Сегодня мы начнём серию статей о жизни звезды от её рождения до смерти. Расскажем о различных путях, по которым может идти эволюция звёзд. И о том, что может произойти с ними во время их существования. И начнём мы, естественно, с самого начала. Сегодня мы будем изучать рождение звезды...

Где рожаются звёзды?

Прямо сейчас, когда Вы читаете эту статью, в бесчисленном количестве мест во Вселенной рождаются звезды. Все они образуются внутри облаков, состоящих, в основном, из молекулярного водорода. В этих областях Вселенной плотность атомов водорода достаточно велика, чтобы они могли объединяться в больших количествах, образуя молекулы H2. В некоторых местах здесь есть атомы и других элементов. Это остатки мёртвых звёзд, и об этом мы поговорим позже. Некоторые новорождённые звезды маленькие. Другие – гигантские! Их масса может достигать сотен масс Солнца.


Облака газа и пыли, из который рождаются звёзды, могут оставаться в покое очень долго. Однако рано или поздно что-то делает их нестабильными. Это может быть просто случайность, из-за которой плотность в одной области облака больше, чем в других. Это может быть столкновение с другим облаком. Или воздействие ударной волны сверхновой.

В этот ключевой момент гравитация сближает молекулы вокруг точки наибольшей плотности. Это, соответственно, приводит к увеличению гравитационного притяжения других близлежащих молекул водорода, притягивая их к центру. Мало-помалу более или менее однородное облако делится на гораздо более плотные области, отделённые от менее плотных или почти пустых областей.


Когда молекулы притягиваются к наиболее плотным областям, они ускоряются. По мере сжатия газового облака частицы сближаются и движутся все быстрее и быстрее. То есть их температура увеличивается. Гравитационная потенциальная энергия преобразуется в кинетическую энергию молекул – тепловую энергию. Конечно, это еще очень низкая температура, но она всё время повышается.

Наступает время, когда внутри облака появляются маленькие сферы очень горячего газа, называемые протозвёздами. Они становятся всё плотнее и горячее по мере того, как гравитация сближает молекулы водорода. Этот этап в течение жизни звезды необычайно скоротечен. В мгновение ока, всего за каких-то жалких 100 000 лет, гигантский газовый шар сожмётся до размеров звезды.

Эти протозвезды трудно увидеть, потому что они еще не излучают видимого света. И, кроме того, часто скрыты внутри огромных облаков газа и пыли. Но на самом деле всё же иногда их можно наблюдать. Но не потому, что они светятся, а как раз наоборот: из-за наличия в них большого количества элементов тяжелее водорода. Это могут быть силикаты, оксиды углерода, гелий. Их можно увидеть как силуэты на фоне яркого фона. Такие образования называют глобулами Бока. Впервые их обнаружил астроном Барт Бок в 40-х годах прошлого века.


Три пути

Итак, когда протозвезда достаточно хорошо сжата, дальше события могут пойти по трём сценариям:

1. Если масса протозвезды не очень велика (13 масс Юпитера и меньше), то в тот момент, когда молекулы газа максимально сблизятся друг с другом, температура будет ниже той (1 000 000 К), которая необходима для начала термоядерного синтеза. В этом случае перед Вами не звезда, а просто газовый гигант. Он не светится в видимом свете. Его поверхность нагрета до температуры меньше 1000 К. Это не значит, что «неудавшаяся звезда» не излучает. Она излучает. Но поскольку термоядерная реакция в её недрах не происходит, такой объект очень быстро остывает, поскольку излучает исключительно в инфракрасном диапазоне.

Такие несостоявшиеся звезды продолжают понемногу остывать. И, вероятно, однажды станут одними из самых старых объектов во Вселенной. Поскольку они не «умирают», как «классические» звезды.

2. Если сжимающееся газовое облако окажется больше (от 13 до 80 масс Юпитера), оно будет иметь больше гравитационной потенциальной энергии, доступной для нагрева. Когда молекулы водорода в таком облаке плотно прижмутся друг к другу, они смогут нагреваться до критической точки. При температуре в 1 миллион градусов Кельвина начнётся «сгорание» дейтерия. И протозвезда «воспламеняется». Она становится коричневым карликом.

Но эти коричневые карлики не очень яркие объекты. Хотя их ядро имеет температуру в миллион градусов, температура поверхности такого объекта меньше 2000 К. Поэтому такие звёзды имеют темно-красный цвет, и излучают они большую часть энергии в инфракрасном диапазоне. Единственное, что может «сжигать» коричневый карлик – это дейтерий. Он не может начать плавить водород, потому что для этого требуется температура около 3 000 000 К.

Но дейтерия мало. И через несколько миллионов лет у коричневого карлика он заканчивается. Объект начинает постепенно тускнеть.

Коричневый карлик, как и газовые гиганты, рассмотренные до него, становится все холоднее и холоднее по мере того, как он будет терять энергию. И этот процесс будет идти огромный промежуток время. Возможно, десятки миллиардов лет.

3. Если протозвезда достаточно велика (примерно в 80 раз больше массы Юпитера), температура в её центре тоже будет увеличиваться по мере того, как молекулы будут сближаться. До тех пор, пока не «запустится» водородный синтез. В этот момент и рождается звезда. Вскоре после этого внешнее давление излучения, испускаемого звездой, компенсирует внутреннее давление, возникающее из-за гравитации. И звезда стабилизируется. Температура её поверхности, в зависимости от массы протозвезды, может колебаться от чуть более 2000 К до 50 000 К. А в отдельных случаях даже больше.

Прекрасные звёзды

И это уже настоящая звезда. Она может быть красной и не очень яркой. Или жёлтой, как наше Солнце. Или голубой в случае более крупных звёзд. Но все эти объекты сияют видимым светом. И все они потрясающе красивы...

С этого момента новорождённая звезда входит в стадию так называемой «главной последовательности»...

Но об этом мы поговорим в следующих частях нашей серии...Источник: "Живой космос"