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 квадратный сантиметр и состоит как правило на 70% 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 снатиметр квадратный, в 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 половина 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 звезд. 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 сжатие молекулярного облака, а именно столкновение двух или более облаков или же спусковым крючком может послужить 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 спровоцировать столкновения 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 звездообразования. Кроме того, ослабление струи может инициировать звездообразование, когда оно сталкивается 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, служащие в качестве звездных эмбрионов[20].

Вместе с процессом разрушения облака происходят эффекты турбулентности, макроскопические потоки, вращения, магнитное поле и облака геометрии[21][22]. Как вращение и магнитные поля могут мешать 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 нагреванию температуры до температуры 60-100 К и данные частицы излучают в длинноволновом спектре части инфракрасной области, где облако прозрачно. Таким образом, пыль способствует дальнейшему распаду облака[24].

Во время сжатия, плотность облака увеличивается ближе к центру и становится оптически непрозрачным при достижении около 10−13 грамм на квадратный 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 сердечник.

Составное изображение молодых звезд, вокруг молекулярного облака в созвездии Цефей
Часть сложной сети, состоящеий 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 2 молекулы[25], это сопровождается ионизацией атомов водорода и гелия. Эти процессы поглощения энергии сжатия на долгие сроки, сопоставимые с периодом распада в свободном падении скорости[26]. Когда плотность падающей материи составляет порядка 10−8 грамм на см³, она достигает достаточной прозрачности, чтобы позволять высвобождаться излучаемой протозвездой энергии. Сочетание конвекции и внутри протозвезды излучения её внешней части способствует дальнейшему процессу сжатия звёздной материи. Это продолжается до тех пор, пока газ сохраняет достаточно высокую температуру для внутреннего давления и таким образом препятствует дальнейшему гравитационному коллапсу, данное явление называется гидростатическое равновесие. Молодая Когда небесное тело находится на завершающем этапе образования, оно уже называется протозвездой[2].

Рождение протозвезды также сопровождается и образованием околозвёздного диска, которое также служит в качестве своеобразного резервуара, способствующего дальнейшему формированию звезды. В частности когда масса и температура звезды достегают определённых отметок, сила гравитации провоцирует процесс слияния звезды и диска, материя диска «дождём» обрушивается на поверхность звезды. В этой стадии биполярного струи так называемые Объекты Хербига — Аро — небольшие участки туманностей, являющиеся результатом скопления избыточной энергии в звезде, что в результате приводило в выталкиванию определённой массы материи звезды.

Когда процесс роста звезды за счёт окружающих газа и пыли прекращается, то небесное тело 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 продолжает сжиматься в соответствии с треком Хеньи и нагреваться до тех пор, пока не начинается горение водорода[28].

С того момента, как в ядре звезды начинает гореть водород, она уже считается полноценной звездой. В научной среде точный этап эволюции протозвезды составили с учётом массы её материи в одну звёздную массу, таким образом процесс образование крупнейшей звезды может сопровождаться более более коротким промежутком времени и 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 что это за счёт этого излучение могло остановить процесс дальнейшего сжатия со массивных протозвёзд и предотвращать формирование звезд с массами больше, чем несколько десятков солнечных масс. Однако недавние исследования показали, что радиационная енергия может высвобождаться в виде мощных струй, способствуя очищению поверхности протозвезды и позволяя ей в дальнейшем 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]