Зародження зір

Історично зорі нам здаються вічними. Вони не змінюються впродовж нашого життя і майже не змінюються за тисячі років поки люди за ними спостерігають. Фактично зорі в небі це не єдине, що залишається сталим у нашому маленькому світі. Проте одним із ключих розумінь сучасної астрономії стало, те що зорі насправді еволюцінують. Сяють мільйони, мільярди і навіть трільйони років, а потім помирають викидаючи свій вміст у галактику та прокладаючи шлях для наступного покоління.

Зорі - є основною "лабораторією" для синтезу важливих елементів і звісно вони зігрівають нас та дають таку важливу енергію для життя. Фактично саме зорі лежать в основі всього, що ми бачимо, чуємо та відчуваємо на дотик. То ж розуміння їхньої еволюції означає розуміння як працює Всесвіт. На наше щастя ці об'єкти розкрили багато таємниць своєї природи. То ж в цій статті ми детально розберемо як вони утворюються та еволюцінують.

Про Великий Вибух

Завдяки роботам Едвіна Габбла та Жоржа Леметра було встановлено, що галактики віддаляються одна від одної. Кількісну оцінку цього віддалення можна отримати із закону Габбла-Леметра, який стверджує, що віддалення галактик між собою пропорційно відстані між ними.

Цікавою особливістю цього закону є те, що якщо взяти галактики, які знаходяться достатньо далеко одна від одної то можна отримати швидкість розбігання галактик, яка перевищує швидкість світла. Незважаючи, що швидкість світла - є максимально можливою швидкістю руху будь яких об'єктів - це є можливим, так як це не галактики рухаються швидше за світлом, а між галактиками стає більше простору.

Епохи нуклеосинтезу та рекомбінації

Великий Вибух поділяється на декілька так званих епох, але для стислості ми опустимо найраніші з них. Відразу перейдемо до епохи приблизно через 1 с після Великого Вибоху - епохи нуклеосинтезу. Нуклеос перекладається, як ядро в даному випадку атомне а синтез - створення.

Важливо розуміти, що зі збільшення Всесвіту і як результат густина та температура - зменшувалися. Це призвело до того, що температура опустилася від чисел з 10-ми нулів до відносно незначного мільярда Кельвінів та зменшення фотонного випромінювання, яке утворилося раніше і залишки якого ми можемо спостерігати навіть зараз у вигляді реліктового випромінювання і ви отримаєте рецепт "Вселенського супу" з якого утворилися перші елементи.

Ними стали водень, гелій та літій а також їхні ізотопи. Важчі елементи змогли утворитися тільки у надрах перших зір де утворилися відповідні температура та густина.

На першій секунді після Великого Вибуху найбільша частка речовини припадала саме на водень та гелій у масовому співвідношенні приблизно 75% на 25%. Решта елементів складала менше 1% і з того часу цей розподіл залишається майже незмінним.

Наступна епоха почалася за 400 000 років після епохи нуклеосинтезу. Середня температура у Всесвіті впала до 3000 Кельвінів. Плазма охолола достатньо, щоб розпочався процес рекомбінації. Рекомбінація - це коли електрони рухаються достатньо повільно, щоб бути захопленими атомними ядрами завдяки тому, що протилежні заряди притягуються.

Розподіл матерії

Виходячи із ідеї про надзвичайно малий та дуже щільний стан в якому Всесвіт перебував виходить, що вся речовина має бути розподілена майже рівномірно. Але, якщо б речовина була розподілена абсолютно рівномірно перші зорі та галактики ніколи б не сформувалися.

У системі з мінімальною ентропією а також коли ентропія сягає максимуму жодні складні структури не можуть утворюватися. Лише між цими значення можуть утворюватися складні молекули та сполуки, формуватися планети, зорі , галактики і навіть з'являтися життя. При чому для життя потрібне постійне надходження низької ентропії, яку власне і забезпечують зорі.

Завдяки ефекту - гравітаційна нестійкість розподіл матерії та енергії в просторі став нерівномірний. Флуктуації(випадкові збурення) у Всесвіті раптом роздулися із самим Всесвітом до неймовірних масштабів і це призвело до того, що матерія розприділилася нерівномірно. А де з'являються неоднорідності там почали виникати перші складні структури - від атомів до скупчень галактик.

Молекулярні хмари

Отже, таким чином утворилися перші структури - молекулярні хмари. Оскільки ці хмари складаються з молекул газів.

Зазвичай молекулярні хмари масивніші за Сонце від 10 000 - 1 000 000 разів та мають вражаючі розміри від 50 - 300 світлових років у діаметрі. Найважливішою їх особливістю - є висока густина речовини - 100 - 1000 частинок/см3. Здавалося це мізерна концентрація, але наприклад густина Всесвіту 1 частинка/м3, що в багато мільйонів разів менше густини подібної хмари.

В середині молекулярних хмар - є області із ще більшою густиною і їх прийнято називати молекулярними ядрами. Іноді їх називають щільними - це пов'язано з тим, що їх густина становить від 10 000 - 1 000 000 частинок/см3, що в трільйон разів більше за густину Всесвіту.

В залежності від візуального вигляду молекулярних хмар астрономи їх поділяють на три категорії:

• Темні - майже не пропускають світло у видимому діапазоні, тому ми бачимо як темні плями на фоні більш яскравих об'єктів.
• Напівпрозорі - пропускають певну частину видимого світла
• Дифузні - є найменш щільними з усіх 3-х категорій.

Отже, молекулярна хмара слугує осередком народження зір. Через це її іноді називають "зор'яною колискою". Варто зазначити, що речовина у хмарі має обов'язково бути дуже холодною в межах 10 Кельвінів. Це пов'язано з тим, що гарячі молекули мають високу кінетичну енергію, відповідно вони швидко рухаються та не дають гравітації стиснути себе разом. Через відсутність теплообміну у космічному вакуумі - єдиним способом зниження температури - це випромінювання. Такий метод тепла має вкрай низьку ефективність. Тому пройдуть мільйони років перш ніж гарячий газ стане придатним для зореутворення.

Колапс хмари

Після того, як гравітаційні сили стають домінуючими в молекулярній хмарі, що охолоджується в ній з'являються кілька зон підвищеної концентрації атомів. Чим більша концентрація речовини в області тим більшу масу ця область має і відповідно збільшується її гравітаційний вплив на решту хмари. Зрештою вона накопичує на собі навколишню речовину неначе сніжка стаючи дедалі більшою. Поступово із 100-нь областей залишається лише невелика їх частина, які змогли закріпити своє гравітаційне домінування в хмарі. В решті решт з них і утворюється майбутні зорі та планети.

Варто також згадати про закони імпульсу та моменту імпульсу оскільки вони є дуже важливими у цьому процесі. Імпульс - це просто добуток маси на швидкість її руху відмінний від нуля. Кожна частинка хмари має власний імпульс, але через те, що вони рухаються хаотично відносно центру сумарний імпульс = 0.

Момент імпульсу - це загальний обертовий рух системи. Його можна зобразити дуже простою формулою(m - маса, V - швидкість обертання, r - радіус хмари):

Оскільки таку велику систему, як хмара можна розглядати як замкнену то її момент імпульсу повинен зберігатися. Однак хмара може стискатися під дією власною силою тяжіння, звісно маса залишається незмінною і щоб зберігся її момент імпульсу повинна підвищитися швидкість її обертання.

Момент імпульсу хмари утворюється за рахунок потоків газів в середині неї. Всі вони розміщенні на певній відстані від центра мас, тобто мають певний момент імпульсу, а оскільки напрямки рухів хаотичні вони частково компенсують один одного. То ж зі стисненням хмара обертається все швидше, а на будь яке тіло, що обертається діють відцентрові сили. Чим більша швидкість обертання тим сильніше в центрі об'єкт стискається і розтягується біля полюсів, а при достатньо високій швидкості обертання відцентрові сили можуть розірвати його на декілька частин. Якщо об'єкт не набрав достатній момент імпульсу під час формування тоді, він впаде на найближчий масивний об'єкт. І саме по цій причині одиночні та подвійні зорі зустрічаються часто , а подвійні зорі з екзопланетами явище рідкісне.

Протозорі

Газ з якого складаються молекулярні хмари тяжіє до молекулярних ядер утворюючи протозорю та протопланетний диск. Така протозоря поступово набирає масу завдяки гравітації, а також нагрівається за рахунок тертя газу, що обертається навколо ядра. Іноді тертя може нагрівати газ до надвисоких температур, які можуть сягати мільйони Кельвінів.

Під дією гравітації речовина із протопланетного диска падає на протозорю сприяючи її подальшій еволюції. Цей процес відбувається доти доки зоря не набере достатньої маси для початку термоядерного синтезу.

Тиск світла

Також потрібно згадати про ще одне фізичне явище - тиск світла. Це явище дуже важко зафіксувати і в побуті ми його не відчуваємо, але в масштабах зір його сила кратно збільшується. Саме тиск випромінювання відштовхує частинки від зорі і чим ближче до неї тим сильніше це відштовхування. Така цікава властивість випромінювання фактично зупиняє надходження речовини на зорю і відповідно збільшення її маси.

Також саме тиск випромінювання - це те, що забезпечує гідростатичну рівновагу величезної зорі. Саме тиск світла, яке випромінюється зоряним ядром, а також стиснута плазма, яка прагне до розширення, саме це і отримує від колапсу верхні шари зорі завтовшки сотні тисяч кілометрів.

Інтенсивність випромінювання настільки висока, що людина зможе буквально парити в цьому світлі, звісно з урахуванням того, що за тисячну частку секунди ваше тіло стало більше просмаженішим ніж стейки з ресторану.

Важливо, що гідростатична рівновага - це те, що відділяє дорослу зорю від протозорі, а також зір на пізній стадії еволюції.

Оскільки випромінювання здмухує частинкимолекулярної хмари подальше від себе, то ці частинки можуть захоплюватися гравітацією інших зір. Таким чином вони починають тиснути на інші молекули збільшуючи густину окремих регіонів молекулярних хмар та утворюючи нові молекулярні ядра. Тому зорі часто формуються не поодиноко, а у великих групах, які ми називаємо зоряними скупченнями.

Окрім випромінювання народження зір можуть стимулювати інші астрономічні явища. Наприклад, ударна хвиля від вибуху наднової тисне на молекули в молекулярній хмарі так само, як і випромінювання, але значно швидше та в більших масштабах.

Також стимулювання народженню зір можуть бути зіштовхування молекулярних хмар між собою, або проходження їх поблизу рукавів галактики.

Часом речовини в хмарі не вистачає для переходу від протозорі до повноцінної зорі. Такі небесні тіла на межі між великими планетами та зорями називають коричневими карликами.