Дължим цялото си съществуване на Слънцето. Но как са се образували?
Звездите започват като огромни облаци от студен молекулен водород и хелий, останали от Големия взрив. Тези огромни облаци могат да бъдат на стотици светлинни години и да съдържат суровината хиляди или дори милиони пъти по-голяма от масата на нашето Слънце. В допълнение към водорода, тези облаци са засети с по-тежки елементи от звездите, които са живели и умирали отдавна. Те са в баланс между вътрешната си сила на гравитация и външното налягане на молекулите. В крайна сметка някой ритник преодолява този баланс и кара облакът да започне да се разпада.
Този удар може да дойде от експлозия на свръхновата наблизо, сблъсък с друг газов облак или вълна от натиск на спиралните рамена на галактика, минаваща през региона. Когато този облак се срива, той се разпада на по-малки и по-малки бучки, докато има възли с приблизително масата на звезда. Тъй като тези региони се нагряват, те предотвратяват по-нататъшното попадане на материал навътре.
В центъра на тези бучки материалът започва да се увеличава в топлината и плътността. Когато външното налягане се балансира спрямо силата на гравитацията, която го дърпа, се образува протостар. Какво ще се случи по-нататък зависи от количеството материал.
Някои обекти не натрупват достатъчно маса за звездно запалване и стават кафяви джуджета - подзвездни обекти, не за разлика от наистина голям Юпитер, който бавно се охлажда през милиарди години.
Ако една звезда има достатъчно материал, тя може да генерира достатъчно налягане и температура в сърцевината си, за да започне деутериево сливане - по-тежък изотоп на водород. Това забавя колапса и подготвя звездата да влезе в истинската фаза на основната последователност. Това е етапът, в който е нашето собствено Слънце, и започва, когато започне синтезът на водород.
Ако протостар съдържа масата на нашето Слънце или по-малко, той претърпява протонна-протонна верижна реакция за превръщане на водород в хелий. Но ако звездата има около 1,3 пъти по-голяма от масата на Слънцето, тя преминава през цикъл въглерод-азот-кислород, за да превърне водорода в хелий. Колко дълго ще издържи тази новообразувана звезда, зависи от нейната маса и колко бързо консумира водород. Малките звезди на червено джудже могат да продължат стотици милиарди години, докато големите супергиганти могат да консумират водорода си в рамките на няколко милиона години и да взривят като свръхнови. Но как звездите експлодират и засяват стихиите си около Вселената? Това е друг епизод.
Написахме много статии за формирането на звезди в Space Magazine. Ето статия за образуването на звезди в Големия Магеланов облак и ето още една за образуването на звезди в NGC 3576.
Искате повече информация за звездите? Ето новините на Hubblesite за звездите и повече информация от представата на НАСА за Вселената.
Записали сме няколко епизода на Astronomy Cast за звезди. Ето две, които може да ви бъдат полезни: Епизод 12: Откъде идват бебешките звезди и Епизод 13: Къде отиват звездите, когато умират?
Източник: НАСА
Podcast (аудио): Изтегляне (Продължителност: 3:03 - 2.8MB)
Абонирайте се: Apple Podcasts | Android | RSS
Podcast (видео): Изтегляне (50.5MB)
Абонирайте се: Apple Podcasts | Android | RSS
