творюються шляхом конденсації хмар газово-пилової міжзоряного середовища.Процес утворення зірок з цього середовища продовжується і в даний час.З'ясування цієї обставини є одним з найбільших досягненьсучасної астрономії. Ще порівняно недавно вважали, що всі зіркиутворилися майже одночасно багато мільярдів років тому. Крахові цих метафізичнихуявлень сприяв, насамперед, прогрес спостережної астрономії ірозвиток теорії будови і еволюції зірок. У результаті стало ясно, що багатоспостережувані зірки є порівняно молодими об'єктами, а деякі з нихвиникли тоді, коли на Землі вже була людина.
Важливимаргументом на користь висновку про те, що зірки утворюються з міжзоряногогазово-пилової середовища, служить розташування груп свідомо молодих зірок вспіральних гілках Галактики. Справа в тому, що згідно Радіоастрономічногоспостереженнями міжзоряний газ концентрується переважно в спіральнихрукавах галактик. Зокрема, це має місце і в нашій Галактиці. Більш того,з детальних "радіо зображень" деяких близьких до нас галактик випливає, щонайбільша щільність міжзоряного газу спостерігається на внутрішніх (по відношеннюдо центру відповідної галактики) краях спіралі. Але саме в цих частинахспіралей спостерігаються методами оптичної астрономії В«зони Н Н", тобто хмариионизованного міжзоряного газу. Причиною іонізації таких хмар може бутитільки ультрафіолетове випромінювання масивних гарячих зірок - об'єктів свідомомолодих.
Миможемо уявити картину еволюції якої-небудь зірки наступним чином. Задеяких причин (їх можна вказати кілька) початок конденсуватися хмараміжзоряного газово-пилової середовища. Досить скоро (за астрономічнимимасштабами!) під впливом сил всесвітнього тяжіння з цієї хмари утворюєтьсяпорівняно щільний непрозорий газова куля. Ця куля ще не можна назватизіркою, так як в його центральних областях температура недостатня для того,щоб почалися термоядерні реакції. Тиск газу всередині кулі не в змозіпоки врівноважити сили притягання окремих його частин, тому він будебезперервно стискуватися. Деякі астрономи раніше вважали, що такі протозіркиспостерігаються в окремих туманностях у вигляді дуже темних компактних утворень,так званих глобул. Успіхи радіоастрономії, проте, змусили відмовитися відтакий досить наївною точки зору. Звичайно одночасно утворюється не однапротозірка, а більш-менш численна група їх. У подальшому цігрупи стають зоряними асоціаціями та скупченнями, добре відомимиастрономам.
Пристисненні протозірки температура її підвищується, і значна частинаосвобождающейся потенційної енергії випромінюється в навколишній простір. Такяк розміри стискуваної газової кулі дуже великі, то випромінювання з одиниці йогоповерхні буде незначним.
ВНадалі протозірок продовжує стискатися. Її розміри стають менше, аповерхнева температура зростає, внаслідок чого спектр стає все більшраннім. Таким чином, рухаючись по діаграмі "спектр - світність",протозірка досить швидко "сяде" на головну послідовність. Вцей період температура зоряних надр вже виявляється достатньою для того,щоб там почалися термоядерні реакції. При цьому тиск газу всередині майбутньоїзірки врівноважує тяжіння, і газова куля перестає стискатися. Протозіркастає зіркою.
3.Яквлаштована зірка і як вона живе
Зіркине залишаться вічно такими ж, якими ми їх бачимо зараз. У Всесвіті постійнонароджуються нові зірки, а старі вмирають. Щоб зрозуміти, як еволюціонуєзірка, як змінюються з часом її зовнішні параметри - розмір, світність,маса, необхідно проаналізувати процеси, що протікають в надрах зірки. А дляцього треба знати, як влаштовані ці надра, їх хімічний склад, температуру,щільність, тиск. Але спостереженнями доступні лише зовнішні шари зірок - їхатмосфери. Проникнути вглиб навіть найближчої зірки - Сонця - ми не можемо.Доводиться вдаватися до непрямих методів: розрахунками, комп'ютерногомоделюванню. При цьому користуються даними про зовнішніх шарах, відомими законамифізики і механіки, спільними як для Землі, так і для зоряного світу.
Умовив надрах зірок значно відрізняються від умов в земних лабораторіях, алеелементарні частинки - електрони, протони, нейтрони там ті ж, що і на Землі.Зірки складаються з тих же хімічних елементів, що і наша планета. Тому доним можна застосовувати знання, отримані в лабораторіях.
Спостереженняпоказують, що більшість зірок стійкі, тобто вони помітно не розширюються іне стискаються в протягом тривалих проміжків часу.
Визначенняхімічного складу і фізичних умов у центральних частинах зірок дозволиловирішити питання про джерела зоряної енергії. При температурі 10-30 млн.градусів і наявності великої кількості ядер водню протікають термоядерні реакції,в результаті утворюються ядра різних хімічних елементів. Не всі можливіядерні реакції заслуговують роль джерел зоряної енергії, а лише такі,які виділяють достатньо велику енергію і можуть тривати протягомкількох мільярдів років життя зірки.
Термінжиття зірки прямо залежить від її маси. Зірки з масою в 100 разів більшесонячної живуть всього кілька мільйонів років. Якщо маса становить дві-трисонячних, термін життя збільшується до мільярда років.
ВікСонця приблизно 4,5-5 млрд. років, і за цей час воно майже не змінила свогорозміру та яскравості.
Астрономине в змозі простежити життя однієї зірки від початку і до кінця. Навіть самікороткоживучі зірки існують мільйони років - довше життя не тільки однієїлюдини, а й усього людства. Проте вчені можуть спостерігати багато зірокзнаходяться на самих різних стадіях свого розвитку, - тільки що народилися івмираючі. За численними зоряним портретів вони намагаються відновитиеволюційний шлях кожної зірки і написати її біографію.
Життєвийшлях зірки досить складний. Протягом своєї історії вона розігрівається до дужевисоких температур і остигає до такої міри, що в її атмосфері починаютьутворюватися порошинки. Зірка розширюється до грандіозних розмірів, порівнянних зрозмірами орбіти Марса, і стискається до декількох десятків кілометрів.Світність її зростає до величезних величин і падає майже до нуля.
Життязірки не завжди протікає гладко. Картина її еволюції ускладнюється обертанням,іноді дуже швидким, на межі стійкості (при швидкому обертаннівідцентрові сили прагнуть розірвати зірку). Деякі зірки маютьшвидкістю обертання на поверхні 500-600 км/с. Для Сонця ця величинастановить близько 2 км/с. Сонце - зірка відносно спокійна, але навіть воновипробовує коливання з різними періодами, на його поверхні відбуваютьсявибухи і викиди речовини. Активність деяких інших зірок незрівнянно вище.На певних етапах своєї еволюції зірка може стати змінної, почавширегулярно міняти свій блиск, стискатися і знову розширюватися. А іноді на зіркахвідбуваються сильні вибухи. Коли вибухають самі масивні зірки, їхній блиск накороткий термін може перевищити блиск всіх інших зірок галактики разомузятих.
Засучасними уявленнями, життєвий шлях одиночної зірки визначається їїпочатковою масою і хімічним складом. Чому дорівнює мінімальна можлива масазірки, ми з упевненістю сказати не можемо. Справа в тому, що маломасивнізірки дуже слабкі об'єкти і спостерігати їх досить важко. Теорія зоряноїеволюції стверджує, що в тілах менше ніж сім-вісім сотих часток масиСонця довготривалі атомні реакції йти не можуть. Ця величина близька до мінімальноїмасі спостережуваних зірок, їх світність менше сонячної в десятки тисяч разів.Температура на поверхні подібних зірок не перевершує 2-3 тисячі градусів,це багряно червоні карлики.
Взірках великої маси, навпаки реакції протікають з величезною швидкістю. Якщомаса народжуваної зірки перевищує 50-70 сонячних мас, то після загоряннятермоядерного палива надзвичайно інтенсивне випромінювання своїм тиском можепросто скинути надлишок маси. Через кілька мільйонів років, а може бути іраніше, ці зірки можуть вибухнути, як наднові (так називають вибухаютьзірки з великою енергією спалаху).
Важливуроль в житті зірки грає магнітне поле. З магнітним полем пов'язаніпрактично всі прояви сонячно...
