јстроном≥¤, ав≥ац≥¤, космонавтика > «ор≥, њх утворенн¤, розвиток ≥ види

«ор≥, њх утворенн¤, розвиток ≥ види

як народжуютьс¤ зор≥. ѕроблема зореутворенн¤ Ч одна з центральних у сучасн≥й астроф≥зиц≥. «ор≥ Ч най≠поширен≥ш≥ у ¬сесв≥т≥ об'Їкти, з них складаютьс¤ б≥льш≥ структурн≥ утворенн¤ Ч галактики. ≤ питанн¤ про те, чому в р≥зних рег≥онах ¬сесв≥ту речовина переважно формуЇтьс¤ саме в зор≥, за ¤ких умов ≥ ¤ким чином це звершуЇтьс¤, не може не хвилювати астроном≥в. “им б≥льше, що ¤вища, ¤к≥ в≥дбуваютьс¤ в процес≥ утворен≠н¤ ≥ вмиранн¤ з≥р, мабуть, т≥сно пов'¤зан≥ з найглибши≠ми проблемами будови ≥ еволюц≥њ матер≥њ, зокрема з ¤вищами, що в≥дбуваютьс¤ у св≥т≥ елементарних ча≠стинок.

” сучасн≥й астроф≥зиц≥ Ї дв≥ основн≥ концепц≥њ походженн¤ з≥р. ќдна з них, ¤ка д≥стала назву Ђкласич≠ноњї, виходить з того, що зор≥ утворюютьс¤ в процес≥ конденсац≥њ газу в холодних газопилових комплексах, г≥гантських безформних клоччастих утворенн¤х розм≥≠рами в багато дес¤тк≥в ≥ сотень св≥тлових рок≥в, що скла≠даютьс¤ головним чином з молекул водню. ўо ж до пи≠линок, то вони ¤вл¤ють собою др≥бн≥ тверд≥ утворенн¤, що розс≥¤н≥ в косм≥чному простор≥ ≥ мають досить складну структуру, њх центральну частину становить тугоплавке сил≥катне чи граф≥тове ¤дро, на ¤ке намерзли забруднен≥ льоди. як показують спостереженн¤ м≥жзо≠р¤ного поглинанн¤ св≥тла, розм≥ри таких пилинок не≠велик≥ Ч в≥д 0,1 до 1 мкм.

‘ормуванн¤ з≥р починаЇтьс¤ з того, що в газопило≠в≥й хмар≥ або в ¤к≥йсь њњ частин≥ розвиваЇтьс¤ так звана грав≥тац≥йна нест≥йк≥сть. ≤ншими словами, у хмар≥ в≥д≠буваЇтьс¤ процес наростанн¤ збурень густини ≥ швид≠кост≥ руху речовини, невеликих в≥дхилень цих ф≥зичних величин в≥д њхн≥х середн≥х значень дл¤ даноњ хмари. « теор≥њ виходить, що однор≥дний розпод≥л речовини за на¤вност≥ сил т¤ж≥нн¤ не може бути ст≥йким. –ечовина повинна розпадатис¤ на окрем≥ згустки. «а одним з ос≠новних закон≥в ф≥зики будь-¤ка ф≥зична система завжди прагне до такого стану, при ¤кому њњ потенц≥альна енер≠г≥¤ Ї м≥н≥мальною. ѕри утворенн≥ згустк≥в ≥ њх стисненн≥ грав≥тац≥йна енерг≥¤ переходить у к≥нетичну енерг≥ю речовини, що стискуЇтьс¤, ¤ка в свою чергу може пере≠ходити в теплову енерг≥ю ≥ випром≥нюватис¤. “аким чином, внасл≥док процесу фрагментац≥њ та утворенн¤ згустк≥в зменшуЇтьс¤ потенц≥альна енерг≥¤.

 р≥м грав≥тац≥йноњ нест≥йкост≥, в процес≥ фрагмента≠ц≥њ газових хмар певну роль в≥д≥граЇ так звана термо≠х≥м≥чна нест≥йк≥сть, ¤ка виникаЇ внасл≥док того, що швидк≥сть утворенн¤ молекул усередин≥ газопилового комплексу ≥ швидк≥сть охолодженн¤ газу за рахунок випром≥нюванн¤ цих молекул у рад≥од≥апазон≥ в≥др≥зн¤≠ютьс¤ одна в≥д одноњ.

” подальшому утворенн≥ фрагменти в свою чергу д≥л¤тьс¤ на ще др≥бн≥ш≥ згустки ≥ так доти, доки в ре≠зультат≥ грав≥тац≥йного стисненн¤ густина цих згустк≥в зросте наст≥льки, що в њх центральних частинах утво≠р¤тьс¤ зорепод≥бн≥ ¤дра Ч протозор≥, оточен≥ масивними оболонками, ¤к≥ продовжують стискатис¤.

як показують розрахунки, у тих випадках, коли маса згустка перевершуЇ три маси —онц¤, речовина оболонки в≥льно падаЇ на ¤дро. «авд¤ки цьому, маса таких про-

тоз≥р швидко зб≥льшуЇтьс¤, зростаЇ њх св≥тн≥сть. ” ¤кийсь момент випром≥нюванн¤ протозор≥ стаЇ наст≥льки силь≠ним, що в результат≥ нагр≥ванн¤ оболонки ≥ д≥њ св≥тло≠вого тиску оболонка розс≥юЇтьс¤ в простор≥.

¬ив≥льнен≥ в≥д оболонок ¤дра де¤кий час ще про≠довжують стискатис¤ ≥ випром≥нювати досить значну к≥льк≥сть енерг≥њ, ¤ка вид≥л¤Їтьс¤ за рахунок грав≥та≠ц≥йного стисненн¤. “емпература в надрах протозор≥ зро≠стаЇ ≥, нарешт≥, стаЇ достатньою дл¤ виникненн¤ тер≠мо¤дерноњ реакц≥њ. ѕротозор¤ стаЇ зорею.

“акою, ¤кщо не вдаватис¤ в детал≥, найб≥льш попу≠л¤рною в сучасн≥й астроф≥зиц≥ Ї схема утворенн¤ з≥р з холодного газу в газопилових комплексах. „и п≥дтвер≠джуЇтьс¤ вона астроном≥чними спостереженн¤ми? ќск≥льки оболонки навколо протоз≥р, що формуютьс¤, м≥ст¤ть велику к≥льк≥сть пилу, наскр≥зь вони не прогл¤≠даютьс¤ ≥ це набагато утруднюЇ спостереженн¤ почат≠ковоњ стад≥њ формуванн¤ з≥р.

ѕроте з розвитком рад≥о- ≥ ≥нфрачервоноњ астроном≥њ з'¤вилас¤ де¤ка можлив≥сть Ђзазирнутиї в таЇмнич≥ Ђзор¤н≥ колискиї, оск≥льки пил ≥ газ прозор≥ дл¤ цих електромагн≥тних випром≥нювань. ” р¤д≥ район≥в ви¤в≠лено компактн≥ зони рад≥о- ≥ ≥нфрачервоного випром≥≠нюванн¤, ¤к≥ витлумачуютьс¤ прихильниками класичноњ концепц≥њ ¤к зони, де м≥ст¤тьс¤ надзвичайно молод≥ зор≥, ¤ких в оптичному д≥апазон≥ спостер≥гати ще не можна.

 онденсац≥йноњ концепц≥њ додержують б≥льш≥сть су≠часних астроном≥в. ѕроте ц¤ обставина сама по соб≥ ще не може бути остаточним доказом њњ справедливост≥. “им б≥льше, що таких спостережних даних, ¤к≥ п≥дтвер≠джували б њњ однозначно, поки що не ≥снуЇ. ўе √ал≥лео √ал≥лей зазначав, що в науц≥ думка одного може ви¤≠витис¤ правильн≥шою за думку тис¤ч≥. “ому зараз не можна скидати з рахунку й ≥нш≥ точки зору.

” вс¤кому випадку в сучасн≥й астроф≥зиц≥ ≥снуЇ ще одна концепц≥¤ зореутворенн¤, ¤ку прот¤гом р¤ду рок≥в розробл¤Ї школа академ≥ка ¬. ј. јмбарцум¤на. «а на≠звою обсерватор≥њ, директором ¤коњ в≥н Ї, ц¤ концепц≥¤ д≥стала найменуванн¤ бюраканськоњ. њњ прихильники вважають, що зор≥ утворюютьс¤ внасл≥док розпаду на частини б≥льш щ≥льних, а можливо ≥ надщ≥льних об'Їк≠т≥в. ÷≥ об'Їкти можуть бути залишками т≥Їњ Ђперв≥сноњї речовини, з ¤коњ утворивс¤ наш ¬сесв≥т.

Ќа в≥дм≥ну од класичноњ концепц≥њ бюраканську у ф≥зичному й математичному план≥ розроблено не так детально. ќднак академ≥к јмбарцум¤н вважаЇ, що-така розробка завчасна, оск≥льки тут ≥детьс¤ про найпотаЇм-н≥ш≥ косм≥чн≥ процеси, щодо ¤ких у нас ще дуже мало факт≥в.

” спор≥ цих двох концепц≥й ≥детьс¤ по сут≥ не т≥льки про шл¤х формуванн¤ з≥р, а й про спр¤мован≥сть ево≠люц≥йних процес≥в у ¬сесв≥т≥ взагал≥: чи йдуть вони в≥д розр≥джених стан≥в до щ≥льн≥ших чи, навпаки,Ч в≥д щ≥льн≥ших до розр≥джених?

ћетодичн≥ м≥ркуванн¤. –озр≥зн¤ютьс¤ ≥ т≥ досл≥д≠ницьк≥ програми, ¤ких додержують прихильники про≠тиборствуючих концепц≥й. “од≥ ¤к Ђкласикиї вважають, що в основ≥ розробки астроф≥зичноњ теор≥њ маЇ лежати метод побудови математичних ≥ ф≥зичних моделей, на≠в≥ть за в≥дсутност≥ необх≥дноњ повноти спостережних даних, Ђбюраканц≥ї вважають, що теор≥¤ повинна буду≠ватис¤ т≥льки на основ≥ факт≥в, а до створенн¤ конкрет≠них теоретичних моделей сл≥д приступати лише тод≥, коли дан≥ спостережень дають змогу при побудов≥ теор≥њ об≥йтись практично без дов≥льних додаткових припу≠щень.

—л≥д зазначити, що виникненн¤ р≥зних, ≥нколи про≠тилежних напр¤м≥в у науц≥ при розв'¤занн≥ складних фундаментальних проблем ≥ гострих дискус≥й м≥ж њхн≥≠ми прихильниками Ч ц≥лком нормальне ¤вище. Ќа жаль, гострота полем≥ки змушуЇ протиборствуюч≥ сторони

повн≥стю в≥дкидати концепц≥њ, що протисто¤ть њм. ѕроте т≥льки подальш≥ досл≥дженн¤ можуть показати, ¤ка точ≠ка зору ближча до ≥стини. ≤ дискус≥¤ про шл¤хи ево≠люц≥йних процес≥в у ¬сесв≥т≥ не Ї вин¤тком. ƒо того ж не виключено, що в неск≥нченн≥й р≥зноман≥тност≥ ¬се≠св≥ту за одних умов формуванн¤ нових косм≥чних об'Їк≠т≥в може в≥дбуватис¤ конденсац≥йним шл¤хом, а за ≥нших Ч бути насл≥дком розпаду.

як було вже сказано, основна частина житт¤ переважноњ б≥льшост≥ з≥р Ч це пер≥од, коли в њхн≥х надрах в≥дбуваЇтьс¤ термо¤дерна реакц≥¤ синтезу б≥льш важких елемент≥в з б≥льш легких. Ќа цьому етап≥ р≥вновага зор≥ п≥дтримуЇтьс¤ р≥вновагою м≥ж тиском розпеченого газу в њњ надрах, ¤кий прагне розширити зорю, ≥ силами т¤ж≥нн¤, що прагнуть њњ стиснути.

ѕри цьому, ¤кщо термо¤дерн≥ реакц≥њ в надрах зор≥ чомусь прискорюютьс¤^ надходженн¤ тепла з њњ глибин до поверхн≥ перевищуЇ теплов≥ддачу в св≥товий прост≥р, то температура в надрах зор≥ п≥двищуЇтьс¤, тиск газу зростаЇ ≥ зор¤ починаЇ розшир¤тис¤. ÷ентральна зона охолоджуЇтьс¤, ≥ термо¤дерна реакц≥¤ приходить до норми. Ќавпаки, ¤кщо теплов≥ддача в навколишн≥й про≠ст≥р ви¤вл¤Їтьс¤ вищою, н≥ж енерговид≥ленн¤, то зор¤ починаЇ охолоджуватись, тиск у њњ надрах падав ≥ сили т¤ж≥нн¤ починають стискати зорю. «авд¤ки цьому на≠дра зор≥ роз≥гр≥ваютьс¤, термо¤дерна реакц≥¤ приско≠рюЇтьс¤ ≥ теплова р≥вновага, а водночас ≥ баланс сил усередин≥ зор≥ приход¤ть до норми. ќтже, зор≥ Ч це саморегульован≥ системи, створен≥ самою природою.

Ќовий, по сут≥ заключний, пер≥од в ≥снуванн≥ зор≥ настаЇ тод≥, коли њњ основне ¤дерне паливо Ч водень повн≥стю вичерпуЇтьс¤. ” процес≥ термо¤дерноњ реакц≥њ в центральн≥й частин≥ зор≥ утворюЇтьс¤ гел≥Їве ¤дро. ѕот≥м це ¤дро починаЇ стискатис¤, а зовн≥шн≥ шари Ч оболонка зор≥ Ч розшир¤тис¤. «ор¤ переходить у стад≥ю

червоного г≥ганта. ” њњ надрах в м≥ру дальшого стискан≠н¤ одн≥ термо¤дерн≥ реакц≥њ заступають ≥нш≥ за участю дедал≥ важчих елемент≥в. ≤ в≥дбуваЇтьс¤ це доти, доки не будуть вичерпан≥ вс≥ термо¤дерн≥ джерела енерг≥њ.

ѕодальша дол¤ вмираючоњ зор≥ залежить в≥д њњ маси. «ор≥, маса ¤ких близька до сон¤чноњ або трохи переви≠щуЇ њњ, перетворюютьс¤ у так зван≥ б≥л≥ карлики, тобто в зор≥ з рад≥усами в сотн≥ раз≥в меншими в≥д рад≥уса —онц¤. √устина речовини таких з≥р набагато перевищуЇ густину сон¤чноњ речовини. ” кожному куб≥чному сан≠тиметр≥ простору б≥лих карлик≥в вм≥щуютьс¤ дес¤тки й сотн≥ тонн речовини.

Ѕ≥лий карлик Ч стале утворенн¤. …ого р≥вновага п≥д≠тримуЇтьс¤, проте, внутр≥шн≥м тиском не звичайного, а електронного газу, ¤кий утворений великою к≥льк≥стю в≥льних електрон≥в. √устина цього газу ц≥лком достатн¤ дл¤ того, щоб припинити грав≥тац≥йне стисканн¤ зор≥. ¬ такому іав≥ ≥стотно про¤вл¤ютьс¤ квантов≥ ефекти, ≥ ф≥зики навивають його Ђвиродженимї. « ц≥Їњ причини ≥ б≥лих карлик≥в нер≥дко навивають Ђвиродженими зо≠р¤миї.

“емпература поверхн≥ найб≥льш гар¤чих вироджених карлик≥в може дос¤гати 50Ч100 тис. кельв≥н≥в. ѕ≥д тон≠кою атмосферою такоњ зор≥ розташована щ≥льна маса, що мав до самого центра однакову температуру. ¬трати енерг≥њ на випром≥нюванн¤ у б≥лих карлик≥в пор≥вн¤но невелик≥, тому так≥ зор≥ охолоджуютьс¤ надзвичайно пов≥льно.

1	2

Ќазва: «ор≥, њх утворенн¤, розвиток ≥ види
ƒата публ≥кац≥њ: 2004-12-27 (1514 прочитано)