Звезды рождаются, когда облако, состоящее в основном из межзвездного газа
и пыли, сжимается и уплотняется под действием собственной гравитации.
Считается, что именно этот процесс приводит к образованию звезд. С помощью
оптических телескопов астрономы могут увидеть эти зоны, они похожи на
темные пятна на ярком фоне. Их называют «гигантскими комплексами
молекулярных облаков», потому что водород входит в их состав в форме
молекул. Эти комплексы, или системы, наряду с шаровыми звездными
скоплениями, представляют собой самые крупные структуры в галактике, их
диаметр иногда достигает 1300 световых лет.
Более молодые звезды, их называют «звездное население I», образовались из
остатков, получившихся в результате вспышек старых звезд, их называют
«звездное население II». Вспышка взрывного характера вызывает ударную
волну, которая доходит до ближайшей туманности и провоцирует её сжатие.
Глобулы Бока.
Итак, происходит сжатие части туманности. Одновременно с этим процессом
начинается образование плотных темных газопылевых облаков круглой формы. Их
называют «глобулы Бока». Бок – американский астроном голландского
происхождения (1906-1983) – впервые описал глобулы. Масса глобул примерно в
200 раз превышает массу нашего Солнца.
По мере того как глобула Бока продолжает сгущаться, её масса
увеличивается, притягивая к себе благодаря гравитации материю из соседних
областей. В связи с тем, что внутренняя часть глобулы сгущается быстрее,
чем внешняя, глобула начинает разогреваться и вращаться. Через несколько
сотен тысяч лет, во время которых происходит сжатие, образуется
протозвезда.
Эволюция протозвезды.
Благодаря увеличению массы к центру протозвезды притягивается все больше
материи. Энергия, высвободившаяся из сжимающегося внутри газа,
трансформируется в тепло. Давление, плотность и температура протозвезды
повышаются. Из-за повышения температуры звезда начинает светиться тёмно-
красным светом.
Протозвезда имеет очень большие размеры, и, хотя тепловая энергия
распределяется по всей её поверхности, она всё равно остаётся относительно
холодной. В ядре температура растет и достигает нескольких миллионов
градусов по Цельсию. Вращение и круглая форма протозвезды несколько
видоизменяются, она становится более плоской. Этот процесс длится миллионы
лет.
Увидеть молодые звезды трудно, так как они еще окружены темным пылевым
облаком, из-за которого практически не виден блеск звезды. Но их можно
рассмотреть при помощи специальных инфракрасных телескопов. Горячее ядро
протозвезды окружено вращающимся диском из материи, обладающей большой
силой притяжения. Ядро настолько разогревается, что начинает выбрасывать
материю с двух полюсов, где сопротивляемость минимальна. Когда эти выбросы
сталкиваются с межзвездной средой, они замедляют движение и рассеиваются по
обеим сторонам, образуя каплевидную или аркообразную структуру, известную
под названием «объект Хербика-Харо».
Звезда или планета?
Температура протозвезды доходит до нескольких тысяч градусов. Дальнейшее
развитие событий зависит от габаритов этого небесного тела; если масса
небольшая и составляет менее 10% от массы Солнца, это значит, что нет
условий для прохождения ядерных реакций. Такая протозвезда не сможет
превратиться в настоящую звезду.
Учёные рассчитали, что для превращения сжимающегося небесного тела в
звезду его минимальная масса должна составлять не менее 0,08 от массы
нашего Солнца. Газосодержащее облако меньших размеров, сгущаясь, будет
постепенно охлаждаться и превратится в переходный объект, нечто среднее
между звездой и планетой, это так называемый «коричневый карлик».
Планета Юпитер представляет собой небесный объект слишком малых размеров,
чтобы стать звездой. Если бы он был больше, возможно, в его недрах начались
бы ядерные реакции, и он наряду с Солнцем способствовал бы появлению
системы двойных звезд.
Ядерные реакции.
Если масса протозвезды большая, она продолжает сгущаться под действием
собственной гравитации. Давление и температура в ядре растут, температура
постепенно доходит до 10 миллионов градусов. Этого достаточно для
соединения атомов водорода и гелия.
Далее активизируется «ядерный реактор» протозвезды, и она превращается в
обычную звезду. Затем выделяется сильный ветер, который разгоняет
окружающую оболочку из пыли. После этого можно видеть свет, исходящий из
образовавшейся звезды. Эта стадия называется «фаза Т-Тельцы», она может
длиться 30 миллионов лет. Из остатков газа и пыли, окружающих звезду,
возможно образование планет.
Рождение новой звезды может вызвать ударную волну. Дойдя до туманности,
она провоцирует конденсацию новой материи, и процесс звёздообразования
продолжится посредством газопылевых облаков. Небольшие по размеру звезды
слабые и холодные, крупные же – горячие и яркие. Большую часть своего
существования звезда балансирует в стадии равновесия.
