Звездообразование

Формирование звёзд происходит в самых плотных и холодных участках межзвёздной среды — молекулярных облаках, в которых температура может опускаться до 10–20 K, а плотность превышает 103 см−3. Эти облака состоят преимущественно из молекулярного водорода H2, но также содержат гелий, пыль, и следовые количества более тяжёлых молекул (например, CO, NH₃, HCN).

Ключевым параметром, определяющим возможность гравитационного коллапса газа, является масса Джинса, зависящая от температуры T и плотности ρ:

$$ M_J \approx \left( \frac{5k_B T}{G \mu m_H} \right)^{3/2} \left( \frac{3}{4\pi \rho} \right)^{1/2} $$

где μ — средняя молекулярная масса, mH — масса атома водорода. Когда масса облака превышает массу Джинса, начинается самопроизвольный коллапс.

Механизмы запуска звездообразования

Существуют три основных механизма инициирования коллапса:

  • Спонтанное звездообразование — происходит в результате самопроизвольной неустойчивости гравитационного характера;
  • Индуктивное (триггерное) звездообразование — вызывается внешним воздействием, например, ударной волной от сверхновой, давлением фронта ионизации или взаимодействием с другим облаком;
  • Динамическое сжатие, например, при прохождении спиральной плотностной волны в галактике, приводит к сжатию облаков до неустойчивого состояния.

Каждый из этих процессов может привести к фрагментации облака на множество более мелких гравитационно связанных ядер, из которых и формируются отдельные звезды.

Протозвезда и стадии эволюции

После начала коллапса образуется плотное ядро — протозвезда. Процесс звездообразования делится на несколько этапов:

  1. Гравитационный коллапс — происходит быстрое сжатие газа под действием собственной гравитации.
  2. Фаза первого гидростатического ядра — временное состояние равновесия между гравитационным сжатием и давлением газа.
  3. Протозвезда второго типа — образование объекта с температурой в центре, достаточной для ионизации водорода; внутренняя температура превышает 104 K.
  4. Пре-основная последовательность — стадия, на которой объект постепенно сжимается и нагревается, пока не начнётся термоядерный синтез.

Типичная продолжительность этих стадий зависит от массы формирующейся звезды. У более массивных объектов эволюция происходит быстрее.

Аккреция и образование протопланетного диска

Протозвезда продолжает накапливать массу за счёт аккреции вещества из окружающего диска. В результате вращения и сохранения момента импульса часть газа не падает прямо на звезду, а формирует аккреционный диск, в котором может начаться образование планет.

Формирование такого диска обусловлено тем, что даже небольшое начальное вращение молекулярного ядра усиливается при сжатии. Вещество внутри диска медленно спирально опускается к центральному объекту под действием вязкости, турбулентности или магнитного переноса момента.

Кроме того, в аккреционном диске формируются двусторонние коллиматированные джеты — струи плазмы, которые выбрасываются из области полюсов с высокой скоростью и помогают уносить избыток углового момента.

Влияние магнитных полей и турбулентности

Магнитные поля играют важную роль в динамике молекулярных облаков. Они могут препятствовать или замедлять коллапс, а также направлять движение вещества. Мощные магнитные поля способствуют магнитному торможению, передаче момента импульса и формированию жёстких структур внутри облака.

Турбулентность, в свою очередь, оказывает двойственное влияние. С одной стороны, она может стабилизировать облако против гравитационного сжатия, увеличивая кинетическую энергию газа. С другой — создаёт плотные сгустки, в которых локальная масса может превысить массу Джинса, что приводит к фрагментации.

В современных моделях звездообразования обязательно учитываются как магнитные, так и турбулентные процессы.

Массовое распределение формирующихся звёзд

Формирующиеся звёзды имеют различную массу, и наблюдается характерное распределение — функция начальной массы (Initial Mass Function, IMF). Классическая форма, предложенная Салпетером (1955), описывается степенным законом:

$$ \frac{dN}{dM} \propto M^{-\alpha} $$

где α ≈ 2.35 для звёзд массой больше 1M⊙. Для меньших масс функция более пологая, часто описываемая функцией Чабрие (Chabrier IMF), учитывающей избыток маломассивных звёзд.

IMF имеет фундаментальное значение, так как определяет количество светила различного типа, их вклад в светимость и химическое обогащение галактик.

Кластеры и ассоциации

Звёзды чаще всего рождаются не поодиночке, а в составе звёздных скоплений или ассоциаций. Эти структуры возникают в результате фрагментации общего молекулярного облака. Различают:

  • Открытые скопления — гравитационно связанные группы звёзд;
  • OB-ассоциации — слабо связанные группы молодых массивных звёзд спектральных классов O и B.

Эволюция таких групп определяется внутренним взаимодействием, а также внешними факторами: взрывами сверхновых, воздействием межзвёздной среды и т.д. Большинство скоплений со временем диспергируются, а звёзды становятся полноправными членами галактического поля.

Звездообразование в масштабах галактик

Скорость звездообразования в галактиках (star formation rate, SFR) зависит от общей массы молекулярного газа и может быть описана законом Кеннникатта-Шмидта:

ΣSFR ∝ Σgasn

где Σ — поверхностная плотность, а n ≈ 1.4. Этот эмпирический закон указывает на тесную связь между газом и формированием звёзд.

В различных типах галактик звездообразование протекает по-разному. В спиральных галактиках — преимущественно в рукавах, где плотность газа максимальна. В неправильных галактиках — в компактных регионах. В эллиптических галактиках, напротив, звёздные популяции в основном старые, и новые звезды почти не формируются.

Также существуют бурные вспышки звездообразования (starbursts), вызванные взаимодействием и слиянием галактик, что приводит к взрывному росту SFR и формированию сверхмассивных молодых скоплений.

Звёздные населённые регионы и окружающая среда

Процесс звездообразования тесно связан с химией и структурой межзвёздной среды. Образование одной звезды или группы звёзд может изменить окружающую среду, создав:

  • H II-области — зоны ионизованного водорода вокруг горячих молодых звёзд;
  • Пузырьки и полости — за счёт излучения и звёздного ветра;
  • Обогащение тяжёлыми элементами — за счёт звёздных ветров и взрывов сверхновых.

Таким образом, звездообразование — это не только локальный процесс, но и глобальное явление, определяющее структуру, динамику и эволюцию галактик.

Оглавление