Астронет - зірки
кОНСПЕКТ конспект
(Написаний І.Р.Міклашевскім)
Теорія народження зірок створена Джинсом на початку XX століття. Гравітація прагне стиснути газова хмара, тиск - розширити. В результаті воно коллапсирует, якщо його маса більше критичної джінсовской. Обертання при стисканні прискорюється, в результаті відбувається фрагментація.
Вибух наднової, як мітла зганяє газ в купу (і породжує каверни).
Стабільне сферично симетричним газова хмара постійної температури має щільність, що залежить від відстані до центру (вона дорівнює $ \ frac $). Прирівнюючи гравітаційну силу силі тиску, отримуємо: $ Gm (r) \ ro (r) / r ^ 2 = dp / dr $, де тиск $ p $ дорівнює добутку щільності, температури і коефіцієнта, що залежить тільки від складу газу. Поклавши його рівним 1, отримуємо нелінійне звичайне диференціальне рівняння 2-го порядку на $ m (r) $: $ r ^ 2 d ^ 2m / dr ^ 2 = (m / T + 2r) dm / dr $. При стисненні хмари гравітаційна сила буде зростати обернено пропорційно квадрату лінійних розмірів, тиск (і його градієнт - архимедова сила) - обернено пропорційно кубу лінійних розмірів у разі ізотермічного стиснення і п'ятого ступеня в разі адіабатичного стиснення. Але сила тиску є тиск помножене на площу, а площі будуть зменшуватися пропорційно квадрату лінійних розмірів. В результаті при стисненні тиск росте повільніше гравітації в ізотермічному випадку і швидше - в адіабатичному. Поки велика хмара прозоро, стиснення буде ізотермічним, так що рівновага виявляється нестійким. В ході стиснення прозорість втрачається, і воно зупиняється, а хмара нагрівається.
На стадії гравітаційного стиснення протозвезда світить в кілька разів яскравіше, ніж вона буде світити за рахунок термоядерних реакцій. Але найбільш масивні зірки на цій стадії оточені непрозорим хмарою, вони стають видимими тільки коли виходять на Головну Послідовність.
Зірки мають масу від декількох сотих сонячної до декількох десятків або сотень сонячної. Зірка горить тим швидше, чим більше її маса: тривалість життя за наше Сонце близько 10 мільярдів років, а найбільші зірки живуть мільйони років; червоні карлики живуть настільки довго, що вік Всесвіту набагато менше тривалості їх життя, так що всі існуючі зараз червоні карлики дуже молоді.
На ранніх стадіях зірки світять за рахунок енергії гравітаційного стиснення, потім в їхніх надрах починається термоядерна реакція синтезу гелію з водню, стиснення припиняється; на цій стадії зірка знаходиться бо "Більшу частину свого життя. Тільки найменші зірки (коричневі карлики) не доходять до цієї стадії: температура в їхніх надрах ніколи не досягає величини достатньої для синтезу гелію з водню; деякий час відбувається синтез гелію з дейтерію, але дейтерію мало, і він швидко вигоряє. Червоні карлики, коли водень в ядрі буде витрачено, поступово згаснуть, перетворяться в чорних карликів; ймовірно перед цим пройдуть стадію гравітаційного стиснення. Зірки маси порядку за наше Сонце, коли водорості д в ядрі закінчиться, будуть світити за рахунок синтезу гелію з водню в шарах ближчих до поверхні; при цьому зірка роздується і перетвориться на червоного гіганта, світність її зросте. Потім гелиевое ядро стиснеться і розігріється настільки, що в ньому почнеться реакція синтезу вуглецю і кисню з гелію; потім загориться гелій в шарах ближчих до поверхні, зірка роздується ще більше. Зрештою газова оболонка буде скинута, а термоядерні реакції припиняться, залишок зірки стиснеться до розмірів порядку Землі і превратітс я в білого карлика, що світить за рахунок енергії гравітаційного стиснення. Горіння водню в приповерхневих шарах і горіння гелію займає набагато менший час, ніж горіння водню в ядрі; а стадія білого карлика продовжиться набагато довше (близько 100 мільярдів років); в кінці кінців білий карлик потухне, перетвориться в чорного карлика (але набагато більш щільного, ніж чорний карлик, що вийшов з червоного).
У зірках набагато більш масивних, ніж Сонце, коли гелій в ядрі буде вичерпано, воно стиснеться і розігріється до такої міри, що стануть можливими термоядерні реакції, в результаті яких вуглець і кисень зливаються в більш важкі елементи; ці термоядерні реакції проходять дуже швидко, виникає залізне ядро, воно коллапсирует, відбувається вибух так званої наднової зірки; протягом декількох місяців вона випромінює на багато порядків більше енергії, ніж звичайна зірка. В результаті утворюється розлітається хмара, а в центрі залишається надгуста нейтронна зірка (пульсар). Якщо маса зірки була більш, ніж в 8 разів більше сонячної, після вибуху на її місці залишається чорна діра.
Переважна більшість зірок Галактики - червоні карлики. Навіть найближчі до нас червоні карлики видно тільки в бінокль.
Більшість зірок Галактики, в тому числі Сонце, знаходяться поблизу площини Чумацького Шляху (це не відноситься до зірок першого покоління, яке виникло при формуванні Галактики з гігантського газового хмари). Сонце знаходиться на півдорозі від центру Галактики до її краю. Характерні відстані між зірками в цій області - кілька світлових років. Ближче до центру Галактики зірки розташовані густіше.