Мир звезд демонстрирует большое разнообразие, признаки которого проявляются уже при взгляде на ночное небо невооруженным глазом. Изучение звезд при помощи астрономических приборов и методов астрофизики позволило определенным образом систематизировать их и благодаря этому постепенно прийти к пониманию процессов, управляющих звездной эволюцией.
В общем случае условия, в которых протекало образование звезды, определяют ее основные характеристики. Эти условия могут быть весьма различны. Однако в целом данный процесс имеет единую природу для всех звезд: они рождаются из диффузного – рассеянного – газопылевого вещества, которым заполнены галактики, путем его уплотнения под действием гравитации.
Состав и плотность галактической среды
Вам будет интересно:Клубов Александр Федорович: биография, боевые вылеты, награды, дата и причина смерти
Относительно земных условий межзвездное пространство – это глубочайший вакуум. Но в галактических масштабах подобная чрезвычайно разреженная среда с характерной плотностью порядка 1 атома на кубический сантиметр – это газ и пыль, причем соотношение их в составе межзвездной среды – 99 к 1.
Вам будет интересно:Мохенджо-Даро и Хараппа: история, оставленный город, древняя цивилизация и теории об исчезновении
Главным компонентом газа является водород (около 90% состава, или 70% массы), есть также гелий (приблизительно 9%, а по массе – 28%) и в малых количествах прочие вещества. Кроме того, к межзвездной галактической среде относят потоки космических лучей и магнитные поля.
Где рождаются звезды
Газ и пыль в пространстве галактик распределены весьма неоднородно. Межзвездный водород, в зависимости от условий, в которых он находится, может иметь разную температуру и плотность: от сильно разреженной плазмы с температурой порядка десятков тысяч кельвин (так называемые зоны HII) до ультрахолодного – всего несколько кельвин – молекулярного состояния.
Области, где концентрация частиц вещества в силу каких-либо причин повышена, называются межзвездными облаками. Наиболее плотные облака, в кубическом сантиметре которых может содержаться до миллиона частиц, образованы холодным молекулярным газом. В них много пыли, поглощающей свет, поэтому их еще именуют темными туманностями. Именно к таким «космическим холодильникам» приурочены места возникновения звезд. С этим явлением связаны также области HII, но непосредственно в них звезды не формируются.
Вам будет интересно:Династия Гогенцоллернов: исторические факты, фото
Локализация и типы «звездных колыбелей»
В спиральных галактиках, в том числе и в нашем Млечном Пути, молекулярные облака располагаются не беспорядочно, а главным образом в пределах плоскости диска – в спиральных рукавах на некотором удалении от галактического центра. В иррегулярных галактиках локализация подобных зон носит случайный характер. Что касается эллиптических галактик, газопылевые структуры и молодые звезды в них не наблюдаются, и принято считать, что данный процесс там практически не идет.
Облака могут представлять собой как гигантские – в десятки и сотни световых лет – молекулярные комплексы со сложной структурой и большими перепадами плотности (например, знаменитое Облако Ориона всего в 1300 световых годах от нас), так и изолированные компактные образования, называемые глобулами Бока.
Условия образования звезды
Рождение нового светила требует непременного развития в газопылевом облаке гравитационной неустойчивости. В силу различных динамических процессов внутреннего и внешнего происхождения (например, различных скоростей вращения в разных областях облака неправильной формы или прохождения ударной волны при взрыве сверхновой по соседству) плотность распределения вещества в облаке колеблется. Но далеко не каждая возникающая флуктуация плотности ведет к дальнейшему сжатию газа и появлению звезды. Противодействуют этому магнитные поля в облаке и турбулентность.
Область повышенной концентрации вещества должна обладать протяженностью, достаточной для того, чтобы гравитация могла противостоять силе упругости (градиенту давления) газопылевой среды. Такой критический размер называется радиусом Джинса (английский физик и астроном, заложивший в начале XX века основы теории гравитационной неустойчивости). Масса, заключенная в пределах джинсовского радиуса, также не должна быть меньше некоторой величины, и эта величина (масса Джинса) пропорциональна температуре.
Понятно, что чем холоднее и плотнее среда, тем меньше критический радиус, при котором флуктуация не сгладится, а продолжит уплотнение. Далее образование звезды протекает в несколько этапов.
Коллапс и фрагментация участка облака
При сжатии газа выделяется энергия. На ранних фазах процесса существенно то, что уплотняющееся ядро в облаке может эффективно остывать за счет излучения в инфракрасном диапазоне, которое осуществляется в основном за счет молекул и пылевых частиц. Поэтому на этом этапе уплотнение идет быстро и становится необратимым: фрагмент облака коллапсирует.
В таком сжимающемся и одновременно охлаждающемся участке, если он достаточно велик, могут возникать новые ядра конденсации вещества, так как с повышением плотности критическая джинсовская масса уменьшается, если не растет температура. Это явление называется фрагментацией; благодаря ему образование звезд чаще всего происходит не поодиночке, а в группах – ассоциациях.
Длительность стадии интенсивного сжатия, согласно современным представлениям, невелика – порядка 100 тысяч лет.
Разогрев фрагмента облака и формирование протозвезды
На некотором этапе плотность коллапсирующей области становится слишком высокой, и она теряет прозрачность, вследствие чего газ начинает нагреваться. Величина массы Джинса возрастает, дальнейшая фрагментация становится невозможной, и сжатие под действием собственной гравитации испытывают только уже сформировавшиеся к этому времени фрагменты. В отличие от предыдущей стадии, из-за неуклонного роста температуры и, соответственно, давления газа данный этап занимает гораздо больше времени – около 50 миллионов лет.
Объект, образующийся в ходе этого процесса, называют протозвездой. Ее отличает активное взаимодействие с остаточным газопылевым веществом родительского облака.
Особенности протозвезд
Рождающаяся звезда стремится сбросить энергию гравитационного сжатия наружу. Внутри нее развивается конвекционный процесс, а внешние слои интенсивно излучают в инфракрасном, а затем и в оптическом диапазоне, разогревая окружающий газ, что способствует его разрежению. Если происходит формирование звезды большой массы, с высокой температурой, она способна практически полностью «расчистить» пространство вокруг себя. Ее излучение будет ионизировать остаточный газ – так образуются области HII.
Изначально родительский фрагмент облака, безусловно, так или иначе, вращался, а при его сжатии в силу закона сохранения момента импульса происходит ускорение вращения. Если рождается звезда, сопоставимая с Солнцем, окружающий газ и пыль будут продолжать падать на нее в соответствии с моментом импульса, и в экваториальной плоскости образуется протопланетный аккреционный диск. Из-за высокой скорости вращения горячий, частично ионизированный газ из внутренней области диска выбрасывается протозвездой в виде полярных струйных течений со скоростью в сотни километров в секунду. Эти струи, сталкиваясь с межзвездным газом, формируют ударные волны, видимые в оптической части спектра. На сегодняшний день таких феноменов – объектов Хербига–Аро – открыто уже несколько сотен.
Горячие протозвезды, близкие по массе к Солнцу (известны как звезды типа T Тельца), демонстрируют хаотические изменения блеска и высокую светимость, связанную с большим радиусом, ведь они еще продолжают сжиматься.
Начало ядерного синтеза. Молодая звезда
Когда температура в центральных областях протозвезды достигает нескольких миллионов градусов, там начинаются термоядерные реакции. Процесс рождения новой звезды на данном этапе можно считать завершившимся. Молодое светило, как говорят, «садится на главную последовательность», то есть вступает в основную стадию своей жизни, в течение которой источником ее энергии является ядерный синтез гелия из водорода. Выделение этой энергии уравновешивает гравитационное сжатие и стабилизирует звезду.
Особенности протекания всех дальнейших этапов эволюции звезд определяются массой, с которой они родились, и химическим составом (металличностью), зависящим в значительной мере от состава примесей элементов тяжелее гелия в исходном облаке. Если звезда достаточно массивна, она переработает часть гелия в более тяжелые элементы – углерод, кислород, кремний и другие – которые по завершении ее жизни войдут в состав межзвездного газа и пыли и послужат материалом для формирования новых звезд.