Re: Астрономия
Публикувано на: Яну 11, '10, 19:33
Как се раждат звездите?
Звездите се образуват в междузвездните облаци от газ и прах, в които основен градивен елемент е водородът, чрез гравитационен колапс[свиване]. Гравитационния колапс е свиването(уплътняването) на междузвездните облаци с по-малки по обем и по-плътни образувания под действието на гравитация. Ако притежава достатъчно маса, за да преодолее собственото си вътрешно налягане, облакът започва да се свива и гравитацията става единствената сила действаща върху частиците на облака. Така частиците започват да падат свободно към центъра на тежестта. Времето на първоначалния колапс е от порядъка на 50-100 хиляди години. След това започва въртене на облака, което го превръща в диск, а плътността му нараства. За няколко милиона години дискът образува малко, плътно и горещо ядро, наречено протозвезда. Протозвездата е по-гореща от образувалият я газ - около 1500 Келвина(К) - все още доста по-хладна от обикновена звезда. Относително ниската температура кара протозвездата да "свети" основно в инфрачервени и радио дължини.http://www.astronuke.com/nightsky/image ... birth2.gif
За да може протозвездата да се нарече звезда, в недрата й трябва да започнат т. нар. реакции на сливане на леките елементи в по-тежки(наричат се още термоядрени реакции), т. е. водородът започва термоядрено сливане в хелий. Това става когато вътрешното налягане в недрата на протозвездата(наречено лъчисто налягане) стане равно на гравитационното налягане, създадено от гравитационния колапс. Лъчистото налягане се стреми да раздуе звездата, а гравитационното налягане(свиване), се стреми да я свие до малки размери. Когато тези две налягания станат равни(в равновесие), тогава казваме, че се е родила млада звезда, която е стабилна. По принцип звездите са в стабилно състояние доста продължително време, но времето им на живот като цяло зависи от тяхната първоначална маса. Колкото по-масивна е една звезда при образуването си толкова по-кратко живее, т. е. термоядрените реакции са по-интензивни и звездата изразходва горивото си по-бързо. Докато звезди, чиято маса е близка до масата на Слънцето, могат да живеят до десетки милиарди години.
Но има и нещо интересно-не от всеки междузвезден облак може да се роди звезда. Има гранична маса от 0,08Мсл(масата на Слънцето в астрономията се приема за единица и масите на всички обекти в Космоса-особено звезди- се сравнявят с нея), под която гравитационното свиване не довежда до температури, достатъчно високи за започване на термоядрено сливане на водорода в хелий(за да започнат такива термоядрени реакции температурата трябва да е 7 милиона К). Такива звезди се наричат кафяви джуджета.
Преминаването на звездите през различните им етапи на живот, т. е. тяхната еволюция, най-добре се вижда на т. нар. диаграма на Херцшпрунг-Ръсел, за която ще пиша утре, за да мога да стигна до сценариите за раждането на суперновите звезди и клъстерите. Ето снимки за звездообразуване:
Звездите се образуват в междузвездните облаци от газ и прах, в които основен градивен елемент е водородът, чрез гравитационен колапс[свиване]. Гравитационния колапс е свиването(уплътняването) на междузвездните облаци с по-малки по обем и по-плътни образувания под действието на гравитация. Ако притежава достатъчно маса, за да преодолее собственото си вътрешно налягане, облакът започва да се свива и гравитацията става единствената сила действаща върху частиците на облака. Така частиците започват да падат свободно към центъра на тежестта. Времето на първоначалния колапс е от порядъка на 50-100 хиляди години. След това започва въртене на облака, което го превръща в диск, а плътността му нараства. За няколко милиона години дискът образува малко, плътно и горещо ядро, наречено протозвезда. Протозвездата е по-гореща от образувалият я газ - около 1500 Келвина(К) - все още доста по-хладна от обикновена звезда. Относително ниската температура кара протозвездата да "свети" основно в инфрачервени и радио дължини.http://www.astronuke.com/nightsky/image ... birth2.gif
За да може протозвездата да се нарече звезда, в недрата й трябва да започнат т. нар. реакции на сливане на леките елементи в по-тежки(наричат се още термоядрени реакции), т. е. водородът започва термоядрено сливане в хелий. Това става когато вътрешното налягане в недрата на протозвездата(наречено лъчисто налягане) стане равно на гравитационното налягане, създадено от гравитационния колапс. Лъчистото налягане се стреми да раздуе звездата, а гравитационното налягане(свиване), се стреми да я свие до малки размери. Когато тези две налягания станат равни(в равновесие), тогава казваме, че се е родила млада звезда, която е стабилна. По принцип звездите са в стабилно състояние доста продължително време, но времето им на живот като цяло зависи от тяхната първоначална маса. Колкото по-масивна е една звезда при образуването си толкова по-кратко живее, т. е. термоядрените реакции са по-интензивни и звездата изразходва горивото си по-бързо. Докато звезди, чиято маса е близка до масата на Слънцето, могат да живеят до десетки милиарди години.
Но има и нещо интересно-не от всеки междузвезден облак може да се роди звезда. Има гранична маса от 0,08Мсл(масата на Слънцето в астрономията се приема за единица и масите на всички обекти в Космоса-особено звезди- се сравнявят с нея), под която гравитационното свиване не довежда до температури, достатъчно високи за започване на термоядрено сливане на водорода в хелий(за да започнат такива термоядрени реакции температурата трябва да е 7 милиона К). Такива звезди се наричат кафяви джуджета.
Преминаването на звездите през различните им етапи на живот, т. е. тяхната еволюция, най-добре се вижда на т. нар. диаграма на Херцшпрунг-Ръсел, за която ще пиша утре, за да мога да стигна до сценариите за раждането на суперновите звезди и клъстерите. Ето снимки за звездообразуване: