зоряними асоціаціями.
Зазвичай на тлі Чумацького Шляху виділяються лише масивні та яскраві члени асоціації - зірки спектральних класів О і В. Тому такі угруповання іменуються ОВ-асоціаціями. У деяких з них помічені ознаки розширення зі швидкістю 5-10 км/с, яке почалося з самого народження зірок. Причина розширення, ймовірно, в тому, що масивні гарячі зірки відразу після своєї появи розігрівають навколишній газ і виганяють його з області зореутворення. З відходом газу ці області позбавляються 70-95% своєї маси і вже не можуть утримати швидко рухомі зірки, які слідом за газом покидають місце свого народження.
Асоціації недовговічні через 10-20 млн. років вони розширюються до розміру більш 100 пк і їх уже неможливо виділити серед зірок фону. Це створює ілюзію, що асоціації - рідкісні угруповання зірок. У дійсності вони народжуються не рідше скупчень, просто руйнуються швидше.
Як влаштована зірка і як вона проживає
Зірки не залишаться вічно такими ж, якими ми їх бачимо зараз. У Всесвіті постійно народжуються нові зірки, а старі вмирають. Щоб зрозуміти, як еволюціонує зірка, як змінюються з плином часу її зовнішні параметри - розмір, світність, маса, необхідно проаналізувати процеси, що протікають в надрах зірки. А для цього треба знати, як влаштовані ці надра, які їхні хімічний склад, температура, щільність, тиск. Але спостереженнями доступні лише зовнішні шари зірок - їх атмосфери. Проникнути в глиб навіть найближчої зірки - Сонця - ми не можемо. Доводиться вдаватися до непрямих методів: розрахунками, комп'ютерного моделювання. При цьому користуються даними про зовнішні шарах, відомими законами фізики та механіки, спільними як для Землі, так і для зіркового світу.
Умови в надрах зірок значно відрізняються від умов в земних лабораторіях, але елементарні частинки - електрони, протони, нейтрони - там ті ж, що і на Землі. Зірки складаються з тих же хімічних елементів, що і наша планета. Тому до них можна застосовувати значення, отримані в лабораторіях.
Спостереження показують, що більшість зірок стійкі, тобто вони помітно не розширюються і стискаються протягом тривалих проміжків часу. Як стійке тіло зірка може існувати тільки в тому випадку, якщо всі діючі на її речовина внутрішні сили врівноважуються. Які ж це сили? p> Зірка - розпечений газової куля, а основною властивістю газу є прагнення розширитися і зайняти будь наданий йому об'єм. Це прагнення викликане тиск газу і визначається його температурою і щільністю. У кожній точці всередині зірки діє сила тиску газу, яка намагається розширити зірку. Але в кожній точці їй протидіє інша сила - сила тяжіння верхніх шарів, яка намагається стиснути зірку. Проте ні розширення, ні стиснення не відбувається, зірка стійка. Це означає, що обидві сили врівноважують один одного. А так як з глибиною вага вищерозміщених шарів збільшується, то тиск, а, отже, і температура зростають до центру зірки.
Зірка випромінює енергію, вироблювану в її надрах. Температура в зірці розподілена так, що в будь-якому шарі в кожен момент часу енергія, що отримується від нижчого шару, дорівнює енергії, отдаваемой шару Вищерозміщені. Скільки енергії утворюється в центрі зірки, стільки ж має випромінюватися її поверхнею, інакше рівновагу порушиться. Таким чином, до тиску газу додається ще й тиск випромінювання.
Промені, що випускаються зіркою, отримують свою в надрах, де розташовується її джерело, і просуваються через всю товщу зірки назовні, чинячи тиск на зовнішні шари. Якби зоряне речовина була прозорим, то просування це здійснювалося б майже миттєво, зі швидкістю світла. Але воно непрозоро і гальмує проходження випромінювання. Світлові промені поглинаються атомами і знову випускаються вже в інших напрямках. Шлях кожного променя складний і нагадує заплутану зигзагоподібну криву. Іноді він В«БлукаєВ» багато тисяч років, перш ніж вийде на поверхню і покине зірку.
Випромінювання, яка покидає поверхню зірки, якісно (але не кількісно) відрізняється від випромінювання, що народжується в джерелі зоряної енергії. У міру руху назовні довжина хвилі світла збільшується. Поверхня Сонця, наприклад, випромінює в основному світлові та інфрачервоні промені, а в його надрах виникає короткохвильове рентгенівське і гамма-випромінювання. Тиск випромінювання для Сонця і подібних йому зірок становить лише дуже малу частку від тиску газу, але для гігантських зірок воно значно.
Оцінки температури і щільності в надрах зірок отримують теоретичним шляхом, виходячи з відомої маси зірки і потужності її випромінювання, на підставі газових законів фізики і закону всесвітнього тяжіння. Визначені таким чином температури в центральних областях зірок становлять від 10 млн. градусів для зірок легше Сонця до 30 млн. градусів для гігантських зірок. Температура в центрі Сонця - близько 15 млн. градусів. p> При таких температурах речовина в зоряних надрах майже повністю ионизировано. Атоми хімічних е...
