Формирование звезды

Материал из Википедии — свободной энциклопедии
Перейти к: навигация, поиск
Регион образования звёзд N11B, снятый телескопом «Хаббл»

Формирование звезды — процесс, которым плотные части молекулярных облаков коллапсируют в шар плазмы, чтобы сформировать звезду. Эволюция звезды начинается в гигантском молекулярном облаке, также называемом звёздной колыбелью. Большая часть «пустого» пространства в галактике в действительности содержит от 0,1 до 1 молекулы на см³. Молекулярное облако же имеет плотность около миллиона молекул на см³. Масса такого облака превышает массу Солнца в 100 000—10 000 000 раз благодаря своему размеру: от 50 до 300 световых лет в поперечнике.

По мере того, как молекулярное облако вращается вокруг какой-либо галактики, несколько факторов могут вызвать гравитационный коллапс. К примеру, облака могут столкнуться друг с другом, или одно из них может пройти через плотный рукав спиральной галактики. Другим фактором может стать близлежащий взрыв сверхновой звезды, ударная волна которого столкнётся с молекулярным облаком на огромной скорости. Кроме того, возможно столкновение галактик, способное вызвать всплеск звёздообразования, по мере того, как газовые облака в каждой из галактик сжимаются и возбуждаются в результате столкновения.

При коллапсе молекулярное облако разделяется на части, образуя всё более и более мелкие сгустки. Фрагменты с массой меньше ~100 солнечных масс способны сформировать звезду. В таких формированиях газ нагревается по мере сжатия, вызванного высвобождением гравитационной потенциальной энергии, и облако становится протозвездой, трансформируясь во вращающийся сферический объект.

Звёзды на начальной стадии своего существования, как правило, скрыты от взгляда внутри плотного облака пыли и газа. Часто силуэты таких звёздообразующих коконов можно наблюдать на фоне яркого излучения окружающего газа. Такие образования получили название глобул Бока.

Очень малая доля протозвёзд не достигает достаточной для реакций термоядерного синтеза температуры. Такие звёзды получили название «коричневые карлики», их масса не превышает одной десятой солнечной. Такие звёзды быстро умирают, постепенно остывая за несколько сотен миллионов лет. В некоторых наиболее массивных протозвёздах температура из-за сильного сжатия может достигнуть 10 миллионов К, делая возможным синтез гелия из водорода. Такая звезда начинает светиться. Начало термоядерных реакций устанавливает гидростатическое равновесие, предотвращая ядро от дальнейшего гравитационного коллапса. Далее звезда может существовать в стабильном состоянии.

Согласно гипотезе В. А. Амбарцумяна, звезды рождаются группами из сверхплотной материи — протозвезды — при её фрагментации.

Условия образования[править | править вики-текст]

Межзвездные облака[править | править вики-текст]

Изображение телескопа Хаббл, туманность, известная как столпы творения, где идёт процесс формирования звёзд в туманности Орёл

В спиральных галактиках, таких, как Млечный Путь имеются звёзды, компактные звёзды, а также заполняющая пространство межзвёздная среда (МЗС), состоящая из газов и пыли. Плотность пыли может составлять от 10−4 до 106 частиц на кубический сантиметр и состоит как правило на 70% (масс.) из водорода, остальную часть может составлять в основном гелий, также среда содержит в себе относительно небольшую долю тяжёлых элементов, в частности металла, оставшихся после смерти звёзд. Места особенно высокого скопления звёздной пыли называется туманностью[1], где как правило и происходит образование новой звезды[2]. В эллиптических галактиках в отличие от спиральных происходит процесс потери холодных компонентов межзвездной среды в течение примерно миллиарда лет, из-за чего в таких галактиках гораздо реже образуются туманности и лишь посредством столкновения с другой галактикой[3].

В туманностях, где образуются звёзды, водород находится в форме двух соединённых молекул H2, в таких случаях туманность называется молекулярным облаком. Наблюдения свидетельствуют, что в холодных облаках, как правило появляются звёзды с небольшой массой, которые сначала видны в инфракрасном спектре внутри облака, и когда облако рассеивается, то и в видимом спектре. В огромных и более тёплых молекулярных облаках могут образовываться звёзды любых масс[4]. Средняя плотность частиц в огромных облаках составляет 100 частиц на сантиметр кубический во всём облаке, чей диаметр может составлять 100 световых лет, или 9.5×1014 километров, масса звёздной пыли может достигать 6 миллионов солнечных масс ()[5]. Около половины массы материи галактик приходится на молекулярных облака[6]. В Млечном Пути находится 6000 туманностей со средней массой 100,000 M[7], ближайшая известная туманность к солнечной системе — Туманность Ориона, находящаяся на расстоянии 1,300 световых лет[8], однако позже на расстоянии 420 световых лет было обнаружена другая тёмная туманность Ро Змееносца[9].

Помимо основных туманностей, существуют так называемые Глобулы, отличающиеся очень высокой плотностью материи[10], хотя сами по себе глобулы не велики, они могут включать в себя до нескольких солнечных масс [11]. Их можно наблюдать в виде темных облаков на фоне светлых туманностей или звёзд. Примерно половина глобул образовались в процессе звёздообразования[12].

Первая наблюдаемая новорождённая звезда, чей возраст составлял 10 миллионов лет была найдена на расстоянии в 10.4 миллиарда световых лет, когда возраст Вселенной составлял 3.3 миллиарда лет. Также исследования показывают, что звёзды сначала представляют собой сгусток турбулентной газо-богатых веществ и живёт около 500 миллионов лет в течение этого времени может мигрировать в центр галактики[13].

Гравитационный коллапс[править | править вики-текст]

Звездные скопления и область звездообразования в туманности Омега

Межзвездное облако газа остаётся в гидростатическом равновесии до тех пор, пока кинетическая энергия давления газа находится в равновесии с потенциальной энергией внутренних гравитационных сил. Математически это выражается с помощью теоремы вириала, гласящей, что для поддержания равновесия гравитационная потенциальная энергия должна быть равна удвоенной внутренней тепловой энергии[14]. Если облако на столько массивно, что не сможет поддерживаться лишь давлением газа, то подвергается гравитационному коллапсу. Качественно гравитационная неустойчивость вызывается силами тяготения газового облака, которое противодействует давлению газа, что называется неустойчивостью Джинса и также зависит от температуры и плотности облака, которое обычно содержит в себе от тысячи до десятков тысяч солнечных масс. Это совпадает с типичной массой рассеянных звёздных скоплений, которые появились в результате гравитационного коллапса туманных скоплений[15].

Помимо огромной молекулярной массы облака, есть и ряд других причин, способных спровоцировать его сжатие, а именно столкновение двух или более облаков или взрыв сверхновой звезды, чья сила удара от взрыва может вызывать сильные возмущения в материи близ находящихся скоплений[2]. Кроме того, массовые соединения газовых облаков, приводящих к звездообразованию, могут быть спровоцированными столкновением двух или более галактик[16]. Помимо этого подобное столкновение может стать причиной формирования глобулярных кластеров[17].

Сверхмассивная черная дыра в ядре галактики может замедлять темп звездообразования у центра галактики. Черная дыра, будучи аккрецирующей материей, может начать выделять большое количество энергии, испуская сильный ветер через релятивистские струи, что и приводит к ограничению дальнейшего звездообразования, так как массивные черные дыры выкидывают радиочастотные излучающие частицы с околосветовой скоростью, мешающие образованию новых звезд в стареющих галактиках[18], однако, радиоизлучения вокруг струи могут также и вызвать звездообразование. Кроме того, ослабление струи может инициировать звездообразование при столкновении с облаком[19].

При начале коллапса молекулярное облако распадается на меньшие скопления по порядочному поведению, пока осколки не образуют новую звездную массу. В каждом из этих скоплений разрушается материя газа, что приводит к излучению энергии за счет освобождения гравитационной потенциальной энергии. Так как плотность продолжает увеличиваться, массы становятся непрозрачными и постепенно излучают всё меньше высвобожденной энергии. Это повышает температуру массы и препятствует её дальнейшему дроблению. Частицы конденсируются во вращающиеся сферы газа, являющиеся звездными эмбрионами[20].

Вместе с процессом разрушения облака происходят такие явления, как турбулентности, макроскопические потоки, вращения, возникновение магнитного поля и изменения геометрии облака[21][22]. Как вращение, так и магнитные поля могут препятствовать распаду облака. Турбулентность играет важную роль в возникновении фрагментации облака, а в малых масштабах она способствует развалу[23].

Протозвезда[править | править вики-текст]

Звездные ясли в большом магеллановых облаках

Молекулярное облако во время гравитационного коллапса продолжает сжиматься до тех пор, пока не исчезнет гравитационная энергия. Избыточная энергия в основном теряется через излучение. Тем не менее, сжимающееся облако со временем становится непрозрачным для собственного излучения, что приводит к сильному повышению температуры — до 60-100 К. Частицы пыли излучают в длинноволновом инфракрасном спектре в области, где облако прозрачно. Таким образом, пыль способствует дальнейшему распаду облака[24].

Во время сжатия плотность облака увеличивается ближе к центру, и и оно становится оптически непрозрачным при достижении около 10−13 грамм на кубический сантиметр. Место наибольшего скопления массы называется первым гидростатическим ядром, где начинается процесс повышение температуры, определяемой теоремой вириала. Газ падает в сторону непрозрачной области сталкивается с ней и создает ударные волны, дополнительно нагревающие ядро.

Составное изображение молодых звезд, вокруг молекулярного облака в созвездии Цефей
Часть сложной сети, состоящей из газовых облаков и звёздных скоплений в соседней галактике, большом магеллановых облаках

Когда температура ядра достигает примерно 2000 К, начинается процесс разделения водорода, соединённого в молекулы[25]. Этот процесс сопровождается ионизацией атомов водорода и гелия. Процессы поглощения энергии сжатия продолжительны[26]. Когда плотность падающей материи составляет порядка 10−8 грамм на см³, достигается достаточная прозрачность, чтобы высвобождать излучаемую протозвездой энергию. Сочетание конвекции внутри протозвезды и излучения её внешней части способствует дальнейшему процессу сжатия звёздной материи. Это продолжается до тех пор, пока газ сохраняет достаточно высокую температуру для поддержания внутреннего давления и таким образом препятствует дальнейшему гравитационному коллапсу. Данное явление называется гидростатическое равновесие. Когда небесное тело находится на завершающем этапе образования, оно уже называется протозвездой[2].

Рождение протозвезды также сопровождается и образованием околозвёздного диска, который служит своеобразным резервуаром для дальнейшего формирования звезды. В частности, когда масса и температура звезды достигают достаточных отметок, сила гравитации вызывает процесс слияния звезды и диска. Материя диска «дождём» обрушивается на поверхность звезды. В этой стадии формируются биполярные струи, так называемые Объекты Хербига — Аро — небольшие участки туманности, являющиеся результатом скопления избыточной энергии в звезде и последующего выталкивания части массы материи звезды.

Когда процесс роста звезды за счёт окружающих газа и пыли прекращается, она называется «звёздой до главной последовательности» или просто «звездой-PMS». Основным источником энергии данных объектов является процесс гравитационного сжатия, в отличие от сжигания водорода в «зрелых звездах». Процесс сжатия продолжается в соответствии с вертикальным эволюционным треком Хаяши в диаграмме Герцшпрунга — Рассела[27] , пока не достигнет своей точки предела, с последующей фазой сжатия в соответствии с механизмом Кельвина — Гельмгольца. Во второй фазе температура звезды больше не меняется. Если масса звезды выше 0,5 , то она продолжает сжиматься в соответствии с треком Хеньи и нагреваться до тех пор, пока не начинается горение водорода[28].

С момента, когда в ядре звезды начинает гореть водород, она уже считается полноценной звездой. В научной среде этап протозвезды в звездообразовании составлен исходя из массы, равной , таким образом процесс образование крупнейшей звезды может занимать меньший промежуток времени и сопровождаться иными процессами.

В частности, если речь идёт о массивной протозвезде, (с массой выше 8 ), то сильное радиационное излучение препятствует падающей матери[29]. Ранее считалось, что за счёт этого излучение может останавливать процесс дальнейшего сжатия массивных протозвёзд и предотвращать формирование звезд с массами больше, чем несколько десятков солнечных масс. Однако недавние исследования показали, что радиационная энергия может высвобождаться в виде мощных струй, способствуя очищению поверхности протозвезды и позволяя ей продолжать соединяться с материей околозвёздного диска[30][31].

Дальнейшая эволюция звезды изучается в астрономии, как звёздная эволюция.

Протозвезда
PIA18928-Protostar-HOPS383-20150323.jpg
Образование протозвезды — HOPS 383 (2015).

См. также[править | править вики-текст]

Примечания[править | править вики-текст]

  1. O'Dell, C. R. Nebula. World Book at NASA. World Book, Inc.. Проверено 18 мая 2009.(недоступная ссылка)
  2. 1 2 3 Prialnik Dina. An Introduction to the Theory of Stellar Structure and Evolution. — Cambridge University Press. — P. 195–212. — ISBN 0-521-65065-8.
  3. Dupraz, C. (June 4–9, 1990). "The Fate of the Molecular Gas from Mergers to Ellipticals". Dynamics of Galaxies and Their Molecular Cloud Distributions: Proceedings of the 146th Symposium of the International Astronomical Union, Paris, France: Kluwer Academic Publishers. 
  4. Lequeux James. Birth, Evolution and Death of Stars. — World Scientific. — ISBN 978-981-4508-77-3.
  5. Williams, J. P. (2000). "The Structure and Evolution of Molecular Clouds: from Clumps to Cores to the IMF". Protostars and Planets IV. 
  6. Alves, J. Tracing H2 Via Infrared Dust Extinction. — Cambridge University Press. — P. 217. — ISBN 0-521-78224-4.
  7. Sanders, D. B. (1985-02-01). «Giant molecular clouds in the Galaxy. II – Characteristics of discrete features». Astrophysical Journal, Part 1 289: 373–387. DOI:10.1086/162897. Bibcode1985ApJ...289..373S.
  8. Sandstrom, Karin M. (2007). «A Parallactic Distance of Parsecs to the Orion Nebula Cluster from Very Long Baseline Array Observations». The Astrophysical Journal 667 (2): 1161. arXiv:0706.2361. DOI:10.1086/520922. Bibcode2007ApJ...667.1161S.
  9. Wilking, B. A. Star Formation in the ρ Ophiuchi Molecular Cloud // Handbook of Star Forming Regions, Volume II: The Southern Sky ASP Monograph Publications / Bo Reipurth.
  10. Khanzadyan, T. (February 2002). «Active star formation in the large Bok globule CB 34». Astronomy and Astrophysics 383 (2): 502–518. DOI:10.1051/0004-6361:20011531. Bibcode2002A&A...383..502K.
  11. Hartmann Lee. Accretion Processes in Star Formation. — Cambridge University Press. — P. 4. — ISBN 0-521-78520-0.
  12. Smith Michael David. The Origin of Stars. — Imperial College Press. — P. 43–44. — ISBN 1-86094-501-5.
  13. Young Star-Forming Clump in Deep Space Spotted for First Time. Проверено 11 мая 2015.
  14. Kwok Sun. Physics and chemistry of the interstellar medium. — University Science Books. — P. 435–437. — ISBN 1-891389-46-7.
  15. Battaner E. Astrophysical Fluid Dynamics. — Cambridge University Press. — P. 166–167. — ISBN 0-521-43747-4.
  16. Jog, C. J. (August 26–30, 1997). "Starbursts Triggered by Cloud Compression in Interacting Galaxies". Barnes, J. E. Proceedings of IAU Symposium #186, Galaxy Interactions at Low and High Redshift. 
  17. Keto, Eric (December 2005). «M82, Starbursts, Star Clusters, and the Formation of Globular Clusters». The Astrophysical Journal 635 (2): 1062–1076. arXiv:astro-ph/0508519. DOI:10.1086/497575. Bibcode2005ApJ...635.1062K.
  18. Gralla, Meg (September 29, 2014). «A measurement of the millimetre emission and the Sunyaev–Zel'dovich effect associated with low-frequency radio sources». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (Oxford University Press) 445 (1): 460–478. arXiv:1310.8281. DOI:10.1093/mnras/stu1592. Bibcode2014MNRAS.445..460G.
  19. van Breugel, Wil (November 2004). "The Interplay among Black Holes, Stars and ISM in Galactic Nuclei". T. Storchi-Bergmann: 485–488, Cambridge University Press. DOI:10.1017/S1743921304002996. 
  20. Prialnik Dina. An Introduction to the Theory of Stellar Structure and Evolution. — Cambridge University Press. — P. 198–199. — ISBN 0-521-65937-X.
  21. Hartmann Lee. Accretion Processes in Star Formation. — Cambridge University Press. — P. 22. — ISBN 0-521-78520-0.
  22. Li, Hua-bai; Dowell, C. Darren; Goodman, Alyssa; Hildebrand, Roger & Novak, Giles (2009-08-11), "Anchoring Magnetic Field in Turbulent Molecular Clouds", arΧiv:0908.1549 [astro-ph.GA] 
  23. Ballesteros-Paredes, J. Molecular Cloud Turbulence and Star Formation // Protostars and Planets V / Reipurth, B.. — P. 63–80. — ISBN 0-8165-2654-0.
  24. Longair M. S. Galaxy Formation. — 2nd. — Springer. — P. 478. — ISBN 3-540-73477-5.
  25. Larson, Richard B. (1969). «Numerical calculations of the dynamics of collapsing proto-star». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 145: 271. DOI:10.1093/mnras/145.3.271. Bibcode1969MNRAS.145..271L.
  26. Salaris Maurizio. Evolution of stars and stellar populations / Cassisi, Santi. — John Wiley and Sons. — P. 108–109. — ISBN 0-470-09220-3.
  27. C. Hayashi (1961). «Stellar evolution in early phases of gravitational contraction». Publications of the Astronomical Society of Japan 13: 450–452. Bibcode1961PASJ...13..450H.
  28. L. G. Henyey (1955). «The Early Phases of Stellar Evolution». Publications of the Astronomical Society of the Pacific 67 (396): 154. DOI:10.1086/126791. Bibcode1955PASP...67..154H.
  29. M. G. Wolfire (1987). «Conditions for the formation of massive stars». Astrophysical Journal 319 (1): 850–867. DOI:10.1086/165503. Bibcode1987ApJ...319..850W.
  30. C. F. McKee (2002). «Massive star formation in 100,000 years from turbulent and pressurized molecular clouds». Nature 416 (6876): 59–61. arXiv:astro-ph/0203071. DOI:10.1038/416059a. PMID 11882889. Bibcode2002Natur.416...59M.
  31. R. Banerjee (2007). «Massive star formation via high accretion rates and early disk-driven outflows». Astrophysical Journal 660 (1): 479–488. arXiv:astro-ph/0612674. DOI:10.1086/512010. Bibcode2007ApJ...660..479B.

Ссылки[править | править вики-текст]