Конспект урока №1 по дистанционному курсу Как рождаются и умирают звезды Рождение звезды

Рождение звёзд
[ Cкачайте файл, чтобы посмотреть ссылку ], огромная звёздообразующая
туманность в [ Cкачайте файл, чтобы посмотреть ссылку ]


Эволюция звезды начинается в гигантском [ Cкачайте файл, чтобы посмотреть ссылку ], также называемом звёздной колыбелью. Большая часть «пустого» пространства в [ Cкачайте файл, чтобы посмотреть ссылку ] в действительности содержит от 0,1 до 1 молекулы на смі. Молекулярное облако же имеет плотность около миллиона молекул на смі. Масса такого облака превышает массу [ Cкачайте файл, чтобы посмотреть ссылку ] в 100 00010 000 000 раз благодаря своему размеру: от 50 до 300 [ Cкачайте файл, чтобы посмотреть ссылку ] в поперечнике.
Пока облако свободно обращается вокруг центра родной галактики, ничего не происходит. Однако из-за неоднородности гравитационного поля в нём могут возникнуть возмущения, приводящие к локальным концентрациям массы. Такие возмущения вызывают [ Cкачайте файл, чтобы посмотреть ссылку ] облака. Один из сценариев, приводящих к этому  столкновение двух облаков. Другим событием, вызывающим коллапс, может быть прохождение облака через плотный рукав [ Cкачайте файл, чтобы посмотреть ссылку ]. Также критическим фактором может стать взрыв близлежащей [ Cкачайте файл, чтобы посмотреть ссылку ], ударная волна которого столкнётся с молекулярным облаком на огромной скорости. Кроме того, возможно столкновение галактик, способное вызвать всплеск звёздообразования, по мере того, как газовые облака в каждой из галактик сжимаются в результате столкновения. В общем, любые неоднородности в силах, действующих на массу облака, могут инициировать процесс образования звезды.
Из-за возникших неоднородностей давление молекулярного газа больше не может препятствовать дальнейшему сжатию, и газ начинает под действием сил гравитационного притяжения собираться вокруг центра будущей звезды, в масштабе времени: [ Cкачайте файл, чтобы посмотреть картинку ] К примеру, для Солнца [ Cкачайте файл, чтобы посмотреть картинку ] лет.
По теореме [ Cкачайте файл, чтобы посмотреть ссылку ] половина высвобождающейся гравитационной энергии уходит на нагрев облака, а половина  на световое излучение. В облаках же давление и плотность нарастают к центру, и коллапс центральной части происходит быстрее, нежели периферии. По мере сжатия длина свободного пробега фотонов уменьшается и облако становится всё менее прозрачным для собственного излучения. Это приводит к более быстрому росту температуры и ещё более быстрому росту давления. В конце концов градиент давления уравновешивает гравитационную силу, образуется гидростатическое ядро, массой порядка 1 % от массы облака. Этот момент невидим, [ Cкачайте файл, чтобы посмотреть ссылку ] непрозрачна в оптическом диапазоне. Дальнейшая эволюция [ Cкачайте файл, чтобы посмотреть ссылку ]  это [ Cкачайте файл, чтобы посмотреть ссылку ] продолжающего падать на «поверхность» ядра вещества, которое за счёт этого растет в размерах. В конце концов масса свободно перемещающегося в облаке вещества исчерпывается и звезда становится видимой в оптическом диапазоне. Этот момент считается концом протозвёздной фазы и началом фазы молодой звезды.
Вышеописанный сценарий правомерен только в случае, если молекулярное облако не вращается, однако все они в той или иной мере обладают вращательным моментом. Согласно [ Cкачайте файл, чтобы посмотреть ссылку ], по мере уменьшения размера облака растёт его скорость вращения, и в определённый момент вещество перестает вращаться как одно тело и разделяется на слои, продолжающие коллапсировать независимо друг от друга. Число и массы этих слоёв зависят от начальных массы и скорости вращения молекулярного облака. В зависимости от этих параметров формируются различные системы небесных тел: [ Cкачайте файл, чтобы посмотреть ссылку ], [ Cкачайте файл, чтобы посмотреть ссылку ], звёзды с [ Cкачайте файл, чтобы посмотреть ссылку ].
Молодые звёзды
Процесс формирования звёзд можно описать единым образом, но последующие стадии развития звезды почти полностью зависят от её массы, и лишь в самом конце звёздной эволюции свою роль может сыграть химический состав.
Молодые звёзды малой массы[
Молодые звёзды малой массы (до трёх масс Солнца), находящиеся на подходе к [ Cкачайте файл, чтобы посмотреть ссылку ], полностью конвективны; процесс [ Cкачайте файл, чтобы посмотреть ссылку ] охватывает все области светила. Это ещё по сути протозвёзды, в центре которых только-только начинаются ядерные реакции, и всё излучение происходит, в основном, из-за гравитационного сжатия. Пока гидростатическое равновесие ещё не установлено, светимость звезды убывает при неизменной эффективной температуре. На [ Cкачайте файл, чтобы посмотреть ссылку ] такие звёзды формируют почти вертикальный трек, называемый [ Cкачайте файл, чтобы посмотреть ссылку ]. По мере замедления сжатия молодая звезда приближается к главной последовательности. Объекты такого типа ассоциируются со [ Cкачайте файл, чтобы посмотреть ссылку ].
В это время у звёзд массой больше 0,8 масс Солнца ядро становится прозрачным для излучения, и лучистый перенос энергии в ядре становится преобладающим, поскольку конвекция все больше затрудняется всё большим уплотнением вещества, во внешних же слоях превалирует конвективный перенос энергии.
О том, какими характеристиками в момент попадания на главную последовательность обладают звёзды меньшей массы, достоверно неизвестно, так как время нахождения этих звёзд в разряде молодых превышает [ Cкачайте файл, чтобы посмотреть ссылку ]. Все представления об эволюции этих звёзд базируются только на численных расчётах и математическом моделировании.
По мере сжатия звезды начинает увеличиваться давление [ Cкачайте файл, чтобы посмотреть ссылку ] и при достижении определённого радиуса звезды сжатие останавливается, что приводит к остановке дальнейшего роста центральной температуры, вызываемого сжатием, а затем и к её понижению. Для звёзд меньше 0,0767[ Cкачайте файл, чтобы посмотреть ссылку ][ Cкачайте файл, чтобы посмотреть ссылку ] масс Солнца этого не происходит: выделяющейся в ходе ядерных реакций энергии никогда не хватит, чтобы уравновесить внутреннее давление и гравитационное сжатие. Такие «недозвёзды» излучают энергии больше, чем образуется в ходе ядерных реакций, и относятся к так называемым [ Cкачайте файл, чтобы посмотреть ссылку ]; их судьба  это постоянное сжатие, пока давление вырожденного газа не остановит его, и, затем, постепенное остывание с прекращением всех начавшихся ядерных реакций.
Молодые звёзды промежуточной массы
Молодые звёзды промежуточной массы (от 2 до 8 массы Солнца) качественно эволюционируют точно так же, как и их меньшие сестры, за тем исключением, что в них нет конвективных зон вплоть до главной последовательности.
Объекты этого типа ассоциируются с т. н. звёздами [ Cкачайте файл, чтобы посмотреть ссылку ] неправильными переменными спектрального типа B-F0. У них также наблюдаются [ Cкачайте файл, чтобы посмотреть ссылку ] и[ Cкачайте файл, чтобы посмотреть ссылку ]. Скорость истечения, светимость и [ Cкачайте файл, чтобы посмотреть ссылку ] существенно больше, чем для [ Cкачайте файл, чтобы посмотреть ссылку ], поэтому они эффективно нагревают и рассеивают остатки протозвёздного облака.
Молодые звёзды с массой больше 8 солнечных масс
Звезды с такой массой уже обладают характеристиками нормальных звезд, поскольку прошли все промежуточные стадии и смогли достичь такой скорости ядерных реакций, чтобы они компенсировали потери энергии на излучение, пока накапливалась масса гидростатического ядра. У этих звёзд истечение массы и светимость настолько велики, что не просто останавливают коллапсирование ещё не ставших частью звезды внешних областей молекулярного облака, но, наоборот, отталкивает их прочь. Таким образом, масса образовавшейся звезды заметно меньше массы протозвёздного облака. Скорее всего, этим и объясняется отсутствие в нашей галактике звёзд с массой больше, чем около 300[ Cкачайте файл, чтобы посмотреть ссылку ][ Cкачайте файл, чтобы посмотреть ссылку ] масс Солнца.

t_{ff}\simeq\frac {1}{\sqrt{G\rho}}Заголовок 2Заголовок 315