*На этот раз никаких особых сюрпризов в обстановке класса профессор Эверард готовить не стала. Мало того, плакаты с прошлого урока так и остались висеть нетронутыми.*- Доброе утро. Рассаживайтесь, и начинаем урок.
*Ведьма прошествовала к столу и, убедившись, что все сели и приготовились слушать, начала лекцию.*- Сегодня, ребята, мы продолжаем изучать звезды. И тема нашего занятия…
*Она взмахнула палочкой в сторону доски, после чего на ней проступили крупные печатные буквы.*Цикл жизни звезды
- Разве звезды живые? -
*бесцеремонно спросила с места та самая нахальная ученица. Профессор лишь снисходительно улыбнулась и ответила.*- Вполне естественно, что звёзды – не живые существа, но и они проходят через эволюционные этапы, сходные с рождением, жизнью и смертью. Подобно человеку, звезда на протяжении своей жизни подвергается радикальным изменениям. Но надо отметить, живут они явно подольше – миллионы и даже миллиарды земных лет.
Как рождаются звезды? Изначально, вернее после Большого Взрыва, материя во Вселенной была распределена неравномерно. Звезды начали образовываться в туманностях – гигантских облаках межзвездной пыли и газов, в основном водорода. На эту материю воздействует гравитация, и происходит сжатие части туманности. Тогда образуются круглые и плотные газопылевых облака – глобулы Бока. По мере того, как такая глобула продолжает сгущаться, её масса увеличивается за счет притяжения к себе материи из туманности. Во внутренней части глобулы сила гравитации наиболее сильна, и она начинает разогреваться и вращаться. Это – уже протозвезда. Атомы водорода начинают бомбардировать друг друга и вырабатывают тем самым большое количество энергии. В конце концов температура центральной части достигает температуры порядка пятнадцати миллионов градусов Цельсия, формируется ядро новой звезды. Новорожденная вспыхивает, начинает гореть и светиться. Как долго это будет продолжаться, зависит от того, какова была масса родившейся звезды. То, что я рассказывала на прошлой нашей встрече. -
*Виктория вхмахула палочкой, по зеленой стрелке на все ещё висящей диаграмме Герцшпрунга-Рассела пробежал огонёк.* - Чем масса больше, тем жизнь звезды короче.
Масса… –
*Виктория сделала небольшую паузу и окинула взглядом студентов.* – Кстати говоря, именно от массы зависит, сможет ли протозвезда стать звездой. Согласно расчетам, для того, чтобы это сжимающееся небесное тело превратилось в звезду, его масса должна быть не менее 8% от массы Солнца. Глобула меньших размеров, сгущаясь, будет постепенно охлаждаться и превратится в переходный объект, нечто среднее между звездой и планетой. Такие объекты называются коричневыми карликами.
Планета Юпитер, например, слишком мала для того, чтобы стать звездой. Если бы Юпитер был массивней, возможно, в его недрах начались бы термоядерные реакции, и наша Солнечная система была бы системой двойной звезды. Но это всё лирика…
Итак, основной этап жизни звезды. Большую часть своего существования звезда находится в равновесном состоянии. Сила гравитации стремится сжать звезду, а энергия, высвобожденная в результате протекающих в звезде термоядерных реакций, вынуждает звезду расширятся. Эти две силы создают устойчивое положения равновесия – настолько устойчивое, что звезда так живёт миллионы и миллиарды лет. Эта фаза жизни звезды обеспечивает ей место в главной последовательности. -
*Виктория ещё раз взмахнула палочкой в сторону диаграммы, и маленький огонёк пробежал вдоль полосы главной последовательности.*Идём далее. Старение и смерть звезды. Тут звезды ведут себя не столь одинаково, как новорожденные. Можно сказать, они проявляют свой характер, и обуславливается этот характер массой состарившейся звезды.
*Профессор Эверард взмахнула палочкой, и на доску рядом с доселе висящей диаграммой сам собой прикрепился подпрыгнувший и развернувшийся плакат* - Просияв миллионы лет, крупная звезда, то есть звезда по меньшей мере вшестеро тяжелее Солнца, - начинает выгорать. Когда в ядре заканчивается водород, звезда расширяется и охлаждается, превращаясь в красный сверхгигант. Затем этот сверхгигант будет сжиматься, пока наконец не взорвется чудовищной и драматической сверкающей вспышкой, получившей название сверхновой звезды. Тут надо отметить, что очень массивные голубые сверхгиганты минуют стадию превращения в красный сверхгигант и куда быстрее взрываются сверхновой.
Если оставшееся ядро сверхновой мало, то начинается его катастрофическое сжатие (гравитационный коллапс) в очень плотную нейтронную звезду, а если оно достаточно большое, то будет сжиматься ещё сильнее, образуя чёрную дыру.
Несколько иная кончина у обычной звезды. Такая звезда живёт дольше и умирает более спокойной смертью. Солнце, например, будет гореть ещё пять миллиардов лет, прежде чем в его ядре иссякнет водород. Его внешние слои затем станут расширяться и охлаждаться; образуется красный гигант. В таком виде звезда может просуществовать порядка 100 миллионов лет на гелии, образовавшемся за время жизни в её ядре. Но и гелий выгорает. В довершении всего внешние слои отнесет прочь – они образуют планетарную туманность, а из ядра сожмётся плотный белый карлик. Хотя белый карлик достаточно горяч, в конце концов и он охладится, превратившись в мёртвую звезду, которую называют чёрным карликом.
*Виктория обратила взор на часы с двенадцатью стрелками и двигающимися по кругу планетами вместо цифр.* - Ну что ж, три минуты до конца урока. Записывайте домашнее задание - и можете быть свободны.
