grele ar fi trebuit să apară mai târziu în interiorul stelelor și în timpul exploziilor de supernove. Astfel, diferențele chimice dintre stelele halo galactice și stelele plane galactice sunt asociate cu reacțiile nucleare care au loc în stele.

Orez. 12.3. Diagrama structurii Căii Lactee. Majoritatea stelelor sunt situate într-un disc plat (în figură îl privim din lateral). Săgeata indică poziția Soarelui, banda luminoasă din mijloc ilustrează absorbția maselor de praf. Ciorchinii globulari (puncte îndrăznețe) și stele foarte vechi (puncte mici) formează halouul Căii Lactee. Aceste stele există de foarte mult timp. Stelele care se nasc astăzi se găsesc doar în imediata apropiere a maselor de praf din planul central al Galaxiei.

Moment și nori care se prăbușesc

Descrierea lumii fizice este simplificată semnificativ prin introducerea unui număr de „legi de conservare”. În viața de zi cu zi, le folosim din când în când, uneori fără să ne dăm seama. De la școală ne amintim legile conservării masei și energiei; Ne confruntăm cu aceste legi în fiecare zi. Mai puțin evident, poate, este faptul că momentul unghiular (momentul unghiular, momentul unghiular) al unui corp în rotație, lăsat la dispoziție, nu poate dispărea pur și simplu. Cu toate acestea, un exemplu clar de funcționare a acestei legi de conservare este bine cunoscut de toată lumea. Când un patinator face piruete pe gheață, ea se învârte încet la început cu brațele întinse în lateral. Când își îndoaie brațele, rotația se accelerează fără niciun efort extern. Acest lucru se întâmplă din cauza legii conservării momentului unghiular. Același lucru, deși nu este la fel de interesant, se observă atunci când un nor de gaz interstelar se rotește. Lăsați norul să facă mai întâi o revoluție completă în 10 milioane de ani. Când se micșorează la o zecime din diametrul său original, se va învârti de o sută de ori mai repede, completând o revoluție completă în o sută de mii de ani. Pe măsură ce norul se micșorează și mai mult, se va învârti și mai repede. În linii mari, produsul dintre numărul de rotații ale unui nor pe unitatea de timp și suprafața lui (care poate fi considerată aproximativ sferică) rămâne constant în timpul colapsului. Astfel, cu cât norul este mai mic, cu atât se rotește mai repede.

În același timp, forța centrifugă care acționează de-a lungul planului ecuatorial împotriva gravitației devine din ce în ce mai semnificativă. Norul care se prăbușește este aplatizat. Acest lucru afectează formarea stelelor individuale; Acest lucru este valabil și pentru formarea Căii Lactee.

Istoria Căii Lactee, reconstruită din urmele ei

Nu știm de unde a venit. Cândva, materia care a apărut la începutul lumii și s-a repezit prin spațiu a format un nor de câteva miliarde de mase solare și a început să devină mai dens. Ca orice substanță, acest gaz, eliberat din masa turbulentă, a dobândit mișcare de rotație. Treptat norul s-a contractat și a devenit mai dens; Zone separate au apărut în el, transformându-se în nori de gaz mici, care se condensau independent. Au apărut primele stele. Ele constau numai din hidrogen și heliu, iar în ele avea loc arderea termonucleară a hidrogenului (reacția de combinare a doi protoni). Destul de curând, cele mai masive stele și-au epuizat rezerva de hidrogen și au explodat, devenind supernove. Ca urmare, gazul interstelar s-a îmbogățit în elemente mai grele decât heliul. Acest lucru s-a întâmplat peste tot, deoarece întregul nor galactic avea încă o formă sferică (Fig. 12.4, a). Prin urmare, cele mai vechi stele și clustere globulare foarte vechi se găsesc în haloul galactic. Stelele halou galactic au apărut primele, cu mult înainte ca Calea Lactee să capete forma unui disc, cu mult înainte de apariția Soarelui nostru. Conțin elemente grele în cantități foarte mici: aceste stele au apărut din materie care era încă slab îmbogățită în atomi formați ca urmare a reacțiilor nucleare din alte stele.

Orez. 12.4. Diagrama formării Căii Lactee. Cu aproximativ 10 miliarde de ani în urmă, din materie primordială s-a format un nor, care a început să devină mai dens datorită propriei gravitații. Odată cu creșterea densității, s-au format primele stele (puncte) și grupuri globulare (puncte groase) (a). Chiar și astăzi ele umplu regiunea sferică din care au provenit și se deplasează față de centru de-a lungul traiectoriilor indicate de săgețile roșii (b). Stele masive au trecut rapid prin întreaga lor cale de dezvoltare și au eliberat materie îmbogățită în elemente grele înapoi în gazul interstelar. Au început să se formeze stele, deja bogate în elemente grele. Datorită rotației, gazul compactat a format un disc. Aici, până astăzi, apar stelele (c). Această diagramă explică structura spațială a galaxiei noastre și diferențele chimice dintre stelele periferice și stelele din centru.

Dar evoluția a mers mai departe. Gazul interstelar a fost îmbogățit în mod constant cu elemente grele. Granulele de praf au apărut în el ca urmare a ciocnirii particulelor de gaz cu nucleele de condensare ejectate de stelele în curs de dezvoltare. În curând, rotația a căpătat o viteză vizibilă. Toate masele de gaz și praf condensate au luat forma unui disc plat, lăsând în urmă un halou sferic de stele vechi și clustere globulare (). Stele noi s-au format acum doar într-o regiune din ce în ce mai aplatizată, de formă lenticulară, din materie care conținea cantități din ce în ce mai mari de elemente grele. Majoritatea gazului fusese deja consumat, iar ultimele stele se formau în planul galactic. Prima fază a formării stelelor s-a încheiat.

Această imagine explică proprietățile de bază ale galaxiei noastre: cele mai vechi stele aparțin unui halou sferic și sunt sărace în elemente grele. Cele mai tinere stele se formează astăzi doar în discul subțire, deoarece doar aici mai rămâne o cantitate suficientă de gaz.

Momentul unghiular moștenit de la norul din care s-a format galaxia noastră este responsabil pentru faptul că sistemul nostru stelar are forma unui disc plat. Acesta este motivul pentru care vedem Calea Lactee pe cer ca pe o fâșie îngustă.

Cine comandă formarea stelelor?

Ce face ca materia interstelară să se condenseze astăzi în anumite locuri din planul Căii Lactee și să formeze stele? De ce nu se formează stelele în alte locuri din Galaxia noastră? Calea Lactee, privită din spațiu, ar arăta similar cu Nebuloasa Andromeda: un disc plat cu o structură spirală pronunțată (vezi). În alte sisteme stelare, structura spirală apare și mai clar (vezi). În fotografiile galaxiilor îndepărtate, brațele spiralate ies în evidență pentru că strălucesc din hidrogenul ionizat. După cum știm deja din exemplul Nebuloasei Orion, stelele luminoase și masive din secvența principală sunt responsabile pentru ionizarea hidrogenului. Astfel, brațele spiralate sunt regiuni în care există stele tinere, adică regiuni în care stelele tocmai au apărut. Și în Galaxia noastră, stele tinere se aliniază de-a lungul brațelor spiralate.

Cu ajutorul radioastronomiei, este posibil să studiem în detaliu distribuția gazului interstelar în Calea noastră Lactee; Se descoperă că în brațele spiralate densitatea gazelor este mai mare decât în ​​general în planul Galaxiei. Deci, este dat: pe de o parte, brațele spiralate sunt regiuni cu densitate crescută a gazelor, pe de altă parte, aici se află stelele tinere. Întrebarea este: ce este responsabil pentru structura spirală care face galaxiile să arate ca niște roți de artificii?

Multă vreme, încercările de a explica structurile spiralate au întâmpinat mari dificultăți și nici acum apariția lor nu poate fi considerată complet clară. Sistemul stelar se rotește. Viteza de rotație a acestuia poate fi măsurată (vezi); rezultă că sistemul nu se rotește ca un corp rigid. Viteza de rotație scade spre periferie, astfel încât partea centrală a galaxiei se rotește mai repede.

La prima vedere, nu este surprinzător faptul că galaxiile prezintă o structură în spirală. Structurile spiralate apar și atunci când amestecați cafeaua cu lapte într-o ceașcă, deoarece la distanțe diferite de centru lichidul se rotește cu viteze diferite. S-ar putea aștepta ca orice structură inițială a galaxiei să devină spirală după un timp din cauza diferenței de viteză de rotație la distanțe diferite de centru.

Carl Friedrich von Weizsäcker a spus odată că Calea Lactee de astăzi ar trebui să aibă o structură în spirală, chiar dacă odată arăta ca o vacă. Cu mulți ani în urmă, la Göttingen am luat vaca galactică a lui Weizsäcker; Ne-a ajutat Alfred Baer, ​​care până de curând a predat la Hamburg. Rezultatul este prezentat în Fig. 12.5. Chiar înainte ca cea mai mare parte a stelelor să-și încheie prima revoluție în jurul centrului, galaxia vacă se va transforma într-o spirală frumoasă. Din păcate, există o problemă aici.

Orez. 12.5. Calea Lactee nu se rotește ca un corp rigid. Prin urmare, dintr-o structură inițială arbitrară, un obiect spirală se formează după 100 de milioane de ani. Din păcate, brațele spiralate ale Galaxiei noastre sfidează o astfel de explicație.

Este nevoie de mai puțin de o sută de milioane de ani pentru ca structura noastră inițială arbitrară să formeze o spirală. Calea noastră Lactee este de o sută de ori mai veche. În acest timp, spirala ar trebui să se întindă mult mai mult: la fel ca șanțurile de pe un disc de lungă durată, firele spiralei ar trebui să se înfășoare în jurul centrului de o sută de ori sau mai mult. Dar noi nu vedem asta. Brațele spiralate ale galaxiei, așa cum se vede în , nu s-au întins în fire și, prin urmare, nu pot fi rămășițele unei structuri originale. Deoarece niciuna dintre galaxiile spirale observate nu are o structură spirală filamentară, trebuie să acceptăm că spirala nu este alungită. În același timp, brațele spiralate constau din stele și gaze care participă la mișcarea de rotație. Cum să rezolvi această contradicție?

Există o singură cale de ieșire. Ar trebui să renunțăm la presupunerea că materia aparține întotdeauna acelorași brațe ale spiralei și să presupunem că există un flux de stele și gaz prin brațele structurii spiralate. Deși stelele și gazul participă la mișcarea de rotație, brațele spiralei în sine reprezintă doar anumite stări care acceptă fluxul de stele și gaz.

Să ilustrăm acest lucru cu un exemplu din experiența de zi cu zi. Flacăra unui arzător cu gaz nu este alcătuită din aceeași substanță. Reprezintă doar o anumită stare a fluxului de gaz: aici moleculele de gaz intră în anumite reacții chimice. În același mod, brațele spiralate sunt regiuni ale discului galactic în care fluxul de stele și gaz are o anumită stare. Această stare este determinată de particularitățile forțelor gravitaționale ale materiei întregii galaxii. Să explicăm acest lucru mai detaliat.

Brațe spiralate: ce sunt?

În natură, fluxurile cu jet dau adesea naștere la formațiuni regulate. Interacțiunea apei și vântului generează valuri de surf care se rostogolesc ritmic pe țărm. Malurile mării nisipoase curg în pliuri ondulate. Atunci când lichidele de diferite temperaturi și densități sunt amestecate cu grijă, pot apărea și structuri obișnuite. Se observă un model regulat pe suprafața de cacao răcită din ceașcă.

Stelele care orbitează în planul galaxiei în jurul unui centru comun și sunt la cheremul atracției gravitaționale și al forței centrifuge prezintă, de asemenea, o tendință de a forma structuri.

Să ne imaginăm un număr mare de stele formând un disc rotativ. În fiecare punct al discului, forța centrifugă și gravitația sunt echilibrate reciproc. Acest echilibru este, în general, instabil. Dacă undeva densitatea stelelor este mai mare, atunci ele tind să se apropie, precum particulele de gaz interstelar care au devenit instabile în timpul formării stelelor. Cu toate acestea, forța centrifugă joacă, de asemenea, un rol important, iar acest lucru complică procesul. Situația luată în considerare poate fi simulată pe computer. În fig. În figura 12.6 este prezentată soluția obținută pentru un disc rotativ format din 200.000 de stele. Regiunile spiralate lungi cu densitate crescută de stele se formează complet independent: stelele formează brațe spiralate! Mânecile, însă, nu se întind în fire, deoarece nu sunt compuse din aceleași stele. Un flux de stele curge prin mâneci. Când stelele se mișcă pe orbitele lor circulare, când cad în brațe, se apropie. Pe măsură ce stelele ies din brațe, distanța dintre ele crește. Astfel, brațele spiralate sunt zone în care stelele se apropie, la fel cum o flacără de arzător este o zonă în care moleculele de gaz suferă reacții chimice.

Orez. 12.6. Un model computerizat simplificat al mișcării stelelor din galaxia noastră. 200.000 de stele se mișcă în raport cu centrul unui disc plat, îl privim de sus. Numerele de sub imagini indică numărul de rotații pe care le-a făcut sistemul. Se poate observa că structura spirală se formează foarte repede. Întrepătrunderea spiralelor, adică faptul că în fiecare moment sunt formate din stele diferite, se poate observa în exemplul brațului superior din imaginile 4.5 și 5.5. Brațul s-a deplasat ușor, dar în acest timp stelele au făcut o revoluție completă în jurul centrului. Soluția dată aici a fost obținută de astronomul american Frank Hall la NASA Langley Center (Hampton, Virginia, SUA).

Brațele spiralate sunt regiuni în care densitatea stelelor este mai mare decât în ​​altă parte a discului galactic. Acest lucru este clar vizibil pe, dar într-o galaxie normală, schimbările de densitate sunt atât de mici încât nu pot fi observate direct. Cu toate acestea, odată cu densitatea stelelor, se modifică și densitatea gazului interstelar, care participă împreună cu stelele în mișcare de rotație: trecând prin brațele spiralate, gazul devine mai dens. Ca urmare a acestei compactări, apar condițiile necesare formării stelelor. Acesta este motivul pentru care stelele se formează în brațe spiralate. Printre ele există și stele masive. Aceste stele albastre strălucitoare excită strălucirea gazului din jur. Norii strălucitori de hidrogen ionizat sunt cei care creează spectacolul remarcabil al brațelor spiralate, nu stelele mai împachetate.

Ne-am familiarizat deja cu galaxia din constelația Canes Venatici (vezi). Aici aflăm și mai multe despre formarea stelelor în brațe spiralate. Privim acest sistem de departe: strălucește prin stelele din apropiere ale propriei noastre galaxii. Lumina din ea călătorește timp de douăsprezece milioane de ani înainte de a ajunge la telescoapele noastre. Deoarece vedem această galaxie, ca să spunem așa, de sus, perpendicular pe planul ei, brațele ei spiralate pot fi distinse în mod deosebit de bine.

Formarea stelelor în galaxie în constelația Canes Venatici

Emisia radio vine din această galaxie către noi. Electronii cu mișcare rapidă, care au câștigat o viteză enormă, aparent ca urmare a exploziilor de supernove, zboară prin sistemul stelar, emițând unde radio în timp ce fac acest lucru. Aceste unde radio sunt recepţionate de radiotelescoape sensibile. Este chiar posibil să se determine din ce zone ale galaxiei radiația este mai puternică și din care este mai slabă. În 1971, radioastronomii Donald Mathewson, Piet van der Kruyt și Wim Brouw din Olanda au obținut o imagine radio a acestei galaxii (Fig. 12.7). În această imagine, intensitatea emisiei radio este transmisă de zone de diferite densități: cu cât emisia radio este mai puternică, cu atât zona imaginii este mai ușoară. Deși radiotelescopul nu produce o imagine la fel de clară ca un telescop optic, structura spirală este clar vizibilă în imagine. Astfel, brațele spiralate emit nu numai lumină vizibilă, ci și unde radio.

Orez. 12.7. O imagine radio a galaxiei prezentată în . În această imagine de computer, galaxia arată așa cum am vedea-o dacă ochii noștri ar fi sensibili la emisia radio la o lungime de undă de 21 cm și, în plus, ar putea „vedea” la fel ca marele radiotelescop din Westerbork (Olanda). Emisia radio provine în principal din acele regiuni în care densitatea gazului interstelar este crescută. De asemenea, este clar că norii de gaz din această galaxie au aproape aceeași structură în spirală ca și distribuția stelelor tinere. (Fotografie a Observatorului din Leiden.)

De ce emisia radio creată de electroni este mai puternică în unele locuri din galaxie și mai slabă în altele? Acest lucru se datorează însuși mecanismului de apariție a acestei radiații, ale cărui detalii nu le vom discuta aici. Este suficient să subliniem că emisia radio mai puternică are loc acolo unde densitatea gazului interstelar este mai mare. Astfel, imaginea radio a galaxiei din constelația Canes Venatici demonstrează că în brațele spirale nu doar stelele sunt mai aproape unele de altele, dar și gazul interstelar are o densitate mai mare.

Nebuloasa Canes Venatici ne arată și altceva. Se poate observa că zonele de intensitate maximă de emisie radio nu coincid exact cu brațele vizibile ale spiralei (Fig. 12.8). Regiunea cu cea mai mare densitate a gazului interstelar este ușor deplasată spre interior față de brațul vizibil. Ce ar însemna asta? Prin brațele spiralate există un flux de stele și gaz interstelar, iar acest flux traversează brațul astfel încât să intre în el din partea „interioară” (cu fața spre centru) și să iasă din exterior. O comparație între brațul vizibil, iluminat de stele nou-născute, și brațul radio, corespunzător regiunii de compresie maximă a gazului interstelar, ne permite să desenăm următoarea imagine.

Orez. 12.8. Zone de maximă emisie radio (trasate schematic cu linii albe), suprapuse unei imagini optice a galaxiei din constelația Canes Venatici. Se poate observa că brațele spiralate de maximă densitate a gazelor și structurile spiralate formate de stele tinere nu coincid complet. Astfel, ar trebui să distingem între brațele de densitate (brațele radio) și brațele vizibile ale galaxiei.

Stelele și materia interstelară se învârt în jurul centrului galaxiei (Fig. 12.9). Apropiindu-se de brațul spiralat, stelele se apropie una de cealaltă, gazul devine mai dens și astfel se creează condițiile necesare apariției unor noi stele. Apar nori de gaz interstelar; se prăbușesc și apar primele protostele. După ceva timp, stelele și gazul interstelar ies din regiunea de densitate maximă (care corespunde brațului din imaginea radio a galaxiei). Dar procesul de formare a stelelor care a început acolo continuă și, după un timp, primele stele masive ies din protostele. Aceste stele albastre strălucitoare excită strălucirea gazului din jur, iar noi vedem asta ca pe un braț în spirală vizibil.

Orez. 12.9. Formarea stelelor în galaxie în constelația Canes Venatici. În dreapta sus, structura galaxiei este prezentată schematic (cf.). Zona marcată cu un pătrat punctat este prezentată mărită în partea de jos a figurii. Materia unei galaxii care se rotește în sens invers acelor de ceasornic trece mai întâi prin brațe de densitate (brațe radio). În acest caz, gazul interstelar este comprimat. Începe formarea stelelor. După ceva timp, apar primele stele tinere, ele luminează masele de gaz adiacente, care produc radiații vizibile (brațele vizibile ale galaxiei). Deoarece gazul are timp să se deplaseze din momentul compactării până în momentul formării stelelor, brațele radio și brațele vizibile nu coincid unele cu altele. Așa se explică situația prezentată în . Direcția de mișcare a substanței este indicată de săgeți roșii.

Deci, substanța trece mai întâi printr-o regiune cu densitate crescută. Aici începe procesul de formare a stelelor. După ceva timp, primele stele se aprind și observăm un braț în spirală vizibil. Deoarece știm cât de repede se mișcă stelele și gazele din galaxie din Canes Venatici și putem măsura distanța dintre brațul radio și brațul vizibil al galaxiei, putem calcula timpul necesar de la consolidarea gazului interstelar până la apariția primelor stele: este de aproximativ șase milioane de ani. În ultimii 500.000 de ani din cele șase milioane, a avut loc un proces de tipul descris de soluțiile lui Larson. Este nevoie de cinci milioane și jumătate de ani pentru ca materia interstelară să formeze norul pe care Larson și-a bazat modelul.

Înainte ca materia galactică să poată face o revoluție completă în jurul centrului galactic, durata de viață a stelelor masive expiră. Ei returnează o parte semnificativă a materiei lor gazului interstelar și ei înșiși devin pitici albe sau explodează, formând supernove. Materia care intră în gazul interstelar din ele este îmbogățită cu atomi de elemente grele care au apărut în intestinele stelelor, iar data viitoare când trece prin brațul spiralat, participă la formarea de noi stele. Din acest ciclu al materiei este exclusă numai materia conținută în obiectele compacte - pitice albe sau stele neutronice, rămase după moartea stelelor.

Odinioară, la mult timp după formarea stelelor în aureola galactică, materialul Soarelui nostru sub formă de gaz interstelar a trecut prin brațul spiralat și apoi s-au format multe stele. Frații mai masivi ai Soarelui nostru și-au încheiat de mult viața, în timp ce cei mai puțin masivi, precum Soarele nostru, în acest timp, din cauza rotației inegale a Galaxiei noastre, s-au împrăștiat în toată Galaxia și au dispărut din vedere.

Note:

Aici și de-a lungul acestei cărți, dacă nu se menționează altfel, folosim scala de temperatură absolută, al cărei zero corespunde la -273° Celsius. Pentru a trece de la temperatura absolută la temperatură pe scara Celsius, trebuie să scazi 273 de grade. Temperatura de suprafață a Soarelui în Celsius este deci de 5530°

Aceste idei îi aparțin lui Isaac Newton! Și Gine îl citează în cartea sa. - Aprox. Ed.

Osmoza este adesea numită spațiu fără aer, ceea ce sugerează că este gol. Cu toate acestea, nu este. În spațiul interstelar există praf și gaz (în principal heliu și hidrogen, cu mult mai mult din acesta din urmă). Există nori întregi de praf și gaz în Univers. Datorită acestor nori, nu putem vedea centrul galaxiei noastre. Acești nori pot avea o dimensiune de sute de ani lumină, iar părți din ei pot fi comprimate sub influența gravitației.

În timpul procesului de compresie, o parte din nor va deveni mai densă, scăzând în dimensiune și în același timp încălzindu-se. Dacă masa unei substanțe comprimate este suficientă pentru ca reacțiile nucleare să înceapă să aibă loc în ea în timpul procesului de compresie, atunci un astfel de nor produce stea.

Trebuie remarcat faptul că de obicei dintr-un singur nor se naște un întreg grup stele , care se numește de obicei stelar cluster. În acest nor se formează compactări separate (le vom numi și nori în viitor), fiecare dintre ele poate genera stea. După cum am menționat, cel mai ușor stele au o masă de 12 ori mai mică decât Soarele. Dacă norul care se prăbușește este mai puțin masiv, dar nu este mai puțin masiv decât Soarele de mai mult de o sută de ori, astfel de nori formează așa-numitele pitice maro. Piticile brune sunt chiar mai reci decât piticele roșii stele. Aceste obiecte sunt încălzite destul de puternic de forțele de compresie gravitațională și emit multă căldură (radiație infraroșie), dar abia strălucesc. Dar reacțiile nucleare nu încep la piticele brune. În cele din urmă, compresia gravitațională este oprită de presiunea gazului din interior, noi porțiuni de energie încetează să fie eliberate, iar piticele maro se răcesc într-un timp relativ scurt. Una dintre cele mai recente pitice brune descoperite este un pitic din constelația Hidra, magnitudinea sa este de doar 22,3, deși se află la doar 33 de ani lumină distanță de Soare. Unicitatea acestei pitici maro din apropiere constă în faptul că toate obiectele similare descoperite anterior făceau parte din sisteme binare, iar aceasta este unică. Se observă doar datorită apropierii de Pământ. Planeta Jupiter, cea mai mare din sistemul solar, este de 80 de ori mai ușoară decât cea mai mică masă steleși doar de 8-10 ori mai deschise decât piticele maro. Din nou remarcăm rolul masei unui obiect în propria sa soartă.

Dacă este suficient de masiv pentru a se forma stele norul se încălzește atât de mult încât începe să emită în mod activ căldură și, poate, să strălucească ușor roșu închis (chiar înainte de a începe fuziunea nucleară), un astfel de nor este de obicei numit protostar(inainte de- stea). De îndată ce temperatura din centrul protostelei atinge 10.000.000 K, începe fuziunea nucleară. Comprimarea protostelei este oprită de o presiune ușoară, devine stea. Din nou, masa determină cât de repede se va transforma protostea stea. Stele tipul de Soare petrecut în această etapă a nașterii lor 30.000.000 de ani, stele de trei ori mai masiv - 100.000 de aniși de zece ori mai puțin masiv - 100.000.000 de ani. Deci, nemasivă stele Ei fac totul mai încet și se nasc și trăiesc. După cum ne amintim, atât de ușor catre stele includ roșu stele, care au dimensiuni mici și se numesc pitici roșii. Piticile roșii sunt de zece ori mai mici decât Soarele. Stea tipul de Soare se numește pitică galbenă, așa stele sunt de asemenea relativ mici. Cel mai greu și cel mai mare normal stele se numesc giganti albastri.

La varsta frageda stea este încă înconjurat de norul său părinte, care se rotește în jurul lui sub forma unui disc de gaz sau praf. în care stea vânt - un flux de tot felul de particule care scapă de la suprafață stele la viteze mari, exercită presiune asupra substanței nor, încercând să o împingă. Deoarece norul are o formă de disc plat, mișcarea particulelor în planul său sub presiune stelar vântul este greu. Materia se repezi de-a lungul axei de rotație steleși nori, în două direcții opuse. Există puțină materie în aceste direcții, iar particulele de nor se îndepărtează aproape nestingherite de stele. Așa se observă deseori ieșiri de materie din tineri stele.

Când auzim cuvântul stea, ne imaginăm adesea diverse corpuri cerești vizibile pe cer. Dar nu toate sunt stele; pot fi planete, grupuri de stele sau pur și simplu nori de gaz.

Stea este o minge de gaz. Strălucește datorită temperaturii foarte ridicate. Temperaturile stelelor variază între 2.100 și 50.000 de grade Celsius. Temperatura unei stele îi afectează direct culoarea. Acest lucru poate fi comparat cu metalul fierbinte care își schimbă culoarea în funcție de temperatură. Cele mai fierbinți stele apar albastre.

Aspectul unei stele

Oamenii de știință au încercat de multă vreme să descopere cum se formează stelele. Stelele pot avea dimensiuni diferite. Multe dintre celelalte caracteristici ale sale, cum ar fi temperatura, culoarea și speranța de viață, depind de dimensiunea sa. Stelele sunt făcute din praf și gaz cosmic. Forțele gravitaționale compactează aceste componente. Își măresc viteza de rotație și temperatura, ceea ce duce la formarea unei protostele. Când gazul din miezul unei protostele se încălzește până la 12.000.000 de grade, hidrogenul din interiorul său va începe să se transforme în heliu. În timpul acestui proces, protostarul emite multă energie, în urma căreia încetează să se mai contracte.

Drumul vietii

Energia emisă de o stea o face strălucitoare pentru mulți ani. De exemplu, o stea similară cu Soarele trăiește și strălucește în medie 10 miliarde de ani. Stelele mai mari au o durată de viață mai scurtă de doar câteva milioane de ani. Acest lucru se datorează faptului că gazul din adâncurile lor este procesat mai rapid. Stelele mai mici decât Soarele nostru produc mai puțină căldură și lumină și trăiesc 50 de miliarde de ani sau mai mult.

Grupuri de stele

În unele cazuri, două sau un întreg grup de stele se formează din același material sursă sub formă de gaz și praf. Se numesc multipli. Oamenii de știință care observă astfel de stele au observat că uneori lumina unei stele o eclipsează pe alta, iar uneori lumina emisă de acestea este rezumată.

• În timpul conversiei hidrogenului în heliu, o cantitate mare de energie este eliberată în miezul stelei, ceea ce oprește comprimarea ulterioară a stelei.
• Așa-numitele Pleiade, grupuri de stele situate destul de departe de pământ, pot fi percepute cu ochiul liber ca un loc de ceață.
• O stea se naște dintr-un nor de gaz și praf. Forța gravitației compactează acest nor. Temperatura gazului crește, ceea ce duce la eliberarea de energie, în special de lumină.
• Temperatura gazului crește tot timpul, lumina emisă de stea devine mai strălucitoare.
• Soarele nostru se află în prezent în mijlocul vieții sale. Potrivit oamenilor de știință, există suficient gaz în el pentru a trăi încă 5 miliarde de ani.

Puteți găsi multe articole și știri interesante și științifice despre spațiu pe site

Stelele se nasc atunci când un nor de gaz interstelar și praf este comprimat și compactat de propria sa gravitație.
Se crede că acest proces duce la formarea stelelor. Folosind telescoape optice, astronomii pot vedea aceste zone, care arată ca pete întunecate pe un fundal luminos. Ele sunt numite „complexe de nor moleculare gigantice” deoarece hidrogenul este prezent sub formă moleculară. Aceste complexe, sau sisteme, împreună cu grupurile de stele globulare, sunt cele mai mari structuri din galaxie, atingând uneori 1.300 de ani lumină în diametru.
Stelele mai tinere, numite „populația stelară I”, s-au format din rămășițele rezultate din izbucnirile stelelor mai vechi, ele fiind numite
„populația stelară II”. O erupție explozivă provoacă o undă de șoc care ajunge la cea mai apropiată nebuloasă și provoacă compresia acesteia.

Bok globule.

Deci, o parte a nebuloasei este comprimată. Concomitent cu acest proces, începe formarea de nori densi și întunecați de formă rotundă de gaz și praf. Se numesc „globule Bock”. Bok, un astronom american de origine olandeză (1906-1983), a fost primul care a descris globulele. Masa globulelor este de aproximativ
de 200 de ori masa Soarelui nostru.
Pe măsură ce globulul Bok continuă să se condenseze, masa sa crește, atrăgând materie din regiunile învecinate datorită gravitației. Datorită faptului că partea interioară a globului se condensează mai repede decât partea exterioară, globulul începe să se încălzească și să se rotească. După câteva sute de mii de ani, în timpul cărora are loc compresia, se formează o protostea.

Evoluția unei protostele.

Datorită creșterii masei, din ce în ce mai multă materie este atrasă în centrul protostelei. Energia eliberată din gazul comprimat în interior este transformată în căldură. Presiunea, densitatea și temperatura protostelei cresc. Datorită creșterii temperaturii, steaua începe să strălucească în roșu închis.
Protostarul este foarte mare și, deși energia termică este distribuită pe întreaga sa suprafață, ea rămâne totuși relativ rece. În miez, temperatura crește și atinge câteva milioane de grade Celsius. Rotația și forma rotundă a protostelei se schimbă oarecum, devine mai plată. Acest proces durează milioane de ani.
Este dificil să vezi stele tinere, deoarece acestea sunt încă înconjurate de un nor de praf întunecat, datorită căruia luminozitatea stelei este practic invizibilă. Dar ele pot fi vizualizate folosind telescoape speciale în infraroșu. Miezul fierbinte al unei protostele este înconjurat de un disc rotativ de materie cu o forță gravitațională puternică. Miezul devine atât de fierbinte încât începe să ejecteze materie din cei doi poli, unde rezistența este minimă. Când aceste emisii se ciocnesc cu mediul interstelar, ele încetinesc și se dispersează pe ambele părți, formând o structură în formă de lacrimă sau arcuită cunoscută sub numele de obiect Herbic-Haro.

Steaua sau planeta?

Temperatura unei protostele atinge câteva mii de grade. Evoluțiile ulterioare depind de dimensiunile acestui corp ceresc; dacă masa este mică și este mai mică de 10% din masa Soarelui, aceasta înseamnă că nu există condiții pentru ca reacțiile nucleare să aibă loc. O astfel de protostar nu se va putea transforma într-o stea adevărată.
Oamenii de știință au calculat că pentru ca un corp ceresc care se contractă să se transforme într-o stea, masa sa minimă trebuie să fie de cel puțin 0,08 din masa Soarelui nostru. Un nor de dimensiuni mai mici care conține gaze, care se condensează, se va răci treptat și se va transforma într-un obiect de tranziție, ceva între o stea și o planetă, aceasta este așa-numita „pitică maro”.
Planeta Jupiter este un obiect ceresc prea mic pentru a deveni o stea. Dacă ar fi mai mare, poate că reacțiile nucleare ar începe în adâncurile sale și, împreună cu Soarele, ar contribui la apariția unui sistem de stele duble.

Reacții nucleare.

Dacă masa unei protostele este mare, aceasta continuă să se condenseze sub influența propriei gravitații. Presiunea și temperatura din miez cresc, temperatura ajunge treptat la 10 milioane de grade. Acest lucru este suficient pentru a combina atomii de hidrogen și heliu.
Apoi, „reactorul nuclear” al protostelei este activat și se transformă într-o stea obișnuită. Se eliberează apoi un vânt puternic, care împrăștie învelișul de praf din jur. Lumina poate fi apoi văzută emanând din steaua rezultată. Această etapă se numește „faza T-Taur” și poate dura 30 de milioane de ani. Formarea planetelor este posibilă din rămășițele de gaz și praf din jurul stelei.
Nașterea unei noi stele poate provoca o undă de șoc. Ajunsă în nebuloasă, provoacă condensarea materiei noi, iar procesul de formare a stelelor va continua prin nori de gaz și praf. Stelele mici sunt slabe și reci, în timp ce stelele mari sunt fierbinți și strălucitoare. Pentru cea mai mare parte a existenței sale, steaua se echilibrează în stadiul de echilibru.

Instituția de învățământ bugetar municipal „Gimnaziul”

Rezumat pe tema: Cum se formează stelele

Completat de elevul clasei a IV-a Wolf Vladislav

G. Cernogorsk, RH

1. Introducere
2. O stea se naște
3. Star Bonds
4. Nașterea pământului
5. Soare
6. Luna
7. Constelații
8. Concluzie

Introducere

Recent, mama mi-a dat cartea „The Great Schoolchild’s Encyclopedia”. Am fost foarte fericit. Când am început să-l studiez, mi-am dat seama cât de fascinant și interesant era în conținut. Inclusiv povești despre spațiu, despre sistemul solar, despre nașterea de noi stele sau planete. Mi-a plăcut foarte mult și am decis să fac un mic reportaj ca să știe și alți copii.

Cum se formează stelele

Când oamenii vorbesc despre stele, de obicei se referă la toate corpurile luminoase care pot fi văzute pe cerul nopții. Multe dintre ele, însă, nu sunt stele, ci planete, grupuri de stele sau pur și simplu nori de gaz.

O stea este o minge de gaz încălzită la o astfel de temperatură încât strălucește. Temperatura stelelor variază de la 2100*C la 50.000*C. Culoarea unei stele depinde de temperatura acesteia.Imaginați-vă că o bucată de metal este încălzită pe foc. Mai întâi metalul devine roșu aprins. Apoi devine alb fierbinte. Stelele albe sunt mai fierbinți decât stelele roșii, dar cele mai fierbinți stele sunt albastre.

O STEA ESTE NAȘTERE

De mulți ani, oamenii de știință au căutat un răspuns la întrebarea cum se nasc stelele. Stelele vin în diferite dimensiuni. Durata de viață a unei stele, luminozitatea și alte caracteristici depind de dimensiunea acesteia. Stelele se nasc din nori de gaz cosmic și praf. Sub influența forțelor gravitaționale, norul devine mai dens, viteza de rotație și temperatura lui cresc treptat și se transformă într-o protostea. Când temperatura din centrul unei protostele atinge aproximativ 12.000.000 * C, reacțiile termonucleare încep în adâncurile sale, transformând hidrogenul și heliul. În acest caz, se eliberează o cantitate atât de mare de energie încât steaua încetează să se mai contracte sub influența propriilor forțe gravitaționale. Aici se termină formarea stelelor.

Energia eliberată nu numai că împiedică steaua să se micșoreze, dar o face și să strălucească pentru o perioadă foarte lungă de timp. O stea de dimensiunea Soarelui nostru poate trăi aproximativ 10 miliarde de ani. Stelele mai mari ard gaze mai repede și trăiesc doar câteva milioane de ani. Stelele mai mici decât Soarele și mai reci pot trăi mai mult de 50 de miliarde de ani.

LEGAȚE STAR

Uneori, două stele se nasc în apropiere dintr-un nor rotativ de gaz și praf. Mai mult, nou-născuții diferă adesea ca culoare și dimensiune și nu arată deloc ca gemeni. Ele sunt conectate prin forțe de atracție reciprocă și se mișcă pe orbite, rotindu-se unul în jurul celuilalt, la fel cum Luna se învârte în jurul Pământului. Astfel de stele sunt numite stele duble. Dacă într-un grup există mai mult de două stele, acestea se numesc multipli. Astronomii compară luminozitatea unor astfel de stele observându-le în diferite perioade: când lumina unei stele o eclipsează pe alta sau când radiațiile lor sunt însumate.

Există Pleiadele - un grup de stele deschis, care include mai mult de 100 de stele. Sunt foarte departe de sol, așa că majoritatea nu sunt vizibile cu ochiul liber și sunt percepute în mod colectiv ca un loc de ceață.

NAŞTEREA PĂMÂNTULUI

Se pare că Pământul s-a format cu aproximativ 4,6 miliarde de ani în urmă (aproximativ 8,5 - 10,5 miliarde de ani după nașterea Universului, ca urmare a unei eliberări colosale de energie numită Big Bang). S-a format ca materie protoplanetară adunată într-un cheag și încălzită. Particulele grele de fier și nichel s-au concentrat în centrul acestei bile și s-a format un strat exterior, probabil topit, din materiale mai ușoare. După milioane de ani, stratul exterior a început să se răcească și să se întărească. În adâncurile Pământului, substanța este încă fierbinte, iar o parte din ea este topită. Din spațiu, planeta noastră pare albastră pentru că cea mai mare parte este acoperită de oceane, iar Pământul este înconjurat de o atmosferă - o înveliș de aer. Protejează împotriva radiațiilor cosmice și reglează temperatura Pământului. Mai sus, atmosfera devine mai subțire până când devine spațiu fără aer. Este ținut de forța gravitației. Pământul are forma unei mingi, deși oarecum turtit la poli și mai lat la ecuator, la mijloc. Câmpul magnetic al planetei noastre este generat de fluxurile de particule încărcate din miezul Pământului bogat în fier.

SOARE

Steaua noastră. Acum se află la mijlocul ciclului său de viață, iar rezervele sale de gaze vor dura încă 5 miliarde de ani. Nouă corpuri cosmice numite planete se învârt în jurul Soarelui în aceeași direcție - în sens invers acelor de ceasornic când sunt privite de sus. Împreună cu Soarele formează Sistemul Solar. Pământul face o revoluție completă în jurul Soarelui într-un an (365 de zile), Soarele se află la o distanță de 150 milioane km de Pământ. Soarele este de aproximativ 333.000 de ori mai greu decât Pământul. Cu precizia viziunii volumetrice, aproximativ 1.300.000 de planete precum Pământul ar încăpea în interiorul Soarelui. Ca toate stelele, Soarele este o minge de gaze fierbinți, în principal hidrogen și heliu. În miezul solar are loc o reacție termonucleară, transformând hidrogenul în heliu. Se eliberează o cantitate imensă de energie, datorită căreia temperatura nucleului ajunge la 15.000.000 * C și Soarele strălucește.

LUNA

Acesta este corpul cosmic cel mai apropiat de Pământ și singurul satelit al nostru

Planetele. Astronomii numesc Luna satelit pentru că orbitează Pământul la fiecare 27,3 zile. În același timp, reușește să se întoarcă în jurul axei sale, astfel încât Luna se îndreaptă mereu cu Pământul cu aceeași parte. Luna strălucește cu lumina reflectată de soare. În timpul lunii noi, partea Lunii cu fața noastră nu este iluminată de Soare și nu o putem vedea deloc. Uneori, Luna apare între Pământ și Soare, întunecând Soarele. Apoi, pe Pământ are loc o eclipsă de soare. Eclipsele de Lună apar atunci când Pământul trece între Soare și Lună, aruncând o umbră pe suprafața Lunii. Ele apar mai des decât cele solare. Unii oameni de știință cred că în urmă cu 4 miliarde de ani Pământul s-a ciocnit cu un corp ceresc solid numit planetezimal. La impact, bucăți s-au desprins de pe suprafața Pământului. Mișcându-se în jurul lui pe orbită, s-au apropiat treptat, formând Luna. Nu există atmosferă pe Lună și toți meteoriții cad pe suprafața ei fără să se ardă, formând cratere. Temperatura de pe suprafața Lunii este de la -170*C până la 100*C.

Pământ planetezimal

CONSTELAȚII

Mii de stele sunt vizibile pe cerul nopții. Stelele formează diverse modele și forme. Grupurile de stele care creează un model specific se numesc constelații. Chiar și în cele mai vechi timpuri, oamenii au observat că toate stelele păreau să se învârtească în jurul Stelei Polare. Ea stă mereu la locul ei, nemișcată. Situat direct deasupra Polului Nord. În emisfera sudică, este convenabil să navigați pe constelația Crucea Sudică. Forma constelațiilor nu se schimbă, dar planetele își schimbă poziția pe măsură ce se deplasează între constelații. Astronomii antici au numit obiectele misterioase în mișcare „planete”, ceea ce înseamnă „rătăcitori” în greacă veche.

ASTRONOMIE

Știință despre spațiu și corpuri cosmice. În fiecare an aflăm din ce în ce mai multe despre Sistemul Solar, Galaxia noastră (Calea Lactee) și multe alte obiecte și fenomene din Univers. Astronomii folosesc cele mai moderne echipamente științifice pentru a pătrunde în secretele spațiului. Datorită cercetărilor lor, înțelegem structura sistemului solar și a universului. Privind în adâncurile spațiului, astronomii lucrează împreună cu chimiști, fizicieni și alți oameni de știință, schimbând cunoștințe și idei.