Cum stelele sunt formate și de ce lucesc

Ca și în astronomie ca standardele sunt steaua, desigur, cel puțin pentru scurt timp, să mă opresc asupra naturii și evoluția lor. Pentru a răspunde la întrebarea cu privire la natura reală a stelelor a fost posibilă numai la mijlocul secolului al 19-lea, când au fost determinate distantele la cele mai apropiate stele. Distanțele față de ei au fost mari inimaginabil - sute de mii de ori mai mult decât înainte de soare. Conform legii pătratul, astfel încât la aceste distanțe pot fi văzute la punctul de surse de emisie de lumină strălucitoare trebuie să radieze energie comparabilă cu cea a radiației de soare! Pentru a realiza că stelele - aceasta este soarele, iar soarele - o stea obișnuită, a fost nevoie de câteva mii de ani pentru omenire.

Acesta stele sunt principalele obiecte ale părții vizibile a universului. stele lume sunt extrem de diverse și, în consecință, natura lor - de asemenea. Ne vom concentra doar pe două întrebări cu privire la natura lor, - originea și energia.

Conform conceptelor moderne de stele se nasc din gaze și praf de mediu difuz, ca urmare a compresiei gravitaționale a norului sub propria gravitație. contracția gravitational începe în regiunile cele mai dense ale mediului interstelar. mediu Interstellar constă în principal dintr-un gaz (hidrogen și heliu) și praf - de particule minerale solide. Praful de greutate de 5-10% din greutatea totală a norului. Astronomul englez J. Jeans la începutul secolului XX a arătat că un mediu omogen infinit este instabil. Spontan a apărut în comprimarea ei pe scară largă va continua din cauza gravitației (instabilitatea gravitațională). Dimensiunea minimă a regiunii, care începe cu valuri de compresie numit blugi lungi. Blugi baza egalității presiunii cauzate de gravitație pe o parte (îndreptată spre interior) și, pe de altă parte, - gazul încălzit (în afara) a arătat că dlinalravna critică:

l = [R'T / (G'm'r)] 0.5. unde (1)

R - constanta de gaz,

T - temperatura efectivă în grade Kelvin,

G -gravitatsionnaya constanta

m - masa moleculară medie a unui nor de gaz de particule

r - densitatea medie a norilor.

nor de masă M este egal cu astfel:

M = 5'10 -11'Mc „[T 3 / r] 0,5, în care (2)

Mc - masa de soare.

Formulele 1 și 2 sunt așa-numitele blugi criteriu instabilitate [3]. După cum se poate observa din ele, instabilitatea mediului depinde de temperatura și densitatea norului. Norii moleculari temperatura medie interstelare este de la 10 până la 30K și concentrația particulelor de 10 la aproximativ 8 m -3. Cu acești parametri, câmpul poate fi comprimat dacă greutatea lor peste o mie de sori. Dar, stele cu mase nu. Faptul este că, atunci când comprimat norul crește concentrarea și densitatea sa, iar temperatura rămâne neschimbată. De ce? După comprimarea este eliberată energie potențial enorm. Dar, în faza inițială, acesta nu este un mediu de încălzire, și lasă sub formă de radiații infraroșii. compresie izoterme reduce blugi critice lungime de undă. Acest lucru dă naștere la instabilitate gravitațională într-o scară mai mică, adică, există o fragmentare a norului în bucăți mai mici, care, la rândul său, va fi, de asemenea fragmentate. Ca urmare, există o cascadă proces de fragmentare. Acest lucru va continua până când densitatea mediului în nor ajunge la punctul în care mediul devine opac la radiații. În acest caz, norul și se acumulează energie încălzește gazul. În adâncurile nori există un corp PRESTAR de echilibru - o protostea. Presiunea gazului este suficientă pentru a rezista la forțele de gravitație. Compression condensare centrală încetează și procesul dinamic principal devine acreție (pierdere) de gaz pe shell dezvoltat nucleu. masa nucleului crește și crește chiar mai repede luminozitate nucleu. Miezul este înconjurat de un puternic netransparent pentru placare radiații vizibile care transformă lumina vizibilă în nucleu încălzit infraroșu. Astfel de obiecte sunt numite „Cocoon stele“, acestea sunt înregistrate în lungimile de undă în infraroșu și radio.

Ce se întâmplă cu „stelele cocon“? Odată cu creșterea de masă datorită acreția și în consecință mărește puterea de radiație și presiunea radiațiilor. Se oprește acreție și umfla carcasa. Pe cerul gurii există o stea tânără strălucitoare. La momentul încetării presiunii luminii acreție echilibrată de forța de gravitație, adică. E. A (gaz plasmă) substanță Star este în echilibru mecanic și termic. Pornind de la acest fapt, putem estima luminozitatea maximă a tinerilor zvezdyLE. Pentru prima dată a făcut-o A.Eddington. El a arătat că luminozitatea maximă

LE = 4p's'G'M / k, (3)

Viteza gdec- luminii,

G - gravitația constantă,

M - masa stelei

k - coeficientul de absorbție pe unitatea de greutate. Contribuția principală se face de imprastiere de electroni liberi.

Rezervă stele luminozitate a fost egală cu aproximativ 3 000 000 luminozitatea soarelui, iar greutatea maximă - aproximativ 100 de sori. La luminozitate ridicată a stelei iese echilibrul mecanic, deoarece presiunea de pauze de lumină „extra“ de greutate. Calculele teoretice sunt de acord cu observațiile. Interesant, forțele de presiune radiații acționează în primul rând asupra electronilor ca forța gravitațională - de protoni. Dar, între protoni și electroni sunt puternic atrase (Coulomb), întreaga plasma rămâne neutră. Umflarea fierbinte miez coajă de radiație este atât de puternic încât a generat unda de șoc - plasma comprimat propagă cu viteză mare într-o nebuloasă gaz-praf. Călătorind val poate da naștere la noi condensare nebuloasă - focare de stele viitoare. În acest moment, există o schimbare calitativă în sursele de energie. Înainte de aceasta, energia protostea a fost generat prin comprimarea norilor - adică, datorită energiei potențiale. Când temperatura de bază se ridică la câteva milioane de grade, apoi aprinse reacție termonucleară care apar cu eliberarea de energie. Aceasta devine principala sursă. Acesta reacții termonucleare sunt sursa de energie a majorității absolute a stelelor. Este important ca stocurile de energie de fuziune de sute de ori mai mare decât potențialul și, astfel, steaua va străluci cu aceeași capacitate în sute de ori mai mare. Durata de viață de stele depinde de masa lor inițială. Cel mai masiv „arde“ câteva milioane de ani, iar stelele cu o masă aproape de soare - „live“ de aproximativ 10 miliarde de ani.

Subliniem că aceeași stea în timpul existenței sale, suferă schimbări calitative radicale. Descrieți fizica și evoluția stelelor, nu vom. Se concentreze doar pe reacțiile termonucleare care au loc în stele, cum ar fi soarele nostru.

Calculele arată că temperatura în interioarele de stele, ca Soarele depaseste 10.000 de 000K, densitate - aproximativ 1,5 x 10 5 kg / m3, iar presiunea - sute de miliarde de atmosfere. Substanța este un amestec de nuclee goale și electroni liberi, iar dimensiunea lor în comparație cu atomii este mai mică de o sută de mii de ori. Prin urmare, în ciuda acestor parametri exotice de substanțe, este un gaz ideal [4]!

Conform opiniilor actuale, se bazează pe calcule teoretice și rezultatele observațiilor de surse de energie solară și majoritatea absolută de stele sunt reacție termonucleară de hidrogen în heliu. Având în vedere complexitatea calculelor, ne putem imagina doar schema de reacții nucleare și le descrie cu acuratețe. Reacția hidrogenului în heliu poate avea loc în două moduri: ca rezultat al proton-proton (pp) și ciclurile de carbon-azot (CN-). Secvențele celor două cicluri de reacții prezentate în tabelul 1 de mai jos, care este luată de la [4].

Reacția de sinteză a heliului

Tabelul 1 prezintă energia eliberată, iar timpul mediu de reacție, ceea ce indică cât de mult timp să aștepte să aibă loc această reacție. După cum arată tabelul, rata ciclului pp reacții definește prima reacție, și CN-ciclu - al patrulea. CN-ciclu, carbon si azot sunt utilizați drept catalizatori în reacțiile de hidrogen în heliu. În interior solar oferă principala contribuție la reacția proton-proton, CN-reacție devine predominantă la temperaturi mai mari decât în ​​miezul soarelui (când mai mult 000K 15000). Conform celebrei formule a lui Einstein, putem determina masa, care este transformată în energie.

E = Dm'c 2. (4)

Dm - așa-numitul defect de masă este egală cu diferența de masă dintre masa patru protoni si un nucleu de heliu,

c - viteza luminii.

Stele de diferite tipuri spectrale și clase de luminozitate au o structură diferită. În plus, steaua pentru existența schimbării structurii sale interne.