Da li je ispravno novoformiranu zvijezdu nazvati novom? Životni ciklus zvijezde - opis, dijagram i zanimljive činjenice

Kada čujemo riječ zvijezda, često zamišljamo razna nebeska tijela vidljiva na nebu. Ali nisu sve zvijezde, to mogu biti planete, grupe zvijezda ili jednostavno oblaci plina.

Star je lopta napravljena od gasa. Sjaji zbog samog visoka temperatura. Temperature zvijezda se kreću od 2.100 do 50.000 stepeni Celzijusa. Temperatura zvezde direktno utiče na njenu boju. Ovo se može uporediti sa vrućim metalom koji mijenja boju ovisno o temperaturi. Najtoplije zvijezde izgledaju plave.

Pojava zvezde

Naučnici su dugo pokušavali otkriti kako nastaju zvijezde. Zvijezde mogu imati različite veličine. Mnoge njegove druge karakteristike, kao što su temperatura, boja i očekivani životni vijek, ovise o njegovoj veličini. Zvijezde su napravljene od kosmičke prašine i gasa. Sile gravitacije zbijaju ove komponente. Oni povećavaju brzinu rotacije i temperaturu, što dovodi do stvaranja protozvijezde. Kada se gas u jezgru protozvezde zagreje do 12.000.000 stepeni, vodonik u njemu će početi da se pretvara u helijum. Tokom ovog procesa, protozvijezda emituje mnogo energije, zbog čega prestaje da se skuplja.

Životni put

Energija koju emituje zvezda čini je sjajnom dugi niz godina. Na primjer, zvijezda slična Suncu živi i sija u prosjeku 10 milijardi godina. Zvezde imaju više životni put kraće i samo nekoliko miliona godina. To je zbog činjenice da se plin u njihovim dubinama brže obrađuje. Zvijezde manje od našeg Sunca proizvode manje topline i svjetlosti i žive 50 milijardi godina ili više.

Grupe zvijezda

U nekim slučajevima, dvije ili cijela grupa zvijezda nastaju od istog izvornog materijala u obliku plina i prašine. Zovu se višestruki. Naučnici koji su posmatrali takve zvijezde primijetili su da ponekad svjetlost jedne zvijezde zasjaji drugu, a ponekad se zbroji svjetlost koju emituju.

• Prilikom pretvaranja vodonika u helijum oslobađa se velika količina energije u jezgru zvijezde, što zaustavlja daljnju kompresiju zvijezde.
• Takozvane Plejade, grupe zvijezda koje se nalaze prilično daleko od zemlje, mogu se percipirati golim okom kao maglovito mjesto.
• Zvezda se rađa iz oblaka gasa i prašine. Sila gravitacije sabija ovaj oblak. Temperatura plina se povećava, što dovodi do oslobađanja energije, posebno svjetlosti.
• Temperatura gasa se stalno povećava, svetlost koju emituje zvezda postaje sve svetlija.
• Naše sunce je unutra trenutno nalazi se na sredini svog životnog puta. Prema naučnicima, u njemu ima dovoljno gasa da živi još 5 milijardi godina.

Mnogo zanimljivih i naučni članci i novosti o svemiru, možete pronaći na web stranici

Tek sredinom 20. veka. astronomi su shvatili da nisu sve zvijezde rođene istovremeno u dalekoj eri formiranja Galaksije, te da se mlade zvijezde pojavljuju i u našem vremenu.

U 60–70-im godinama. Stvorena je prva, još uvijek vrlo gruba teorija nastanka zvijezda. Kasnije je nova tehnologija za posmatranje - infracrveni teleskopi i radio-teleskopi sa milimetarskim talasima - značajno proširila naše znanje o rađanju i formiranju zvezda.

A proučavanje ovog problema počelo je još u vremenima Kopernika, Galileja i Njutna.

NJUTNOV ODGOVOR NA PITANJE MLADOG SVEŠTENIKA

– MOŽE LI GRAVITACIJA OBJASNITI POREKLO ZVIJEZDA? –

Iz Njutnove odgovorne poruke mladom svešteniku od 10. decembra 1692:
“...Kada bi ova tvar bila ravnomjerno raspoređena na beskonačnom prostoru, nikada se ne bi mogla ujediniti u jednu masu, već bi se dio kondenzirao ovdje, a drugi tamo, formirajući beskonačan broj ogromnih masa, raštrkanih na ogromnim udaljenostima jedna od druge po cijelom ovog beskonačnog prostora.
Ovako mogu nastati Sunce i fiksne zvijezde...”

Od tog vremena, Njutnovu ideju gotovo niko nikada nije osporio. Ali trebalo je proći tri stoljeća da velika pretpostavka postane pouzdana teorija, čvrsto zasnovana na zapažanjima.

OTKRIĆE MEĐUZVEZDANE MATERIJE

Šta je Newton mislio kada je govorio o materiji raspoređenoj u svemiru?

Zaista, međuzvjezdana materija je otkrivena odmah nakon pronalaska teleskopa.
Oblaci gasa se pojavljuju kao maglovite mrlje na nebu. N. Peiresc 1612. godine prvi put spominje Veliku Orionovu maglicu. Kako su se teleskopi poboljšavali, otkrivene su i druge maglovite tačke. U katalogu Charlesa Messier-a (1783.) opisano je njih 103, a u spiskovima Williama Herschela (1818.) zabilježeno je već 2.500 objekata „nezvjezdanog tipa“. Konačno, John Dreyerov Novi opći katalog maglina i zvjezdanih jata (1888.) navodi 7.840 nezvjezdanih objekata.

Tri vijeka magline, posebno spiralne, smatrane su relativno bliskim formacijama povezanim s formiranjem zvijezda i planeta. Herschel je, na primjer, bio potpuno siguran da ne samo da je pronašao mnogo oblaka predzvjezdane materije, već je čak i svojim očima vidio kako ta materija, pod utjecajem gravitacije, postepeno mijenja svoj oblik i kondenzira se u zvijezde.

Kako se kasnije pokazalo, neke magline su zaista povezane sa rođenjem zvijezda. Ali u većini slučajeva, ispostavilo se da lagane maglovite tačke nisu oblaci gasa, već veoma udaljeni zvezdani sistemi. Dakle, optimizam astronoma je bio preuranjen i put do tajne rođenja zvijezda još je imao dug put.

FIZIČARI ULAZE U IGRU

Do sredine 19. vijeka. fizičari bi mogli primijeniti plinske zakone i zakon održanja energije na zvijezde. S jedne strane, shvatili su da zvijezde ne mogu sijati zauvijek. Izvor njihove energije još nije pronađen, ali ma šta se pokazalo, starost zvijezde se i dalje mjeri i moraju se roditi nove zvijezde koje bi zamijenile stare.

S druge strane, ti svijetli i vrući oblaci međuzvjezdanog plina koje su astronomi mogli otkriti svojim teleskopima očito nisu odgovarali fizičarima kao navodna supstanca budućih zvijezda. Na kraju krajeva, vrući plin ima tendenciju širenja pod utjecajem unutrašnjeg pritiska. A fizičari nisu bili sigurni da gravitacija može pobijediti pritisak plina.

Dakle, šta će pobediti - pritisak ili gravitacija? Godine 1902. mladi engleski fizičar James Genet prvi je proučavao jednačine kretanja plina uzimajući u obzir gravitaciju i otkrio da imaju dva rješenja. Ako je masa plina mala i njegova gravitacija slaba, a zagrijava se dovoljno jako, tada se kroz njega šire valovi kompresije i razrjeđivanja - obične zvučne vibracije. Ali ako je oblak gasa masivan i hladan, onda gravitacija nadmašuje pritisak gasa. Tada se oblak počinje skupljati kao cjelina, pretvarajući se u gustu kuglu plina - zvijezdu. Kritične vrijednosti mase (Mj) i veličine (Ry) oblaka, pri kojima on gubi stabilnost i počinje nekontrolirano da se skuplja - kolaps, od tada se nazivaju Jeans vrijednostima.

Međutim, u Džinsovo vreme, pa čak i mnogo kasnije, astronomi nisu mogli da naznače gas iz kojeg se formiraju zvezde. Dok su tragali za predzvjezdanom materijom, fizičari su konačno shvatili zašto zvijezde sijaju. Proučavanje atomskog jezgra i otkriće termonuklearnih reakcija omogućilo je da se objasni razlog dugog sjaja zvijezda.

PRONAĐENE MLADE ZVIJEZDE

Ispostavilo se da što je zvijezda masivnija, to sjajnije sija i, stoga, brže sagorijeva svoje termonuklearno gorivo. Maksimalna starost masivne zvijezde spektralnih klasa O i B je 10-30 miliona godina. Ovo je vrlo malo u poređenju sa starošću drugih objekata u Galaksiji. Shodno tome, ove zvijezde su rođene sasvim nedavno i nisu mogle otići daleko od mjesta rođenja. Jedno od ovih mjesta, Orionova maglina, poznato je svakom ljubitelju astronomije.

Velika Orionova maglina (M42 prema Messier katalogu) je svijetla emisiona maglina, tj. emituje svetlost, maglina, vidljiva golim okom kao blijeda mrlja u Orionovom maču. Udaljeno je 1.500 svjetlosnih godina od Zemlje i sadrži jato vrlo mladih zvijezda. U njegovom središnjem, najsjajnijem dijelu nalaze se četiri masivne vruće zvijezde spektralne klase O - čuveni Orionov Trapez. Snažno ultraljubičasto zračenje mladih zvijezda uzrokuje sjaj malog plina magline. Ali sam ovaj gas je previše vruć da bi se iz njega formirale zvezde. Potraga za predzvezdanom materijom se nastavila.

OD ČEGA SE NASTAJU ZVIJEZDE?

Herschel je također otkrio u pozadini Mliječni put tamne rupe koje je nazvao "rupama na nebu". Krajem 19. vijeka. U Lick opservatoriju (SAD), astronom Edward Barnard počeo je sistematski fotografirati nebo. Do 1913. pronašao je oko 200 tamnih maglina. Po njegovom mišljenju, to su bili oblaci materije koja apsorbuje svetlost, a ne praznine između zvezda, kako je Heršel verovao.

Ova pretpostavka je potvrđena. Kada u blizini ili unutar oblaka međuzvjezdanog plina nema vruće zvijezde, plin ostaje hladan i ne svijetli. Da je oblak sadržavao samo plin, možda se ne bi primijetio. Ali osim gasa, u međuzvjezdanom mediju postoje male količine (oko 1% mase) malih čvrstih čestica - zrna prašine veličine oko 1 mikrona ili manje, koja apsorbiraju svjetlost udaljenih zvijezda. Zato hladni oblak izgleda kao mračna „rupa na nebu“. Detaljno proučavanje Mliječnog puta pokazalo je da se takvi "praznini" vrlo često nalaze u područjima stvaranja zvijezda poput Orionove magline.

Godine 1946. američki astronom Bart Bock otkrio je male crne mrlje na pozadini svijetlih maglina NGC 2237 u Monoceru i NGC 6611 u Scutumu, koje je nazvao globulama. Njihova veličina se kreće od 0,01 do 1 kom. Desetine i stotine puta slabe svjetlost zvijezda koje leže iza njih. To znači da je supstanca globula hiljadama puta gušća od gasa koji ih okružuje. Procjenjuje se da se njihova masa kreće od 0,01 do 100 solarnih masa.

Nakon otkrića globula, pojavilo se vjerovanje da su skupljajući oblaci predzvjezdane materije već pronađeni i da su oni neposredni prethodnici zvijezda. Ali brzopletost takvog zaključka ubrzo je postala očigledna.

Činjenica je da optički teleskopi ne daju potpunu sliku međuzvjezdanog medija: uz njihovu pomoć vidimo samo vruće oblake koje zagrijavaju masivne zvijezde (poput Orionove magline) ili male tamne globule na svijetloj pozadini. Obje su prilično rijetke formacije. Nastao tek 50-ih godina. Radio teleskopi su omogućili detekciju atomskog vodonika, koji ispunjava gotovo čitav prostor između zvijezda, zračenjem u liniji od 21 cm.

Ovo je vrlo rijedak plin: otprilike jedan atom po kubnom centimetru prostora (po standardima zemaljskih laboratorija - najveći vakuum!) Ali pošto je veličina Galaksije ogromna, ona akumulira oko 8 milijardi solarnih masa međuzvjezdanog plina, ili oko 5% njegove ukupne mase. Međuzvjezdani plin sadrži više od 67% vodonika, 28% helijuma i manje od 5% svih ostalih elemenata, od kojih su najzastupljeniji kisik, ugljik i dušik.

Međuzvjezdanog plina ima posebno u izobilju u blizini galaktičke ravni. Gotovo sav je koncentrisan u sloju debljine 600 svjetlosnih godina i prečnika od oko 30 kpc, odnosno 100 hiljada svjetlosnih godina (ovo je prečnik galaktičkog diska). Ali čak i u tako tankom sloju, plin je raspoređen neravnomjerno. Koncentrisana je u spiralnim krakovima Galaksije i tamo je podeljena na zasebne velike oblake dužine parseka, pa čak i desetine parseka, i masu od stotina i hiljada solarnih masa. Gustina plina u njima je oko 100 atoma po kubnom centimetru, temperatura je oko -200°C. Ispostavilo se da se kritična masa i radijus Jeansa u takvim uslovima gotovo poklapaju sa masom i radijusom samih oblaka, što znači da su spremni za kolaps. Ali glavno otkriće je tek dolazilo.

Astronomi su sumnjali da bi se s relativno visokom gustinom i niskom temperaturom koja prevladava u međuzvjezdanim oblacima, dio materije trebao spojiti u molekule. U ovom slučaju najvažniji deo međuzvjezdani medij je nedostupan za posmatranja u optičkom opsegu.

Ultraljubičasta posmatranja sa raketa i satelita, koja su počela 1970. godine, omogućila su otkrivanje glavnog molekula međuzvjezdanog medija - molekule vodonika (H^). A pri promatranju međuzvjezdanog prostora centimetarskim i milimetarskim radio teleskopom otkriveno je na desetine drugih molekula, ponekad prilično složenih, koje sadrže do 13 atoma. To uključuje molekule vode, amonijaka, formaldehida, etil alkohola, pa čak i aminokiseline glicin.

Kako se ispostavilo, otprilike polovina međuzvjezdanog plina nalazi se u molekularnim oblacima. Njihova gustina je stotinama puta veća od gustine atomskih vodonikovih oblaka, a njihova temperatura je samo nekoliko stepeni iznad apsolutne nule. U takvim uslovima nastaju pojedinačne gustine u oblaku čija je masa reda mase Sunca, nestabilna na gravitaciono sažimanje, i postaje moguće formiranje zvezda.

Većina molekularnih oblaka detektuje se samo radio emisijom. Neke su, međutim, astronomima odavno poznate, na primjer, tamna maglina Coalsack, jasno vidljiva oku u južnom dijelu Mliječnog puta. Prečnik ovog oblaka je 12 pc, ali izgleda veliki jer je od nas udaljen samo 150 pc. Njegova masa je oko 5 hiljada solarnih masa, dok neki oblaci imaju masu koja dostiže milion solarnih masa i veličinu od 60 kom. U takvim gigantskim molekularnim oblacima (u Galaksiji ih ima samo nekoliko hiljada) nalaze se glavni centri formiranja zvijezda.

Nama najbliža područja za formiranje zvijezda su tamni oblaci u sazviježđima Bika i Zmijonika. Dalje je ogroman kompleks oblaka u Orionu.

ŽIVOT CRNOG OBLAKA

Molekularni oblaci su mnogo složeniji od poznatih oblaka vodene pare u Zemljinoj atmosferi. Spoljašnja strana molekularnog oblaka prekrivena je debelim slojem atomskog plina, jer zračenje zvijezda koje tamo prodire uništava krhke molekule. Ali prašina u vanjskom sloju apsorbira zračenje, a dublje, u tamnim dubinama oblaka, plin se gotovo u potpunosti sastoji od molekula.

Struktura oblaka se stalno mijenja pod utjecajem međusobnih sudara, zagrijavanja zvjezdanim zračenjem i pritiska međuzvjezdanih magnetnih polja. IN različitim dijelovima oblacima, gustina gasa se razlikuje hiljadu puta (voda je isti broj puta gušća od sobnog vazduha). Kada gustina oblaka (ili određenog njegovog dela) postane tolika da gravitacija nadvlada pritisak gasa, oblak počinje da se nekontrolisano urušava. Njegova veličina se sve brže smanjuje, a gustoća se povećava. Nehomogenosti male gustine se intenziviraju tokom procesa kolapsa, a kao rezultat toga oblak se fragmentira, odnosno raspada na dijelove, od kojih svaki nastavlja svoju neovisnu kompresiju.

Tokom kolapsa, temperatura i pritisak gasa se povećavaju, što sprečava dalje povećanje gustine. Ali dok je oblak providan za zračenje, lako se hladi i kompresija ne prestaje.

Kosmička prašina igra veliku ulogu u budućnosti. Iako čini samo 1% međuzvjezdane materije po masi, vrlo je važna komponenta. U tamnim oblacima, zrnca prašine apsorbuju energiju gasa i pretvaraju je u infracrveno zračenje, koje lako napušta oblak, odvodeći višak toplote.

Konačno, zbog povećanja gustine pojedinačnih fragmenata oblaka, gas postaje manje transparentan. Hlađenje postaje teže, a povećanje pritiska zaustavlja kolaps. U budućnosti će se iz svakog fragmenta formirati zvijezda, a zajedno će formirati grupu mladih zvijezda u dubinama molekularnog oblaka.

Kolaps gustog dijela oblaka u zvijezdu, ili češće u grupu zvijezda, nastavlja se nekoliko miliona godina (relativno brzo na kosmičkoj skali). Novorođene zvijezde zagrijavaju okolni plin, a pod utjecajem visokog pritiska ostaci oblaka se raspršuju.

To je ovaj stupanj koji vidimo u Orionovoj maglini. Ali pored nje, nastavlja se formiranje budućih generacija zvijezda. Ove regije su potpuno neprozirne za svjetlost i mogu se promatrati samo pomoću infracrvenih i radio teleskopa.

OBLAK POSTAJE ZVIJEZDA

Rođenje zvijezde traje milionima godina i skriveno je od nas u dubinama tamnih oblaka, pa je ovaj proces praktično nedostupan direktnom posmatranju. Astrofizičari pokušavaju da ga prouče teoretski, koristeći kompjuterske simulacije.

Transformacija fragmenta oblaka u zvijezdu praćena je gigantskom promjenom fizičkih uvjeta: temperatura tvari se povećava za oko 106 puta, a gustoća za 1020 puta. Kolosalne promjene u svim karakteristikama zvijezde u formiranju predstavljaju glavnu poteškoću u teorijskom razmatranju njene evolucije. U fazi takvih promjena, originalni objekt više nije oblak, ali još nije ni zvijezda. Zato ga zovu protostar(od grčkog "protos" - "prvi").

IN generalni nacrt Evolucija protozvijezde može se podijeliti u tri faze, ili faze.

Već smo razmotrili prvu fazu - izolaciju fragmenta oblaka i njegovo zbijanje.

Nakon toga slijedi faza brze kompresije. Na početku, poluprečnik protozvezde je oko milion puta veći od solarnog. Potpuno je neproziran za vidljivo svetlo, ali transparentno za infracrveno zračenje sa talasnom dužinom većom od 10 mikrona. Zračenje odnosi višak toplote koja se oslobađa tokom kompresije, tako da temperatura ne raste i pritisak gasa ne sprečava kolaps. Skoro dolazi do brze kompresije slobodan pad supstance do centra oblaka.

Međutim, kako se protozvijezda skuplja, postaje sve manje transparentna, što otežava izlazak radijacije i dovodi do povećanja temperature plina. U određenom trenutku, protozvijezda postaje gotovo neprozirna za vlastito toplinsko zračenje. Temperatura, a sa njom i pritisak gasa, brzo raste, a kompresija se usporava.

Povećanje temperature uzrokuje značajne promjene u svojstvima tvari. Na temperaturi od nekoliko hiljada stepeni molekuli se raspadaju na pojedinačne atome, a na temperaturi od oko 10 hiljada stepeni atomi se jonizuju, odnosno uništavaju njihove elektronske ljuske. Ovi energetski intenzivni procesi odlažu porast temperature neko vrijeme, ali se onda nastavlja. Protozvezda brzo dostiže stanje u kojem je sila gravitacije gotovo uravnotežena unutrašnjim pritiskom gasa. Ali pošto toplota i dalje postepeno odlazi napolje, a protozvezda nema drugih izvora energije osim kompresije, nastavlja da se polako skuplja i temperatura u njenim dubinama raste.

Konačno, temperatura u centru protozvezde dostiže nekoliko miliona stepeni i termičku nuklearne reakcije. Toplina koja se oslobađa u ovom slučaju u potpunosti kompenzira hlađenje protozvijezde s površine. Kompresija prestaje. Protostar postaje zvijezda.

“PRVI PLAČ” NOVROĐENE ZVEZDE

Formirajuće i vrlo mlade zvijezde često su okružene omotačem plina i prašine - ostacima materije koji još nisu stigli pasti na zvijezdu. Školjka ne ispušta svjetlost zvijezda iznutra i potpuno je pretvara u infracrveno zračenje. Stoga se najmlađe zvijezde obično manifestiraju samo kao infracrveni izvori.

On početna faza U životu, „ponašanje“ zvezde u velikoj meri zavisi od njene mase. Niska svjetlost zvijezda male mase omogućava im da se dugo zadržavaju u fazi spore kompresije, "hraneći se" samo gravitacijskom energijom. Za to vrijeme školjka ima vremena da se djelimično slegne na zvijezdu, a također i da formira okozvezdani disk plina i prašine. Evolucija masivne zvijezde odvija se tako brzo da zvijezda živi većinaživota, okružen ostacima svoje protozvezdane ljuske, koja se često naziva čahurom gasa i prašine.

KAKVE ZVIJEZDE SU ROĐENE

Molekularni oblaci, te "tvornice zvijezda", proizvode zvijezde svih vrsta.

Raspon masa novorođenih zvijezda proteže se od nekoliko stotinki razlomka do 100 solarnih masa, pri čemu se male zvijezde formiraju mnogo češće od velikih. U prosjeku se u Galaksiji svake godine rodi desetak zvijezda ukupne mase oko pet solarnih masa.

Otprilike polovina zvijezda rođena je sama; ostali čine dvostruke, trostruke i složenije sisteme. Što više komponenti ima, to su takvi sistemi rjeđi. Zvijezde koje sadrže do sedam komponenti još nisu otkrivene.

Razlozi za pojavu dvostrukih i višestrukih zvijezda su sasvim jasni: početna rotacija oblaka plina ne dopušta mu da se sruši u jednu kompaktnu zvijezdu. Što se oblak više sabija, to se brže rotira (poznati „efekat klizača“, koji je posljedica zakona održanja ugaonog momenta). Centrifugalne sile koje se povećavaju tokom kompresije prvo čine oblak ravnim, poput kolača od sira, a zatim ga razvlače u „dinju“ ​​i pokidaju na pola. Svaka od polovica, dalje se sabijajući, nastavlja kretati u orbiti oko zajedničkog centra mase. Ako ga daljnja kompresija ne razdvoji, tada se formira dvostruka zvijezda, a ako se podjela nastavi, rađa se složeniji višestruki sistem.

KOLEKTIVI MLADIH ZVEZDA

Od velikog interesovanja nisu samo pojedinačne i višestruke mlade zvijezde, već i njihovi timovi. Mlade zvijezde su koncentrisane u blizini ekvatorijalne ravni Galaksije, što uopće nije iznenađujuće: ovdje se nalazi sloj međuzvjezdanog plina. Na našem nebu, mlade zvijezde velikog sjaja i plinoviti oblaci koji se njima zagrijavaju leže u traci Mliječnog puta. Ali ako pažljivo pogledate nebo u tamnoj ljetnoj noći, primijetit ćete da se pojedinačni „zvezdani oblaci“ ističu u Mliječnom putu. Koliko su one stvarne i koju fazu u evoluciji materije odražavaju? Ove ogromne grupe mladih zvijezda nazivaju se zvjezdanim kompleksima. Njihove karakteristične veličine su nekoliko stotina parseka.

Istorijski gledano, kompaktnije grupe mladih zvijezda bile su prve koje su otkrivene i proučavane - otvorena jata poput Plejada. Ove relativno guste grupe od nekoliko stotina ili hiljada zvijezda, vezane međusobnom gravitacijom, uspješno se odupiru destruktivnom utjecaju gravitacionog polja Galaksije. Njihovo porijeklo nije kontroverzno: preci takvih klastera su gusta jezgra međuzvjezdanih molekularnih oblaka. Otvorena jata postepeno gube svoje zvijezde, ali i dalje žive prilično dugo: u prosjeku oko 500 miliona godina, a ponekad i nekoliko milijardi.

Mlada gusta jata često su okružena rijetkom koronom jednako mladih zvijezda. Često se takve krune nalaze same, bez centralnog klastera. Zovu se zvjezdane asocijacije.

Obično se na pozadini Mliječnog puta ističu samo najmasovniji i najsjajniji članovi asocijacije - zvijezde spektralnih klasa O i B. Stoga se takve grupe nazivaju OB asocijacijama. Neki od njih pokazuju znakove širenja brzinom od 5-10 km/s, što je počelo od samog rođenja zvijezda. Razlog za ekspanziju je vjerovatno da masivne vruće zvijezde odmah nakon pojave zagrijavaju okolni plin i izbacuju ga iz područja stvaranja zvijezda. Izlaskom gasa ovi regioni gube 70-95% svoje mase i više ne mogu da drže zvezde koje se brzo kreću, koje, prateći gas, napuštaju svoje mesto rođenja.

Asocijacije su kratkog vijeka: nakon 10-20 miliona godina proširuju se na veličinu veću od 100 komada i više se ne mogu razlikovati među pozadinskim zvijezdama. Ovo stvara iluziju da su asocijacije rijetke grupe zvijezda. U stvarnosti se rađaju ne manje često nego grozdovi, samo brže propadaju.

Proces formiranja zvijezda je vrlo složen i na mnogo načina još uvijek nije u potpunosti shvaćen.

Poznate su galaksije bogate međuzvjezdanom materijom, ali gotovo bez mladih zvijezda. I u drugim sistemima, formiranje zvijezda se događa tako intenzivno da liči na eksploziju. Ostaje da se vidi šta uzroci stimulišu formiranje zvezda ili ga, naprotiv, prigušuju.

Osmozu se često naziva prostor bez vazduha, što sugeriše da je prazan. Međutim, to nije tačno. U međuzvezdanom prostoru ima prašine i gasa (uglavnom helijum i vodonik, sa mnogo više potonjeg). U Univerzumu postoje čitavi oblaci prašine i gasa. Zahvaljujući ovim oblacima, ne možemo vidjeti centar naše Galaksije. Ovi oblaci mogu biti veličine stotine svjetlosnih godina, a dijelovi mogu biti sabijeni pod utjecajem gravitacije.

Tokom procesa kompresije, dio oblaka će postati gušći, smanjivati ​​se u veličini i istovremeno se zagrijavati. Ako je masa komprimirane tvari dovoljna da u njoj počnu da se odvijaju nuklearne reakcije tijekom procesa kompresije, tada takav oblak proizvodi zvijezda.

Treba napomenuti da obično se čitava grupa rađa iz jednog oblaka zvijezde , koji se obično naziva zvjezdani klaster. U ovom oblaku se formiraju odvojene zbijenosti (u budućnosti ćemo ih zvati i oblaci), od kojih svaka može generirati zvijezda. Kao što je pomenuto, najlakše zvijezde imaju masu 12 puta manju od Sunca. Ako je oblak koji se urušava manje masivan, ali nije manji od Sunca više od stotinu puta, takvi oblaci formiraju takozvane smeđe patuljke. Smeđi patuljci su čak hladniji od crvenih patuljaka zvijezde. Ovi objekti se prilično jako zagrijavaju silama gravitacijske kompresije i emituju mnogo topline (infracrveno zračenje), ali jedva svijetle. Ali nuklearne reakcije ne počinju kod smeđih patuljaka. Na kraju, gravitaciona kompresija se zaustavlja pritiskom plina iznutra, novi dijelovi energije prestaju da se oslobađaju, a smeđi patuljci se hlade za relativno kratko vrijeme. Jedan od posljednjih smeđih patuljaka koji je otkriven je patuljak u sazviježđu Hidra, njegova magnituda je samo 22,3, iako je od Sunca udaljena samo 33 svjetlosne godine. Jedinstvenost ovog obližnjeg smeđeg patuljka leži u činjenici da su svi ranije otkriveni slični objekti bili dio binarnih sistema, a ovaj je jedan. Primjećuje se samo zbog svoje blizine Zemlji. Planeta Jupiter, najveća u Sunčevom sistemu, 80 puta je lakša od planete najmanje mase zvijezde i samo 8-10 puta lakši od smeđih patuljaka. Opet bilježimo ulogu mase objekta u njegovoj vlastitoj sudbini.

Ako je dovoljno masivna da se formira zvijezde oblak se toliko zagrijava da počinje aktivno emitirati toplinu i, možda, slabo svijetliti tamnocrveno (čak i prije nego što nuklearna fuzija počne), takav oblak se obično naziva protozvezda(za- zvijezda). Čim temperatura u centru protozvijezde dostigne 10 000 000 K, počinje nuklearna fuzija. Kompresija protozvezde se zaustavlja laganim pritiskom, postaje zvijezda. Opet, masa određuje u koliko brzo će se protozvijezda pretvoriti zvijezda. Zvezdice vrste Sunca koje provode u ovoj fazi svog rođenja 30.000.000 godina, zvijezde tri puta masivniji - 100.000 godina, i deset puta manje masivne - 100.000.000 godina. Dakle, nemasivno zvijezde Sve rade sporije, a rađaju se i žive. Kao što se sjećamo, tako lako do zvijezda uključuju crvenu zvijezde, koji su male veličine i nazivaju se crvenim patuljcima. Crveni patuljci su deset puta manji od Sunca. Star vrsta Sunca se zove žuti patuljak, takav zvijezde takođe su relativno male. Najteži i najveći normalan zvijezde nazivaju plavim divovima.

U mladosti zvijezda je još uvijek okružen svojim roditeljskim oblakom, koji u obliku plina ili diska plina i prašine rotira oko njega. U isto vreme zvijezda vjetar - mlaz svih vrsta čestica koji bježi sa površine zvijezde pri velikim brzinama vrši pritisak na supstancu oblaka, pokušavajući da je odgurne. Pošto oblak ima oblik ravnog diska, kretanje čestica u njegovoj ravni je pod pritiskom zvjezdani vjetar je težak. Materija juri duž ose rotacije zvijezde i oblaci, u dva suprotna smjera. U ovim pravcima ima malo materije, a čestice oblaka gotovo nesmetano odjure zvijezde. Ovako se često uočava izlivanje materije iz mladih zvijezde.

Trenutno se mišljenja većine astrofizičara slažu da do formiranja zvijezda dolazi zbog nakupljanja plina i prašine. Utjecaj gravitacijskih sila na međuzvjezdani oblak dovodi do sukoba sila kompresije i širenja. Širenje je omogućeno magnetnim poljima i unutrašnjim pritiskom oblaka, s druge strane, djeluju vlastita gravitacija nebeskog tijela i utjecaj vanjskog okruženja.

Istovremeno, svjetlost izvana ne ulazi u neprozirni oblak, a dodatni gubitak topline nastaje zbog molekularnog infracrvenog zračenja. Prema tome, temperatura u gustom dijelu oblaka pada na -270 stepeni, što neminovno dovodi do pada pritiska. Ovo područje počinje brzo da se smanjuje, kao rezultat dominantnog i gušćeg procesa kompresije. Zatim se oslobađa već zagrejani oblak gasa ogromna količina energije. To se objašnjava činjenicom da se unutrašnji pritisak i temperatura povećavaju do granice kada se u jezgru buduće zvijezde pokrene termonuklearni reakcijski mehanizam koji uključuje fuziju atoma vodika.

2. Kako se planete pojavljuju oko zvijezde

Prema teoriji Velikog praska, planete su nastale zbog nakupljanja kosmičke prašine. Veliki tokovi čestica privlačili su manje, dobijajući sve veće veličine tokom vremena. Tako je nastao planetarni sistem koji se okreće oko centralne zvijezde - Sunca. Ali vrijedi napomenuti da je Sunce zvijezda srednje veličine. Naša galaksija sadrži mnogo milijardi zvijezda. A postoje i stotine milijardi sličnih galaksija. Proračuni naučnika pokazuju da broj planeta može dostići desetine milijardi biliona. Ali zašto ih je onda tako teško pronaći?

Činjenica je da planete nemaju vlastito zračenje. Njihov stepen sjaja zavisi od zvezda čiju svetlost reflektuju. Posebno udaljene planete su slabi objekti za moguće otkrivanje i posmatranje. U ove svrhe naučnici pribegavaju proučavanju gravitacionog uticaja nebeskih tela u sistemu zvezda-planet. Sila gravitacije je univerzalna i zvijezde privlače planete k sebi. Planete, zauzvrat, također imaju gravitacijsku silu, ali u manje značajnoj mjeri.

3. Po čemu se planeta razlikuje od zvijezde?

Kao što je već spomenuto, glavna razlika između planete i zvijezde je u tome što reflektira svjetlost, dok su zvijezde sposobne da je emituju. Osim toga, postoje i druge značajne razlike. Zvijezda ima veću masu i temperaturu od planeta. Temperatura na površini zvijezde može dostići 40.000 stepeni. Po pravilu, zbog velike razlike u masi, planete se kreću oko zvijezda.

Planeta ne može postati zvijezda iz raznih razloga hemijski sastav. Zvijezda sadrži pretežno svjetlosne elemente. Dok planeta ima, uključujući i čvrste. Treba naglasiti da apsolutno sve zvijezde prolaze kroz razne nuklearne i termonuklearne reakcije, koje nikada nisu uočene na planetama. Izuzetno, nešto slično se dešava i na nuklearnim planetama, ali su te manifestacije mnogo slabije.

Već dosta razumijemo o mehanizmima razvoja prirodnih objekata, ali misterija rođenja većine njih još uvijek nije riješena. Biolozi razmišljaju o pojavi novih vrsta i samom životu, geolozi raspravljaju o nastanku nafte, minerala i samih planeta, dok se astronomi bore s nastankom zvijezda, galaksija i samog svemira. Međutim, nešto postaje jasnije - zvijezde otkrivaju tajne svog porijekla.

Poznato je da je prirodno fuzionih reaktora, sintetiziran iz pluća hemijski elementi teže. Na primjer, helijum nastaje iz vodonika, ugljenik nastaje iz helijuma, itd. Pojava ovih reakcija u dubinama Sunca danas se direktno na Zemlji (tačnije, pod zemljom) bilježi detektorima neutrina. Utvrđeno je i koliko dugo zvijezde žive i kako im se život završava: što je zvijezda masivnija, to sjajnije sija i brže sagorijeva svoje nuklearno gorivo. Dok zvijezde poput Sunca žive oko 10 milijardi godina, divovi koji su 10 puta masivniji potpuno izgore za samo 25 miliona godina. Ali patuljci sa polovinom mase Sunca trebali bi živjeti skoro 100 milijardi godina - mnogo duže od trenutne starosti Univerzuma.

Na kraju svog života, zvijezda obično odbacuje svoj gornji sloj materije. Masivne svjetiljke to rade eksplozivno, postajući supernove, dok one male mase to rade tiho, obavijajući se planetarnom maglinom koja se polako širi. Ali u svakom slučaju, na kraju evolucije, ono što ostaje od zvijezde je oblak plina koji se širi i gusti kompaktni objekt - bijeli patuljak, neutronska zvijezda ili crna rupa.

Pojedinačni detalji na ovoj slici mogu se promijeniti, ali općenito se tok života zvijezde može pouzdano pratiti, uključujući i uz pomoć kompjuterskih modela. „Daj mi zvezdu i ja ću predvideti njenu sudbinu!“ - može uzviknuti astronom. Lako je reći "daj!" Ali kako se tačno zvezde rađaju? Jasno je da nastaju prilikom kompresije gasnih oblaka koji ispunjavaju međuzvjezdani prostor, ali detalji procesa koji dovode do rađanja zvijezda različitih tipova i dalje ostaju u velikoj mjeri misteriozni.

U tamnom oblaku

Tako se danas pojavljuje proces rađanja zvijezda. U međuzvjezdanom oblaku postoji stalna borba između dva trenda - kompresije i ekspanzije. Kompresiju oblaka olakšava njegova vlastita gravitacija i spoljne sile(na primjer, eksplozije susjednih zvijezda), a ekspanzija je pritisak plina i magnetnih polja unutar oblaka. Obično se ova borba završava pobjedom sila kompresije. Činjenica je da svjetlost zvijezda ne prodire u neprozirni oblak izvana i ne zagrijava ga, a infracrveno zračenje molekula i prašine lako napušta oblak i odnosi toplinu. Kao rezultat ovog “anti-stakleničkog” efekta, u najgušćem dijelu oblaka temperatura pada na skoro -270°C, a pritisak plina toliko opada da se ravnoteža sila neminovno poremeti i ovo područje počinje nekontrolisano smanjivati. Ako je masa komprimiranog plina mala, tada se formira jedna zvijezda, a ako plina ima puno, tada se tokom njegovog kompresije i fragmentacije rađa grupa tijela - zvjezdano jato.

Tokom procesa formiranja, svaka zvijezda prolazi kroz dvije karakteristične faze - brzu i sporu kompresiju protozvijezde. Brza kompresija je skoro slobodan pad materije protozvezde prema njenom centru. U ovoj fazi, gravitacija dominira. I iako bi se plin trebao zagrijati tijekom kompresije, njegova temperatura ostaje gotovo nepromijenjena: višak topline izlazi u obliku infracrvenog zračenja, za koje je labava protozvijezda potpuno prozirna. Za to je potrebno oko 100 hiljada godina, tokom kojih se veličina protozvezde smanjuje za 100 hiljada puta, a gustina materije se povećava milionima milijardi puta - od skoro potpunog vakuuma do gustine sobnog vazduha.

A onda dolazi trenutak kada zgusnuta protozvezda postaje neprozirna za sopstveno infracrveno zračenje. Uklanjanje topline je naglo smanjeno, a nastavak kompresije plina dovodi do toga brzo zagrevanje, pritisak raste i uravnotežuje silu gravitacije. Sada se protozvijezda ne može skupljati brže nego što to sporo hlađenje s površine dozvoljava. Ova faza traje nekoliko desetina miliona godina, ali se za to vrijeme veličina buduće zvijezde smanjuje samo deset puta, a materija se stisne na približno gustinu vode. Mnogi će iznenaditi da je prosječna gustina Sunca 1,4 g/cm 3 (tačno kao gustina vode u Mrtvom moru), au centru se približava 100 g/cm 3, ali uprkos tome, solarna materija i dalje ostaje gas, tačnije plazma. Kada temperatura u dubinama protozvijezde dostigne nekoliko miliona stupnjeva, počinju termonuklearne reakcije: vodonik se pretvara u helij uz oslobađanje topline, čime se nadoknađuje njegov gubitak s površine. Kompresija prestaje - protozvijezda je postala zvijezda.

Ovdje nacrtana slika je, naravno, samo goli obris. Samo opažanja zvijezda koje se stvarno formiraju mogu mu udahnuti život i razjasniti detalje. Ali teško je proučavati rođenje zvijezda, makar samo zato što su u našoj eri rezerve međuzvjezdane materije u Galaksiji primjetno iscrpljene. Na kraju krajeva, oni su samo djelimično nadopunjeni onim što umiruće zvijezde bacaju u svemir. Ovih dana rijetko se rađaju nova svjetla. U prosjeku se u cijeloj našoj ogromnoj Galaksiji godišnje pojavi samo nekoliko zvijezda. Većina područja stvaranja zvijezda nalazi se na znatnoj udaljenosti od nas i teško ih je proučavati. Osim toga, formiranje zvijezda se događa u dubinama hladnih oblaka plina i prašine koji su potpuno neprozirni za svjetlost. 98% ovih oblaka se sastoji od vodonika (u obliku pojedinačnih atoma i molekula H2) i helijuma. Ovi plinovi praktično ne ometaju prolaz svjetlosti. Ali preostalih 2% mase, koja pada na teže elemente, tvori sitne čvrste čestice veličine stotih dijelova mikrona - zrnca prašine, koja aktivno apsorbiraju i raspršuju zračenje. Vrlo je teško vidjeti kako se iza ovog “smoga” stvara zvijezda.

Najzanimljivije rezultate u ovoj oblasti daju infracrveni teleskopi i radio teleskopi u najkraćem opsegu talasnih dužina - submilimetar. Zračenje koje primaju prodire kroz zavjesu prašine, budući da je njena talasna dužina više veličina zrnca prašine Ali, nažalost, apsorbuje se u zemljinoj atmosferi. Stoga se instrumenti moraju instalirati na avionima koji se dižu u stratosferu, ili, još bolje, na satelitima koji rade izvan atmosfere. Međutim, čak i na Zemlji moguće je pronaći mjesta visoko u planinama gdje rijedak, suh zrak ne ometa mnogo promatranja. Čileanske Ande su veoma dobre u tom pogledu. Upravo tamo, u Južnoevropskoj opservatoriji (La Silla, Čile), postavljen je jedan od najboljih zemaljskih instrumenata za proučavanje zvijezda u nastajanju - kompleks infracrvenih spektrografa i kamera postavljenih na 3,6-metarski NTT teleskop (Nova tehnologija Teleskop).

Pomoću ovog instrumenta španski astronom Fernando Comeron je dobio sliku veliki kompleks slika formacije zvijezda RCW 108. Sastoji se od 600 pojedinačnih kadrova i pokriva površinu neba jednaku polovini lunarnog diska. Naučno, ova slika je zanimljiva jer potvrđuje teorijski model "izlijeganja" mladih zvijezda iz oblaka - takozvani "model šampanjca". Tamni oblak, jasno vidljiv na pozadini Mliječnog puta, igra ulogu neprobojne boce unutar koje novorođene zvijezde zagrijavaju okolni plin i povećavaju njegov pritisak. Na kraju, oblak to ne može izdržati, probija se njegov najtanji zid („čep“), a mlaz vrućeg plina puca u okolni prostor. Upravo to je trenutak koji vidimo na fotografiji. Svijetla maglina u središtu oblaka je vrući plin koji je pobjegao brzinom od oko 10 km/s i pojurio prema Suncu. (Ne brinite - nikada neće stići do Sunčevog sistema.)

Ako se masivna zvijezda rodi u grupi mladih zvijezda, tada upravo ta zvijezda počinje „vladati predstavom“: njeno snažno zračenje i strujanje plina s površine (zvjezdani vjetar) zagrijavaju okolnu materiju, zaustavljaju njenu kompresiju i isključite proces formiranja novih zvijezda. Poput kukavice u gnezdu, masivna zvezda pokušava da očisti prostor oko sebe. Ponekad aktivnost masivnih zvijezda ne samo da zaustavlja nastajanje zvijezda, već dovodi i do potpunog raspada novorođenog jata: zajedno s međuzvjezdanim plinom gubi toliko mase da mlade zvijezde lako savladavaju oslabljeno gravitacijsko polje i napuštaju svoju „kolijevku“.

Prva ispravna ideja o porijeklu zvijezda pripada Newtonu. Nakon što je jedva shvatio sveobuhvatnu prirodu gravitacije, počeo je razmišljati o njenoj ulozi u razvoju nebeskih tijela.

U pismu velečasnom Richardu Bentleyju od 10. decembra 1692. Njutn piše ovo: „Čini mi se da kada bi sva materija našeg Sunca i planeta i sva materija Univerzuma bila jednolično raspršena u dubinama neba, i kada bi svaka čestica imala urođenu gravitaciju prema svima ostalima, i kada bi, konačno, prostor u kojem bi se ova materija raspršila bio konačan, materija izvan ovog prostora bi, zahvaljujući naznačenoj gravitaciji, bila privučena cijeloj materiji unutra i, kao rezultat, pao bi u sredinu čitavog prostora i formirao tamo jednu ogromnu sfernu masu. Međutim, kada bi ova supstanca bila ravnomjerno raspoređena na beskonačnom prostoru, nikada se ne bi mogla ujediniti u jednu masu, već bi se dio kondenzirao ovdje i drugi tamo, formirajući beskonačan broj ogromnih masa raštrkanih na ogromnim udaljenostima jedna od druge po ovom beskonačnom prostoru. prostor. Na taj način mogu nastati i Sunce i fiksne zvijezde.”

U stvarnosti, čak i u ograničenom prostoru međuzvjezdanog oblaka, gravitacija ne može prikupiti svu materiju na jednom mjestu. Prostor je turbulentan: zvučni i udarni valovi kreću se kroz oblak u različitim smjerovima, sabijajući i razrjeđujući pojedinačne dijelove plina. Gravitacija samo podiže i dovršava kompresiju pojedinačnih fragmenata oblaka. On je to shvatio i doveo Newtonovu ideju na nivo stroge matematička teorija drugi engleski fizičar, Džejms Džins, dve stotine godina kasnije.

Carousel stop

Iako su mnogi zaključci teorije formiranja zvijezda već potvrđeni opservacijama, ostaju neriješeni problemi. Na primjer, nejasno je kako se protozvijezde rješavaju "dodatne rotacije". Zbog nasumične, turbulentne prirode kretanja gasa, bilo koji dio međuzvjezdanog oblaka sporo rotira. Kada se skupi, pokušavajući postati zvijezda, tada se, prema zakonu održanja ugaonog momenta, rotacija ubrzava - svi se sjećaju kako umjetnički klizači ubrzavaju svoju rotaciju pritiskajući ruke uz tijelo. Da nije bilo mehanizama za kočenje, centrifugalna sila ne bi dozvolila da se zvijezda uopće rodi.

Jedan od ovih mehanizama obezbjeđuje plinsko trenje: unutrašnje, brzo rotirajuće regije protozvijezde trljaju se o vanjske, prenoseći im energiju svog kretanja. Istovremeno, oni se sami usporavaju, dobijajući priliku da se dodatno smanjuju i postanu zvijezda, a vanjske regije se, naprotiv, odmotaju i ostaju rotirajuće u obliku tankog diska, iz kojeg se kasnije formiraju planete. Sam život ovog protoplanetarnog diska je vrlo zanimljiv i slabo proučavan. Na primjer, u nekoj fazi evolucije diska duž njegove ose rotacije, tanki mlazovi plina mogu biti "pucani" u oba smjera.

Zapažanja pokazuju da su protoplanetarni diskovi uobičajeni oko formiranja zvijezda. A prisustvo "gotovih" planetarnih sistema, kojih je više od dvije stotine već otkriveno u blizini Sunca, potvrđuje ideju o preraspodjeli ugaonog momenta između zvijezde i materije budućih planeta. Međutim, priroda nikada nije ograničena na korištenje jedne, čak i najbolje ideje. Kako kažu fizičari, ako nešto nije zabranjeno u prirodi, onda će se to sigurno dogoditi. Ali nije zabranjeno da se brzo rotirajuća protozvijezda u jednom trenutku podijeli na pola, pretvarajući ugaoni moment jednog tijela u međusobno orbitalno kretanje dva tijela. Ali da li to znači da će se umjesto jedne zvijezde roditi dvije? Tako je! Astronomi su odavno primijetili da gotovo polovina svih zvijezda radije živi u paru. Naše Sunce je jedna zvijezda, ali ovo je prije izuzetak od pravila. Ako dobro pogledate, osim velike količine duple zvjezdice Otkrivaju se trostruko, četverostruko, pa čak i šesterostruko (na primjer, zvijezda Castor, alfa Blizanci). Čini se da sekvencijalna podjela protozvijezda tokom kompresije efikasno im pomaže u borbi protiv centrifugalnih sila i dovodi do rađanja minijaturnih zvjezdanih kolektiva.

Maglina Tarantula, koja se nalazi u susednoj galaksiji Veliki Magelanov oblak, udaljena je 170 hiljada svetlosnih godina od nas, ali sija tako jako da je vidljiva čak i golim okom. Njegov prečnik je skoro 1000 svetlosnih godina. Ni u našoj galaksiji ni u obližnjim galaksijama nema većih centara formiranja zvijezda. U središtu slike, snimljene 8-metarskim VLT teleskopom Evropske južne opservatorije u Čileu, nalazi se skup mladih, masivnih i veoma vrućih zvijezda, Radcliffe 136 (R 136), čije snažno zračenje i jaki zvjezdani vjetrovi čine sjaj magline. Ovo jato je staro samo 2-3 miliona godina, tako da su njegove najmasovnije zvijezde još uvijek žive. I postoji više od 200 takvih zvijezda, od kojih neke imaju mase veće od 50 solarnih masa; takvi teškaši se formiraju izuzetno rijetko.

Desno i iznad centra na ovoj fotografiji je još jedno jato sjajnih masivnih zvijezda - Hodge 301. Njegova starost je oko 20 miliona godina. Stoga su najmasivnije zvijezde u njemu već završile svoj život i eksplodirale kao supernove, izbacujući materiju ogromnom brzinom i stvarajući mrežu zamršenih vlakana oko jata. Tamo se uskoro očekuju još eksplozija, jer se u klasteru Hodge 301 primjećuju tri crvena supergiganta, koji će također završiti svoje živote ogromnim vatrometom u naredna tri miliona godina.

Dok neke zvijezde umiru u ovom "kosmičkom pauku", druge se tamo tek rađaju. Mnogi tamni oblaci, lako prepoznatljivi na svijetloj pozadini, pokazuju nam gdje dolazi do hlađenja i kompresije plina, spremnih da daju život sljedećim generacijama zvijezda. U stvari, Tarantula je džinovski inkubator u kojem se rađaju zvijezde svih vrsta masa, ne samo teškaši, već i one poput Sunca (iako divove možemo vidjeti samo izdaleka). Na nekim mjestima u ovom oblaku događa se zadivljujući proces ponovljenog, stimuliranog formiranja zvijezda: snažno zračenje i eksplozije masivnih zvijezda stvaraju udarne valove koji sabijaju okolni plin, stvarajući tako uslove za formiranje sljedeće generacije zvijezda.

Faze formiranja zvijezda

Poreklo divova

Biologu je teško proučavati život drveta baobaba - da biste to učinili, morate živjeti hiljadama godina. Mnogo je lakše proučavati muhu Drosophila: rođena je danas, rodila potomstvo nedelju dana kasnije, a umrla je dve nedelje kasnije. Isto je i sa zvijezdama. Zvijezde male mase postoje milijardama godina, praktično nepromijenjene, dok se zvijezde velike mase formiraju brzo, kratko žive i umiru sjajno. Astronomi vole proučavati masivne zvijezde. Ali koliko zvezda može biti masivna? Ovo pitanje proganja astronome dugi niz decenija. Ako ispravno shvatimo fiziku rođenja i života zvijezde, zvijezde ne mogu biti previše masivne. Istina, istorija astronomije već pola veka dokazuje da ovu fiziku ne razumemo sasvim ispravno.

Kako se masa zvijezde povećava, temperatura njene unutrašnjosti se brzo povećava, a pritisak zračenja na vanjske slojeve raste. To bi trebalo dovesti do gubitka stabilnosti, pojave rastućih oscilacija zvijezde i oslobađanja njenog omotača. Godine 1959. Martin Schwarzschild i njegove kolege teoretski su procijenili graničnu masu zvijezde na 60 solarnih masa, što je i tada bilo u suprotnosti sa zapažanjima, budući da dvostruka Plaskett zvijezda poznata od 1922. ima ukupnu masu od oko 150 solarnih masa, što znači da je njena glavna komponenta je najmanje 75 puta masivnija od Sunca.

Teorija je počela da se poboljšava: uzeto je u obzir niz detalja, a teoretski prag mase porastao je na 100 solarnih. Ali astronomi koji posmatraju takođe nisu sedeli besposleni. Utvrdili su da je zvijezda P Labud skoro milion puta svjetlija od Sunca. Takvu zvijezdu bi rascijepio pritisak vlastite svjetlosti da je njena masa manja od 80-100 solarnih masa - na samoj ivici dozvoljenog. Teoretičari su se napeli. U međuvremenu, posmatrači su otkrili da postoje zvezde sa još većim sjajem. Na primjer, snaga zračenja Eta Carinae, koja se nalazi u maglini NGC 3372, je 5 miliona puta veća od solarne. Masa takvog "reflektora" ne može biti manja od 200 solarnih masa. Teoretičari su odustali: jednostavno nisu mogli "napraviti" zvijezdu s masom većom od 150 solarnih masa.

U međuvremenu, posmatrači nisu posustajali: u jezgru malog zvjezdanog jata Pismis 24, udaljenog otprilike 8.000 svjetlosnih godina od nas, otkrili su zvijezdu, sudeći po snazi ​​njenog zračenja, koja po masi premašuje Sunce za 200, ili čak 300 puta! U ovom trenutku teoretičari više nisu mogli izdržati: "Ne vjerujemo!" — i naterao posmatrače da bliže pogledaju zvezdu teške kategorije. Međunarodna grupa astronoma predvođena H.M. Apelaniz (J.M. Apelaniz, Institut za astrofiziku Andaluzije, Španija), koristeći 6,5-metarski Magellanov teleskop i Hubble svemirski teleskop, otkrio je da je zvijezda dvostruka! Jedna pored druge, kružeći oko zajedničkog centra mase, žive dvije debele zvijezde, svaka oko 100 puta masivnija od Sunca. Još jedna jednako masivna zvijezda pronađena je u istom jatu. Ovo je samo po sebi izuzetno zanimljivo: tri medvjeda u jednoj jazbini! U Galaksiji nema više od deset tako masivnih zvijezda, ali ovdje su tri na jednom mjestu. Ali ovo je stvar slučaja, a glavna stvar je da je teorija unutrašnje strukture zvijezda izdržala test - mase zvijezda ne prelaze 150 solarnih masa (ispostavilo se da je masa ovog Carinae bila isprva malo preuveličan - takođe ne prelazi 150 solarnih masa).

Čini se da je sve u redu i astronomi mogu mirno spavati (naravno, danju, jer rade noću). Ali ne – samo stručnjaci u ovoj oblasti mogu mirno spavati. unutrašnja struktura zvijezde A oni koji proučavaju formiranje zvijezda ne mogu spavati. Činjenica je da protozvijezda, kako se povećava njegova masa, brzo povećava svoju snagu zračenja i počinje aktivno odgurivati ​​nove dijelove materije. Proračuni pokazuju da se zvijezde s masom većom od 15-20 solarnih masa uopće ne mogu roditi. Ali oni postoje! Možda se ti teškaši formiraju kasnije, na primjer, kada se nekoliko mladih zvijezda drži zajedno? Još nije jasno. Na ovom problemu još treba raditi.

Osnovna teorija formiranja i evolucije zvijezda nastala je 1920-ih, uglavnom zahvaljujući naporima dvojice istaknutih engleskih fizičara - Jamesa Jeansa i Arthura Eddingtona. Dobivene su elegantne jednačine koje opisuju sve glavne karakteristike samosvjetlećih plinskih kugli. Izuzetno inspirisan rezultatima svog istraživanja – prvenstveno njihovom jasnoćom i jednostavnošću – Jeans je napisao: „...jasno nam je zašto sve zvijezde imaju vrlo slične težine; to je zato što su svi formirani istim procesom.

Vjerovatno izgledaju kao tvornički proizvodi koje je napravila ista mašina.” Oprezniji Eddington se praktično složio s njim: "Razumno je nadati se da ćemo u ne tako dalekoj budućnosti moći razumjeti tako jednostavnu stvar kao što je zvijezda." Istina, jedan od starijih drugova je primijetio Eddingtonu: "Kada bi vas gledali s udaljenosti od nekoliko svjetlosnih godina, onda biste i vi izgledali krajnje jednostavni." Život je dokazao istinitost ove opaske. Godine 1960., poznati istraživač zvijezda, američki astronom Martin Schwarzschild, napisao je: „Što više razumijemo stvarno stanje takvog kompleksa fizičko vaspitanje"Šta god da je zvijezda, to nam se čini zbunjenijom."

Da li je Kopernik pogrešio?

Dok se masivne zvijezde, zbog svog snažnog zračenja i zvjezdanog vjetra, aktivno oslobađaju materije koja ih okružuje, zvijezde umjerene mase ovu materiju pokreću - od nje se formiraju planetarni sistemi. Sada više nema sumnje da je rođenje većine zvijezda praćeno rođenjem planeta. Da li to znači da je Sunce tipična zvijezda, a Sunčev sistem tipičan sistem planeta?

Tokom Kopernikove ere, astronomi su Zemlju izbacili sa „Olimpa Univerzuma“ u ulogu jedne od mnogih planeta. I svako sljedeće stoljeće samo je potvrđivalo našu osrednjost, koja se čak počela nazivati ​​i Kopernikanskim principom: pokazalo se da je Sunce obična zvijezda, kojih ima milijarde, a naš zvjezdani dom - Galaksija - kao da se nije isticao u na bilo koji način među milionima drugih "ostrvskih univerzuma".

Kopernikanski princip je potvrđen čak i u malim detaljima: Njutnov zakon gravitacije, otkriven na Zemlji, pokazao se primenljivim na sve svemirske objekte i postao „zakon univerzalna gravitacija"; Spektralne studije su dokazale da su sva nebeska tijela sastavljena od elemenata Periodnog sistema koji su nam poznati na Zemlji. Pre samo nekoliko decenija od naučnika se moglo čuti da je kosmos jednoličan, ako ne i potpuno monoton; da je većina zvijezda kopije našeg Sunca, da će pored svake od njih vjerovatno biti planeta slična Zemlji, a na njoj, vidite, braćo na umu... Ali astronomi su sve pažljivije promatrali okolni prostor , i činilo im se, kako je Alisa rekla, „sve čudnije i čudnije“.

Pokazalo se da je među milijardama zvijezda gotovo nemoguće pronaći svjetiljku sličnu Suncu i jednako mirnog karaktera. Naša galaksija, među velikim zvezdanim sistemima sličnim njoj, takođe se pokazala izuzetno "mirnom", ne pokazujući praktično nikakvu aktivnost: čak se i masivna crna rupa koja se nalazi u njenom jezgru ponaša veoma tiho. Sunce se sa svojim planetama ionako ne kreće po Galaksiji, već rado izbjegava mjesta na kojima se nakupljaju novorođene zvijezde, među kojima ima mnogo aktivnih, pa samim tim opasnih za našu biosferu. Posljednja stvar koju astronomi dugo nisu mogli otkriti je koliko je tipičan naš planetarni sistem i koliko se često planete slične Zemlji nalaze oko drugih zvijezda. Pronalaženje planeta u blizini drugih zvijezda uvijek se činilo nevjerovatno teškim zadatkom.

Ali posljednja decenija dvadesetog stoljeća dala je astronomima dugo očekivano otkriće: 1991-1996. pronađeni su prvi planetarni sistemi oko zvijezda različitih vrsta, uključujući čak i neutronske zvijezde - radio pulsare. A onda se pokazalo da je većina egzoplanetarnih sistema potpuno drugačija od naših. U njima džinovske planete poput Jupitera zauzimaju „zonu života“ - područje oko zvijezde gdje temperaturni uslovi na planeti dozvoljavaju postojanje tekuće vode - glavnog uvjeta za razvoj života zemaljskog tipa. Ali život se ne može razviti na samim plinovitim divovima „Jupiterima“ (oni nemaju čak ni čvrstu površinu), a ti divovi guraju male zemaljske planete iz „zone života“. Sada je jasno da je Sunčev sistem netipičan, a možda i jedinstven: njegove divovske planete, koje se kreću kružnim orbitama izvan „zone života“, dozvoljavaju da zemaljske planete postoje u ovoj zoni dugo vremena, od kojih je jedna, Zemlja, ima biosferu. Očigledno, drugi planetarni sistemi izuzetno rijetko imaju ovaj kvalitet. Za one koji se nadaju da će brzo pronaći braću na umu, ovo je neugodna vijest. Ali galaksija je velika, u njoj se stalno rađaju zvijezde, a samim tim i planete. Oko nas su milijarde zvijezda, okružene planetama (sada smo sigurni u to!). Među njima će sigurno biti kopija Zemlje, a možda čak i povoljnijih mjesta za život.