Ми все своє існування завдячуємо Сонцю. Але як вони сформувалися?
Зірки починаються як величезні хмари холодного молекулярного водню та гелію, що залишилися від Великого вибуху. Ці величезні хмари можуть бути в сотні світлових років поперек і містити сировину в тисячі і навіть мільйони разів більше маси нашого Сонця. Окрім водню, ці хмари засіяні важчими елементами від зірок, які давно жили і померли. Вони утримуються в балансі між силою сили тяжіння і зовнішнім тиском молекул. Врешті-решт якийсь удар вдасться подолати цей баланс і змушує хмару почати руйнуватися.
Цей удар може статися від вибуху супернової поблизу, зіткнення з іншою газовою хмарою або хвилі тиску спіральної зброї галактики, що проходить через регіон. Коли ця хмара руйнується, вона розпадається на все менші і менші скупчення, поки не з’являться вузли з приблизно масою зірки. Оскільки ці регіони нагріваються, вони перешкоджають падінню подальших матеріалів всередину.
У центрі цих скупчень матеріал починає збільшуватися в теплі і щільності. Коли зовнішній тиск врівноважується проти сили тяжіння, що тягне його, утворюється протостар. Що буде далі, залежить від кількості матеріалу.
Деякі об’єкти не накопичують достатню масу для зоряного запалювання і стають коричневими карликами - підзоряними об’єктами, не на відміну від справді великого Юпітера, який повільно охолоджується протягом мільярдів років.
Якщо у зірки достатньо матеріалу, вона може генерувати достатню кількість тиску та температури в її ядрі, щоб почати синтез дейтерію - важчий ізотоп водню. Це уповільнює колапс і готує зірку до вступу до справжньої основної фази послідовності. Це етап, в якому знаходиться наше власне Сонце, і починається, коли починається синтез водню.
Якщо протостар містить масу нашого Сонця або менше, він зазнає протоно-протонної ланцюгової реакції для перетворення водню в гелій. Але якщо зірка має приблизно 1,3 рази більше маси Сонця, вона проходить цикл вуглець-азот-кисень для перетворення водню в гелій. Як довго ця новостворена зірка протримається, залежить від її маси та швидкості споживання водню. Маленькі червоні карликові зірки можуть тривати сотні мільярдів років, тоді як великі надгіганти можуть споживати водень протягом декількох мільйонів років і детонувати як наднові. Але як зірки вибухають і розмножують свої елементи навколо Всесвіту? Це ще один епізод.
Ми написали багато статей про утворення зірок у Space Magazine. Ось стаття про утворення зірок у Великій Магеллановій Хмарі, а також ще одна про освіта зірок у NGC 3576.
Хочете отримати більше інформації про зірок? Ось новинні новини Hubblesite про зірок та більше інформації від NASA, що представляє Всесвіт.
Ми записали кілька епізодів Астрономічної ролі про зірок. Ось два, які можуть вам бути корисними: Епізод 12: Звідки беруться дитячі зірки та Епізод 13: Куди йдуть зірки, коли вони вмирають?
Джерело: NASA
Podcast (аудіо): Завантажити (Тривалість: 3:03 - 2.8MB)
Підписатися: Apple Podcasts | Android | RSS
Podcast (відео): Завантажити (50.5MB)
Підписатися: Apple Podcasts | Android | RSS
