арі, також званому зоряної колиски. Велика частина В«порожньогоВ» простору в галактиці насправді містить від 0,1 до 1 молекули на см Ві. Молекулярне хмара ж має щільність близько мільйона молекул на см Ві. Маса такої хмари перевищує масу Сонця в 100 000-10 000 000 разів завдяки своїм розміром: від 50 до 300 світлових років у поперечніке.Пока хмара вільно обертається навколо центру рідної галактики, нічого не відбувається. Однак через неоднорідність гравітаційного поля в ньому можуть виникнути обурення, що призводять до локальних концентрацій маси. Такі обурення викликають гравітаційний коллапсоблака. Один із сценаріїв, що призводять до цього - зіткнення двох хмар. Іншим подією, що викликає колапс, може бути проходженням хмари через щільний рукав спіральної галактики. Також критичним фактором може стати вибух прилеглої наднової зірки, ударна хвиля якого зіткнеться з молекулярним хмарою на величезній швидкості. Крім того, можливе зіткнення галактик, здатне викликати сплеск зореутворення, в міру того, як газові хмари в кожній з галактик стискаються в результаті зіткнення. Загалом, будь-які неоднорідності в силах, що діють на масу хмари, можуть ініціювати процес утворення зірки.
за виниклих неоднорідностей тиск молекулярного газу більше не може перешкоджати подальшому стисненню, і газ починає під дією сил гравітаційного тяжіння збиратися навколо центру майбутньої зірки, в масштабі часу:
В
Наприклад, для Сонця років. З ростом маси зірки зростає тиск і температура в центрі, поки, нарешті, остання не досягає величини 10 мільйонів кельвінів. У цей момент в центрі зірки починаються ядерні реакції, що перетворюють водень в гелій, які підтримують стаціонарний стан знову утворилася зірки мільйони, мільярди або десятки мільярдів років, залежно від маси зірки.
Зірка перетворюється на величезний термоядерний реактор, в якому стійко і стабільно протікає, загалом, та ж реакція, яку людина поки навчився здійснювати тільки в некерованому варіанті - у водневій бомбі. Виділяється при реакції тепло стабілізує зірку, підтримуючи внутрішній тиск і перешкоджаючи її подальшому стисненню. Невелике випадкове посилення реакції злегка В«роздуваєВ» зірку, і відповідне зменшення щільності призводить знову до ослаблення реакції і стабілізації процесу. Зірка В«горитьВ» з майже незмінною яскравістю. p align="justify"> Подальша еволюція зірки залежить від її маси, тому вчені виділяють такі типи зірок:
Молоді зірки малої маси
Молоді зірки малої маси (до трьох мас Сонця), що знаходяться на підході до головної послідовності, повністю конвективних; процес конвекції охоплює всі області світила. Це ще по суті протозірки, в центрі яких тільки-тільки починаються ядерні реакції, і все ви...
