Звездообразование

Источник статьи: Большая российская энциклопедия

ЗВЕЗДООБРАЗОВА́НИЕ – процесс рождения звёзд из галактических газа и пыли. В астрофизике термином «звездообразование» обозначают два вида различающихся масштабами процессов: образование отдельных звёзд и кратных звёздных систем, а также массовое образование звёзд в галактиках. Исследование звездообразования – одна из фундаментальных проблем современной астрофизики.

Область звездообразования NGC 3603 (фото с космического телескопа «Хаббл»).

Образование отдельных звёзд и кратных систем – один из основных элементов теории эволюции звёзд и теории образования планетных систем. Научно обоснованные представления об образовании звёзд (и планетных систем) появились более 350 лет назад, начиная с работ Р. Декарта. Позднее была высказана развёрнутая гипотеза, носящая ныне название гипотезы Канта – Лапласа – Шмидта, о том, что звёзды, а вместе с ними и планетные системы образуются путём сжатия вращающихся газовых облаков. Гипотеза опиралась в основном на теоретические представления и данные наблюдений о современной Солнечной системе. В середине 20 в. В. А. Амбарцумяном были проведены исследования, подтвердившие, что звёзды образуются и в наше время, причём образуются группами. С этого времени для изучения процесса звездообразования привлекаются как теоретические, так и мощные наблюдательные средства.

Процесс образования звезды начинается со сжатия холодного (температура около 10 К) и очень плотного (концентрация свыше 10⁴ частиц/см³) ядра межзвёздного газопылевого облака; в типичном плотном облаке таких ядер может быть много. Эти облака непрозрачны для оптического излучения, и в их недрах создаются благоприятные условия для образования молекул, поэтому их называют молекулярными. Излучение пыли (лежащее в инфракрасном диапазоне) и особенно излучение молекул, таких как CS, NH₃ и др. (миллиметровый диапазон), позволяют проследить картину образования звезды.

Сжатие ядра происходит вследствие гравитационной неустойчивости – тепловая энергия ядра теряется (уходит из облака через излучение пыли и молекул) и не может противодействовать гравитационному сжатию, если масса облака достаточно велика, то есть больше некоторого предела, впервые установленного Дж. Джинсом.

Ядро сжимается неоднородно; сжатие центральной части протекает быстрее, и именно здесь при достижении большой плотности и последующем повышении температуры появляется звезда-зародыш (см. Протозвёзды), окружённая непрозрачной оболочкой («коконом»), продолжающей падать (коллапсировать) на звезду. Масса такой протозвезды растёт, её температура и светимость также возрастают, и звезда начинает активно воздействовать на падающее вещество.

Массивные звёзды [то есть звёзды с массой более нескольких [math]\displaystyle{ M_☉ }[/math] ([math]\displaystyle{ M_☉ }[/math] – масса Солнца)] ионизуют вещество оболочки (в основном это водород). В результате происходит нагрев оболочки, давление в ней возрастает, коллапс вещества останавливается и оболочка начинает расширяться. Такие расширяющиеся ионизованные оболочки называют зонами ионизованного водорода (зонами HII). Есть ещё несколько процессов, ответственных за остановку коллапса. У массивных звёзд это звёздный ветер и давление излучения звезды на пыль. У всех звёзд, начиная с самых ранних стадий их образования, могут развиться так называемые биполярные (т. е. направленные в противоположные стороны) истечения вещества. Такие истечения образуются вследствие сложного взаимодействия гравитационного и магнитного полей и вращения звезды. Наблюдаются истечения двух видов – широкие относительно медленные молекулярные биполярные потоки вещества от звезды и узкие высокоскоростные (более 100 км/с) струи.

Из части вещества коллапсирующей оболочки образуется вращающийся диск. Много молодых звёзд с дисками наблюдается с помощью современных телескопов. Дальнейшая эволюция диска может привести к образованию планетной системы. Если исходный сгусток вращался слишком быстро, из него путём деления может образоваться кратная звёздная система (двойная, тройная и т. д.). По-видимому, почти все звёзды рождаются кратными.

Дальнейшая судьба звезды зависит от её массы. Чем больше масса, тем горячее звезда и тем интенсивнее она излучает. Ядра массой менее 0,08 [math]\displaystyle{ M_☉ }[/math] вообще не становятся звёздами в принятом понимании (температура в их недрах недостаточно высока для протекания ядерных реакций). Такие звёзды называются коричневыми карликами.

Если в молекулярном облаке образуются массивные звёзды, они столь энергично воздействуют на родительское облако, что звездообразование в нём прекращается. По-видимому, самые массивные звёзды (так называемые звёзды населения III типа) образовывались в самом начале формирования галактик или даже ещё раньше. Это были объекты массой в сотни – тысячи солнечных масс; они жили очень короткое время и в их недрах образовались первые тяжёлые (тяжелее гелия) химически элементы (см. Нуклеосинтез). Из вещества этих звёзд образовались впоследствии звёзды населения II типа (старые звёзды с пониженным содержанием тяжёлых элементов, образующие сфероидальную составляющую галактики) и звёзды населения I типа [более молодые, концентрирующиеся в галактическом диске и имеющие нормальный (солнечный) химический состав].

В Галактике в наше время образуется в год несколько звёзд общей массой около 4 [math]\displaystyle{ M_☉ }[/math]. В галактиках со вспышками звездообразования (через такую стадию проходят, вероятно, многие галактики) эта величина в десятки раз выше. Характерной особенностью процесса звездообразования является то, что относительное количество звёзд данной массы описывается степенной функцией (так называемой функцией Солпитера). Естественно, чем меньше масса, тем более многочисленны такие звёзды. Функция Солпитера применима к объектам с массой от 0,1 до 120 [math]\displaystyle{ M_☉ }[/math] и примерно одинакова как для различных областей Галактики, так и для других галактик. Поэтому с её помощью можно описывать и сравнивать историю массового звездообразования в галактиках.

Существование нескольких звёздных населений (с типичными для звёзд каждого населения физическими характеристиками, химическим составом и пространственным распределением) теория объясняет непрекращающимся, но непостоянным во времени рождением звёзд и изменением их свойств со временем. Каждое население, каждое поколение звёзд хранит следы тех условий, которые имели место в период их рождения.

Литература статьи Большой российской энциклопедии

• Сурдин В. Г. Рождение звезд. 3-е изд. М., 2001.
• Smith M. Origin of stars. L., 2004.
• Звездообразование в Галактике и за ее пределами / Под ред. Д. З. Вибе, М. С. Кирсановой. М., 2006.