看今朝⑤图表｜南充“八个坚决”奋力开创各项事业新局面
Зореутво?рення — процес утворення з?р ?з газопилових хмар[1]. Результатом цього процесу ? зоряне населення, загальна структура галактик (зокрема — сп?ральн? рукави, ? х?м?чний склад м?жзоряного середовища[2]. Процес зореутворення ? предметом астроф?зики[1].
Для початку процесу утворення з?р ?з м?жзоряних газопилових туманностей у галактиках потр?бна наявн?сть речовини в космос?, яка перебува? в стан? грав?тац?йно? нест?йкост? з тих чи ?нших причин[3]. Наприклад, поштовхом до утворення можуть служити близьк? до хмари газу вибухи наднових тип?в Ib/c ? II, близьк?сть до масивних з?р з ?нтенсивним випром?нюванням або наявн?сть зовн?шн?х магн?тних пол?в, таких, як магн?тне поле Чумацького Шляху. Залежно в?д типу галактики, ?нтенсивне утворення з?р в?дбува?ться або на випадково розпод?лених д?лянках, або на д?лянках, впорядкованих у сп?ральн? структури галактик. Останн?, зокрема, в?дбува?ться в нашому Чумацькому Шляху, який ? сп?ральною галактикою. Зореутворення ма? характер ?локальних спалах?в?. Тривал?сть ?спалаху? невелика, близько дек?лькох м?льйон?в рок?в, масштаб — до сотень парсек[2].
Склад д?лянок м?жзоряного газу, з яких в?дбулося формування з?р, визнача? х?м?чний склад останн?х, що дозволя? провести датування формування конкретно? зор? або в?днести ?? до певного типу зоряного населення. Давн?ш? зор? формувалися на д?лянках, де практично не було важких елемент?в ?, в?дпов?дно, позбавлен? цих елемент?в у сво?х атмосферах, що визнача?ться на п?дстав? спектральних спостережень. За к?льк?стю з?р того чи ?ншого населення визнача?ться швидк?сть зореутворення на певн?й д?лянц? протягом тривалого часу. Кр?м спектральних характеристик зор?, перв?сний х?м?чний склад вплива? на ?? подальшу еволюц?ю та, наприклад, на температуру та кол?р фотосфери.
З погляду еволюц?? Всесв?ту ? важливим знання ?стор?? темпу зореутворення. У нашу епоху вона становить 3—5 M☉ на р?к[1]. За сучасними даними у Чумацькому Шляху зараз переважно утворюються зор? з масами 1—10 M☉.
Базов? процеси зореутворення м?стить виникнення грав?тац?йно? нест?йкост? в хмар?, формування акрец?йного диска та початок термоядерних реакц?й у надрах зор?. Останн?й процес також ?нод? назива?ться народженням зор?. Початок термоядерних реакц?й, як правило, зупиня? зростання маси небесного т?ла, що форму?ться, ? сприя? утворенню нових з?р навколо нього. Таким чином, зор? здеб?льшого утворюються скупченнями (наприклад, Плеяди).
Еволюц?я окремо? зор? почина?ться в молекулярн?й хмар?, ?? також називають ?зоряною колискою?. М?жзоряне середовище у галактиках не ? абсолютно ?порожн?м?. Зазвичай воно м?стить в?д 0,1 до 1 молекули на см3. Хоча це дуже мало (за земними м?рками), однак внасл?док дуже великих розм?р?в галактик, маса дифузно? речовини довол? значна ? розпод?лена вона нер?вном?рно. Молекулярна хмара ма? щ?льн?сть близько м?льйона молекул на см3. Маса тако? хмари перевищу? масу Сонця в 100 000 — 10 000 000 раз?в та ма? розм?ри в?д 50 до 300 св?тлових рок?в у поперечнику.
У той час як молекулярна хмара оберта?ться у склад? галактики, деяк? фактори можуть викликати ?? грав?тац?йний колапс. Наприклад, хмари можуть з?ткнутися одна з одною, або одна з них може пройти через щ?льний рукав сп?рально? галактики. ?ншим фактором може стати вибух надново? зор?, що стався неподал?к, — ударна хвиля проходить через молекулярну хмару на величезн?й швидкост? й призводить до зб?льшення густини на окремих ?? д?лянках. Кр?м того, вза?мод?я галактик м?ж собою здатна викликати спалах зореутворення, у м?ру того як газов? хмари в кожн?й ?з галактик стискаються ? збуджуються в результат? з?ткнення.
При колапс? молекулярна хмара розд?ля?ться на частини, утворюючи дедал? др?бн?ш? згустки. Фрагменти з масою менше ~ 100 сонячних мас здатн? сформувати окрему зорю. У таких утвореннях газ швидко збира?ться в центральн?й частин?, нагр?ва?ться в?д стиснення, викликаного вив?льненням грав?тац?йно? потенц?йно? енерг??, перетворю?ться на кулястий об'?кт, що оберта?ться, ? хмара ста? протозорею. З? зб?льшенням температури та густини у центр? розпочинаються термоядерн? реакц??.
На початков?й стад?? свого ?снування зор?, як правило, прихован? в?д зовн?шнього спостереження щ?льною хмарою пилу й газу. Часто силуети таких ?кокон?в? можна спостер?гати на тл? яскравого випром?нювання навколишнього газу. Так? утворення отримали назву глобул Бока.
Деяка частка протоз?р не досяга? температури в центр?, достатньо? для реакц?й водневого циклу, у них в?дбуваються лише реакц?? за участ? дейтер?ю та л?т?ю. Так? зор? отримали назву ?коричневих карлик?в?, ?хня маса не перевищу? одн??? десято? сонячно?. Так? зор? швидко витрачають невелик? запаси дейтер?ю та л?т?ю й поступово згасають (за к?лька сотень м?льйон?в рок?в). У масивн?ших протоз?р температура в центр? досяга? 10 м?льйон?в К, що робить можливим синтез гел?ю з водню. Початок ц??? термоядерно? реакц?? встановлю? г?дростатичну р?вновагу, запоб?гаючи подальшому грав?тац?йному колапсу ядра. В?дтак зоря тривалий час ?снуватиме в стаб?льному стан?.
- ↑ а б в Зореутворення // Астроном?чний енциклопедичний словник / за заг. ред. ?. А. Климишина та А. О. Корсунь. — Льв?в : Голов. астроном. обсерватор?я НАН Укра?ни : Льв?в. нац. ун-т ?м. ?вана Франка, 2003. — С. 137. — ISBN 966-613-263-X.
- ↑ а б А. В. Засов, К.А Постнов Общая Астрофизика, с.356
- ↑ Л.С. Марочник. Звездообразование // Физика космоса. — Вип. 1986. — С. Астронет. Арх?вовано з джерела 25 листопада 2010. Процитовано 2 червня 2010.
