Поколения звезд
Nov. 3rd, 2017 09:22 am![[personal profile]](https://www.dreamwidth.org/img/silk/identity/user.png){kind=small}
atandakil_gunzeПредставим себе огромное газовое облако. По-настоящему огромное - в тысячи, а может, и миллионы масс Солнца. И относительно холодное.
Это облако под действием собственной гравитации начнет сжиматься. При этом процесс сжатия рано или поздно окажется неравномерным - случайные колебания плотности облака приведут к тому, что оно начнет сжиматься вокруг более плотных участков, разделяясь на сжимающиеся фрагменты. Фрагменты будут сжиматься все сильнее, при сжатии начнут нагреваться (по закону Клапейрона) - и, в конце концов, учитывая что массы этих фрагментов по расчетам будут очень большими, нагрев в их центрах, где давление окажется очень большим, станет таким сильным, что в центре фрагментов начнутся термоядерные реакции, и бывшие фрагменты облака, сжавшиеся в плотные газовые шары, превратятся в звезды. При этом надо иметь в виду, что, если фрагмент относительно невелик, рано или поздно он прекратит сжиматься, потому что его массы (и тяготения) не хватит, чтобы преодолеть силу давления в его центральной части, растущую одновременно с температурой. Так что слишком малые фрагменты ни во что не сожмутся - а если фрагмент слишком велик, то он либо успеет распасться на части, либо с ростом температуры его на эти части разорвет. Поэтому фрагменты превращаются в звезды не слишком маленьких и не сверхбольших размеров (как раз тех, которыми и бывают звезды).
Такова в самом общем и примитивном описании картина появления звезд...
Теперь - о деталях.
Деталь первая. Эта картина не учитывает того, что при сжатии фрагмент облака - будущая звезда - не просто нагревается все сильнее, - будь так, звезды бы вообще в подавляющем большинстве не формировались, ибо нагрев и рост давления остановили бы сжатие облака еще до начала термоядерных реакций - но и теряет тепло. А значит, давление в нем падает, и он может сжиматься еще сильнее. И чем лучше теплоотдача, тем меньший фрагмент первичного облака может сжаться до состояния звезды. В самом деле, если теплоотвод слабый, то при сжатии температура и давление являются высокими, и нужна очень большая масса фрагмента, чтобы тяготение преодолело давление и все же "дожало" сжимающийся фрагмент до стадии звезды. А вот если теплоотвод хороший, при сжатии фрагмента облака давление растет медленно, и даже фрагмент небольшой массы может сжаться достаточно сильно, превратившись в звезду.
Разумеется, если теплоотвод был бы слишком хорош, то сжимаясь, фрагмент облака вообще бы не нагрелся, так и не став звездой и превратившись в черную дыру, но такого теплоотвода газ не обеспечит.
Отсюда вывод - чем лучше происходит теплообмен в газовом облаке, тем лучше от сжимающихся фрагментов облака отводится тепло, препятствующее сжатию, а значит, тем меньшие звезды могут из него родиться.
А теперь начинается интересное. Теплообмен в газовом облаке существенно зависит от его состава. И если оно состоит только из водорода и гелия (а именно из этих веществ состояла Вселенная после рождения), то он весьма слаб. А вот если к нему добавить даже немного кислорода и углерода, то эффективность теплообмена весьма существенно растет.
А это означает, что первые звезды, появлявшиеся в водородно-гелиевой Вселенной, не имевшей кислорода, углерода и других металлов, могли рождаться только большими. Очень большими. Массами в двадцать-пятьдесят-сто и более масс Солнца. Я об этом упоминал, но не рассказывал о причине.
Это - звезды первого поколения, называемые еще третьим типом звездного населения.
Напрямую они никогда не наблюдались, если не считать намека на их существование в спектрах самых дальних галактик, и причину этого можно понять, если вспомнить, что массивные звезды живут очень недолго (см. https://atandakil-gunze.dreamwidth.org/4719.html). Через несколько миллионов или десятков миллионов лет после своего рождения звезды первого поколения погибли...
Но их дело не пропало. За время своей бурной жизни столь массивная звезда успевает выработать в своих недрах множество металлов - и кислорода, и углерода, и неона с серой... самые массивные - вплоть до железа. А потом она взрывается как сверхновая, и во время взрыва дополнительно производит тяжелые элементы - вплоть до урана и далее... И все это в значительной степени выбрасывается в космическое пространство, и там образует новые газовые облака. А вот уж из этих, обогащенных металлами газовых облаков, затем вполне могут образовываться звезды малых размеров.
Вот они и образовывались. Это - звезды второго поколения (второй тип населения), относительно бедные металлами, но при этом небольшие. Вернее, образовывались всякие, но это было давно - двенадцать-тринадцать миллиардов лет назад, так что до наших дней дожили только самые малые из них (которых, замечу,было большинство) - спектральных классов М и, реже, К. Именно из них состоят, преимущественно, старые эллиптические галактики, или шаровые звездные скопления, формирующие гало древних дисковидных галактик (в том числе, нашей), а также балджи этих галактик.
А уж из остатков погибших звезд второго поколения, из которых потом родились звезды третьего (как наше Солнце) и более поздних поколений, позднее формировались диски спиральных и линзовидных галактик. Эти звезды (первого типа населения) имеют уже большую металличность, и именно вокруг них могут с высокой вероятностью формироваться планеты.
Это облако под действием собственной гравитации начнет сжиматься. При этом процесс сжатия рано или поздно окажется неравномерным - случайные колебания плотности облака приведут к тому, что оно начнет сжиматься вокруг более плотных участков, разделяясь на сжимающиеся фрагменты. Фрагменты будут сжиматься все сильнее, при сжатии начнут нагреваться (по закону Клапейрона) - и, в конце концов, учитывая что массы этих фрагментов по расчетам будут очень большими, нагрев в их центрах, где давление окажется очень большим, станет таким сильным, что в центре фрагментов начнутся термоядерные реакции, и бывшие фрагменты облака, сжавшиеся в плотные газовые шары, превратятся в звезды. При этом надо иметь в виду, что, если фрагмент относительно невелик, рано или поздно он прекратит сжиматься, потому что его массы (и тяготения) не хватит, чтобы преодолеть силу давления в его центральной части, растущую одновременно с температурой. Так что слишком малые фрагменты ни во что не сожмутся - а если фрагмент слишком велик, то он либо успеет распасться на части, либо с ростом температуры его на эти части разорвет. Поэтому фрагменты превращаются в звезды не слишком маленьких и не сверхбольших размеров (как раз тех, которыми и бывают звезды).
Такова в самом общем и примитивном описании картина появления звезд...
Теперь - о деталях.
Деталь первая. Эта картина не учитывает того, что при сжатии фрагмент облака - будущая звезда - не просто нагревается все сильнее, - будь так, звезды бы вообще в подавляющем большинстве не формировались, ибо нагрев и рост давления остановили бы сжатие облака еще до начала термоядерных реакций - но и теряет тепло. А значит, давление в нем падает, и он может сжиматься еще сильнее. И чем лучше теплоотдача, тем меньший фрагмент первичного облака может сжаться до состояния звезды. В самом деле, если теплоотвод слабый, то при сжатии температура и давление являются высокими, и нужна очень большая масса фрагмента, чтобы тяготение преодолело давление и все же "дожало" сжимающийся фрагмент до стадии звезды. А вот если теплоотвод хороший, при сжатии фрагмента облака давление растет медленно, и даже фрагмент небольшой массы может сжаться достаточно сильно, превратившись в звезду.
Разумеется, если теплоотвод был бы слишком хорош, то сжимаясь, фрагмент облака вообще бы не нагрелся, так и не став звездой и превратившись в черную дыру, но такого теплоотвода газ не обеспечит.
Отсюда вывод - чем лучше происходит теплообмен в газовом облаке, тем лучше от сжимающихся фрагментов облака отводится тепло, препятствующее сжатию, а значит, тем меньшие звезды могут из него родиться.
А теперь начинается интересное. Теплообмен в газовом облаке существенно зависит от его состава. И если оно состоит только из водорода и гелия (а именно из этих веществ состояла Вселенная после рождения), то он весьма слаб. А вот если к нему добавить даже немного кислорода и углерода, то эффективность теплообмена весьма существенно растет.
А это означает, что первые звезды, появлявшиеся в водородно-гелиевой Вселенной, не имевшей кислорода, углерода и других металлов, могли рождаться только большими. Очень большими. Массами в двадцать-пятьдесят-сто и более масс Солнца. Я об этом упоминал, но не рассказывал о причине.
Это - звезды первого поколения, называемые еще третьим типом звездного населения.
Напрямую они никогда не наблюдались, если не считать намека на их существование в спектрах самых дальних галактик, и причину этого можно понять, если вспомнить, что массивные звезды живут очень недолго (см. https://atandakil-gunze.dreamwidth.org/4719.html). Через несколько миллионов или десятков миллионов лет после своего рождения звезды первого поколения погибли...
Но их дело не пропало. За время своей бурной жизни столь массивная звезда успевает выработать в своих недрах множество металлов - и кислорода, и углерода, и неона с серой... самые массивные - вплоть до железа. А потом она взрывается как сверхновая, и во время взрыва дополнительно производит тяжелые элементы - вплоть до урана и далее... И все это в значительной степени выбрасывается в космическое пространство, и там образует новые газовые облака. А вот уж из этих, обогащенных металлами газовых облаков, затем вполне могут образовываться звезды малых размеров.
Вот они и образовывались. Это - звезды второго поколения (второй тип населения), относительно бедные металлами, но при этом небольшие. Вернее, образовывались всякие, но это было давно - двенадцать-тринадцать миллиардов лет назад, так что до наших дней дожили только самые малые из них (которых, замечу,было большинство) - спектральных классов М и, реже, К. Именно из них состоят, преимущественно, старые эллиптические галактики, или шаровые звездные скопления, формирующие гало древних дисковидных галактик (в том числе, нашей), а также балджи этих галактик.
А уж из остатков погибших звезд второго поколения, из которых потом родились звезды третьего (как наше Солнце) и более поздних поколений, позднее формировались диски спиральных и линзовидных галактик. Эти звезды (первого типа населения) имеют уже большую металличность, и именно вокруг них могут с высокой вероятностью формироваться планеты.
