Почему у звезд столь разные размеры?
Ведь если масса зажигания постоянная и когда они зажгутса то начинают отталкивать в дальнейшим газ то тогда они должны перестать расти а поетому зведы должны быть лиш немного больше лимита зажигания.
Сначало выберите, какой из сценариев образования звезд вам ближе)):
1. ВИХРЕВАЯ ГИПОТЕЗА ЭПИКУРА-ДЕКАРТА
2. АККУМУЛЯТИВНАЯ ГИПОТЕЗА БЕНТЛИ-НЬЮТОНА
3. ДЖИНСОВСКАЯ ТЕОРИЯ ГРАВИТАЦИОННОЙ НЕУСТОЙЧИВОСТИ
4. СОВРЕМЕННАЯ ТЕОРИЯ ГРАВИТАЦИОННОЙ НЕУСТОЙЧИВОСТИ
5. ТЕОРИЯ ПЫЛЕВЫХ КОНДЕНСАЦИЙ
6. ТЕОРИЯ АККРЕЦИИ
7. ТЕОРИЯ ОБЖИМАНИЯ ТЁМНЫХ КОНДЕНСАЦИЙ
8. ТЕОРИЯ ФРАГМЕНТАЦИИ
9. ПАРКЕРОВСКАЯ НЕУСТОЙЧИВОСТЬ
10. ТЕПЛОВАЯ НЕУСТОЙЧИВОСТЬ
11. ИНИЦИИРОВАНИЕ ЗВЕЗДООБРАЗОВАНИЯ УДАРНЫМИ ВОЛНАМИ
Первые три можнно в принципе серьезно не рассматривать, они считаются устаревшими, хотя кто то придерживается и их).
В каждой из теорий свой механизм влияющий на массу образования звезды.
Однозначной теории о размерах звезд, подтвержденной данными и наблюдениями, пока в астрономии нет.
U3Ha4a/\bHo pa3HbIu' xuMu4eckuu' cocTaB... :wink:
Факторы, влияющие на процесс образования звезды:
1. Плотность исходной газовой среды
2. Спектр возмущений плотности
От них зависит характер фрагментации туманности на протозвёзды.
3. Скорость её вращения
4. Замагниченность
Два предыдущих пункта очень сильно замедляют скорость сжатия протозвезды а также сильно меняют характер фрагментации туманности.
5. Металличность (aka "химический состав")
Влияет в основном уже на эволюцию образовавшейся звезды.
см:
http://www.astronet.ru/db/msg/1170612/5lec/node1.html
http://www.astronet.ru/db/msg/1189786/index.html
И иногда беспокойные соседи... (п.11)
ЦитироватьФакторы, влияющие на процесс образования звезды:
1. Плотность исходной газовой среды - "pa3HbIu' химический состав" :wink:
2. Спектр возмущений плотности - "pa3HbIu' химический состав" :wink:
От них зависит характер фрагментации туманности на протозвёзды.
3. Скорость её вращения
4. Замагниченность
Два предыдущих пункта очень сильно замедляют скорость сжатия протозвезды а также сильно меняют характер фрагментации туманности.
5. Металличность (aka "химический состав")
Влияет в основном уже на эволюцию образовавшейся звезды.
см:
http://www.astronet.ru/db/msg/1170612/5lec/node1.html
http://www.astronet.ru/db/msg/1189786/index.html
Не-а, различия в плотности не имеют ничего общего с различиями в металличности.
ЦитироватьНе-а, различия в плотности не имеют ничего общего с различиями в металличности.
A oT 4ero 3aBucuT Плотность исходной газовой среды? :roll:
ЦитироватьA oT 4ero 3aBucuT Плотность исходной газовой среды?[/color] :roll:
Вам сюда: http://www.astronet.ru/db/msg/1170612/4lec/node1.html
Вообще настоятельно рекомендую бумажную версию этой книжки: http://vek2.ru/?mode=book&id=6
ЦитироватьПочему у звезд столь разные размеры?
Ведь если масса зажигания постоянная и когда они зажгутса то начинают отталкивать в дальнейшим газ то тогда они должны перестать расти а поетому зведы должны быть лиш немного больше лимита зажигания.
If an interstellar cloud is massive enough that the gas pressure is insufficient to support it, the cloud will undergo gravitational collapse.
The mass above which a cloud will undergo such collapse is called the Jeans mass. The Jeans mass depends on the temperature and density of the cloud, but is typically thousands to tens of thousands of solar masses.
In so-called triggered star formation, one of several events might occur to compress a molecular cloud and initiate its gravitational collapse. Molecular clouds may collide with each other, or a nearby supernova explosion can be a trigger, sending shocked matter into the cloud at very high speeds.
Finally, galactic collisions can trigger massive starbursts of star formation as the gas clouds in each galaxy are compressed and agitated by tidal forces.
As it collapses, a molecular cloud breaks into smaller and smaller pieces. In each of these fragments, the collapsing gas releases gravitational potential energy as heat. As its temperature and pressure increase, the fragments condense into rotating spheres of gas.
Once the gas is hot enough for the internal pressure to support the fragment against further gravitational collapse (hydrostatic equilibrium), the object is known as a protostar.
Accretion of material onto the protostar continues partially through a circumstellar disc. When the density and temperature are high enough, deuterium fusion begins, and the outward pressure of the resultant radiation slows (but does not stop) the collapse.
Material comprising the cloud continues to "rain" onto the protostar. In this stage bipolar flows are produced, probably an effect of the angular momentum of the infalling material.
The protostar follows a Hayashi track on the Hertzsprung-Russell (H-R) diagram.
Stars of different masses are thought to form by slightly different mechanisms.
The theory of low-mass star formation, which is well-supported by a plethora of observations, suggests that low-mass stars form by the gravitational collapse of rotating density enhancements within molecular clouds.
The collapse of a rotating cloud of gas and dust leads to the formation of an accretion disk through which matter is channeled onto a central protostar.
For stars with masses higher than about 8 solar masses, however, the mechanism of star formation is not well understood.
Massive stars emit copious quantities of radiation which pushes against infalling material. In the past, it was thought that this radiation pressure might be substantial enough to halt accretion onto the massive protostar and prevent the formation of stars with masses more than a few tens of solar masses.
Recent theoretical work has shown that the production of a jet and outflow clears a cavity through which much of the radiation from a massive protostar can escape without hindering accretion through the disk and onto the protostar.
Present thinking is that massive stars may therefore be able to form by a mechanism similar to that by which low mass stars form.
There is mounting evidence that at least some massive protostars are indeed surrounded by accretion disks. Several other theories of massive star formation remain to be tested observationally. Of these, perhaps the most prominent is the theory of competitive accretion, which suggests that massive protostars are "seeded" by low-mass protostars which compete with other protostars to draw in matter from the entire parent molecular cloud, instead of simply from a small local region.
Another theory of massive star formation suggests that massive stars may form by the coalescence of two or more stars of lower mass...