Основные звездные характеристики, рождение звезд
тационной неустойчивости. Молодые ассоциации
звезд (состоящие не только из одних горячих массивных гигантов, но и из
других примечательных, заведомо молодых объектов) тесно связаны с большими
газово-пылевыми комплексами межзвездной среды. Естественно считать, что
такая связь должна быть генетической, то есть эти звезды образуются путем
конденсации облаков газово-пылевой среды.
Процесс рождения звезд, как правило, не заметен, потому что скрыт от нас
пеленой поглощающей свет космической пыли. Только радиоастромония, как
можно теперь с большой уверенностью считать, внесла радикальное изменение в
проблему изучения рождения звезд. Во-первых, межзвездная пыль не поглощает
радиоволны. Во- вторых, радиоастрономия открыла совершенно неожиданные
явления в газово-пылевых комплексах межзвездой среды, которые имеют прямое
отношение к процессу звездообразования.
Кратко о всем процессе рождения
Мы довольно подробно рассматривали вопрос о конденсации в протозвезды
плотных холодных молекулярных облаков, на которые из-за гравитационной
неустойчивости распадается газово-пылевой комплекс межзвездной среды. Здесь
важно еще раз подчеркнуть, что этот процесс является закономерным, то есть
неизбежным. В самом деле, тепловая неустойчивость межзвездной среды
неизбежно ведет к ее фрагментации, то есть к разделению на отдельные,
сравнительно плотные облака и межоблачную среду. Однако собственная сила
тяжести не может сжать облака - для этого они недостаточно плотны и велики.
Но тут "вступает в игру" межзвездное магнитное поле. В системе силовых
линий этого поля неизбежно образуются довольно глубокие "ямы", куда
"стекаются" облака межзвездной среды. Это приводит к образованию огромных
газово-пылевых комплексов. В таких комплексах образуется слой холодного
газа, так как ионизирующее межзвездный углерод ультрафиолетовое излучение
звезд сильно поглощается находящейся в плотном комплексе космической пылью,
а нейтральные атомы углерода сильно охлаждают межзвездный газ и
"термостатируют" его при очень низкой температуре - порядка 5-10 градусов
Кельвина. Так как в холодном слое давление газа равно внешнему давлению
окружающего более нагретого газа, то плотность в этом слое значительно выше
и достигает нескольких тысяч атомов на кубический сантиметр. Под влиянием
собственной гравитации холодный слой, после того как он достигнет толщины
около одного парсека, начнет "фрагментировать" на отдельные, еще более
плотные сгустки, которые под воздействием собственной гравитации будут
продолжать сжиматься. Таким вполне естественным образом в межзвездной среде
возникают ассоциации протозвезд. Каждая такая протозвезда эволюционирует со
скоростью, зависящей от ее массы.
Когда существенная часть массы газа превратиться в звезды, межзвездное
магнитное поле, которое своим давлением поддерживало газово-пылевой
комплекс, естественно, не будет оказывать воздействия на звезды и молодые
протозвезды. Под влиянием гравитационного притяжения Галактики они начнут
падать к галактической плоскости. Таким образом, молодые звездные
ассоциации всегда должны приближаться к галактической плоскости.
Список использованной литературы:
1. И. С. Шкловский. Звезды: их рождение, жизнь и смерть
2. П. И. Бакулин. Курс общей астрономии
3. Ю. Н. Ефремов. В глубины Вселенной
| |  скачать работу |
Основные звездные характеристики, рождение звезд |
