Процесс рождения и эволюция звезд

Содержание

 

Введение

Постоянство и непознаваемость  звёзд наши предки считали непременными условиями существования мира. Древние египтяне полагали, что, когда люди разгадают природу звёзд, наступит конец света. Другие народы верили, что жизнь на Земле прекратится, как только созвездие Гончих Псов догонит Большую Медведицу. Наверное, для них очень важно было сознавать, что в этом неверном и изменчивом мире остаётся что-то неподвластное времени.

Неудивительно, что любые изменения в мире звёзд издавна считались предвестниками значительных событий. Согласно Библии, внезапно вспыхнувшая звезда возвестила миру о рождении Иисуса Христа, а другая звезда – Полынь – будет знаком конца света.

Изучение звёзд было вызвано потребностями материальной жизни общества (необходимость ориентировки при путешествиях, создание календаря, определение точного времени).

В начале XX в., особенно после 1920, произошёл переворот в научных представлениях о звёздах. Их начали рассматривать как физические тела; стали изучаться структура звезды, условия равновесия их вещества, источники энергии. Этот переворот был связан с успехами атомной физики, которые привели к количественной теории звёздных спектров, и с достижениями ядерной физики, давшими возможность провести аналогичные расчёты источников энергии и внутреннего строения звезды. В середине 20 в. исследования звёзд приобрели ещё большую глубину в связи с расширением наблюдательных возможностей и применением электронных вычислительных машин. Большие успехи были достигнуты также в изучении процессов переноса энергии в фотосферах звёзд и в исследованиях структуры и динамики звёздных систем.

Всё вышеперечисленное  свидетельствует о том, что данная тема является актуальной и в наши дни, т.к. с каждым годом инвестиции в область астрономии и астронавтики всех мировых стран – лидеров растут.

Целью курсовой работы является изучение процессов рождения и эволюции звезд.

В процессе написания работы решались следующие задачи:

  1. рассмотреть механизм образования и эволюции звёзд;
  2. изучить происхождение звёзд;
  3. проанализировать эволюцию звёзд.

Предметом курсовой работы является процессы рождения и эволюции звёзд, объектом - крупные космические объекты.

 

I. ТЕОРЕТИЧЕСКАЯ ЧАСТЬ

1.1 Основные наблюдательные характеристики звёзд

… Ничего нет более  простого, чем звезда…

(А.С. Эддингтон)

 

Один из основателей  современной теории звездной эволюции проф. М. Шварцшильд. В своей книге «Строение и эволюция звезд» Шварцшильд высказал очень  глубокую мысль:  «Если  Вселенная  управляется  простыми  универсальными  законами,  то  разве  чистое  мышление оказалось бы не способным открыть эту совокупность законов? Тогда не нужно было бы опираться на наблюдения, которые приходится производить с таким трудом.

Хотя  законы,  которые  мы  стремимся  открыть,  быть  может,  и совершенны,  но  человеческий разум далек от совершенства: представленный самому себе он склонен заблуждаться,  чему мы видим печальное подтверждение среди бесчисленных примеров прошлого. Действительно, мы очень редко упускали возможность впасть в заблуждение; только новые,  полученные из наблюдений данные, с трудом отвоеванные у природы, возвращали нас на правильный  путь.  В  теории  эволюции  звезд  они  особенно  необходимы,  чтобы  двигаться  вперед, не впадая в серьезные ошибки» [17]…

Поколения астрономов кропотливо собирали огромный фактический материал, касающийся самых разнообразных  характеристик звезд. Какие же из этих характеристик можно получить из анализа результатов наблюдений?

Прежде всего, надо понять, что звезды, за редчайшими исключениями, наблюдаются как  «точечные»  источники  излучения.  Это  означает,  что  их  угловые  размеры  ничтожно  малы. Угловые размеры этого диска редко бывают меньше одной секунды дуги, между тем как даже для  ближайших звезд они должны были быть меньше сотой доли секунды дуги.

Таким образом, звезда даже в самый большой телескоп не может  быть, как говорят астрономы, «разрешена».  Это  означает,  что  мы  можем  измерять  только потоки  излучения  от  звезд  в  разных  спектральных  участках.

Одни звезды кажутся  нам более яркими, другие более  слабыми. Но это еще не говорит  об истинной мощности излучения звезд, так как они находятся на разных расстояниях. Таким образом, видимая звездная величина сама по себе не может быть характеристикой звезды, поскольку зависит от расстояния. Истинной характеристикой служит светимость, то есть полная энергия, которую излучает звезда в единицу времени. Светимости звезд крайне разнообразны. У одной из звезд-гигантов - S Золотой Рыбы - светимость в 500000 раз больше солнечной, а светимость самых слабых звезд-карликов примерно во столько же раз меньше [18].

«Характеристикой светимости является так называемая абсолютная величина звезды. Видимая звездная величина зависит, с одной стороны, от ее светимости и цвета, с другой - от расстояния до нее. Если отнести какую-либо звезду на условное стандартное расстояние 10пс, то ее величина будет называться «абсолютной». Поясним это примером. Если видимая (относительная) звездная величина Солнца (определяемая потоком излучения от него) равна -26.8, то на расстоянии 10пс (которое приблизительно в 2 млн. раз больше истинного расстояния от Земли до Солнца) его звездная величина будет около +5. На таком расстоянии наше дневное светило казалось бы звездочкой, едва видимой невооруженным глазом (напомним, что самые слабые звезды, видимые невооруженным глазом, имеют величину +6). Звезды высокой светимости имеют отрицательные абсолютные величины, например -7, -5. Звезды низкой светимости характеризуются большими положительными значениями абсолютных величин, например +10, +12 и т.д.

Если известна абсолютная звездная величина, то можно вычислить  светимость любой звезды по формуле:

 

lg L = 0,4(M-Mс),     (1.1)

 

где: L - светимость звезды, M - ее абсолютная звездная величина, а

Mс- абсолютная звездная величина Солнца»[7].

Исключительно богатую  информацию дает изучение спектров звезд. Уже давно спектры подавляющего большинства звезд разделены  на  классы. Последовательность спектральных классов обозначается буквами  О,  В,  A,  F,  G,  К,  М.  Существующая  система  классификации  звездных  спектров

настолько точна, что  позволяет определить спектр с точностью  до одной десятой класса. Например, часть последовательности звездных спектров между классами В и А обозначается как В0, В1 . . . В9, А0 и т. д. Спектр звезд в первом приближении похож на спектр излучающего «черного» тела с некоторой температурой T . Эти температуры плавно меняются от 40—50 тысяч кельвинов у звезд класса О до 3000 кельвинов у звезд спектрального класса М. В соответствии с этим основная часть излучения звезд спектральных классов О  и  В  приходится  на  ультрафиолетовую  часть  спектра,  недоступную  для  наблюдения  с поверхности Земли. Однако в последние годы были запущены специализированные искусственные спутники Земли; на их борту были установлены телескопы, с помощью которых оказалось возможным исследовать и ультрафиолетовое излучение звезд [19].

Характерной особенностью звездных спектров является еще наличие у них огромного количества линий поглощения, принадлежащих различным элементам, что наглядно представлено на рисунке 1.1.

Рисунок 1.1 – Линии поглощения звездных спектров

 

Тонкий анализ этих линий  позволил получить особенно ценную информацию о природе наружных слоев звезд. Прежде всего, в итоге большой работы удалось выполнить количественный химический  анализ  этих  слоев.

Химический состав наружных слоев  звезд, откуда к нам «непосредственно» приходит их  излучение, характеризуется полным  преобладанием водорода.  На  втором  месте находится гелий,  а обилие  остальных элементов  сравнительно  невелико.  Приблизительно  на каждые  10  000  атомов  водорода  приходится  тысяча  атомов  гелия,  около  десяти  атомов кислорода,  немного  меньше  углерода  и  азота  и  всего  лишь  один  атом  железа.  Обилие остальных  элементов  совершенно  ничтожно.

Хотя химический состав звезд в  первом приближении одинаков, все  же имеются звезды, показывающие определенные особенности в этом отношении. Например, есть звезды с аномально высоким содержанием углерода, или встречаются удивительные объекты с аномально  высоким  содержанием  редких  земель.

Есть звезды, в спектрах которых  обнаружены линии несуществующего  на Земле в «естественном» состоянии элемента технеция. Этот элемент не имеет ни одного устойчивого изотопа. Самый  долгоживущий  изотоп  живет  всего  лишь  около  200  000  лет  —  срок  по  звездным масштабам совершенно ничтожный. Столь удивительная аномалия в химическом составе

должна означать, что  в наружных слоях этих во многом еще загадочных звезд происходят ядерные  реакции,  приводящие  к  образованию  технеция.  Наконец,  известна  звезда,  в  наружных слоях которой гелий представлен  преимущественно в виде редчайшего на Земле изотопа 3Не.

Хорошим индикатором  температуры наружных слоев звезды является ее  цвет. Горячие  звезды  спектральных  классов  О  и  В  имеют  голубой  цвет;  звезды,  сходные  с  нашим Солнцем (спектральный класс которого G2), представляются желтыми; звезды же спектральных  классов К и М — красные.  В астрофизике имеется тщательно разработанная и вполне  объективная  система  цветов.  Она  основана  на  сравнении  наблюдаемых  звездных  величин,  полученных  через  различные  строго  эталонированные светофильтры.  Количественно цвет  звезды  характеризуется разностью ее  величин,  полученных  через два фильтра, один из которых пропускает преимущественно синие лучи («B»), а другой имеет кривую спектральной чувствительности, сходную с человеческим глазом («V »). Техника измерений  цвета  звезд  настолько  высока,  что  по  измеренному  значению  B  - V     можно определить спектр звезды с точностью до подкласса. Для слабых звезд анализ цветов - единственная возможность их спектральной классификации.

Знание спектрального  класса или цвета звезды сразу  же дает температуру ее поверхности.  Так  как  звезды  излучают  приблизительно  как  абсолютно черные тела соответствующей температуры, то мощность, излученная единицей их поверхности, определяется из закона Стефана — Больцмана:

                                        ПВ = σT 4        (1.2)

где  σ = 5,6 · 10 — постоянная Стефана.

Мощность излучения  всей поверхности звезды или ее светимость, очевидно, будет равна:

                                                     L = 4ПR2оT4.   (1.3)

где R — радиус звезды.

Таким образом, для определения  радиуса звезды нужно знать ее светимость и температуру поверхности. Надо сказать,  что речь идет о «болометрической светимости», т. е. мощности излучения во всем диапазоне электромагнитных волн, включая ультрафиолетовые и инфракрасные волны. В свою очередь болометрическая светимость выводится из ее абсолютной болометрической звездной величины. Последняя получается из  «обычной»  абсолютной  величины  путем  прибавления  так  называемой  «болометрической поправки», зависящей только от температуры поверхности звезды.

Еще одна существенная характеристика звезды - ее радиус. Радиусы звезд меняются в очень широких пределах. Есть звезды, по своим размерам не превышающие земной шар (так называемые «Белые карлики»), есть огромные «пузыри», внутри которых могла бы свободно поместиться орбита Марса. Мы не случайно назвали такие гигантские звезды «пузырями». Из того факта, что по своим массам звезды отличаются сравнительно незначительно, следует, что при очень большом радиусе средняя плотность вещества должна быть ничтожно малой. Если средняя плотность солнечного вещества равна 1410 кг/м3, то у таких «пузырей» он может быть в миллионы раз меньше, чем у воздуха. В то же время белые карлики имеют огромную среднюю плотность, достигающую десятков и даже сотен миллионов килограммов на кубический метр.

«Зная эффективную температуру  Т и светимость L, можно вычислить  радиус R звезды по формуле: L=4pR2sT основанной на законе излучения Стефана - Больцмана (s - постоянная Стефана)» [19].

Последняя, самая важная характеристика звезды – масса. Существует не так  уже  много  звезд,  для  которых  имеются  надежные  определения  их  масс.  Последние легче всего  определить, если звезды образуют двойную систему, для которой большая полуось орбиты  a и период обращения  P  известны. В этом случае массы определяются из третьего закона Кеплера, который может быть записан в следующем виде:

                                                                                      (1.4)

где M1  и M2   — массы компонент системы,  G = 6,67 · 10-8 г-1· см3· с-2 — постоянная в  законе  всемирного  тяготения  Ньютона. 

Это уравнение  дает  сумму  масс  компонент системы. Если к тому же известно отношение орбитальных скоростей обеих компонент, то их массы можно определить отдельно. К сожалению, только для сравнительно небольшого количества  двойных  систем  можно  таким  способом  определить  массы  каждой  из  звезд. Для  неотличимых  по  отдельности,  близких  друг  к  другу  звезд  («тесные  пары»)  этого уже   сделать  нельзя.

В  сущности  говоря,  астрономия  не  располагала  и  не  располагает  в  настоящее  время методом прямого и независимого определения массы  изолированной  (т. е. не входящей в состав  кратных  систем)  звезды.  И  это  весьма  серьезный  недостаток  нашей  науки  о  Вселенной.  Если  бы  такой  метод  существовал,  прогресс  наших  знаний  был  бы  значительно

более быстрым. В такой  ситуации астрономы молчаливо принимают, что звезды с одинаковой светимостью и цветом имеют одинаковые массы.

Таким образом , современная астрономия располагает методами определения основных звездных характеристик: светимости, поверхностной температуры (цвета), радиуса, химического состава и массы [19].

1.2 Многообразие мира звёзд

 

Во Вселенной существуем множество различных звезд. Большие и маленькое, горячие и холодные, заряженные и не заряженными. Одной из классификаций звезд является спектральная классификация. Согласно этой классификации звезды относят в тот или иной класс согласно их спектру.

Некоторые звезды не попадают не в один из классов этой таблицы. Такие звезды называют пекулярными. Их спектры не укладываются в температурную последовательность O—B—A—F—G—K—M. Хотя, зачастую такие звезды представляют собой определенные эволюционные стадии вполне нормальных звезд, либо представляют звезды, не совсем характерные для ближайших окрестностей Солнца (бедные металлами звезды, такие как звезды шаровых скоплений и гало Галактики).

Хорошо разобраться  в классификации звезд позволяет  диаграмма Герцшпрунга — Рассела, представленная на рисунке 1.2.

Она показывает зависимость  между абсолютной звездной величиной, светимостью, спектральным классом  и температурой поверхности звезды. Неожиданным является тот факт, что  звезды на этой диаграмме располагаются не случайно, а образуют хорошо различимые участки. Диаграмма предложена в 1910 независимо Э. Герцшпрунгом и Г. Расселом. Она используется для классификации звезд и соответствует современным представлениям о звездной эволюции.

 

Рисунок 1.2 - Диаграмма Герцшпрунга — Рассела

 

Большая часть звезд находится  на так называемой главной последовательности. Существование главной последовательности связано с тем, что стадия горения водорода составляет ~90% времени эволюции большинства звезд: выгорание водорода в центральных областях звезды приводит к образованию изотермического гелиевого ядра, переходу к стадии красного гиганта и уходу звезды с главной последовательности. Относительно краткая эволюция красных гигантов приводит, в зависимости от их массы, к образованию белых карликов, нейтронных звезд или черных дыр.

Находясь на различных стадиях  своего эволюционного развития звезды подразделяются на нормальные звезды, звезды карлики, звезды гиганты. Нормальные звезды, это и есть звезды главной последовательности. К таким, например, относится наше Солнце. Иногда такие нормальные звезды называются желтыми карликами.

Звезды могут наблюдаться красным гигантом в момент звездообразования и на поздних стадиях развития. На ранней стадии развития звезда излучает за счет гравитационной энергии, выделяющейся при сжатии, до того момента пока сжатие не будет остановлено начавшейся термоядерной реакцией. На поздних стадиях эволюции звезд, после выгорания водорода в их недрах, звезды сходят с главной последовательности и перемещаются в область красных гигантов и сверхгигантов диаграммы Герцшпрунга — Рассела: этот этап длится ~ 10% от времени «активной» жизни звезд, то есть этапов их эволюции, в ходе которых в звездных недрах идут реакции нуклеосинтеза.

Звезда гигант имеет сравнительно низкую температура поверхности, около 5000 градусов. Огромный радиус, достигающий 800 солнечных и за счет таких больших размеров огромную светимость. Максимум излучения приходится на красную и инфракрасную область спектра, потому их и называют красными гигантами [14].

Звезды карлики являются противоположностью гигантов и включают в себя несколько различных подвидов:

  1. Белый карлик - проэволюционировавшие звезды с массой не превышающей 1,4 солнечных массы, лишенные собственных источников термоядерной энергии. Диаметр таких звезд может быть в сотни раз меньше солнечного, а потому плотность может быть в 1 000 000 раз больше плотности воды.
  2. Красный карлик — маленькая и относительно холодная звезда главной последовательности, имеющая спектральный класс М или верхний К. Они довольно сильно отличаются от других звезд. Диаметр и масса красных карликов не превышает трети солнечной (нижний предел массы — 0,08 солнечной, за этим идут коричневые карлики).
  3. Коричневый карлик — субзвездные объекты с массами в диапазоне 5—75 масс Юпитера (и диаметром примерно равным диаметру Юпитера), в недрах которых, в отличие от звезд главной последовательности, не происходит реакции термоядерного синтеза c превращением водорода в гелий.
  4. Субкоричневые карлики или коричневые субкарлики — холодные формирования, по массе лежащие ниже предела коричневых карликов. Их в большей мере принято считать планетами.
  5. Черный карлик - остывшие и вследствие этого не излучающие в видимом диапазоне белые карлики. Представляет собой конечную стадию эволюции белых карликов. Массы черных карликов, подобно массам белых карликов, ограничиваются сверху 1,4 массами Солнца [6].

«Если масса звезды в  два раза превышает солнечную, то к концу своей жизни звезда может взорваться как сверхновая, но если масса вещества оставшегося  после взрыва, всё ещё превосходит  две солнечные, то звезда должна сжаться в крошечное плотное тело, так как гравитационные силы всецело подавляют всякое внутреннее сопротивление сжатию. Учёные полагают, что именно в этот момент катастрофический гравитационный коллапс приводит к возникновению чёрной дыры. Они считают, что с окончанием термоядерных реакций звезда уже не может находиться в устойчивом состоянии. Тогда для массивной звезды остаётся один неизбежный путь - путь всеобщего и полного сжатия (коллапса), превращающего её в невидимую чёрную дыру.

Каковы же физические свойства «чёрных дыр» и как учёные предполагают обнаружить эти объекты? Многие учёные раздумывали над этими вопросами; получены кое-какие ответы, которые способны помочь в поисках таких объектов.

Само название - чёрные дыры - говорит о том, что это  класс объектов, которые нельзя увидеть. Их гравитационное поле настолько сильно, что если бы каким-то путём удалось оказаться вблизи чёрной дыры и направить в сторону от её поверхности луч самого мощного прожектора, то увидеть этот прожектор было бы нельзя даже с расстояния, не превышающего расстояние от Земли до Солнца. Действительно, даже если бы мы смогли сконцентрировать весь свет Солнца в этом мощном прожекторе, мы не увидели бы его, так как свет не смог бы преодолеть воздействие на него гравитационного поля чёрной дыры и покинуть её поверхность. Именно поэтому такая поверхность называется абсолютным горизонтом событий. Она представляет собой границу чёрной дыры»[16].

Кроме перечисленных, существует еще несколько продуктов эволюции звезд:

  1. Нейтронная звезда. Звездные образования с массами порядка 1,5 солнечных и размерами, заметно меньшими белых карликов, порядка 10-20 км в диаметре. Плотность таких звезды может достигать 1000 000 000 000 плотностей воды. А магнитное поле во столько же раз больше магнитного поля земли. Такие звезды состоят в основном из нейтронов, плотно сжатых гравитационными силами. Часто такие звезды представляют собой пульсары
  2. Новая звезда. Звезды, светимость которых внезапно увеличивается в 10000 раз. Новая звезда представляет собой двойную систему, состоящую из белого карлика и звезды-компаньона, находящейся на главной последовательности. В таких системах газ со звезды постепенно перетекает на белый карлик и периодически там взрывается, вызываю вспышку светимости.
  3. Сверхновая звезда это звезда, заканчивающие свою эволюцию в катастрофическом взрывном процессе. Вспышка при этом может быть на несколько порядков больше чем в случае новой звезды. Столь мощный взрыв есть следствие процессов, протекающих в звезде на последний стадии эволюции.
  4. Двойная звезда - это две гравитационно связанные звезды, обращающиеся вокруг общего центра масс. Иногда встречаются системы из трех и более звезд, в таком общем случае система называется кратной звездой. В тех случаях, когда такая звездная система не слишком далеко удалена от Земли, в телескоп удается различить отдельные звезды. Если же расстояние значительное, то понять, что перед астрономами двойная звезда удается только по косвенным признакам - колебаниям блеска, вызываемым периодическими затмениями одной звезды другою и некоторым другим.

Различают две группы двойных звезд: оптические и физические. Оптические (визуально-двойные) представляют собой просто случайное соединение двух звезд на одном и том же луче зрения. На самом же деле они могут быть удалены друг от друга на многие парсеки. С течением времени они разойдутся настолько, что не будут представлять собой двойной звезды.

Физические двойные  звезды представляют собой пары звезд, которые фактически находятся близко одна от другой и которые связаны в физические системы взаимным тяготением. Эти звезды представляют большой интерес, так как дают много важного материала для познания природы звезд. Если звезд более двух, то говорят о т.н. кратных системах.

Физически двойные звезды бывают спектрально-двойные и затменные.

Спектрально-двойными называются звезды, двойственность которых обнаруживается исключительно при помощи спектрального  анализа.

Переменные звёзды разделяются на два основных класса: затменные переменные и физические переменные. К первому классу относятся такие переменные, изменение блеска которых происходит, вследствие затмений одной звезды другой и создании при этом различных геометрических эффектов. Затменные переменные есть вместе с тем и двойные звезды (не путать с оптическими двойными, находящимися на большом расстоянии друг от друга). Характерным представителем этого типа звезд является Алголь в созвездии Персея.

Переменные звезды, у  которых изменение блеска обусловливается внутренними процессами, происходящими в самих звездах, называются физическими переменными. Первая переменная открыта еще в 1595 г. – Дивная Кита, амплитуда колебания ее блеска от 2 до 9 звездных величин [14].

Физические переменные разделяются на следующие основные классы:

  1. Пульсирующие звезды – их яркость меняется из-за колебания размеров. Среди пульсирующих звезд выделяют:
  • цефеиды – молодые переменные, имеющие правильную кривую изменения блеска. Это звезды высокой светимости и умеренной температуры – желтые сверхгиганты. Периоды изменения блеска цефеид колеблются в широких пределах от 80 мин. до 45 суток. Долгопериодическими цефеидами называются такие, у которых периоды больше одних суток, короткопериодическими – меньше одних суток;
  • мириды – красные гиганты, меняющие блеск на несколько звездных величин, с периодами в среднем от нескольких месяцев до полутора лет;
  • пульсирующие типа RR Лиры – самые старые звезды, встречаются в шаровых звездных скоплениях, возраст которых свыше 12 млрд. лет.
  1. Взрывные, новоподобные звезды – двойные звездные системы, где расстояние между компонентами ненамного превосходит их размеры. Компонентное вещество с менее плотной звезды перетекает на более плотную (как правило, белый карлик). Обычно приводит к вспышке новой звезды.
  1. Карликовые новые – отмечаются вспышки, но менее масштабные и менее продолжительные, чем у взрывных звезд.
  2. Сверхновые – звезды, переживающие один из последних этапов жизни, катастрофически сжимаются, лишившись основных источников термоядерной энергии.
  3. Орионовые переменные – самые молодые звезды, недавно сформировавшиеся в областях концентрации межзвездного газа.
  4. Переменные типа R Северной Короны – звезды, осуществляющие т.н. «вспышки наоборот». Блеск таких звезд неожиданно падает на несколько звездных величин, а потом медленно, в течение нескольких недель или месяцев восстанавливается.

Также иногда переменные звезды делят на правильные, полуправильные и неправильные переменные, в зависимости от закономерностей колебания.

Некоторым особняком в ряду переменных звезд стоят пульсары (пульсирующие источники радиоизлучения) – нейтронные звезды и черные дыры. Это остатки сверхновых звезд, сжавшиеся до огромной плотности. Притяжение пульсаров не может преодолеть даже испущенный ими самими свет (отсюда название – черные дыры) [8].

Вся вышеперечисленная  классификация говорит о том, что многообразие звёзд во Вселенной неисчерпаемо.

1.3 Процессы образования звёзд

 

Согласно современным  представлениям, звезды возникают в  результате гравитационного сжатия плотных газопылевых облаков с последующим разогревом и зажиганием в них термоядерных реакций. Однако детали этих процессов, а также то, какие условия приводят к рождению того или иного конкретного типа звезд, пока окончательно не выяснены. Наблюдаются как очень старые звезды с возрастом более 12.109 лет, так и очень молодые, кроме того, процесс звездообразования продолжается и в наше время и, в принципе, можно наблюдать протозвезды на очень ранних стадиях их эволюции в состоянии сжимающегося холодного облака.

Согласно гамовской модели БВ все элементы Вселенной образовались в результате термоядерных реакций [10].

При конденсации звезды из облака межзвездных газа и пыли высвобождается гравитационная потенциальная энергия. Часть этой энергии расходуется на излучение, а остальная часть преобразуется в кинетическую энергию конденсирующих атомов, и, таким образом, повышается температура звезды.

При температурах Т ~ 107 К и плотности ~ 100 г/см3 начинаются термоядерные реакции, которые могут идти в зависимости от первоначального состава межзвездной пыли и, следовательно, звезд по двум схемам или цепочкам. Большинство звезд состоит в основном из водорода (60-90% по массе), гелия (10-40%) и тяжелых элементов (0,1-3%). Звезды, в состав которых входят кроме водорода и гелия тяжелые элементы, выброшенные при вспышках так называемых новых или взрывах сверхновых звезд, называются звездами населения I.

Процесс рождения и эволюция звезд