Надя Кискинова средища на звездообразуване космогония на слънчевата система джеймс джинс
жүктеу/скачать 2.95 Mb.
|
- Бұл бет үшін навигация:
- ДЖЕЙМС ДЖИНС
ОБЩ КУРС ПО АСТРОНОМИЯ НАО “Юрий Гагарин” Надя КискиноваСРЕДИЩА НА ЗВЕЗДООБРАЗУВАНЕ КОСМОГОНИЯ НА СЛЪНЧЕВАТА СИСТЕМА ДЖЕЙМС ДЖИНСИ ТЕОРИЯТА МУ ЗА ГРАВИТАЦИОННАТА НЕУСТОЙЧИВОСТ
Джеймс Джинс Нютон и идеята му за първичните нееднородности на веществото. Идеята и механизмът на образуване на звездите и планетите произтича от самия закон за всеобщото привличане на Нютон. Първичното вещество според Нютон е инертно, студено, несъпротивляващо се на гравитационното свиване и следователно не оказва налягане. Но еднородна гравитираща среда не може да бъде в покой е изходната основа на разсъжденията на Нютон – неуравновесената от реакция на веществото среда е принудена да се движи, защото всичко в света се движи, но това прави средата неустойчива. Веществото започва да реагира (чрез проява на сила на налягане) и има вероятност да възникнат места с различна плътност, т.е. появяват се нееднородности. 
Първичните нееднородности, от които впоследствие са възникнали галактиките. Джеймс Джинс – основоположник на теорията на звездообразуване В началото на 1900 г. още като студент Джеймс Джинс прави разработки по теоретична астрофизика в Кембриджкия университет под ръкодовството на професора по астрономия и физика Джордж Дарвин – син на Чарлз Дарвин. Професор Дарвин работи върху теорията на приливите и фигурите на въртящи се течни тела. Джинс продължава тези изследвания в областта на космогонията на Слънчевата система. Той е автор на една от т. нар. катастрофични хипотези за зараждането на Слънчевата система, според която планетите са се образували в резултат на близко преминала покрай Слънцето звезда. Оказвайки гравитационно въздействие, по посока към звездата от рехавото формиращо се все още Слънце било изхвърлено вещество с форма на вретено. От него впоследствие са се фрагментирали планетите – най-големите в средата и все по-намаляващи по размери в края на изхвърленото вещество. 
Хипотезата на Джинс за възникването на Слънчевата система. През 1902 г., когато Джинс е само на 25 години, излиза фундаменталния му труд “Устойчивост на сферичните мъглявини”, където е основата на съвременната теория за гравитационните неустойчивости, обясняваща структурните елементи във Вселената – галактики и купове от тях, звезди, планети, спътници. Нека си представим еднородна среда, в която поради движението й в пространството винаги има вероятност в нея да възникне малка нееднородност, както е разсъждавал и Нютон. Веднъж възникнала, тази нееднородност лавинообразно привлича към себе си все повече частици от средата. На гравитационното свиване възниква противодействие – налягането на газа. Критичният размер, при който двете сили – налягането на газа “отвътре” и гравитацията, стремяща се да го свие “отвън”, бил изчислен от Джинс. Сега е известно, че в междузвездната среда има облаци от газ и прах. Някои от тези нееднородности могат да съществуват неопределено дълго време и в тях да не възникнат условия за звездообразуване. Условията, обуславящи поведението на подобни нееднородности са масата, размерът и температурата на облака. 
Тази “дупка” в небето е огромен тъмен облак от прах и молекулярен газ със значителна плътност, наречен Барнард 68. Той е сравнително близо до нас – 500 св.г и е с размери от порядъка на половин св.г. Проектира се на фона на звездите от съзвездие Змиеносец и на практика поглъща светлината на звездите зад него. В такива огромни молекулярни облаци – най-студените и бавни места в галактиките е “заготовката” – материала на бъдещите звезди. Големината на гравитационната сила, действаща на една частица от облака очевидно зависи от общата му маса, а размерът на облака при дадена маса определя плътността на веществото му. Температурата е всъщност кинетичната енергия на съставните частици на облака. По-високата температура означава по-голяма скорост на движение на частиците и невъзможност облакът да се свие и да придобие необходимата плътност. Аналитично зависимостта между величините маса М, плътност ρ, и Т - температура изглежда така: M > 9/4 . (2πρ)½ . (kT/GM)³/² където k е константата на Болцман, k = 1,380 658 , 10 * (-23) J.s; G e гравитационната константа, G = 6,672 . 10 * (-11) m³/kg.s², а π е числото 3,14. Смисълът на тази зависимост е, че кълбовиден облак с плътност ρ и температура Т ще бъде стабилен тогава и само тогава, когато неговата маса М е по-голяма или поне равна на израза в дясната част. Ако температурата се понижи, вътрешното газово налягане в облака също ще се понижи и взаимните гравитационни сили ще придърпат молекулите по-близо една до друга. Ако масата е по-малка от критичната, топлинното движение на молекулите ще преодолее взаимната им гравитация и облакът ще се разсее в пространството.
М е масата й, ако тази нееднородност е почти изцуло от водород и е с Т - температурата
Облак с такава маса се разпада на няколко фрагмента с маса около слънчевата, от които впоследствие се раждат звезди, както сочат наблюденията. 
Праховата мъглявина NGC 1333 във видими лъчи има синкав оттенък, обусловен от отражението на звездната светлина от праха и изглежда като типична отражателна мъглявина. В дълговълновите инфрачервени лъчи излъчва самият междузвезден прах. На това изображение, получено от космическият телескоп “Спитцер” това светене е с червен изкуствен цвят.Виждат се и млади звезди, светлината на които в оптическия диапазон се поглъща от праховите облаци. Виждат се и множество зелени ивици и петна. Това са космически струи, изхвърляни от раждащите се звезди и врязващи се в студеното вещество на облака. Така преди 4,5 милиарда години трябва да е изглеждала областта, където се е зараждало нашето Слънце. NGC 1333 е на разстояние само 1000 св.г в съзвездието Персей. Не случайно това са стойности близки до тези на нашата Слънчева система, а и на новооткритите планетни системи през последните години. Джинс не отчита влиянието на магнитното поле на галактиката, въртенето на междузвездното вещество около ядрото й, лъчевото налягане на ярките звезди в близост до областта на звездообразуване. Тези фактори отчитат по-късно Лифшиц, Чандрасекар, Зелдович, Силка и др. известни учени, доразвивайки основната идея за процеса на звездообразуване и полагайки основите на съвременната теория. МЕЖДУЗВЕЗДНА СРЕДА На сегашния етап от развитие на галактичното вещество пространството между звездите е запълнено от средно 1 атом вещество на куб. см, а също от излъчване от всякакъв вид и магнитни полета – на звездите в близост до тях и общото галактично магнитно поле. Атомите са предимно на водорода, хелия и малка част – на по-тежките елементи, както и от съединения на тези елементи, включително молекули на водата и доста по-сложните – мравчена киселина и други органични молекули. Има и прах с характерен размер на частиците от порядъка на 10*(-4) - 10*(-5) см. Компонентите на междузвездната среда не са рязко разграничени. Дори там, където се наблюдават концентрации във вид облаци от газ или прах, се срещат и всички останали съставки на средата. 
Забележителният междузвезден прахов облак, който под действие на звездните ветрове и излъчване е приел доста познатия ни земен профил на Конска глава, е на разстояние 1 500 св.г. Самата мъглявина заема около 5 св.г. от пространството и е само част от обширния газово-прахов комплекс в Орион. Конската мъглявина е нанесена в каталозите като Барнард 33. Ние го виждаме само защото се проектира на фона на ярката червена емисионна мъглявина IC 434. А отражателната мъглявина NGC 2023 чудесно контрастира със синия си цвят с чеевената IC 434. На това изображение като че ли Конската мъглявина е осветена с лъчи отгоре, но тези лъчи са просто вътрешно отражение в телескопа на ярката звезда Сигма Орион горе извън зрителното поле. Общата маса на веществото в междузвездната среда е около 3-4% от масата на веществото в звездите от Галактиката. Не е ясна все още природата на т.нар. тъмно вещество обаче в галактичната корона и какво би могла да представлява тъмната енергия, които са много по-голямата част от материята, която познаваме. При всички положения, както казвали още античните философи, “в природата няма празнини”. Галилей, огледал за първи път небето с телескоп, имал твърде отдалечена представа за междузвездната среда. Той говорел за някаква “тъмна ефирна материя”, разсеяна по обширните области на Вселената. Кеплер разсъждавал по-конкретно. Според него в самата леща на телескопа – окото на астрономите - има стотици пъти повече атоми, отколкото в цялото пространство от далечна звезда до тази леща и поради това възниква илюзията за “празно” простраство. Вакуумът, както днес се характеризира междузвездната среда наистина не е празнина или просто инертно вместилище на наблюдаемите космически обекти – планети, звезди, галактики. В него освен малко вещество, лъчения и магнитни полета, може би се крие част от загадъчната тъмна енергия. 
Ивицата на Млечния път по небето ни е доста разпокъсана от наличието на тъмни облаци, които се концентрират към галактичната равнина. Наблюдателен факт е, че междузвездната среда не е еднакво плътна навсякъде в една галактика. Дебелината на слоя газ и прах, разположен в диска на нашата Галактика е 300 пс. Слънцето понастоящем е малко над галактичния диск – на около 30 пс по посока на северния галактичен полюс. Макар под доста скосен ъгъл, можем да виждаме част от звездите от другата страна на галактиката, но в моментите на пресичане на галактичната равнина, светлината на тези звезди се поглъща от слоя газ и прах. Известно е , че съставките на междузвездната среда също се разполагат на определи места в галактичната структура: Атомарен или неутрален водород – Н І, излъчващ на дължина на вълната 21 см 
Спиралните ръкави на Галактиката, очертани от областите на излъчване на атомарния водород на дължина на вълната 21 см. Ако оптическите телескопи не могат да проникнат през слоя газ и прах в галактичната равнина, то радиотелескопите, приемащи излъчването на междузвездната среда на определена честота, могат да проникнат през диска. През 40-те години на ХХ век Ван де Хюлст и Шкловски обръщат внимание върху факта, че неутралните атоми на водорода би трябвало да излъчват в радиодиапазона на дължина на вълната 21 см. През 1951 г. това излъчване за първи път е регистрирано. Радиокартата на небето на тази дължина на вълната, показва, че неутралният водород се концентрира на разстояние 5-7 Кпс и се простира на около 12-13 Кпс от центъра на Галактиката и е с дебелина 200-300 пс, като значителна част от водорода е концентриран в спиралните ръкави. Всъщност именно първите детайли на тази радиокарта очертават за първи път тези спирали и това е първият наблюдателен факт за спиралната форма на нашата Галактика. Температурата на междузвездния атомарен водород е от порядъка на100 К, а средната концентрация в диска е колкото средната плътност на веществото в Галактиката - 1 атом в куб.см или 10*(-24) г/куб.см. Молекулярен водород – излъчващ в далечната ултравиолетова част на спектъра (391-1132 Å) Интензивността на това излъчване по посока центъра на Галактиката било значително. Неутралният водород се концентрира на 10-тина Кпс разстояние от галактичния център и се простира до 15-20 Кпс, а количеството му е колкото на атомарния водород. Хидроксил ОН, излъчващ на дължина на вълната 18 см Отново Шкловски през 1949 г. предвижда, че неутралният водород трябва да излъчва на дължина на вълната 18 см. През 1965 г. от някои мъглявини са наблюдавани много резки и тънки радиолинии с такава дължина. Първите предположения са били, че това са линии на разпространено, но неизвестно вещество. Нарекли го мистериум. Скоро станало ясно, че това излъчване е уникално, принадлежи на хидроксилната група ОН и се обяснява с мазерния ефект. Необходимо условие за мазерно усилване е наличие на инверсия на енергетичните нива на молекулите - повече молекули на по-високо енергетично ниво, отколкото на по-ниско. Това се получава, ако има източник на допълнителна енергия. Този източник още през 1966 пак Шкловски изказва хипотеза трябва да е свързан с кондензация междузвездно вещество с маса околослънчевата, размери 10 а.е. и температурата 100-500 К. Такива кондензации се отъждествяват с протозвезди. Излъчването към центъра на Галактиката също е значително. Въглероден окис СО Разпределението на тези молекули е между 3 и10 Кпс от галактичмния център с максимална концентрация между 4-7 Кпс, където дебелината на пояса е 100 пс. Температурата на молекулите е от порядъка на 10 К. Прах Праховите частички в междузвездното пространство са втвърдени съединения на въглерода – “сажди”, остатъчен продукт от термоядрените реакции, произведен под протяжните фотосфери на червените гиганти и свръхгиганти. При следващите еволюционни стадии, тези звезди отделят от себе си от 1/3 до половината от веществото си, включително и праха. Явно ролята на космическия прах е съществена за съществуването на доста сложните молекули вещество. Макар че само 1% от наблюдаемото вещество в междузвездната среда е прах, то е като своеобразна “колба”, която задържа върху себе си достатъчно дълго време молекулите и атомите, прилепили се от околното пространство. Това означава, че концентрация им тук понякога е достатъчна за осъществяване на физико-химични реакции, водещи до взаимодействия между тях и “слепването” им в сложни молекули. Пространствената плътност на газово-праховата среда се мени плавно в галактичния диск само в големи мащаби. На отделни места обаче с характерни размери от порядъка на 40-50 пс има концентрации, наречени междузвездни облаци. Плътността на газа и праха в тях е 10 пъти над средната за галактичното междузвездно вещество, а общата им маса е стотици хиляди - милион слънчеви маси. Броят на облаците в Галактиката се оценя на 5-10 хиляди. МЕЖДУЗВЕЗДНИ ОБЛАЦИ През ХVІІІ век, когато Халей, Лакайл, Месие и др. наблюдатели с по-съвършена техника търсят комети, били открити първите светли дифузни мъглявини. Месие направил първият каталог на тези мъглявини, за да ги разпознава при търсенето на също така изглеждащите в далечината комети, които за разлика от тях се движат на фона на звездите. Уилям Хершел с най-модерния за времето си телескоп бързо увеличил броя на новооткритите постоянни мъглявини по небето на хиляди. На фона на звездите от Млечния път се проектирали други – тъмни петна. През ХІХ век Анджело Секи предположил, че това са облаци от студени газове и ги нарекъл глобули, но едва в началото на ХХ век Барнард доказал, че те наистина са такива. През 1927 г. той издал фотографският “Атлас на Млечния път” с 349 светли и тъмни мъглявини и съставил каталог на 182 тъмни мъглявини върху Млечния път. Виждало се как някои тъмни мъглявини били обвити с ореола на дифузните мъглявини, но едва спектралният анализ доказал, че частиците на мъглявините преизлъчват светлината на звездите зад или вътре в тях. В началото на 40-те години на ХХ век Спитцер и Уипъл първи се опитват да докажат, че звездите и звездните купове могат да се зараждат и сега от газово-праховите облаци. Тогава вече било ясно, че близостта в пространството на младите звезди и облаците горещ газ не е случайна, но било ясно и това, че самото наличие на дифузни мъглявини все още не е достатъчно условие за формирането на самите звезди. 
Този фантастичен пейзаж се вижда в края на гигантска област на звездообразуване W5 или IC 1848, която заедно с IC 1805 са част от комплекс, наречен неформално Сърце и душа в съзвездието Касиопея. Той се намира на 7 хиляди св.г от нас. На това инфрачервено изображение на космическия телескоп “Спитцер” с пространствени размери на зрителното поле 70 св.г са облаците от газ и прах, наречени удачно Планини на съзиданието. Те са формирани от звездният вятър и излъчване на масивна звезда горе вдясно, но извън самото изображение. Виждат се и все още обвитите в облаци неотдавна възникнали звезди пак под действие на масивната звезда. КЛАСИФИКАЦИЯ НА МЕЖДУЗВЕЗДНИТЕ ОБЛАЦИ Дифузни мъглявини – предимно от газ, с неопределена форма Н ІІ области – йонизиран водород Това са най-горещите места от концентрирана междузвездна среда. Когато в такава концентрация предимно от водород има ярка гореща звезда от спектрален клас О-В, газът започва да флуоресцира под действие на нагряване в близост до звездата, където температурата му е от порядъка на 10 000 К. Атомите поглъщат ултравиолетовото излъчване на звездите и се йонизират. Когато рекомбинират – процес, обратен на йонизацията (електроните се завръщат на орбита около ядрото) водородните атоми излъчват силни емисионни линии не само в ултравиолета, но и във видимата област на спектъра. Затова такива мъглявини се наричат още емисионни. Такава е например Голямата мъглявина в Орион. По маса Н ІІ областите са около 1/10 от пълната маса на междузвездните облаци. Съществуват много кратко време – около милион години.
В дифузните облаци силата на гравитация между частиците е несъществена. Това, което задържа за дълго време такова образувание е газовото налягане на звездния вятър около тях. 
Това е мъглявината Розетка в края на огромен молекулярен облак в съзвездието Еднорог на разстояние от 3 000 св.г. Изображението на тъмните влакна е в Нα лъчи, на които преизлъчва нагорещения от младите звезди водород от пространството с размери 25 св.г. 
В съзвездието Скорпион може да откриете следа от Котешка лапа или Мечи нокът – така може да се оприличи тази емисионна мъглявина, намираща се на разстояние 5 500 св. г., в която за последните няколко милиона години са се зародили звезди поне 10 пъти по-васивни от Слънцето. Обозначението на тази мъглявина в каталога е NGC 6334. Тъмни прахови мъглявини – предимно от прах също с разнообразни форми Температурата им е по-ниска – 10-100 К, а концентрацията на веществото по-висока – 100-1000 частици в куб. см. В близост до ярки звезди тези облаци отразяват светлината им и затова се наричат още отражателни. Друг път се проектират на фона на светла дифузна мъглявина и тогава се наричат тъмни мъглявини. Характерен пример за тъмна мъглявина е Конската глава в Орион. 
Конската глава в близък план. Молекулярни облаци – поради огромните им размери се наричат още Гигантски молекулярни облаци (ГМО) Средната маса на такъв облак е 1000 маси на Слънцето, а масата на ГМО в Галактиката е 40% от всички останали. Температурата им е много ниска – 5-50 К, а концентрацията на веществото им – най-висока – 1000-1000 000 частици в куб. см. Това е студената инертна маса с най-бавно движение в общото въртене на галактичното вещество с почти кръгова орбита около центъра на Галактиката. Общият брой на ГМО в Галактиката е 6000, като поне 1000 са с маси повече 100 хиляди слънчеви. Биват:
За разлика от малките компактни газови области атомарен и йонизиран водород, ГМО имат сложна структура – в тях се наблюдават: - малки уплътнения; - кондензации; - няколко такива структури са поместени в едромащабни кондензации; - всички те са потопени в дифузна обвивка от молекулярен водород, - намираща се от своя страна в обвивка от атомарен водород. Уникалното за ГМО е ролята на собствената им гравитация за тяхното съществуване, което се дължи на голямата им маса. 
Мъглявината в Орел, наричана още Пръстите на съзиданието. Тя е като средновековна кула, но от студен газ и прах, извисяваща се от звездните ясли. Въздушната кула е “висока” 90 трилиона км или 2 пъти разстоянието от Слънцето до най-близката до нас звезда. Звездите в мъглявината са възникнали от облаци студен водороден газ, който все още е в изобилие тук. Звездната енергия скулптрурира фантастични пейзажи.Газовите струи изваждат от мрака тази призрачна фигура, осветявайки я отзад. Тъмният водороден облак в горния край на древния замък като че ли е ерозирал. Останките му сякаш са покрити с прерийна трева, която е подпалена. Огънят бързо се справя с растителността и се спуска “надолу”. Зад кулата звездите продължават своя процес на формиране. Някои от тези звезди са възникнали в резултат на самопроизволно свиване на плътния газ. Други звезди вероятно са възникнали поради налягането на газовите струи на звезден вятър, изтичащи от съседните горещи млади звезди. Първите звезди са се появили в общ куп и започнали да излъчват изгаряща светлина. Тяхното раждане е започнало в подобен на замъка облак студен газ, който се е свил под действие на собствената си гравитация.Плътните тъмни израстъци в средната част на изображението са такива места. Изглеждат малки, но всъщност са с размерите на нашата Слънчева система. Звездите продължавали да се формират, но в един момент тяхната светлина успяла да пробие пашкула първично вещество. Интензивният им звезден вятър подпалил огъня на звездообразуване в други места на “замъка”. Като в широките плазмени буци и пръстеподобните изпъкналости в горната част на структурата. Процесът се разпространява постепенно “надолу” по “кулата”, където ударната вълна от горещите газови струи отнасят със себе си материал и като пушечен залп въздействат на студения тъмен газ наоколо. Нарастналото налягане компресира газа отвън и така започва нов процес на звездообразуване. Този сценарий може да продължи по пътя на разпространение на ударната вълна и “по-надолу”. 
Мъглявината в Орел в близък план Това изображение е получено с Камерата за обзори на космическия телескоп “Хъбъл” през ноември 2004 г. Глобули Терминът е въведен от Секи още през ХІХ век във връзка с наблюдаемите тъмни мъглявини на фона на Млечния път. Сега така се наричат малките тъмни петна с:
IC 2944 – район на звездообразуване Черни мрачни облаци се носят върху това отчетливо и красиво изображение на космическия телескоп “Хъбъл”. Тези плътни непроницаеми прахови облаци, известни като глобули, са отчетливи на фона на близките до тях ярки звезди в този активен район на звездообразуване. Глобулите тук са открити още през 1950 г., но за тяхното съществуване се предполагаше от още по-рано – 1947 г. Досега астрономите знаеха твърде малко за тяхната същност и със сигурност факта, че те асоциират с областите Н ІІ от йонизиран водород, типични за местата на зараждане на звезди. Районът IC 2944 е пълен с прах и газ, осветявани от близките масивни звезди на младия звезден куп. Тези звезди са много по-горещи, големи и масивни от нашето Слънце. Първите такива образувания наблюдава Барнард през 1927 г. и те са в неговия Алас на тъмните мъглявини, но той не ги класифицира като глобули. Това прави 20 години по-късно американският астроном Бок. Бевърли Линдс съставя каталог на глобулите в края на 50-те години на ХХ век въз основа на снимки с широкоъгълна Шмид-камера в Паломарската обсерватория. Към 70-те години на миналия век вече били открити 100-тина глобули. Те са пръснати по целия Млечен път, но се концентрират най-вече в местата на звездообразуване. Много често в такива места няколко глобули се нареждат в редица на еднакви разстояние една от друга, видимо следвайки галактична магнитна силова линия. Плътността на веществото им не е равномерно разпределена, а нараства към центъра на глобулата, където концентрацията на веществото е 10 000 частици в куб.см, но температурата остава от порядъка на 10-20 К. В краищата на глобулата, въпреки че веществото е по-разредено, температурата е по-висока поради нагряване от потоците космически лъчи и частици – звездния вятър на околните млади и горещи звезди. В равновесно състояние глобулата може да съществува достатъчно дълго време. Някои глобули под действие на външно смущение може би се разрушават като такива структури, но в други пак под въздействие на нараснало външно налягане може да започне процес на свиване и образуване на кондензации на веществото във вътрешността. Именно в глобулите възникват обикновено няколко такива кондензации – зародиши на звезди. Газово-прахови комплекси Обикновено изброените дотук мъглявини, ГМО и глобули се групират в пространството и образуват цели газово-прахови комплекси. Такава е типичната област на звездообразуване в съзвездието Орион, в която са Голямата дифузна мъглявина, Конската глава, Трапеца на Орион и др. Ключ към разбиране произхода на газово-праховите комплекси е свойството еластичност на галактичното магнитно поле. Облаците са възникнали в резултат на топлинната неустойчивост на междузвездната среда. Някои са йонизирани и представляват проводяща среда. Отклонението им напречно на магнитните линии води до различно налягане в различни места от облака и следователно до сила, стремяща се да изравни налягането навсякъде. Затова облаците като цяло се движат по протежение на магнитните силови линии на Галактиката, където за дълго време нищо не нарушава равновесието им, но се движат с различни скорости – ГМО бавно; дифузните мъглявини – по-бързо. По-бързите настигат масивните тромави облаци. Ако в системата от успоредни магнитни линии на Галактика се появи смущение, то се образува магнитна “яма” (т.нар. неустойчивост на Релей-Джинс), в която попадат облаците от междузвездната среда. С увеличаване масата на струпаното вещество "ямата" се разширява и “пропада” все повече, но това не продължава безкрайно. Именно “еластичността” на галактичните магнитни линии успява да противостои на безкрайно натрупване на вещество на едно място. Но за времето на съществуване на “ямата” различните облаци взаимодействат и в резултат на това възникват всички необходими структури и условия за започване на процес на звездообразуване. 
Схема на спиралните ръкави на нашата Галактика, следващи галактичните магнитни линии. ЗВЕЗДООБРАЗУВАНЕ През 1964 г. японските астрофизици Хаяши и Накано за първи път подробно изследват динамиката на свиване на нееднородностите на веществото. Те приемат модел на първоначално
Такъв обект е невидим за външен наблюдател, а наличието му може да бъде детектирано само на дължина на вълната 10 мкм в инфрачервения диапазон. Два процеса водят до уплътняване на междузвездните облаци. Първият е по време на гравитационната неустойчивост, която представлява “спусък” на процеса на колапса, а вторият е същинският колапс на облака и той се нарича колапс на свободното падане. Формирането на звездите протича на няколко етапа: 
Облаците от светещ водород и тъмните ивици от прах изглеждат зловещо на тази снимка на активната област на звездообразуване IC 1396, намираща се на разстояние 2 000 св.г. в съзвездието Цефей. Тук има и горещи млади звезди, чието ултравиолетово лъчение откача електрони от атомите водород. Когато електроните и атомите рекомбинират, излъчват се характерните цветни линии върху тъмен фон в спектъра на тези емисионни мъглявини. Във видимата част от спектъра най-ярката емисионна линия е в червената част и се обозначава като Нα. Това изображение е получено по Програмата за фотометричен обзор на небето в Нα линията с телескопа, наречен на Исак Нютон. То обхваща област с размер около 20 св.г. Добре се виждат ярките плътни области вътре в IC 1396 – най-подходящите места за зараждане на масивни звезди. Етап на свободното падане на частиците Притежавайки достатъчно маса, определена още от Джинс, облакът започва свиването си. Ако облакът не е хомогенен, а в него съществуват отделни области с по-висока плътност, той не се свива като цяло. Фрагментите започват да се свиват отделно и независимо един от друг, като това свиване протича с различни скорости в зависимост от масата от отделното сгъстяване. Гравитацията е единствената сила, действаща върху частиците и те падат свободно към центъра на масите. Ударите между тях са малко и затова само малка част от потенциалната гравитационна енергия на частиците се превръща в топлинна. Температурата остава ниска – процесът е изотермичен, вътрешното газово налягане също остава ниско Характерното време за протичане на този етап е 50-100 хиляди години. В крайна сметка възниква протозвезда – уплътнение с размерите на Слънчевата система до орбитата на Плутон или 10 000 слънчеви радиуса и плътност, нарастнала до 10*(-12) г/куб. см.
В резултат на гравитационното свиване и продължаващото свободно падане на частиците в недрата на протозвездата започва да се формира по-плътно, с по-висока температура ядро, чиито размери все още са внушителни. Цифрите се разминават според първоначално приетите параметри на моделите при различни автори. На този етап обаче вече се говори за определена структура – формиращо се ядро и различни слоеве на протозвездата:
При протичане на следващите процеси на формиране на звездата тази структура остава почти без промени до 3-тия етап. Ядрото все още е с внушителни размери – най-скромните оценки са за 100-тина слънчеви радиуса или образно - до орбитата на Меркурий. Температурата му вече е 200 К , до 2000 К Процесът вече не е изотермичен. Започва конвекция на веществото, чрез която се предава топлина от центъра към външните части. Издигането на горещи потоци вещество става толкова бързо, че те не успяват да обменят топлина с по-студените маси вещество, спускащи се от външните части. Процесът протича адиабатно. В края на този процес възниква централното уплътнение с описаните характеристики или ядрото на Хаяши. Ударите между частиците продължават и зачестяват, но увеличената по този начин вътрешна енергия и инфрачервено излъчване остава “в плен” на облака поради това – веществото е непрозрачно. Облакът започва да се нагрява и вътрешното му газово налягане нараства. От външните части на облака продължава падане на частици върху ядрото. Скоростта им на падане е от порядъка на 1 км/сек, но сблъсък с тази скорост с плътната част от недрата на протозвездата води до освобождаване на енергия. Едновременното й освобождаване протича като ударна вълна І, а освободената кинетична енергия на ударите се превръща в топлина. След този етап ядрото е с още по-висока температура от хиляди К. Започва йонизация на атомите. Докато протича процесът на йонизация, температурата не нараства – отделената енергия от ударите на частиците отива за продължаване на процеса на йонизация във все по-голям обем от протозвездата. След пълната йонизация температурата скокообразно нараства – наблюдава се ІІ ударна вълна – доста по-мощна от първата. Между двете ударни вълни протозвездата е в равновесно състояние – газовото налягане отвътре навън се уравновесява с гравитационната сила отвън навътре. Натрупващата се вътрешна енергия прави звездата видима – светимостта й все още е много слаба, но тя вече е на Началната Главна последователност. Гравитационното й свиване продължава, но термоядрения синтез в недрата й все още не се е разгорял.
Този етап вече протича пред очите на външни наблюдатели като нас. Спектърът и светимостта на протозвездите в този етап се променят, а отделните превъплъщения могат да се проследят на диаграмата спектър-светимост. Пръв отново японският астрофизик Хаяши е пресметнал трековете на звезди с различни маси от Началната към Главната последователност и основната закономерност – колкото е по-масивна протозвездата, толкова по-малка е вертикалната част на нейния трек. Това означава, че колкото е по-масивна една звезда, толкова по-бързо протича този етап от формирането й, а и цялата следваща еволюция. Примерно, за звезди с маси
Основната част от гравитационната си енергия звездата отделя, когато радиусът и светимостта й се доближат до крайните стойности. Или, вероятността да се наблюдават протозвезди съвсем близо до Главната последователност е по-голяма. Тогава температурата в недрата вече е от порядъка на поне 3 милиона К – температура вече достатъчна за започване на интензивни термоядрени реакции. Свиването на звездата не спира изведнъж. Необходимо е още малко време, докато енергията на термоядрения синтез се уравновеси с гравитацията и тогава вече можем да говорим на типична звезда от Главната последователност. 
Космическият телескоп “Хъбъл” получи това детайлно изображение на типична област на звездообразуване в нашата галактика Млечен път – масивна звезда в края на живота си, носеща се през веществото, което е изхвърлила преди само 250 000 години чрез бурния си звезден вятър. Това вещество се осветява от звездата и формата му наподобява сърп /Луна в пълнолуние/. Така е наречена тази мъглявина, чието обозначение в каталозите е NGC 6888. Звездата WR 136 спада към класа на свръхгорещите огромни краткоживущи звезди на Волф-Райе. Пъстрото изображение на “Хъбъл” разкрива с безспорна яснота природата на шелфа от вещество около тази звезда, състоящ се от фрагменти и по-плътни възли газ / в синьо/. Цялата структура наподобява осветявана от ултравиолетовата светлина на звездата WR 136 овесена каша в прозрачна опаковка. НАБЛЮДАТЕЛНИ ОБЕКТИ – проверка на теорията на звездообразуване О-В асоциации В свиващия се облак първи възникват масивните звезди. Първоначално те се проявяват като инфрачервени източници, потопени в ГМО. С нарастване температурата на излъчването им, те стават ярки обекти в ултравиолетовата област. Тогава техните фотони йонизират водородния газ на протозвездния облак и външен наблюдател регистрира Н ІІ област. Силният звезден вятър от тези звезди разкъсва остатъка от облака. Ако в малка част се появат няколко масивни ярки протозвезди едновременно, остатъците от облака за кратко време се разпиляват в пространството и процесът на звездообразуване спира дотук. Звездите са слабо свързани динамично. Всичко това са характерните признаци на наблюдаваните О-В звездни асоциации. 
Купът NGC 3603 е типична О-В асоциация, чиито звезди вече са започнали да се разпиляват в пространството. Променливи тип Т Tau Тези звезди са открити през средата на ХІХ век в дифузни мъглявини. Блясъкът им се изменя неправилни периоди със съществена амплитуда от 3-4 зв. величини в рамките само на 1-4 часа. До началото на ХХ век в мъглявината в Орион са регистрирани 70 такива звезди със взривна променливост на блясъка и максимум на амплитудата изразена максимално в ултравиолетовия диапазон. Били наречени орионови променливи. Същевременно били открити и ярки обекти с подобно поведение и изразена максимална амплитуда във видимия диапазон – променливи от тип RW Колар (RW Aur).
През средата на ХХ век станало ясно, че спектрите на тези звезди са идентични и те били съотнесени към общ клас взривни или еруптивни променливи, наречени Т Телец (T Tau). Новият критерий за принадлежност към този тип са:
Най-същественото за този тип неправилни взривни променливи е, че се концентрират в тъмни мъглявини в близост до типични области на звездообразуване и образуват групи – т.нар. Т-асоциации. На диаграмата на Хершпрунг-Ръсел тези звезди се намират малко над Главната последователност. Тези две обстоятелства говорят, че неправилните променливи Т Телец са всъщност протозвезди. Особеностите в спектрите им означават наличие на разширяваща се газово-прахова обвивка във вид на звезден вятър със скорост няколко десетки км/сек, отнасящ маса 1/десет-стомилионна слънчеви маси за година. Самите звезди от този тип са с маси 0,5-3 слънчеви и се намират в конвективен стадий на гравитационно свиване, все още губят голяма част от масата си чрез звездния си вятър и имат много ниски плътности на атмосферите си. Промените в излъчването им се обясняват с голямата им неустойчивост – бързи топлинни промени в структурата им и продължаващо гравитационно свиване. В близост до някои звезди Т Телец са открити протозвездни акреционни дискове, които се осветяват от възникналата звезда – поне половината от тези звезди в мъглявината в Орион имат такива дискове. Прието е тези дискове да се наричат проплиди и се предполага, че в тях е възможно образуване на протопланети. Звезди, които се въртят достатъчно бързо около собствената си ос и изхвърлят от своите полярни области мощни струи вещество, се наричат проплиди. Астрономите смятат, че около с голяма вероятност могат да се открият зараждащи си планетни системи или вече формирали се планети.Ако такава звезда се намира във вътрешността на газов облак, необходимите условия за раждането на планети в нейната околност фактически вече са налице – струите вещество от полюсите на звездата ще забавят въртенето й до такава степен, че възникването на планетите става възможно. 
Проплиди Публикувани са първите резултати от изследване на проплид в мъглявината Орион. С помощта на субмилиметровия телескоп Submillimeter Array в планината Мауна Кея на Хаваите са определени масите на газовопраховите дискове у проплидите, разположени в тази мъглявина. Оказа се, че много от тях имат дискове, които са достатъчно масивни, за да образуват планетни системи, подобни на нашата. Мъглявината в Орион има екстремални характеристики – скоростта на звездния вятър там достига до 3 млн. км/ч, а температурата – 10 000 град. Оказва се, че проплидите са твърде устойчиви към екстремални външни въздействия и това увеличава надеждите, че са открити именно зародишите на планетните системи. 
През уредите на космическия телескоп “Хъбъл” се виждат драматичните събития, съпровождащи раждането на звезди в мъглявината Орион. 
Трапеца на Орион – така се нарича групата от ярки млади и масивни звезди в областта на звездообразуване. Една подробна качествена снимка дава изображението и на много други съвсем неярки звезди, спадащи към кафявите джуджета, зародили се на същото място. Обекти на Хербиг-Аро – НН с пореден номер 1,2… Първите обекти, открити независимо от Хербиг и Аро през 1954 г., са в южната част на областта Ic - типичната област на звездообразуване в Орион. Чрез сравняване на снимки на тази област, получени по различно време, направило впечатление появата на светли емисионни мъглявини, разположени по една права на еднакви разстояния една от друга по продължението на Меча на Орион. Тези обекти асоциират със струите, изхвърлени от протозвездите - променливите от тип Т Телец (T Tau) - по направление на оста на въртене в противоположни посоки. Излъчването им се обяснява с това, че струите се разпространяват със свръхзвукова скорост, тъй като по това направление плътността на остатъчното вещество от облака е ниска. Това позволява скоростта на струйното изхвърляне тук да е с висока – свръхзвукова скорост за тази среда от няколко стотин км/сек. Така се обяснява емисионния спектър на тези обекти. 
Обекти Хербиг-Аро – НН1 и НН2 
Още обекти Хербиг-Аро ОБРАЗУВАНЕ НА ПЛАНЕТНИ СИСТЕМИ Новородените звезди изхвърлят външните слоеве наситена с прах протозвездна обвивка – праховата фотносфера, която изглежда като плетеница от пръстенообразни влакна. Те бавно се разсейват в пространството, но част от този остатъчен материал дава началото на планети. Планетите се образуват в резултат на слепване на твърдите и студени частици и този процес протича на практика едновременно с формирането на самата звезда. Космогония на Слънчевата система:
Една от най-ярките звезди на южното небе Фомалхаут (от арабски “устата на рибата”) от съзвездието Южна риба сега наблюдаваме в този стадий на развитие. 
Учени от Калифорнийския институт, работещи със субмилиметровия телескоп, проведоха изследване на праховия диск на ярката звезда Фомалхаут с блясък 1,3 зв. в. в съзвездието Южна риба, която е на 23 св. г. от Земята. Тези изследвания бяха допълнени с наблюденията на инфрачервения космически телескоп Спицер на дължина на вълната 24,70 и 160 микрона. Въз основа на това бе получено двумерно разпределение на относителната плътност на праховия диск. Оказа се, че дискът е на разстояние 8 а.е. от звездата и е несиметричен – сплескан е, което означава, че вече има формирана планета. 
Млади звезди в NGC 346 Звездният куп NGC 346 е в най-голямата област на звездообразуване в Големия Магеланов облак, отдалечен на 210 хиляди св.г. от нас. Масивните звезди от купа живеят малко, но излъчват мощно. Звездният вятър и излъчването на тези звезди са измели междузвездното пространство с размер от 200 св.г и са иницирали взрив от звездообразуване. Това е областта на звездообразуване, бележеща се с N 66. Тук има множество зараждащи се звезди на възраст само 3-5 милиона години, в които все още не са загорели термоядрените реакции на горене на водород. Тези звезди са разхвърляни около купа. На това изображеение, получено от космическия телескоп “Хъбъл” видимото излъчване и това в инфрачервения диапазон са съответно в син и зелен цвят, а излъчването на атомарния водород – в червен цвят. 
Част от мъглявината Лагуна около звездата Хершел 36 с почти пълен комплекс обекти, характерни за такава областт на звездообразуване – млади масивни ярки звезди, някои от които вече избухнали като свръхнови, ударни вълни от тях, все още тъмно инертно вещество, светли дифузни облаци от водород и какво ли още не… жүктеу/скачать 2.95 Mb. Достарыңызбен бөлісу:
|
