Рождение звезд
Рождение звезд
Космос нередко именуют безвоздушным местом, полагая его пустым. Но, это не так. В межзвездном пространстве есть пыль и газ (в главном, гелий и водород, при этом последнего существенно больше). Во Вселенной есть целые облака пыли и газа. Благодаря этим тучам нам не виден центр нашей Галактики. Облака эти могут иметь размеры в сотки световых лет, а их части могут сжиматься под действием сил гравитации. В процессе сжатия часть облака будет уплотняться, уменьшаясь в размерах и сразу нагреваясь.
Если масса сжимающегося вещества достаточна для того, чтоб в процессе сжатия снутри него начали происходить ядерные реакции, то из такового облака выходит звезда. Нужно увидеть, что обычно из 1-го облака рождается целая группа звезд, которую принято именовать звездным скоплением . В этом облаке образуются отдельные уплотнения (мы их тоже в предстоящем будем именовать тучами), каждое из которых может породить звезду. Как было упомянуто, самые легкие звезды имеют массу в 12 раз наименьшую, чем Солнечная. Если сжимающееся скопление наименее массивно, но не уступает Солнцу в массе больше, чем в 100 раз, такие облака образуют так именуемые карие лилипуты. Карие лилипуты еще холоднее бардовых звезд. Эти объекты достаточно очень разогреваются силами гравитационного сжатия и источают много тепла (инфракрасное излучение), а сияют едва-едва.
Но ядерные реакции (см. предшествующую страничку) в карих лилипутах не начинаются. В конце концов, гравитационное сжатие останавливается давлением газа изнутри, перестают выделяться новые порции энергии, и карие лилипуты за сравнимо маленькие сроки остывают. Одним из последних открытым карим лилипутом является лилипут в созвездии Гидры, его сияние составляет только 22,3, хотя он удален от Солнца всего на 33 световых года. Уникальность этого наиблежайшего кофейного лилипута заключается в том, что все ранее открытые подобные объекты входили в двойные системы, а этот — одиночный. Увиден он только благодаря собственной близости к Земле.
Планетка Юпитер, наибольшая в Солнечной системе, в 80 раз легче самой маломассивной звезды и только в 8-10 раз легче карих карликов. Опять подмечаем роль массы объекта в его своей судьбе. Если довольно мощное для образования звезды скопление так прогревается, что начинает интенсивно источать тепло и, может быть, слабо сиять красным цветом (еще до начала ядерного синтеза), такое скопление принято уже именовать протозвездой (до-звездой). Как температура в центре протозвезды достигнет 10 000 000 К, начинается ядерный синтез. Сжатие протозвезды останавливается световым давлением, она становится звездой.
Опять-таки, от массы зависит, как стремительно протозвезда перевоплотится в звезду. Звезды типа Солнца растрачивают на эту стадию собственного рождения 30 000 000 лет, звезды втрое массивнее — 100 000 лет, а в десятеро наименее мощные — 100 000 000 лет. Итак, немассивные звезды все делают медлительнее, и появляются и живут. Как мы помним, к таким легким звездам относятся красноватые звезды, которые имеют маленькие размеры и именуются красноватыми лилипутами.
Красноватые лилипуты в 10 раз меньше Солнца по размерам. Звезда типа Солнца носит заглавие желтоватого лилипута, такие звезды также относительно невелики. Самые томные и огромные обычные звезды именуются голубыми гигантами. В юности звезда еще окружена своим родительским облаком, которое в виде газового либо газопылевого диска крутится вокруг нее. При всем этом звездный ветер — поток различных частиц, вырывающихся с поверхности звезды с большенными скоростями, оказывает давление на вещество облака, пытаясь оттолкнуть его подальше. Потому что скопление имеет плоскую форму диска, то движение частиц в его плоскости под давлением звездного ветра затруднено. Вещество устремляется повдоль оси вращения звезды и облака, в 2-ух обратных направлениях. В этих направлениях вещества не достаточно, и частички облака практически беспрепятственно устремляются прочь от звезды. Так образуются нередко наблюдаемые оттоки вещества от юных звезд.