ќсновн≥ характеристики з≥рок. Ќародженн¤ з≥рок

—тр. 24

–еферат

ќсновн≥ характеристики з≥рок. Ќародженн¤ з≥рок

«м≥ст

ќсновн≥ зор¤н≥ характеристики

—в≥тим≥сть ≥ в≥дстань до з≥рок

—пектри з≥рок ≥ њх х≥м≥чний склад

“емпература ≥ маса з≥рок

«в'¤зок основних зор¤них величин

«≥рки народжуютьс¤

ћ≥жзор¤ний газ

ћ≥жзор¤ний пил

–≥зноман≥тн≥сть ф≥зичних умов

„ому повинн≥ народжуватис¤ нов≥ з≥рки?

√азово-пилов≥ комплекси - колиска з≥рок

«ор¤н≥ асоц≥ац≥њ

—тисло про весь процес народженн¤

ќсновн≥ зор¤н≥ характеристики

—в≥тим≥сть ≥ в≥дстань до з≥рок

ѕерш за все треба зрозум≥ти, що з≥рки, за р≥дк≥сним виключенн¤м, спостер≥гаютьс¤ ¤к "точков≥" джерела випром≥нюванн¤. ÷е означаЇ, що њх кутов≥ розм≥ри дуже мал≥. Ќав≥ть у найб≥льш≥ телескопи не можна побачити з≥рки у вигл¤д≥ "реальних" диск≥в. ѕ≥дкреслюю слово "реальних", оск≥льки завд¤ки чисто ≥нструментальним ефектам, а головним чином неспокоЇм атмосфери, у фокальн≥й площин≥ телескоп≥в виходить "помилкове" зображенн¤ з≥рки у вигл¤д≥ диска.  утов≥ розм≥ри цього диска р≥дко бувають менше одн≥Їњ секунди дуги, тод≥ ¤к нав≥ть дл¤ найближчих з≥рок вони повинн≥ бути менше одн≥Їњ сотоњ частки секунди дуги.

ќтже, з≥рка нав≥ть в найб≥льший телескоп не може бути, ¤к говор¤ть астрономи, "дозволена". ÷е означаЇ, що ми можемо вим≥рювати т≥льки потоки випром≥нюванн¤ в≥д з≥рок в р≥зних спектральних д≥л¤нках. ћ≥рою величини потоку Ї зор¤на величина.

—в≥тим≥сть визначаЇтьс¤, ¤кщо в≥дом≥ видима величина ≥ в≥дстань до з≥рки. якщо дл¤ визначенн¤ видимоњ величини астроном≥¤ маЇ в своЇму розпор¤дженн≥ ц≥лком над≥йн≥ методи, то в≥дстань до з≥рок визначити не так просто. ƒл¤ пор≥вн¤но близьких з≥рок, видалених на в≥дстань, що не перевищують дек≥лькох дес¤тк≥в парсек, в≥дстань визначаЇтьс¤ в≥домою ще з початку минулого стор≥чч¤ тригонометричним методом, що пол¤гаЇ у вим≥рюванн≥ н≥кчемно малих кутових зсув≥в з≥рок при њх спостереженн≥ з р≥зних точок земноњ орб≥ти, тобто в р≥зний час роки. ÷ей метод маЇ досить велику точн≥сть ≥ достатньо над≥йний. ѕроте дл¤ б≥льшост≥ ≥нших б≥льш видалених з≥рок в≥н вже не годитьс¤: дуже мал≥ зсуви положенн¤ з≥рок треба вим≥рювати - менше одн≥Їњ сотоњ частки секунди дуги! Ќа допомогу приход¤ть ≥нш≥ методи, значно менш точн≥, але проте достатньо над≥йн≥. ” р¤д≥ випадк≥в абсолютну величину з≥рок можна визначити ≥ безпосередньо, без вим≥рюванн¤ в≥дстан≥ до них, по де¤ких спостережуваних особливост¤х њх випром≥нюванн¤.

—пектри з≥рок ≥ њх х≥м≥чний склад

¬иключно багату ≥нформац≥ю даЇ вивченн¤ спектр≥в з≥рок. ¬же давно спектри переважноњ б≥льшост≥ з≥рок розд≥лен≥ на класи. ѕосл≥довн≥сть спектральних клас≥в позначаЇтьс¤ буквами O, B, A, F, G, K, M. ≤снуюча система класиф≥кац≥њ зор¤них спектр≥в наст≥льки точна, що дозвол¤Ї визначити спектр з точн≥стю до одн≥Їњ дес¤тоњ класу. Ќаприклад, частина посл≥довност≥ зор¤них спектр≥в м≥ж класами B ≥ ј позначаЇтьс¤ ¤к ¬0, ¬1 . . . ¬9, ј0 ≥ так дал≥. —пектр з≥рок в першому наближенн≥ схожий на спектр випром≥нюючого "чорного" т≥ла з де¤кою температурою “. Ёти температури плавно м≥н¤ютьс¤ в≥д 40-50 тис¤ч градус≥в у з≥рок спектрального класу ќб до 3000 градус≥в у з≥рок спектрального класу ћ. ¬≥дпов≥дно до цього основна частина випром≥нюванн¤ з≥рок спектральних клас≥в ѕро ≥ ¬ доводитис¤ на ультраф≥олетову частину спектру, недоступну дл¤ спостереженн¤ з поверхн≥ земл≥. ѕроте в останн≥ дес¤тил≥тт¤ були запущен≥ спец≥ал≥зован≥ штучн≥ супутники земл≥; на њх борту були встановлен≥ телескопи, за допомогою ¤ких ви¤вилос¤ можливим досл≥джувати ≥ ультраф≥олетове випром≥нюванн¤.

’арактерною особлив≥стю зор¤них спектр≥в Ї ще на¤вн≥сть у них величезноњ к≥лькост≥ л≥н≥й поглинанн¤, що належать р≥зним елементам. “онкий анал≥з цих л≥н≥й дозволив отримати особливо ц≥нну ≥нформац≥ю про природу зовн≥шн≥х шар≥в з≥рок.

’≥м≥чний склад зовн≥шн≥х шар≥в з≥рок, зв≥дки до нас "безпосередньо" приходить њх випром≥нюванн¤, характеризуЇтьс¤ повним переважанн¤м водню. Ќа другому м≥сц≥ знаходитьс¤ гел≥й, а велика к≥льк≥сть решти елемент≥в достатньо невелика. ѕриблизно га кожн≥ дес¤ть тис¤ч атом≥в водню доводитис¤ тис¤ч≥ атом≥в гел≥ю, близько 10 атом≥в кисню, трохи менше вуглецю ≥ азоту ≥ всього лише одного атома зал≥за. ¬елика к≥льк≥сть решти елемент≥в зд≥йснена н≥кчемно. Ѕез переб≥льшенн¤ можна сказати, що зовн≥шн≥ шари з≥рок - це г≥гантськ≥ воднево-гел≥Їв≥ плазми з невеликою дом≥шкою важчих елемент≥в.

’орошим ≥ндикатором температури зовн≥шн≥х шар≥в з≥рки Ї њњ кол≥р. √ар¤ч≥ з≥рки спектральних клас≥в ѕро ≥ ¬ мають блакитний кол≥р; з≥рки, схож≥ з нашим —онцем (спектральний клас ¤кого G2), представл¤ютьс¤ жовтими, з≥рки ж спектральних клас≥в ƒо ≥ ћ - червон≥. ” астроф≥зиц≥ Ї ретельно розроблена ≥ ц≥лком об'Їктивна система кв≥т≥в. ¬она заснована на пор≥вн¤нн≥ спостережуваних зор¤них величин, отриманих через р≥зн≥ св≥тлоф≥льтри, що строго еталонують.  ≥льк≥сно кол≥р з≥рок характеризуЇтьс¤ р≥зницею двох величин, отриманих через два ф≥льтри, один з ¤ких пропускаЇ переважно син≥ промен≥ ("”"), а ≥нший маЇ криву спектральноњ чутливост≥, схожу з людським оком("V"). “ехн≥ка вим≥рювань кольору з≥рок наст≥льки висока, що по зм≥р¤ному значенню B-V можна визначити спектр з≥рки з точн≥стю до п≥дкласу. ƒл¤ слабких з≥рок анал≥з кв≥т≥в - Їдина можлив≥сть њх спектральноњ класиф≥кац≥њ.

“емпература ≥ маса з≥рок

«нанн¤ спектрального класу або кольору з≥рки в≥дразу ж даЇ температуру њњ поверхн≥. ќск≥льки з≥рки випром≥нюють приблизно ¤к абсолютно чорн≥ т≥ла в≥дпов≥дноњ температури, то потужн≥сть, що випром≥нюЇ одиницею њх поверхн≥, визначаЇтьс¤ ≥з закону —тефана Ѕольцмана:

- пост≥йна Ѕольцмана

ѕотужн≥сть випром≥нюванн¤ вс≥Їњ поверхн≥ з≥рки, або њњ св≥тим≥сть, очевидно буде р≥вна

( * )

де R - рад≥ус з≥рки. “аким чином, дл¤ визначенн¤ рад≥усу з≥рки треба знати њњ св≥тим≥сть ≥ температуру поверхн≥.

Ќам залишаЇтьс¤ визначити ще одну, чи не найважлив≥шу характеристику з≥рки - њњ масу. “реба сказати, що це зробити не так те просто. ј головне ≥снуЇ не так вже багато з≥рок, дл¤ ¤ких Ї над≥йн≥ визначенн¤ њх мас. ќстанн≥ найлегше визначити, ¤кщо з≥рки утворюють подв≥йну систему, дл¤ ¤коњ велика п≥вв≥сь орб≥ти а ≥ пер≥од зверненн¤ – в≥дом≥. ¬ цьому випадку маси визначаютьс¤ з третього закону  еплера, ¤кий може бути записаний в наступному вигл¤д≥:

тут ћ1 ≥ ћ2 - маси компонент системи, G - пост≥йна в закон≥ усесв≥тнього т¤ж≥нн¤ Ќьютона. –≥вн¤нн¤ даЇ суму мас компонент системи. якщо до того ж в≥доме в≥дношенн¤ орб≥тальних швидкостей, то њх маси можна визначити окремо. ƒо жаль, т≥льки дл¤ пор≥вн¤но невеликоњ к≥лькост≥ подв≥йних систем можна таким чином визначити масу кожн≥й ≥з з≥рок.

ѕо сут≥ кажучи, астроном≥¤ не розташовувала ≥ не маЇ в своЇму розпор¤дженн≥ в даний час методу пр¤мого ≥ незалежного визначенн¤ маси (тобто що не входить до складу кратних систем) ≥зольованоњ з≥рки. ≤ це достатньо серйозний недол≥к наш≥й науки про ¬сесв≥ту. якби такий метод ≥снував, прогрес наших знань був би значно швидшим. ” так≥й ситуац≥њ астрономи мовчазно приймаю, що з≥рки з однаковою св≥тим≥стю ≥ кольором мають однаков≥ маси. ќстанн≥ ж визначаютьс¤ т≥льки дл¤ подв≥йних систем. “вердженн¤, що одиночна з≥рка з т≥Їю ж св≥тим≥стю ≥ кольором маЇ таку ж масу, ¤к ≥ њњ "сестра", що входить до складу подв≥йноњ системи, завжди сл≥д приймати з де¤кою обережн≥стю.

«в'¤зок основних зор¤них величин

ќтже, сучасна астроном≥¤ маЇ в своЇму розпор¤дженн≥ методи визначенн¤ основних зор¤них характеристик: св≥тимост≥, поверхневоњ температури (кольори), рад≥усу, х≥м≥чного складу ≥ маси. ¬иникаЇ важливе питанн¤: чи Ї ц≥ характеристики незалежними? ¬и¤вл¤Їтьс¤, немаЇ. ѕерш за все Ї функц≥ональна залежн≥сть, що зв'¤зуЇ рад≥ус з≥рки, њњ болометричну св≥тим≥сть ≥ поверхневу температуру. ÷¤ залежн≥сть представл¤Їтьс¤ прост≥й формулою ( * ) ≥ Ї трив≥альною. –азом з цим, проте, давно вже була ви¤влена залежн≥сть м≥ж св≥тим≥стю з≥рок ≥ њх спектральним класом (або, що фактично одне ≥ те ж, - кольором). ÷ю залежн≥сть емп≥рично встановили (незалежно) на великому статистичному матер≥ал≥ ще в початку нашого стор≥чч¤ видатн≥ астрономи данчанин √ерцшпрунг ≥ американець –ассел.

«≥рки народжуютьс¤

ћ≥жзор¤ний газ

Ѕуло потр≥бно, проте, тис¤чол≥тн≥й розвиток науки, щоб людство усв≥домило простий ≥ разом з тим величний факт, що з≥рки - це об'Їкти, б≥льш менш схож≥ на —онц≥, але т≥льки в≥ддален≥ в≥д нас на незр≥вн¤нно велик≥ в≥дстан≥. Ќьютон був першим, хто правильно оц≥нив в≥дстан≥ до з≥рок. ƒва стор≥чч¤ п≥сл¤ великого англ≥йського ученого майже вс≥ма мовчазно приймалос¤, що жахливо великих розм≥р≥в прост≥р, в ¤кому знаход¤тьс¤ з≥рки, Ї абсолютна порожнеча. Ћише окрем≥ астрономи час в≥д часу п≥дн≥мали питанн¤ про можливе поглинанн¤ св≥тла в м≥жзор¤ному середовищ≥. “≥льки на самому початку XX стор≥чч¤ н≥мецький астроном √артман переконливо дов≥в, що прост≥р м≥ж з≥рками Ї зовс≥м не м≥ф≥чною порожнечею. ¬оно заповнене газом, правда, з дуже малою, але ц≥лком визначеною щ≥льн≥стю. ÷е видатн≥ в≥дкритт¤, так само ¤к ≥ багато ≥нших, було зроблене за допомогою спектрального анал≥зу.

ћайже половину стор≥чч¤ м≥жзор¤ний газ досл≥джувавс¤ головним чином шл¤хом анал≥зу л≥н≥й поглинанн¤, що утворювалис¤ в н≥м. «'¤сувалос¤, наприклад, що досить часто ц≥ л≥н≥њ мають складну структуру, тобто складаютьс¤ з дек≥лькох близько розташованих один до одного компонент.  ожна така компоненту виникаЇ при поглинанн≥ св≥тла з≥рки в ¤к≥й-небудь певн≥й хмар≥ м≥жзор¤ного середовища, причому хмари рухаютьс¤ один щодо одного з швидк≥стю, близькою до 10 км/сек. ÷е ≥ приводить завд¤ки ефекту ƒоплера до незначного зсуву довжин хвиль л≥н≥й поглинанн¤.

’≥м≥чний склад м≥жзор¤ного газу в першому наближенн≥ ви¤вивс¤ досить близьким до х≥м≥чного складу —онц¤ ≥ з≥рок. ѕереважаючими елементами Ї водень ≥ гел≥й, тод≥ ¤к решту елемент≥в ми можемо розгл¤дати ¤к "прим≥си".

ћ≥жзор¤ний пил

ƒо цих п≥р, кажучи про м≥жзор¤не середовище, ми мали зважаючи на т≥льки м≥жзор¤ний газ. але Ї ≥ ≥нша компоненту. ћова йде про м≥жзор¤ний пил. ћи вже згадували вище, що ще в минулому стор≥чч≥ дебатувалос¤ питанн¤ про прозор≥сть м≥жзор¤ного простору. “≥льки близько 1930 року з безсумн≥вн≥стю було доведено, що м≥жз≥рковий прост≥р д≥йсний не зовс≥м прозоро. —убстанц≥¤, що поглинаЇ св≥тло, зосереджена в досить тонкому шар≥ б≥л¤ галактичноњ площини. Ќайсильн≥ше поглинаютьс¤ син≥ ≥ ф≥олетов≥ промен≥, тод≥ ¤к поглинанн¤ в червоних промен¤х пор≥вн¤но невелике.

ўо ж це за субстанц≥¤? «араз вже представл¤Їтьс¤ доведеним, що поглинанн¤ св≥тла обумовлено м≥жзор¤ним пилом, тобто твердими м≥кроскоп≥чними частинками речовини, розм≥рами менше м≥крона. ÷≥ порошинки мають складний х≥м≥чний склад. ¬становлено, що порошинки мають досить вит¤гнуту форму ≥ ¤коюсь м≥рою "ор≥Їнтуютьс¤", тобто напр¤ми њх вит¤гнутост≥ мають тенденц≥ю "шикуватис¤" в дан≥й хмар≥ б≥льш менш паралельно. «ор¤не св≥тло, що з ц≥Їњ причини проходить через тонке середовище, стаЇ частково пол¤ризованим.

–≥зноман≥тн≥сть ф≥зичних умов

Ќайхарактерн≥шою особлив≥стю м≥жзор¤ного середовища Ї велика р≥зноман≥тн≥сть на¤вних в н≥й ф≥зичних умов. “ам Ї, по-перше, зони, к≥нетична температура ¤ких розр≥зн¤Їтьс¤ на два пор¤дки. ™ пор≥вн¤но щ≥льн≥ хмари з концентрац≥Їю частинок газу, що перевищуЇ дек≥лька тис¤ч на куб≥чний сантиметр, ≥ вельми розр¤джене середовище м≥ж хмарами, де концентрац≥¤ не перевищуЇ 0,1 частинки на куб≥чний сантиметр. Ї, нарешт≥, величезн≥ област≥, де розповсюджуютьс¤ ударн≥ хвил≥ в≥д вибух≥в з≥рок.

–азом з окремими хмарами ¤к ≥он≥зованого так ≥ не≥он≥зованого газу в √алактиц≥ спостер≥гаютьс¤ значно велик≥ за своњми розм≥рами, масою ≥ щ≥льн≥стю агрегати холодноњ м≥жзор¤ноњ речовини, що отримали назву "√азово-пилових комплекс≥в". ƒл¤ нас най≥стотн≥шим Ї те, що в таких газово-пилових комплексах в≥дбуваЇтьс¤ найважлив≥ший процес конденсац≥њ з≥рок з дифузного м≥жзор¤ного середовища.

„ому повинн≥ народжуватис¤ нов≥ з≥рки

«наченн¤ газово-пилових комплекс≥в в сучасн≥й астроф≥зиц≥ дуже велике. –≥ч у тому, що вже давно астрономи, в значн≥й м≥р≥ ≥нтуњтивно, зв'¤зували утворенн¤ конденсац≥њ в м≥жзор¤ному середовищ≥ з найважлив≥шим процесом утворенн¤ з≥рок з "дифузного" пор≥вн¤но розр¤дженого газово-пилового середовища. як≥ ж п≥дстави ≥снують дл¤ припущенн¤ про зв'¤зок м≥ж газово-пиловими комплексами ≥ процесом з≥ркоутворенн¤? ѕерш за все сл≥д п≥дкреслити, що вже принаймн≥ з сорокових рок≥в нашого стор≥чч¤ астрономам ¤сно, що з≥рки в √алактиц≥ повинн≥ безперервно (тобто буквально "на наших очах") утворюватис¤ з ¤коњсь ¤к≥сно ≥нш≥й субстанц≥њ. –≥ч у тому, що до 1939 року було встановлено, що джерелом зор¤ноњ енерг≥њ Ї той, що в≥дбуваЇтьс¤ в надрах з≥рок термо¤дерний синтез. √рубо кажучи, що пригн≥чують б≥льш≥сть з≥рок випром≥нюють тому, що в њх надрах чотири протони з'Їднуютьс¤ через р¤д пром≥жних етап≥в в одну альфа-частку. ќск≥льки маса одного протона (у атомних одиниц¤х) р≥вна 1,0081, а маса ¤дра гел≥ю (альфа-частки) р≥вна 4,0039, то надлишок маси, р≥вний 0,007 атомноњ одиниц≥ на протон, повинен вид≥литис¤ ¤к енерг≥¤. “им самим визначаЇтьс¤ запас ¤дерноњ енерг≥њ в з≥рц≥, ¤ка пост≥йно витрачаЇтьс¤ на випром≥нюванн¤. ” найспри¤тлив≥шому випадку чисто водневоњ з≥рки запасу ¤дерноњ енерг≥њ вистачить не б≥льш, н≥ж на 100 м≥льйон≥в рок≥в, тод≥ ¤к в реальних умовах еволюц≥њ час житт¤ з≥рки ви¤вл¤Їтьс¤ на пор¤док менше ц≥Їњ ¤вно завищеноњ оц≥нки. јле дес¤ток м≥льйон≥в рок≥в - н≥кчемний терм≥н дл¤ еволюц≥њ наш≥й √алактики, в≥к ¤коњ н≥¤к не менше н≥ж 10 м≥ль¤рд≥в рок≥в. ¬≥к масивних з≥рок вже пор≥вн¤Їмо з в≥ком людства на «емл≥! ќзначаЇ з≥рки (принаймн≥, масивн≥ з високою св≥тим≥стю) н≥¤к не можуть бути в √алактиц≥ "спочатку", тобто з моменту њњ осв≥ти. ¬и¤вл¤Їтьс¤, що щор≥чно в √алактиц≥ "вмираЇ" щонайменше одна з≥рка. «начить, дл¤ того, щоб "зор¤не плем'¤" не "звиродн≥ло", необх≥дно, щоб ст≥льки ж з≥рок в середньому утворювалос¤ в наш≥й √алактиц≥ щороку. ƒл¤ того, щоб в переб≥гу тривалого часу (обчислюваними м≥ль¤рдами рок≥в) √алактика збер≥гала б незм≥нними своњ основн≥ особливост≥ (наприклад, розпод≥л з≥рок по класах, або, що практично одне ≥ теж, по спектральних класах), необх≥дно, щоб в н≥й автоматично п≥дтримувалас¤ динам≥чна р≥вновага м≥ж з≥рками, що народжувалис¤ ≥ "гинучими". ¬ цьому в≥дношенн≥ √алактика схожа на перв≥сний л≥с, що складаЇтьс¤ з дерев р≥зних вид≥в ≥ в≥к≥в, причому в≥к дерев значно менше в≥ку л≥су. ™, правда, одна важлива в≥дм≥нн≥сть м≥ж √алактикою ≥ л≥сом. ” √алактиц≥ час житт¤ з≥рок з масою менше сон¤чною перевищуЇ њњ в≥к. “ому сл≥д чекати поступового зб≥льшенн¤ числа з≥рок з пор≥вн¤но невеликою масою, оск≥льки вони поки що "не встигли" померти, а народжуватис¤ продовжують. јле дл¤ масивн≥ших з≥рок згадана вище динам≥чна р≥вновага неминуче повинна виконуватис¤.

√азово-пилов≥ комплекси - колиска з≥рок

«в≥дки ж берутьс¤ в наш≥й √алактиц≥ молод≥ ≥ "надмолод≥" з≥рки? « давн≥х п≥р, за сталою традиц≥Їю, висх≥дною до г≥потези  анта ≥ Ћапласа про походженн¤ —он¤чноњ системи, астрономи припускали, що з≥рки утворюютьс¤ з розс≥¤ного дифузного газово-пилового середовища. Ѕула т≥льки одна строга теоретична п≥дстава такого переконанн¤ - грав≥тац≥йна нест≥йк≥сть спочатку однор≥дного дифузного середовища. –≥ч у тому, що в такому середовищ≥ неминуч≥ мал≥ обуренн¤ щ≥льност≥, тобто в≥дхиленн¤ в≥д строгоњ однор≥дност≥. надал≥, проте, ¤кщо маси цих конденсац≥й перевершують де¤ку межу, п≥д впливом сили усесв≥тнього т¤ж≥нн¤ мал≥ обуренн¤ наростатимуть ≥ спочатку однор≥дне середовище роз≥б'Їтьс¤ на дек≥лька конденсац≥й. ѕ≥д д≥Їю сили грав≥тац≥њ ц≥ конденсац≥њ продовжуватимуть стискатис¤ ≥, ¤к можна вважати, врешт≥-решт перетвор¤тьс¤ на з≥рки.

’арактерний час стисненн¤ хмари до розм≥р≥в протоз≥рки можна оц≥нити по прост≥й формул≥ механ≥ки, що описуЇ в≥льне пад≥нн¤ т≥ла п≥д впливом де¤кого прискоренн¤. “ак, наприклад, хмара з масою, р≥вною сон¤чною, стиснетьс¤ за м≥льйон рок≥в.

” процес≥ т≥льки що описаноњ першоњ стад≥њ конденсац≥њ газово-пиловоњ хмари в з≥рку, ¤ка називаЇтьс¤ "—тад≥Їю в≥льного пад≥нн¤", зв≥льн¤Їтьс¤ певна к≥льк≥сть грав≥тац≥йноњ енерг≥њ. ѕоловина енерг≥њ, що зв≥льнилас¤ при стисненн≥ хмари, повинна покинути хмару у вигл¤д≥ ≥нфрачервоного випром≥нюванн¤, а половина п≥ти на нагр≥в речовини.

як т≥льки хмара, що стискаЇтьс¤, стане непрозорою дл¤ свого ≥нфрачервоного випром≥нюванн¤, св≥тим≥сть його р≥зко впаде. ¬оно продовжуватиме стискатис¤, але вже не за законом в≥льного пад≥нн¤, а набагато пов≥льн≥ше. “емпература його внутр≥шн≥х областей, п≥сл¤ того, ¤к процес дисоц≥ац≥њ молекул¤рного водню зак≥нчитьс¤, неодм≥нно п≥двищуватиметьс¤, оск≥льки половина грав≥тац≥йноњ енерг≥њ, що зв≥льн¤Їтьс¤ при стисненн≥, йтиме на нагр≥в хмари. ¬т≥м, такий об'Їкт назвати хмарою вже не можна. ÷е вже справжн≥с≥нька протоз≥рка.

“аким чином, з простих закон≥в ф≥зики сл≥д чекати, що може мати м≥сце Їдиний ≥ законом≥рний процес еволюц≥њ газово-пилових комплекс≥в спочатку в протоз≥рки, а пот≥м ≥ в з≥рки. ѕроте можлив≥сть - це ще не Ї д≥йсн≥сть. ўонайпершим завданн¤м нагл¤довоњ астроном≥њ Ї, по-перше, вивчити реальн≥ хмари м≥жзор¤ного середовища ≥ проанал≥зувати, чи здатн≥ вони стискатис¤ п≥д д≥Їю власноњ грав≥тац≥њ. ƒл¤ цього треба знати њх розм≥ри, щ≥льн≥сть ≥ температуру. ѕо-друге, дуже важливо отримати додатков≥ аргументи на користь "генетичноњ близькост≥ хмар ≥ з≥рок (наприклад, тонк≥ детал≥ њх х≥м≥чного ≥ нав≥ть ≥зотопного складу, генетичний зв'¤зок з≥рок ≥ хмар ≥ ≥нше). ѕо-третЇ, дуже важливо отримати ≥з спостережень неспростовн≥ св≥доцтва ≥снуванн¤ найран≥ших етап≥в розвитку протоз≥рок (наприклад, спалахи ≥нфрачервоного випром≥нюванн¤ в к≥нц≥ стад≥њ в≥льного пад≥нн¤).  р≥м того, тут можуть спостер≥гатис¤, ≥, мабуть, спостер≥гаютьс¤ абсолютно неспод≥ван≥ ¤вища. Ќарешт≥, сл≥д детально вивчати протоз≥рки. јле дл¤ цього перш за все треба ум≥ти в≥др≥зн¤ти њх в≥д "нормальних" з≥рок.

«ор¤н≥ асоц≥ац≥њ

≈мп≥ричним п≥дтвердженн¤м процесу утворенн¤ з≥рок з хмар м≥жзор¤ного середовища Ї те давно в≥дома обставина, що масивн≥ з≥рки клас≥в ѕро ≥ ¬ розпод≥лен≥ в √алактиц≥ не однор≥дно, а групуютьс¤ в окрем≥ обширн≥ скупченн¤, ¤к≥ п≥зн≥ше отримали назву "асоц≥ац≥њ". јле так≥ з≥рки повинн≥ бути молодими об'Їктами. “аким чином, сама практика астроном≥чних спостережень п≥дказувала, що з≥рки народжуютьс¤ не поодинц≥, а ¤к би гн≥здами, що ¤к≥сно узгоджуЇтьс¤ з представленн¤ми теор≥њ грав≥тац≥йноњ нест≥йкост≥. ћолод≥ асоц≥ац≥њ з≥рок (що складаютьс¤ не т≥льки з одних гар¤чих масивних г≥гант≥в, але ≥ з ≥нших прим≥тних, св≥домо молодих об'Їкт≥в) т≥сно пов'¤зан≥ з великими газово-пиловими комплексами м≥жзор¤ного середовища. ѕриродно вважати, що такий зв'¤зок повинен бути генетичним, тобто ц≥ з≥рки утворюютьс¤ шл¤хом конденсац≥њ хмар газово-пилового середовища.

ѕроцес народженн¤ з≥рок, ¤к правило, не пом≥тний, тому що прихований в≥д нас пеленою косм≥чного пилу, що поглинаЇ св≥тло. “≥льки рад≥оастроном≥¤, ¤к можна тепер з великою упевнен≥стю вважати, внесла радикальну зм≥ну до проблеми вивченн¤ народженн¤ з≥рок. ѕо-перше, м≥жзор¤ний пил не поглинаЇ рад≥охвил≥. ѕо- друге, рад≥оастроном≥¤ в≥дкрила абсолютно неспод≥ван≥ ¤вища в газово-пилових комплексах м≥жз≥ркового середовища, ¤к≥ мають пр¤ме в≥дношенн¤ до процесу з≥ркоутворенн¤.

—тисло про весь процес народженн¤

ћи досить детально розгл¤дали питанн¤ про конденсац≥ю в протоз≥рки щ≥льних холодних молекул¤рних хмар, на ¤к≥ ≥з-за грав≥тац≥йноњ нест≥йкост≥ розпадаЇтьс¤ газово-пиловий комплекс м≥жзор¤ного середовища. “ут важливо ще раз п≥дкреслити, що цей процес Ї законом≥рним, тобто неминучим. Ќасправд≥, теплова нест≥йк≥сть м≥жзор¤ного середовища неминуче веде до њњ фрагментац≥њ, тобто до розд≥ленн¤ на окрем≥, пор≥вн¤но щ≥льн≥ хмари ≥ м≥жхмарне середовище. ѕроте власна сила т¤ж≥нн¤ не може стиснути хмари - дл¤ цього вони недостатньо щ≥льн≥ ≥ велик≥. јле тут "вступаЇ в гру" м≥жзор¤не магн≥тне поле. ” систем≥ силових л≥н≥й цього пол¤ неминуче утворюютьс¤ досить глибок≥ "¤ми", куди "ст≥каютьс¤" хмари м≥жзор¤ного середовища. ÷е приводить до утворенн¤ величезних газово-пилових комплекс≥в. ” таких комплексах утворюЇтьс¤ шар холодного газу, оск≥льки ≥он≥зуюче м≥жзор¤ний вуглець ультраф≥олетове випром≥нюванн¤ з≥рок сильно поглинаЇтьс¤ косм≥чним пилом, що знаходитьс¤ в щ≥льному комплекс≥, а нейтральн≥ атоми вуглецю сильно охолоджують м≥жзор¤ний газ ≥ "термостатирують" його при дуже низьк≥й температур≥ - пор¤дку 5-10 градус≥в  ельв≥на. ќск≥льки в холодному шар≥ тиск газу р≥вний зовн≥шньому тиску навколишнього б≥льш нагр≥того газу, то щ≥льн≥сть в цьому шар≥ значно вище ≥ дос¤гаЇ дек≥лькох тис¤ч атом≥в на куб≥чний сантиметр. ѕ≥д впливом власноњ грав≥тац≥њ холодний шар, п≥сл¤ того, ¤к в≥н дос¤гне товщини б≥л¤ одного парсека, почне "фрагментувати" на окрем≥, ще щ≥льн≥ш≥ згустки, ¤к≥ п≥д впливом власноњ грав≥тац≥њ продовжуватимуть стискатис¤. “аким ц≥лком природним чином в м≥жзор¤ному середовищ≥ виникають асоц≥ац≥њ протоз≥рок.  ожна така протоз≥рка еволюц≥онуЇ з швидк≥стю, залежною в≥д њњ маси.

 оли ≥стотна частина маси газу перетворитис¤ на з≥рки, м≥жзор¤не магн≥тне поле, ¤ке своњм тиском п≥дтримувало газово-пиловий комплекс, природно, не надаватиме д≥њ на з≥рки ≥ молод≥ протоз≥рки. ѕ≥д впливом грав≥тац≥йного т¤ж≥нн¤ √алактики вони почнуть падати до галактичноњ площини. “аким чином, молод≥ зор¤н≥ асоц≥ац≥њ завжди повинн≥ наближатис¤ до галактичноњ площини.

—писок використаноњ л≥тератури

1. Ѕакулин ѕ.».  урс общей астрономии

2. ≈фремов ё.Ќ. ¬ глубины ¬селенной

3. Ўкловский ».—. «везды: их рождение, жизнь и смерть