Учебная работа. Доклад: Рождение звезды

Учебная работа. Доклад: Рождение звезды

Когда плотность молекулярного облака (либо отдельной его части) становится так большенный, что гравитация преодолевает газовое давление, скопление начинает неудержимо коллапсировать. Кризис плотной части облака в звезду, а почаще в группу звезд, длится несколько миллионов лет (сравнимо стремительно по галлактическим масштабам).

Плотный фрагмент молекулярного облака, в каком еще не достигнуты температуры, нужные для начала термоядерных реакций, т.е. перевоплощения облака в звезду, именуется в звездной космогонии протозвездой. Протозвезда (от греч. «протос» — 1-ый) — это галлактический объект, который уже не скопление, но к тому же не звезда. Когда температура в центре протозвезды добивается нескольких миллионов градусов, начинаются термоядерные реакции, сжатие прекращается, и протозвезда становится звездой.

В среднем в Галактике раз в год рождается приблизительно десяток звезд с общей массой около 5 масс Солнца.

Молекулярные облака — это «фабрики по производству звезд». Спектр масс лишь что сделанных звезд простирается от сотых толикой до сотки масс Солнца, при этом мелкие звезды образуются существенно почаще, чем большие. Приблизительно половина звезд образуются одиночными; другие образуют двойные, тройные и наиболее сложные системы (чем больше компонент, тем пореже встречаются такие системы). Известны звезды, содержащие до 7 компонент, наиболее сложные пока не обнаружены.

Рождение звезды продолжается миллионы лет и укрыто от нас в недрах черных туч, потому данных процесс фактически недоступен прямому наблюдению. Астрофизики изучат рождение звезды на теоретическом уровне, применяя способы компьютерного моделирования.

Звездная эволюция

Астрологи не могут следить жизнь одной звезды от начала до конца, поэтому что даже самые короткоживущие звезды есть миллионы лет — подольше жизни всего населения земли. Изменение со временем физических черт и хим состава звезд, т.е. звездную эволюцию, астрологи изучают на базе сравнения черт огромного количества звезд, находящихся на различных стадиях эволюции.

Физические закономерности, связывающие наблюдаемые свойства звезд, отражаются на диаграмме цвет-светимость — диаграмме Герцшпрунга — Ресселла, на которой звезды образуют отдельные группировки — последовательности: главную последовательность звезд, последовательности сверхгигантов, ярчайших и слабеньких гигантов, субгигантов, субкарликов и белоснежных карликов.

Огромную часть собственной жизни неважно какая звезда находится на так именуемой главной последовательности диаграммы цвет-светимость. Все другие стадии эволюции звезды до образования малогабаритного остатка занимают не наиболее 10% от этого времени. Конкретно потому большая часть звезд, наблюдаемых в нашей Галактике, — умеренные красноватые лилипуты с массой Солнца либо меньше.

Основная последовательность содержит в себе около 90% всех наблюдаемых звезд.

Срок жизни звезды и то, во что она преобразуется в конце актуального пути, на сто процентов определяется ее массой. Звезды с массой больше солнечной живут еще меньше Солнца, а время жизни самых мощных звезд — всего миллионы лет. Для подавляющего большинства звезд время жизни — около 15 миллиардов. лет. Опосля того как звезда исчерпает свои источники энергии она начинает остывать и сжиматься. Конечным продуктом эволюции звезд являются малогабаритные мощные объекты, плотность которых во много раз больше, чем у обыденных звезд.

Звезды разной массы приходят в итоге к одному из 3-х состояний: белоснежные лилипуты, нейтронные звезды либо темные дыры.

Если масса звезды невелика, то силы гравитации сравнимо слабы и сжатие звезды (гравитационный кризис) прекращается. Она перебегает в устойчивое состояние белоснежного лилипута. Если масса превосходит критичное несколько км и сжатие останавливается — появляется нейтронная звезда. Если же масса звезды будет так велика, что даже образование нейтронной звезды не приостановит гравитационного коллапса, то конечным шагом эволюции звезды будет темная дыра.

]]>