з зоряним небом (хоча би просто дивитеся на нього час від часу), то у вас, мабуть, уже з’явилася якась улюблена зірка, чи не так? Давайте простежимо її життя – від народження дотепер, а також зазирнемо трохи в майбутнє: що з нею станеться, коли на неї будуть дивитися вже ваші далекі нащадки!
Життя зірки розпочинається у міжзоряній хмарі. Зазвичай хмари, що стають місцем народження зірок, мають досить низькі температури – близько 10–30 К (градусів Кельвіна). Пригадайте, що нуль градусів за шкалою Кельвіна відповідає абсолютному нулю температури (-273,15 °C), а на Землі температури знаходяться в області приблизно 300 К. Описані нами хмари часто називають молекулярними хмарами, бо вони достатньо холодні, щоб дозволити Гідрогену знаходитися в молекулярному стані та у вигляді двохатомних молекул водню Н2. Важливо відзначити, що в молекулярних хмарах реалізуються такі умови, щоб гравітаційне стискання розпочало розігрів та змогло протистояти тепловому розширенню. Саме так і дається «старт» для народження нової зірки.
Хмара водню в сузір’ї Оріона – одна з найпотужніших зон зореутворення. Знімок в інфрачервоних променях
З того часу, як молекулярна хмара починає колапсувати (дуже швидко стискатися), відбувається низка процесів, що насамкінець призводить до народження повноцінної зірки. Спочатку хмара починає нагріватися, що супроводжується активним випромінюванням енергії в інфрачервоному діапазоні. Особливо масивні та яскраві хмари водню, розташовані в сузір’ї Оріона, які світяться в інфрачервоній області спектра.
Із зростанням густини хмари випромінюванню стає все важче і важче покинути її межі. Густина центральних регіонів хмари стає дедалі вищою. Оскільки світло та (особливо!) тепло вже не можуть швидко та повністю покинути хмару, її температура та тиск усередині дуже швидко та драматично зростають. Коли тиск випромінювання починає протистояти гравітаційному стисканню, то згусток молекулярної хмари стає протозіркою.
Протозірка піддається дедалі сильнішому гравітаційному тиску, а протистояти йому продовжує тиск випромінювання, що народжується в її надрах. З цих причин протозірка дуже швидко та сильно розігрівається. Повноцінною зіркою, за сучасними уявленнями, вона стане лише тоді, коли температура в її надрах підніметься до 10 мільйонів кельвінів.
При температурі 10 000 000 К та вище стає можливим процес, завдяки якому зірка зможе існувати протягом багатьох сотень мільйонів років. Цей процес – термоядерні реакції. На момент початку реакцій у надрах зірки сама вона приходить до стану так званої гравітаційної рівноваги – коли гравітаційне стискання ззовні повністю компенсується тиском випромінювання зсередини.
Ядерні процеси, що протікають у надрах зірок – це причина того, що існують відомі нам елементи періодичної системи Менделєєва. Всі вони, за сучасними уявленнями, народилися в надрах зірок або під час космічних катастроф – вибухів Нових та Наднових зірок. Лише трансуранові елементи в природі не зустрічаються, люди отримали їх штучно в потужних прискорювачах.
Коли