Эволюция звёзд: различия между версиями
| [отпатрулированная версия] | [отпатрулированная версия] |
Содержимое удалено Содержимое добавлено
Д.Ильин (обсуждение | вклад) →Формирование звёзд: стилевые правки, оформление |
Д.Ильин (обсуждение | вклад) м →Сжатие молекулярного облака: оформление |
||
Строка 39:
=== Сжатие молекулярного облака ===
Эволюция звезды начинается в гигантском [[Молекулярное облако|молекулярном облаке]], также иногда образно называемом «звёздной колыбелью». [[Межзвёздная среда|Межзвёздное пространство]] в среднем содержит не более 0,1 частицы на см³, а концентрация атомов в молекулярном облаке — около 10<sup>2</sup> частиц на см³. Такие облака могут иметь массу в 10<sup>5</sup>
При развитии [[Гравитационная неустойчивость|гравитационной неустойчивости]] облако может начать сжиматься. Неустойчивость может быть вызвана различными факторами, например, столкновением двух облаков, прохождение облака через плотный рукав [[Спиральная галактика|спиральной галактики]] или же взрыв [[Сверхновая звезда|сверхновой звезды]] на достаточно близком расстоянии, ударная волна которого может столкнуться с молекулярным облаком. Кроме того, при [[Столкновение галактик|столкновениях галактик]] столкновения газовых облаков начинают происходить чаще, что объясняет увеличение звёздообразования при столкновениях галактик<ref>{{Cite web|url=http://www-ssg.sr.unh.edu/406/LectureNotes/Notes_X_LifeStar_04.pdf|title=Section X, Stellar Evolution|author=|website=|date=|publisher=}}</ref>.
Для того, чтобы гравитационная неустойчивость привела к сжатию молекулярного облака нужно чтобы его полная энергия — сумма потенциальной и кинетической стала отрицательна. При постоянной плотности облака радиусом <math>R</math> модуль гравитационной энергии (сама она отрицательна) растёт пропорционально <math>R^5,</math> а сумма кинетической энергии всех молекул — пропорционально <math>R^3.</math> Следовательно, облако начнёт сжиматься, если оно больше определённой массы
: <math>M_0 = \left(\frac{2R_gT}{\mu G \rho^{1/3}}\right)^{3/2},</math>
: здесь <math>G</math> — [[гравитационная постоянная]], <math>R_g</math> — [[универсальная газовая постоянная]].
Отсюда следует, что изначально облако будет сжиматься при массе не менее 10<sup>3</sup> {{Mo}}. Но по мере сжатия облако будет уплотняться практически без нагревания, так как облако прозрачно для излучения и почти вся выделяемая энергия излучается во внешнее пространство. Это приводит к уменьшению критической массы для гравитационной неустояивости, и, как следствие, — сжиматься начнут области меньшей массы и размера — этот процесс называется фрагментацией облака звездообразованя, и он объясняет наблюдаемле явление формирования звёзд в основном группами — в частности, в [[Звёздное скопление|скоплениях]]. Кроме того, явление фрагментации объясняет, почему звёзды образуются лишь в сравнительно узком диапазоне масс — от 10<sup>−1</sup> до 10<sup>2</sup> {{Mo}} по порядку величины<ref name=":1" />{{Sfn|Кононович, Мороз|2004|страницы=387}}. По мере уплотнения облака оно становится всё менее прозрачным для излучения. Здесь и далее в качестве примера рассматриваются численные значения для облака с массой 1 {{Mo}}: оно перестаёт быть прозрачным при радиусе в 2,5·10<sup>4</sup> {{Ro}}, и тогда выделяемая энергия гравитационного сжатия начинает его разогревать: вследствие [[Теорема вириала|теоремы вириала]] половина выделяемой за счёт сжатия энергии тратится на излучение, а другая половина — на нагревание вещества<ref>{{Cite web|lang=|url=http://www.astronet.ru/db/msg/1190726|title=Вириала теорема|author=|website=[[Астронет]]|date=|publisher=[[Астронет]]}}</ref>. Принято считать, что с этого момента облако называется [[Протозвезда|протозвездой]]<ref name=":1">{{Cite web|lang=|url=http://www.astronet.ru/db/msg/1190949/node12.html|title=От облака к звезде|author=|website=Астронет|date=|publisher=[[Астронет]]}}</ref>.
| |||