Вікіпедія

Зореутворення: відмінності між версіями

Інтерактивний перегляд історії
(Переглянути усі неперевірені зміни)
[неперевірена версія][неперевірена версія]
← Попереднє редагуванняНаступне редагування →
Вилучено вміст Додано вміст
ВізуальнийВікірозмітка
Addbot (обговорення | внесок)
Боти
140 524 редагування
м Вилучення 9 інтервікі, відтепер доступних на Вікіданих: d:q2154762
м правопис
Рядок 1:
{{Без джерел|дата=травень 2010}}
{{Приєднати з|Формування зірок|дата=січень 2011}}[[Файл:Eagle nebula pillars.jpg|thumb|right|300px|Народження нових зір у [[Туманність Орла|туманності Орла]]. Це зображення отримане телескопом [[Хаббл (телескоп)|Хаббла]] в результаті комбінації 32 різних зображень з 4х окремих камер, що реєстрували зображення у різних діапазонах довжин хвиль. На цьому зображенні зелений колір відповідає [[водень|водню]], червоний — іонам [[Сірка|сірки]] SII (S<sup>+</sup>), а голубий — двічі іонізованим [[атом]]ам [[кисень|кисню]] OIII (O<sup>+2</sup>).]]
{{Об'єднати|Зореутворення|дата=січень 2011}}
'''Зореутво́рення''' - [[астрофізика|астрофізичний]] термін, що позначає великомасштабний процес в [[галактика|галактиці]], при якому масово починають формуватися [[зоря|зірки]] з [[міжзоряний газ|міжзоряного газу]]. [[Спіральні рукави галактики|Спіральні гілки]], загальна структура галактики, [[зоряне населення]], [[світність]] і [[хімічний склад]] [[міжзоряне середовище|міжзоряного середовища]] - все це результат даного процесу<ref name="З1">А.В. Засов, К.А Постнов Общая Астрофизика, с.356</ref>.
Формування зорі - процес, яким щільні частини [[молекулярна хмара|молекулярних хмар]] колапсують у кулю [[плазма|плазми]], щоб сформувати [[зоря|зорю]].
 
Еволюція зорі починається в гігантській молекулярній хмарі, її також називають зоряною колискою. Велика частина «порожнього» простору в [[галактика|галактиці]] насправді містить від 0,1 до 1 молекули на см³. Однак молекулярна хмара має [[густина|щільність]] близько мільйона молекул на см³. Маса такої хмари перевищує масу Сонця в 100 000 - 10 000 000 разів завдяки своїм розмірам: від 50 до 300 [[світловий рік|світлових років]] у поперечнику.
== Основні відомості ==
 
У той час, як молекулярна хмара обертається навколо деякої галактики, кілька факторів можуть викликати гравітаційний колапс. Наприклад, хмари можуть зіткнутися одна з одною, або одна з них може пройти через щільний рукав спіральної галактики. Іншим фактором може стати вибух наднової зірки що стався неподалік та ударна хвиля якого зіткнулася з молекулярною хмарою на величезній швидкості. Крім того, можливо зіткнення галактик, здатне викликати «спалах» [[зіркоутворення]], відносно того як газові хмари в кожній з галактик стискаються і збуджуються в результаті зіткнення.
Для початку процесу утворення зір з міжзоряних газопилових туманностей в галактиках потрібна наявність речовини в космосі, яка перебуває в стані [[гравітаційна нестійкість|гравітаційної нестійкості]] з тих чи інших причин<ref name="З2">{{Стаття
| автор = Л.С. Марочник
| назва = Звездообразование
| журнал = Физика космоса
| випуск = 1986
| сторінки = Астронет
| url = http://astronet.ru/db/msg/1188771
}}</ref>. Наприклад, поштовхом до утворення можуть служити близькі до хмари газу вибухи [[наднова|наднових]] типів '''Ib/c''' і '''II''', близькість до масивних зірок з інтенсивним випромінюванням та наявність зовнішніх [[магнітне поле|магнітних полів]], таких, як магнітне поле [[Чумацький шлях|Чумацького шляху]]. В основному процес зореутворення відбувається у хмарах [[водень|іонізованого водню]] або областях H II. Залежно від типу галактики, інтенсивне утворення зір відбувається або у випадково розподілених областях, або в областях, впорядкованих у спіральні структури галактик. Зокрема, це відбувається у нашому Чумацькому Шляху, який є спіральною галактикою. Зореутворення має характер «локальних спалахів». Тривалість «спалаху» невелика, близько декількох мільйонів [[рік|років]], масштаб - до сотень [[парсек]]<ref name="З1"></ref>.
 
Склад областей міжзоряного газу, з яких відбулося формування зірок, визначає їх хімічний склад, що дозволяє провести датування формування конкретної зірки чи віднести її до певного типу зоряного населення. Давніші зорі формувалися в областях, в яких практично не було [[металічність|важких елементів]] і, відповідно, позбавлені цих елементів у своїх атмосферах, що визначається на підставі [[спектральний аналіз|спектральних спостережень]]. За кількістю зір того чи іншого населення визначається [[швидкість зореутворення]] в певній області протягом тривалого часу. Крім спектральних характеристик, первісний хімічний склад зірки впливає на її подальшу [[еволюція зір|еволюцію]] і, наприклад, на [[ефективна температура|температуру]] і колір [[фотосфера|фотосфери]].
 
При колапсі молекулярна хмара розділяється на частини, утворюючи дедалі дрібніші згустки. Фрагменти з масою менше ~ 100 сонячних мас здатні сформувати зірку. У таких формуваннях газ нагрівається у залежності від стиснення, викликаного вивільненням гравітаційної потенційної енергії, і хмара стає протозорею, трансформуючись у сферичний об'єкт що обертається.
Процес зореутворення є предметом [[астрофізика|астрофізики]]. З погляду еволюції [[Всесвіт]]у є важливим знання історії темпу зореутворення. В нашу епоху вона становить 3—5 M<sub>☉</sub> на рік<ref>{{А-Е-С|стаття=Зореутворення|сторінка=137|літера=z1}}</ref>. За сучасними даними у [[Чумацький шлях|Чумацькому шляху]] зараз переважно утворюються зірки з масами 1—10 [[Сонце|M<sub>☉</sub>]].
 
== Основні процеси ==
 
Зірки на початковій стадії свого існування, як правило, приховані від зовнішнього спостереження усередині щільної хмари пилу і газу. Часто силуети таких зіркоутворюючих коконів можна спостерігати на тлі яскравого випромінювання навколишнього газу. Такі утворення отримали назву [[глобули Бока|глобул Бока]].
Базові процеси зореутворення включають у себе виникнення гравітаційної нестійкості в хмарі, формування [[акреційний диск|акреційного диску]] та початок [[термоядерна реакція|термоядерних реакцій]] у зірці. Останній процес також іноді називається народженням зірки. Початок термоядерних реакцій, як правило, зупиняє зростання маси небесного тіла, що формується, і сприяє утворенню нових зірок навколо нього (див., наприклад, [[Плеяди]], [[геліосфера]]).
 
== Утворення зірок ==
Дуже мала частка протозір не досягає температури достатньої для реакцій термоядерного синтезу. Такі зірки отримали назву «коричневі карлики», їхня маса не перевищує однієї десятої сонячної. Такі зірки швидко вмирають, поступово остигаючи за кілька сотень мільйонів років. У деяких наймасивніших протозір температура через сильне стискання може досягти 10 мільйонів К, що робить можливим синтез гелію з водню. Така зірка починає світитися. Початок термоядерних реакцій встановлює гідростатичну рівновагу, запобігаючи подальшому гравітаційному колапсу ядра. Віддтак зірка може існувати в стабільному стані.
{{Main|Формування зірок}}
На відміну від терміну ''зореутворення'', термін ''формування зір'' стосується фізичного процесу утворення зір з газопилових туманностей{{Джерело?}}.
 
== Примітки ==
{{reflist}}
 
Згідно з гіпотезою В. А. Амбарцумяна зірки народжуються групами з надщільної матерії - протозір - через її фрагментацію.
{{Зорі}}
 
[[Категорія:Зорі]]
[[Категорія:Астрофізика]]
Отримано з https://uk.wikipedia.org/wiki/Зореутворення