Формирование звезды
![](http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/6/6c/Heic0411a.jpg/300px-Heic0411a.jpg)
Формирование звезды (образование звезды) — начальная стадия
Процесс
![](http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/f/ff/Evolution_of_young_stellar_objects.svg/300px-Evolution_of_young_stellar_objects.svg.png)
Термин «формирование звезды», или «образование звезды» относят к процессу возникновения одиночной звезды, в то время как «звездообразование» обычно означает крупномасштабный процесс появления звёзд в галактике[1]. Тем не менее, иногда звездообразованием называют оба этих процесса[2].
Сжатие молекулярного облака
![](http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/f/f9/Bok_globules_in_IC2944.jpg/300px-Bok_globules_in_IC2944.jpg)
Межзвёздная среда в галактиках состоит в основном из водорода и гелия, по числу атомов этих элементов, соответственно, на 90 % и 10 %. Кроме того, около процента её массы составляет межзвёздная пыль. В большинстве областей температура составляет от 100 до 106 K, а концентрация частиц — от 10−3 до 10 см−3. В межзвёздной среде встречаются гигантские молекулярные облака с массой 105—106 M⊙, температурой от 10 до 100 K и концентрацией от 10 до 100 см−3, которые и становятся областями звездообразования[3][4].
При развитии
Согласно
- ,
где — гравитационная постоянная, — универсальная газовая постоянная. Если выразить , где — плотность облака, получится условие[7]:
- .
Величина называется массой Джинса. Для условий, которые наблюдаются в молекулярных облаках, она составляет 103—105 M⊙. По мере сжатия облако должно уплотняться и нагреваться, но пока облако прозрачно для излучения, нагретый газ и пыль излучают энергию и таким образом охлаждаются[6][8].
По этой причине сжатие происходит с хорошей точностью изотермически. Из-за увеличения плотности облака масса Джинса уменьшается при сжатии, и в облаке выделяются части меньшего размера и массы, которые начинают сжиматься отдельно друг от друга. Этот процесс называется фрагментацией облака звёздообразования, причём фрагментация может происходить многократно, до тех пор, пока облако не станет непрозрачным для собственного излучения, что значительно замедлит процесс охлаждения и остановит уменьшение массы Джинса. Это объясняет, что звёзды формируются в основном группами. Далеко не всё вещество облака в конечном итоге превращается в звёзды: в среднем, если в звёзды перейдёт более 30 % массы облака, то сформируется гравитационно связанное звёздное скопление, но чаще всего эффективность звездообразования оказывается меньше и образуются звёздные ассоциации[6][9][10].
Кроме того, явление фрагментации объясняет, почему массы звёзд значительно меньше, чем масса Джинса для исходного облака. Минимальная масса облака, способного образоваться в результате фрагментации, составляет порядка 10−2 M⊙. Однако если в веществе облака содержание элементов тяжелее гелия очень мало, то охлаждение идёт гораздо менее эффективно, и облако фрагментируется гораздо слабее. Считается, что именно по такому сценарию формировались самые первые звёзды из вещества, образовавшегося при первичном нуклеосинтезе: эти звёзды должны были иметь массы в основном не менее 100 M⊙ и существовать очень короткий срок[6][9][11].
Облака, которые уже начали сжиматься, часто наблюдаются как
Стадия протозвезды
![](http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/6/6b/Protostar_structure.svg/300px-Protostar_structure.svg.png)
1 — свободно падающее вещество
2 — фотосфера, излучающая в инфракрасном диапазоне
3 — непрозрачная газопылевая оболочка
4 — фронт ударной волны
5 — гидростатически равновесное ядро
Сжатие облака происходит неравномерно, и через некоторое время после начала сжатия в облаке формируется
Аккреция внешних слоёв продолжается, а падающее на ядро со скоростью 15 км/с вещество образует
У протозвёзд достаточно большой массы возрастающее давление излучения и звёздный ветер сдувают часть вещества оболочки, при этом может образоваться объект Хербига — Аро[10][15][17]. Кроме того, у протозвезды ещё может остаться протопланетный диск, состоящий из вещества, которое не аккрецировало на звезду; он впоследствии может эволюционировать в планетную систему[14][18]. Процесс формирования планет наблюдается, например, у звезды HL Тельца[19].
![](http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/9/9d/HL_Tau_protoplanetary_disk.jpg/300px-HL_Tau_protoplanetary_disk.jpg)
Стадия звезды до главной последовательности
![](http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/b/bd/PMS_evolution_tracks-ru.svg/300px-PMS_evolution_tracks-ru.svg.png)
Протозвёзды, у которых уже закончилась аккреция оболочек, иногда выделяются в отдельный тип:
Положение протозвезды на этом этапе можно отметить на Диаграмме Герцшпрунга — Рассела: протозвезда, имеющая низкую температуру и высокую светимость, находится в её верхней правой части. Пока в звезде не начались термоядерные реакции и она выделяет энергию за счёт гравитационного сжатия, она медленно движется к главной последовательности[14][9][15].
Так как эти тела поддерживаются собственным давлением, они сжимаются гораздо медленнее, чем на предыдущей стадии, — в тепловой
Существует качественное различие между протозвёздами разной массы: протозвёзды с массой менее 3
.В 1961 году Тюсиро Хаяси (Хаяши) показал, что если весь объём звезды занимает конвективная зона, то при медленном сжатии её температура практически не меняется, а светимость падает — это соответствует движению текущего положения звезды вертикально вниз на диаграмме, и такой путь звезды принято называть треком Хаяши. Звёзды с массами в диапазоне от 0,3—0,5 M⊙ (по разным оценкам) до 3 M⊙ в течение сжатия перестают иметь конвективные слои и в какой-то момент сходят с трека Хаяши, в то время как звёзды с массами менее 0,3—0,5 M⊙ находятся на треке Хаяши на протяжении всего времени сжатия[9][25][26].
После схода с трека Хаяши (для звёзд промежуточной массы) или с самого начала медленного сжатия (для массивных звёзд) звезда перестаёт быть конвективной и при сжатии начинает нагреваться, при этом светимость меняется незначительно. Это соответствует движению влево на диаграмме, и эта часть пути называется треком Хеньи[25][26][27].
В любом случае, в ходе сжатия температура в центре звезды возрастает, и в ядре звезды начинают протекать термоядерные реакции — у звёзд малой и средней массы спустя некоторое время после начала сжатия, а у звёзд с массой более 8 M⊙ — ещё до того, как прекратится аккреция[28]. На ранних этапах это превращение лития и бериллия в гелий, и эти реакции производят меньше энергии, чем излучает звезда. Сжатие продолжается, но доля термоядерных реакций в выделении энергии увеличивается, ядро продолжает нагреваться, и когда температура достигает 3—4 миллионов K, начинается превращение водорода в гелий в p-p цикле[13].
В некоторый момент, если звезда имеет массу больше 0,07—0,08 M⊙, выделение энергии за счёт термоядерных реакций сравнивается со светимостью звезды и сжатие прекращается — этот момент считается моментом окончания формирования звезды и её перехода на главную последовательность. Если звезда имеет массу менее этого значения, то в ней тоже какое-то время могут идти термоядерные реакции, однако вещество звезды в ядре становится вырожденным раньше, чем прекращается сжатие, поэтому термоядерные реакции никогда не становятся единственным источником энергии, а сжатие не прекращается. Такие объекты называются коричневыми карликами[9][29][30].
История изучения
Первые научно обоснованные идеи о формировании звёзд были сформулированы в 1644 году Рене Декартом, который полагал, что звёзды и планеты формируются при вихревом движении межзвёздной среды[2][31].
В 1692 году
В течение следующих двух веков постепенно накапливалась наблюдательная информация о различных туманностях, которую учёные пытались свести в единую теорию. Так, например,
Следующий важный шаг в развитии теории формирования звёзд сделал
При этом процессы, происходящие в межзвёздных облаках при формировании, ещё не были достаточно хорошо изучены. Близкое к современному представление о протозвёздах появилось благодаря Тюсиро Хаяси, который занимался моделированием протозвёзд и в 1966 году опубликовал статью, подробно описывающую эти объекты[34]. В дальнейшем основные идеи практически не менялись, но теория дорабатывалась: например, Ричард Ларсон значительно уточнил некоторые значения параметров протозвёзд во время их эволюции[35][36].
Звёзды на ранних стадиях формирования не наблюдались до конца 1980-х годов — основную трудность составляло то, что протозвёзды изначально скрыты за плотной газопылевой оболочкой. Кроме того, сама оболочка излучает в основном в
До середины 1990-х годов была актуальна проблема молекулярных облаков большой массы, в которых нет никаких признаков образования звёзд. Классическим объяснением этого было вмороженное магнитное поле, препятствующее коллапсу в течение длительного времени. В дальнейшем выяснилось, что практически во всех массивных облаках есть признаки формирования звёзд, но появилась другая проблема, в некотором смысле обратная: процессы звездообразования наблюдаются даже в облаках, в которых большая часть водорода находится в атомарном виде. Она может быть объяснена в предположении, что молекулярные облака не существуют в течение длительного времени, а за небольшой срок образуются при столкновениях потоков вещества, где в них быстро образуются звёзды[41].
Примечания
- ↑ Засов, Постнов, 2011, pp. 153—158, 404—405.
- ↑ 1 2 3 ЗВЕЗДООБРАЗОВА́НИЕ : [арх. 15 июня 2022] / Б. М. Шустов // Железное дерево — Излучение. — М. : Большая российская энциклопедия, 2008. — С. 329-330. — (Большая российская энциклопедия : [в 35 т.] / гл. ред. Ю. С. Осипов ; 2004—2017, т. 10). — ISBN 978-5-85270-341-5.
- ↑ Кононович, Мороз, 2004, с. 386—387.
- ↑ Salaris, Cassisi, 2005, p. 106.
- ↑ Section X, Stellar Evolution (англ.). Lectures. University of New Hampshire Experimental Space Plasma Group. Дата обращения: 4 февраля 2021. Архивировано 19 августа 2019 года.
- ↑ 1 2 3 4 Кононович, Мороз, 2004, с. 387.
- ↑ 1 2 Salaris, Cassisi, 2005, p. 107.
- ↑ Salaris, Cassisi, 2005, pp. 107—108.
- ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 Сурдин В. Г., Ламзин С. А. Протозвёзды. Где, как и из чего формируются звёзды. От облака к звезде . Астронет (1992). Дата обращения: 4 февраля 2021. Архивировано 23 сентября 2015 года.
- ↑ Encyclopedia Britannica. Encyclopedia Britannica Inc.. Дата обращения: 4 февраля 2021. Архивировано6 мая 2021 года.
- ↑ Salaris, Cassisi, 2005, pp. 107—110.
- ↑ Кононович, Мороз, 2004, с. 390—391.
- ↑ 1 2 Karttunen et al., 2007, p. 244.
- ↑ 7 апреля 2021 года.
- ↑ 1 2 3 4 Сурдин В. Г., Ламзин С. А. Протозвёзды. Где, как и из чего формируются звёзды. Что же такое протозвёзды? Астронет (1992). Дата обращения: 18 февраля 2021. Архивировано 6 марта 2012 года.
- ↑ 1 2 Эволюция звезд . Кафедра астрономии и космической геодезии. Томский государственный университет. Дата обращения: 5 февраля 2021. Архивировано 13 июля 2018 года.
- ↑ David Darling. Herbig-Haro object (англ.). The Internet Encyclopedia of Science. Дата обращения: 4 февраля 2021. Архивировано 29 апреля 2021 года.
- ↑ Кононович, Мороз, 2004, с. 356—358.
- European Southern Observatory. Дата обращения: 26 февраля 2021. Архивировано5 марта 2021 года.
- ↑ RG Research: Young Stellar Objects . www.cfa.harvard.edu. Дата обращения: 29 января 2021. Архивировано 24 ноября 2017 года.
- ↑ Кононович, Мороз, 2004, с. 393—394.
- ↑ Karttunen et al., 2007, p. 243.
- 26 февраля 2008 года.
- ↑ Кононович, Мороз, 2004, с. 399.
- ↑ 1 2 Darling D. Henyey track . The Internet Encyclopedia of Science. Дата обращения: 4 февраля 2021. Архивировано 29 января 2010 года.
- ↑ Oxford University Press. Дата обращения: 4 февраля 2021. Архивировано15 июля 2021 года.
- ↑ Henyey L. G.; Lelevier R.; Levée R. D. The early phases of stellar evolution (англ.) // Lectures. — San Francisco: The Astronomical Society of the Pacific, 1955. Архивировано 8 октября 2020 года.
- 13 июля 2019 года.
- 7 октября 2019 года.
- ↑ Кононович, Мороз, 2004, с. 398.
- ↑ Сурдин В. Г., Ламзин С. А. Протозвёзды. Где, как и из чего формируются звёзды. Возрождение интереса к звёздам . Астронет. Дата обращения: 5 февраля 2021. Архивировано 1 декабря 2020 года.
- ↑ 1 2 Сурдин В. Г., Ламзин С. А. Протозвёзды. Где, как и из чего формируются звёзды. От Ньютона до Джинса . Астронет. Дата обращения: 5 февраля 2021. Архивировано 1 декабря 2020 года.
- ↑ Сурдин В. Г., Ламзин С. А. Протозвёзды. Где, как и из чего формируются звёзды. От Джинса до наших дней . Астронет. Дата обращения: 5 февраля 2021. Архивировано 28 ноября 2020 года.
- .
- ↑ Сурдин В. Г., Ламзин С. А. Протозвёзды. Где, как и из чего формируются звёзды. Что же такое протозвёзды? Астронет (1992). Дата обращения: 5 февраля 2021. Архивировано 6 марта 2012 года.
- 10 сентября 2020 года.
- NASA. Дата обращения: 18 февраля 2021. Архивировано13 ноября 2020 года.
- ↑ Сурдин В. Г., Ламзин С. А. Протозвёзды. Где, как и из чего формируются звёзды. Звёзды типа T Тельца . Астронет (1992). Дата обращения: 18 февраля 2021. Архивировано 23 сентября 2015 года.
- ↑ Herschel Orion Protostars Survey SED Fits Catalog Definitoins . irsa.ipac.caltech.edu. Дата обращения: 18 февраля 2021. Архивировано 14 апреля 2021 года.
- .
- ↑ Рождение звезд: от водорода до звездных ассоциаций . ПостНаука. Дата обращения: 18 февраля 2021. Архивировано 22 января 2021 года.
Литература
- Засов А. В., Постнов К. А. Общая астрофизика. — 2-е изд. испр. и дополн. — Фрязино: Век 2, 2011. — 576 с. — ISBN 978-5-85099-188-3.
- Кононович Э. В., УРСС, 2004. — 544 с. — ISBN 5-354-00866-2.
- Salaris M., Cassisi S. Evolution of Stars and Stellar Populations. — Chichester: John Wiley & Sons, 2005. — 388 p. — ISBN 978-0-470-09219-X.
- Karttunen H., Kroger P., Oja H., Poutanen M., Donner K. J. Fundamental Astronomy. — 5th Edition. — Berlin, Heidelberg, N. Y.: Springer, 2007. — 510 p. — ISBN 978-3-540-34143-7.
Эта статья входит в число хороших статей русскоязычного раздела Википедии. |