Мы всем своим существованием обязаны Солнцу. Но как они образовались?
Звезды начинаются как огромные облака холодного молекулярного водорода и гелия, оставшиеся после Большого взрыва. Эти огромные облака могут иметь размеры в сотни световых лет и содержать сырье, в тысячи или даже миллионы раз превышающее массу нашего Солнца. В дополнение к водороду, эти облака засеяны более тяжелыми элементами из звезд, которые жили и умерли давно. Они удерживаются в равновесии между их внутренней силой тяжести и внешним давлением молекул. В конце концов, какой-то удар преодолевает этот баланс и вызывает разрушение облака.
Этот удар может быть вызван близким взрывом сверхновой, столкновением с другим газовым облаком или волной давления спиральных рукавов галактики, проходящих через регион. Когда это облако разрушается, оно распадается на все более и более мелкие сгустки, пока не появятся узлы с примерно массой звезды. Поскольку эти области нагреваются, они предотвращают дальнейшее падение материала внутрь.
В центре этих глыб материал начинает увеличиваться в тепле и плотности. Когда внешнее давление уравновешивается против силы притяжения, образуется протозвезда. Что будет дальше, зависит от количества материала.
Некоторые объекты не накапливают массу, достаточную для зажигания звезд, и становятся коричневыми карликами - субзвездными объектами, мало чем отличающимися от действительно большого Юпитера, который медленно остывает в течение миллиардов лет.
Если у звезды достаточно материала, она может генерировать достаточно давления и температуры в своем ядре, чтобы начать синтез дейтерия - более тяжелого изотопа водорода. Это замедляет коллапс и подготавливает звезду к переходу в фазу истинной главной последовательности. Это стадия, на которой находится наше Солнце, и она начинается, когда начинается синтез водорода.
Если протозвезда содержит массу нашего Солнца или меньше, она подвергается протон-протонной цепной реакции для превращения водорода в гелий. Но если у звезды примерно в 1,3 раза больше массы Солнца, она подвергается циклу углерод-азот-кислород для превращения водорода в гелий. Как долго продержится эта вновь образованная звезда, зависит от ее массы и от того, как быстро она потребляет водород. Маленькие звезды красного карлика могут существовать сотни миллиардов лет, в то время как крупные сверхгиганты могут потреблять свой водород в течение нескольких миллионов лет и детонировать как сверхновые. Но как звезды взрываются и сеют свои элементы вокруг Вселенной? Это еще один эпизод.
Мы написали много статей о звездообразовании в журнале Space. Вот статья о звездообразовании в Большом Магеллановом Облаке, и вот еще одна о звездообразовании в NGC 3576.
Хотите больше информации о звездах? Вот новостные выпуски Хабблсайта о звездах, а также больше информации от НАСА о Вселенной.
Мы записали несколько эпизодов Астрономического ролика о звездах. Вот два из них, которые могут оказаться полезными: Эпизод 12: Откуда берутся звезды младенца, и Эпизод 13: Куда уходят звезды, когда они умирают?
Источник: НАСА
Подкаст (аудио): Скачать (Продолжительность: 3:03 - 2,8 МБ)
Подписаться: Apple Podcasts | Android | RSS
Подкаст (видео): Скачать (50,5 МБ)
Подписаться: Apple Podcasts | Android | RSS
