| Назва: | Виникнення зір |
| Тип: | Реферати |
| Мова: | Українська |
| Розмiр: | 14,54 KB |
| Скачувань: | 30 |
Зірки, що формуються і дуже молоді зірки часто оточені газовою оболонкою - залишками речовини, що не встигнули ще впасти на зірку. Оболонка не випускає зсередини світло і цілком переробляє його в інфрачервоне випромінювання. Тому наймолодші зірки звичайно виявляють себе лише як інфрачервоні джерела.
На початковому етапі життя «поводження» зірки дуже сильно залежить від її маси. Низька світність маломасивних зірок дозволяє їм надовго затриматися на стадії повільного стиску, "харчуючись" тільки гравітаційною енергією. За цей час оболонка встигає частково осісти на зірку, а також сформувати навкругизірковий газовий диск. Еволюція ж масивної зірки протікає так швидко, що зірка проживає велику частину життя, оточена залишками своєї протозіркової оболонки, що часто називають газовим коконом.
Прикладом зірки-кокона служить об'єкт Бекліна - Нейгебауера в туманності Оріона. Він знаходиться в центрі компактного і дуже щільного скупчення протозірок. З них він найбільше масивний: зірка усередині кокона має масу порядку восьми сонячних. Її світність близька до 2 тис. сонячних, а температура випромінювання кокона біля 600 К. Тому об'єкт Бекліна - Нейгебауера був відкритий двома астрономами, імена яких він носить, у 1966 р. як потужне інфрачервоне джерело. Зараз відомо вже більш 250 об'єктів такого типу. Температура їхніх пильних коконів 300 - 600 К. Деякі з них своїм випромінюванням уже майже зруйнували кокони: спостереження показують, що їхня речовина розширюється зі швидкістю 10 - 15 км/с. Класичний приклад такої зірки - понадгигант h Киля на відстані біля 3 кпк від нас, занурений у щільну пилову туманність Гомункулус.
Які зірки народжуються
Молекулярні хмари, ці «фабрики по виробництву зірок», виготовляють зірки всіляких типів. Діапазон мас новонароджених зірок простирається від декількох сотих долей до 100 мас Сонця, причому маленькі зірки утворяться значно частіше, чим значні. У середньому в Галактиці щорічно народжується приблизно десяток зірок із загальною масою біля п'ятьох мас Сонця.
Приблизно половина зірок народжуються одиночними; інші утворять подвійні, потрійні і більш складні системи. Чим більше компонентів, тим рідше зустрічаються такі системи. Відомі зірки, що містять до семи компонентів, більш складні поки не виявлені.
Причини появи подвійних і кратних зірок цілком зрозумілі: вихідне обертання газової хмари не дозволяє йому стиснутися в одну компактну зірку. Чим більше стискується хмара, тим швидше воно обертається (відомий «ефект фігуристки», що є слідством закону збереження моменту кількості руху). Наростаючі при стиску відцентрові сили спочатку роблять хмару плоскою, як ватрушка, а потім витягають у «диню» і розривають навпіл. Кожна з половин зіщулюючись далі, продовжує рухатися по орбіті навколо загального центру мас. Якщо подальший стиск не розриває її на частини, то утвориться подвійна зірка, а якщо розподіл продовжується - народжується більш складна кратна система.
Молоді зоряні колективи
Великий інтерес подають не тільки індивідуальні і кратні молоді зірки, але і їхні колективи. Молоді зірки сконцентровані поблизу екваторіальної площини Галактики, що зовсім не дивовижно: саме там знаходиться прошарок міжзоряного газу. На нашому небокраю молоді зірки великої світності і нагріті ними газові хмари розташувались смугою Чумацького Шляху. Але якщо темної літньої ночі уважно подивитися на небо, можна зауважити, що в Чумацькому Шляху виділяються окремі «зоряні хмари». Наскільки вони реальні і який ступінь в еволюції речовини відображають? Ці великі угруповання молодих зірок одержали назву зоряні комплекси. Їхні характерні розміри - декілька сот парсек.
Історично першими були виявлені і досліджувані більш компактні групи молодих зірок - розсіяні скупчення подібні Плеядам. Ці порівняно щільні групи з декількох сотень або тисяч зірок, пов'язаних взаємною гравітацією, успішно протистоять руйнуючому впливу гравітаційного поля Галактики. Їхнє походження не викликає суперечок: предками таких скупчень є щільні ядра міжзоряних молекулярних хмар. Розсіяні скупчення потроху втрачають свої зірки, але усе ж живуть досить довго: у середньому біля 500 млн років, а іноді і декілька мільярдів.
Часто молоді щільні скупчення оточені розрідженою короною з таких же молодих зірок. Нерідко подібні корони зустрічаються і самі по собі, без центрального скупчення. Їх називають зоряними асоціаціями.
Звичайно на фоні Чумацького Шляху виділяються лише самі масивні і яскраві члени асоціації - зірки спектральних класів О и В. Тому такі угруповання іменуються ОВ-асоціаціями. У деяких із них помічені ознаки розширення зі швидкістю 5 - 10 км/с, що почалося із самого народження зірок. Причина розширення, мабуть, у тому, що масивні гарячі зірки відразу після своєї появи розігрівають навколишній газ і виганяють його з області зіркоутворення. З відходом газу ці області позбавляються 70 - 95% своєї маси і вже не можуть утримати зірки, що швидко рухаються, які слідом за газом покидають місце свого народження.
На початковому етапі життя «поводження» зірки дуже сильно залежить від її маси. Низька світність маломасивних зірок дозволяє їм надовго затриматися на стадії повільного стиску, "харчуючись" тільки гравітаційною енергією. За цей час оболонка встигає частково осісти на зірку, а також сформувати навкругизірковий газовий диск. Еволюція ж масивної зірки протікає так швидко, що зірка проживає велику частину життя, оточена залишками своєї протозіркової оболонки, що часто називають газовим коконом.
Прикладом зірки-кокона служить об'єкт Бекліна - Нейгебауера в туманності Оріона. Він знаходиться в центрі компактного і дуже щільного скупчення протозірок. З них він найбільше масивний: зірка усередині кокона має масу порядку восьми сонячних. Її світність близька до 2 тис. сонячних, а температура випромінювання кокона біля 600 К. Тому об'єкт Бекліна - Нейгебауера був відкритий двома астрономами, імена яких він носить, у 1966 р. як потужне інфрачервоне джерело. Зараз відомо вже більш 250 об'єктів такого типу. Температура їхніх пильних коконів 300 - 600 К. Деякі з них своїм випромінюванням уже майже зруйнували кокони: спостереження показують, що їхня речовина розширюється зі швидкістю 10 - 15 км/с. Класичний приклад такої зірки - понадгигант h Киля на відстані біля 3 кпк від нас, занурений у щільну пилову туманність Гомункулус.
Які зірки народжуються
Молекулярні хмари, ці «фабрики по виробництву зірок», виготовляють зірки всіляких типів. Діапазон мас новонароджених зірок простирається від декількох сотих долей до 100 мас Сонця, причому маленькі зірки утворяться значно частіше, чим значні. У середньому в Галактиці щорічно народжується приблизно десяток зірок із загальною масою біля п'ятьох мас Сонця.
Приблизно половина зірок народжуються одиночними; інші утворять подвійні, потрійні і більш складні системи. Чим більше компонентів, тим рідше зустрічаються такі системи. Відомі зірки, що містять до семи компонентів, більш складні поки не виявлені.
Причини появи подвійних і кратних зірок цілком зрозумілі: вихідне обертання газової хмари не дозволяє йому стиснутися в одну компактну зірку. Чим більше стискується хмара, тим швидше воно обертається (відомий «ефект фігуристки», що є слідством закону збереження моменту кількості руху). Наростаючі при стиску відцентрові сили спочатку роблять хмару плоскою, як ватрушка, а потім витягають у «диню» і розривають навпіл. Кожна з половин зіщулюючись далі, продовжує рухатися по орбіті навколо загального центру мас. Якщо подальший стиск не розриває її на частини, то утвориться подвійна зірка, а якщо розподіл продовжується - народжується більш складна кратна система.
Молоді зоряні колективи
Великий інтерес подають не тільки індивідуальні і кратні молоді зірки, але і їхні колективи. Молоді зірки сконцентровані поблизу екваторіальної площини Галактики, що зовсім не дивовижно: саме там знаходиться прошарок міжзоряного газу. На нашому небокраю молоді зірки великої світності і нагріті ними газові хмари розташувались смугою Чумацького Шляху. Але якщо темної літньої ночі уважно подивитися на небо, можна зауважити, що в Чумацькому Шляху виділяються окремі «зоряні хмари». Наскільки вони реальні і який ступінь в еволюції речовини відображають? Ці великі угруповання молодих зірок одержали назву зоряні комплекси. Їхні характерні розміри - декілька сот парсек.
Історично першими були виявлені і досліджувані більш компактні групи молодих зірок - розсіяні скупчення подібні Плеядам. Ці порівняно щільні групи з декількох сотень або тисяч зірок, пов'язаних взаємною гравітацією, успішно протистоять руйнуючому впливу гравітаційного поля Галактики. Їхнє походження не викликає суперечок: предками таких скупчень є щільні ядра міжзоряних молекулярних хмар. Розсіяні скупчення потроху втрачають свої зірки, але усе ж живуть досить довго: у середньому біля 500 млн років, а іноді і декілька мільярдів.
Часто молоді щільні скупчення оточені розрідженою короною з таких же молодих зірок. Нерідко подібні корони зустрічаються і самі по собі, без центрального скупчення. Їх називають зоряними асоціаціями.
Звичайно на фоні Чумацького Шляху виділяються лише самі масивні і яскраві члени асоціації - зірки спектральних класів О и В. Тому такі угруповання іменуються ОВ-асоціаціями. У деяких із них помічені ознаки розширення зі швидкістю 5 - 10 км/с, що почалося із самого народження зірок. Причина розширення, мабуть, у тому, що масивні гарячі зірки відразу після своєї появи розігрівають навколишній газ і виганяють його з області зіркоутворення. З відходом газу ці області позбавляються 70 - 95% своєї маси і вже не можуть утримати зірки, що швидко рухаються, які слідом за газом покидають місце свого народження.