Астронет > Звездообразование

Астронет: Л. С. Марочник, "Физика Космоса", 1986 Звездообразование
http://variable-stars.ru/db/msg/1188771/text

Звездообразование

1. Введение
2. Теоретические представления о процессе звездообразования
3. Данные наблюдений
4. Процессы, замедляющие звездообразование
5. Процессы, стимулирующие звездообразование

1. Введение

Звездообразование - процесс рождения звёзд из галактич. газа; исследование 3.- одна из фундаментальных проблем совр. астрофизики. Существование в Галактике неск. звёздных населений (с типичными для звёзд каждого населения физ. характеристиками, хим. составом и пространственным распределением) теория объясняет непрекращающимся рождением звёзд (различием возрастов звёзд) и изменением их св-в со временем (см. Эволюция звезд). Каждое население, каждое поколение звёзд хранит следы тех условий, к-рые имели место в период их рождения. Возрасты звёзд и звёздных населений теснейшим образом связаны с их химическим составом.

В период, когда рождались первые звёзды, протогалактическое газовое облако состояло из водорода (ок. 75%) и гелия (ок. 25% по массе) (см. Космология, Галактика) и занимало, как считается, примерно сферический объём. В конце эволюции звёзды первого поколения обогащают межзвёздный газ элементами более тяжёлыми, чем водород и гелий. Поэтому звёзды, родившиеся позже, относительно богаче тяжёлыми хим. элементами. Старые звёзды (родившиеся вначале) относятся к сферич. подсистеме Галактики, для к-рой характерна сильная концентрация звёзд к галактич. центру. Более молодые звёзды концентрируются к галактич. плоскости, поскольку газ, из к-рого они образовались, постепенно оседал к этой плоскости (из-за вращения и действия центробежных сил он не мог столь же эффективно сжиматься к оси вращения Галактики).

Самые молодые объекты Галактики располагаются в непосредственной близости к галактич. плоскости (их ср. расстояние z от плоскости мало) и обладают небольшой (по сравнению с более старыми популяциями) дисперсией скоростей. Все индикаторы возраста показывают, что звёзды в Галактике имеют возраст приблизительно от 15 млрд. лет (самые старые) до 100 тыс. лет и меньше (см. Возраст небесных тел). Иными словами, 3. происходит в Галактике и сейчас. Об этом свидетельствует присутствие массивных и горячих (молодых) звёзд спектральных классов О и В во внутр. кромках галактич. спиральных рукавов (где концентрация газа и пыли повышена), существование мощных источников ИК-излучения в межзвёздных облаках водорода (ими могут быть молодые звёзды на стадии звезды-кокона) и др. факты (см. ниже). Возраст этих объектов ~ 10⁵-10⁷ лет, т.е. крайне мал по сравнению с возрастом Галактики.

2. Теоретические представления о процессе звездообразования

Звездообразование начинается с фрагментации протяжённых холодных облаков газа под действием гравитац. сил. Фрагментация становится возможной в том случае, если масса выделяющегося фрагмента превосходит критич. значение (джинсовскую массу)
${\mathfrak M}_{Дж}=(k/Gm_{rm H})^{3/2} T^{3/2}\rho^{-1/2}$ , (*)
где Т и $\rho$ - темп-ра и плотность газа, m_H - масса атома водорода. Для фрагмента (облака газа) с такой массой действие гравитац. сил преобладает над действием сил газового давления, и облако начинает сжиматься (см. Гравитационная неустойчивость). Если облако массивное ( ${\mathfrak M}\gg {\mathfrak M}_{Дж}$ ), то в нём постепенно выделяется центральная плотная часть. Темп-ра этой части облака, несмотря на постепенное увеличение его плотности, остаётся низкой вследствие интенсивного остывания газа (выделяющуюся при сжатии теплоту уносит излучение молекул газа). При достижении определённой степени плотности становятся эффективными столкновения молекул газа с частицами пыли, к-рая приобретает темп-ру газа. Излучение пыли в субмиллиметровом и длинноволновом ИК-диапазоне, уносящее значит. количество энергии, удерживает газ холодным. Сжатие газа протекает почти изотермически. Из выражения (*) видно, что в таком случае значение ${\mathfrak M}_{\mbox{Дж}}$ с ростом плотности уменьшается, и в какой-то момент плотная часть облака вновь может разделиться на отдельные гравитационно связанные фрагменты с массой, близкой к величине ${\mathfrak M}_{\mbox{Дж}}$ на данной стадии. Наряду с отмеченной выше гравитац. неустойчивостью в 3. большая роль принадлежит фрагментации вследствие тепловой неустойчивости (см. Межзвездный газ). Заметную роль может играть также магн. поле (см. Рэлея-Тейлора неустойчивость). Магн. поле вморожено в межзвёздный газ. Поэтому при сжатии газа магн. поле возрастает. Этот процесс объясняет в общих чертах происхождение магн. полей звёзд (см. Гидромагнитное динамо).

Каждый из возникших фрагментов облака газа снова сжимается под действием собственной гравитации, и когда величина ${\mathfrak M}_{\mbox{Дж}}$ для него становится много меньше его массы, он в свою очередь распадается на серию более мелких фрагментов. Этот процесс наз. иерархической или каскадной фрагментацией. Он продолжается до тех пор, пока на какой-то стадии плотность газа станет столь высокой, что очередные фрагменты уже будут непрозрачными для излучения, уносящего выделяющуюся теплоту. Сжатие непрозрачных фрагментов сопровождается адиабатич. ростом темп-ры, к-рый приводит к увеличению ${\mathfrak M}_{\mbox{Дж}}$ , а следовательно, к невозможности дальнейшей фрагментации. Последняя серия фрагментов и представляет собой протозвёзды - непрозрачные массы газа, в к-рых гравитация уравновешивается внутр. давлением. Расчёты показывают, что при достижении газом состояния непрозрачности масса фрагментов имеет вполне определённую величину, к-рая выражается практически только через фундаментальные константы - скорость света, гравитац. постоянную, постоянную Планка, заряд и массу электрона. Эта величина близка к наблюдаемым массам звёзд, что явл. одним из важнейших результатов совр. теории 3. Найти теоретически (без спец. предположений) ф-цию распределения фрагментов по массе (т.е. распределение масс образующихся звёзд) пока не удалось. Однако теория объясняет, почему массы рождающихся звёзд не могут быть слишком большими. Естественно предположить, что непрозрачной для излучения становится сначала центральная плотная часть протозвезды - её ядро, к-рое излучает с поверхности энергию приблизительно как абсолютно черное тело. На ядро падает (аккрецирует) оставшийся в оболочке газ, постепенно увеличивая массу ядра (рис. 1).

Рис. 1. Строение протозвёздного облака на стадии
аккреции вещества из газовой оболочки на
образовавшееся ядро. Температура внешней
поверхности непрозрачной в оптическом диапазоне
пылевой оболочки составляет несколько сотен Кельвинов,
внутренней $\approx$ 2000 К. Оболочка излучает в ИК-диапазоне
(по П.Н. Холопову, 1982).

С ростом массы быстро растёт светимость ядра, и на некоторой стадии (если оболочка была массивной и на ядро выпало достаточно много вещества) светимость становится столь высокой, что излучение, нагревая газ в оболочке, рассеивает последнюю в межзвёздном пространстве (существенную роль здесь играет также давление излучения). Поэтому дальнейший рост массы ядра протозвезды прекращается, и оно уже окончательно эволюционирует в звезду. Согласно расчётам, макс. массы, к-рые могут образоваться путём аккреции протозвездой вещества оболочки, не превышают неск. десятков солнечных масс, что соответствует примерно массам ОВ-звёзд.

Сформировавшаяся звезда сначала имеет размеры, значительно превышающие размеры звёзд такой же массы на более поздней стадии эволюции (при выходе на главную последовательность), и потому излучает большое количество энергии. На этой стадии она находится в верхней правой части Герцшпрунга-Ресселла диаграммы (Г.-Р. д.), т.е. в области красных гигантов и сверхгигантов. Источником свечения явл. выделяющаяся при сжатии гравитац. энергия. По мере сжатия растёт темп-ра поверхности, а полная светимость уменьшается (из-за уменьшения площади излучающей поверхности). В результате протозвезда перемещается на Г.-Р. д. влево и вниз, в сторону главной последовательности. В конце концов темп-ра в центре достигает значений, при к-рых включаются термоядерные источники энергии, и дальнейшее сжатие останавливается. Этот момент, собственно, и означает превращение протозвезды в звезду (на Г.-Р. д. протозвезда достигает главной последовательности). Стадия протозвезды продолжается сравнительно недолго (у звёзд с массой $\sim 1 {\mathfrak M}_\odot$ - ок. $5\cdot 10^6$ лет); кроме того, протозвезды окружены "коконом" - плотной газопылевой оболочкой, непрозрачной для видимого излучения (см. Звезда-кокон). Всё это чрезвычайно затрудняет обнаружение и исследование процесса рождения звёзд.

3. Данные наблюдений

С развитием радио- и ИК-астрономии стало возможным заглянуть в "колыбель" звезды, т.к. газ и пыль в радио- и ИК-диапазонах прозрачны. Одна из областей 3. в Галактике расположена в созвездии Кассиопеи. Здесь находится рассеянное звёздное скопление IC 1805, имеющее возраст ок. 10⁶ лет; оно содержит ярчайшие короткоживущие O-звёзды. Вокруг звёзд скопления до сих пор видны нитеобразные следы газа (филаменты) - остатки газового облака, из к-рого сформировалось скопление. Рядом со скоплением звёзды рождаются в совр. эпоху. На расстоянии всего 1 от 1C 1805 обнаружена область W3, не содержащая видимых звёзд, но сильно излучающая в радиодиапазоне. Оказалось, что почти всё излучение идёт от четырёх-пяти компактных зон НII. Их светимость соответствует светимости зон Н II, возбуждаемых УФ-излучением O-звёзд. Нет сомнений в том, что в центре этих областей находятся только что родившиеся звёзды. Т.о., W3 - "невидимое" звёздное скопление, находящееся на стадии рождения. От IC 1805 оно отличается большей компактностью и большим количеством плотных газопылевых облаков, т.е. как раз тем, чего можно ожидать в картине формирования звёзд в результате фрагментации массивного газового облака-протоскопления. Возраст объекта W3 уже не 10⁶ лет, а на порядок меньше.

Чрезвычайно молодые звёзды в W3 обнаруживают себя не только ионизацией окружающего газа. Сквозь газопылевой кокон может проходить ИК-излучение как самой звезды, так и пыли, к-рая, поглощая свет звезды, нагревается и переизлучает его в ИК-диапазоне. Все компактные зоны в W3 явл. сильными ИК-источниками. Один из них - источник IRS 5 - на четыре с половиной порядка ярче Солнца. Почти всю энергию он излучает на волнах длиннее 3 мкм как тело с эффективной температурой $T_э\approx 350$ К. Кроме того, он оказался источником мазерного излучения на парах воды (см. Мазерный эффект). Анализ всей совокупности этих фактов показал, что источник IRS 5 - действительно рождающаяся звезда (по-видимому, даже двойная звезда). Похоже, что этот объект находится в промежуточной фазе между стадией сжатия и стадией собственно звезды: в центре объекта, скорее всего, уже идёт термоядерное горение водорода, но масса его продолжает расти за счёт аккреции вещества оболочки. 3. активно происходит также в туманности Ориона (области W49, W51, W75), в центре Галактики (напр., в молекулярном облачном комплексе Sgr В 2) и в др. местах. Характерными особенностями этих областей явл. наличие ИК-источников, источников мазерного излучения, компактных зон НII, плотных молекулярных и пылевых облаков.

4. Процессы, замедляющие звездообразование

Тесная связь компактных областей НII, ИК- и мазерных источников излучения с плотными молекулярными облаками показывает, что 3. происходит в молекулярных облаках. Т.о., следует ожидать, что облака атомарного водорода должны становиться молекулярными перед тем, как в них начнётся 3. Масса отдельных молекулярных облаков и их комплексов составляет от 20 до $10^5 {\mathfrak M}_\odot$ , темп-ра - от 10 до 80 К. В диффузных молекулярных облаках концентрация молекул $n\approx 20 \mbox{см}^{-3}$ , в тёмных облаках (напр., в т.н. глобулах Бока) n > 10³ см^-3. Полагают, что тёмные облака возникают благодаря быстрому сжатию диффузных. Миним. величина гравитационно связанной массы (джинсовской массы) для молекулярных облаков $\approx 20-30 {\mathfrak M}_\odot$ . Масса же тёмных облаков ${\mathfrak M}_{dc}\approx 100-200 {\mathfrak M}_\odot$ . Если в таких облаках не действуют стабилизирующие факторы (давление, турбулентность, вращение и магн. поле), то облака должны сжиматься. Полная масса молекулярных облаков в Галактике $\sim 10^9 {\mathfrak M}_\odot$ . В этих условиях, если гравитац. сжатие происходит за время свободного падения t_f, близкое к 10⁶ лет при $n_{\rm H}\approx 10^3 \mbox{см}^{-3}$ , 3. в Галактике должно было бы составить $\sim 10^3 {\mathfrak M}_\odot$ в год. Это значительно больше, чем следует из данных наблюдений. Т.о., в плотных облаках газа должны действовать стабилизирующие факторы, препятствующие гравитац. сжатию. Не может быть существенным стабилизирующим фактором давление, т.к. ${\mathfrak M}_{dc}\gg {\mathfrak M}_{\mbox{Дж}}$ . Для того чтобы турбулентность могла остановить сжатие, она должна быть сверхзвуковой. Однако сверхзвуковая турбулентность генерирует ударные волны, энергия к-рых преобразуется в энергию излучения и высвечивается за время $t_c\ll t_f$ , так что турбулентность не может удержать облака от сжатия.

Стабилизировать облака может вращение. Первоначально слабое исходное вращение газовых облаков усиливается в процессе сжатия из-за сохранения углового момента. Скорость вращения массивных облачных комплексов, по данным наблюдений, $\omega\approx 0,1$ км/с/пк, массивных облаков $\approx$ 0,4-2 км/с/пк, тёмных облаков $\approx$ 2-3 км/с/пк, т.е. вращение, по-видимому, способно удержать тёмные облака от сжатия. Звёзды образуются из вращающихся облаков, поэтому они также должны вращаться.

Анализ влияния магн. поля на гравитац. сжатие диффузных и тёмных молекулярных облаков позволяет сделать следующие выводы. Время диффузии магн. поля из тёмных облаков мало, следовательно, магн. поле не влияет на их устойчивость и вращение. В диффузных облаках ситуация обратная. Силовые линии магн. поля длительно связывают газ облака с окружающей средой, что приводит к передаче части момента вращения облака окружающей среде и замедлению вращения. В этом случае магн. поле может способствовать гравитац. сжатию. Для предотвращения сжатия энергия магн. поля в диффузных облаках должна быть порядка гравитац. энергии (тогда давление поля остановит сжатие). Для стабилизации, напр., диффузного облака поперечником 5 пк и массой 400 ${\mathfrak M}_\odot$ (число частиц в 1 см³ n=20) напряжённость магн. поля в нём должна быть не меньше $3\cdot 10^{-6}$ Э, что вполне реально.

5. Процессы, стимулирующие звездообразование

Поскольку молекулярные облака удерживаются от сжатия стабилизирующими факторами, 3. может начаться только при воздействии триггеров (спусковых механизмов), стимулирующих гравитац. сжатие облаков. Это следует из наблюдений молекулярных облачных комплексов, связанных с ОВ-ассоциациями. Детальное изучение ближайших ОВ-ассоциаций (см. Звездные скопления) показало, что они состоят из субгрупп различных возрастов. Напр., самая старая и одновременно самая протяжённая субгруппа молодых звёзд в созвездии Ориона (OBI) имеет возраст $\approx 12\cdot 10^6$ лет, самая молодая $\approx 2\cdot 10^6$ лет. В старых субгруппах меньше межзвёздного газа, в молодых - больше. Молодые ОВ-субгруппы расположены территориально очень близко к молекулярным облакам. Изучение расположенных в молекулярных облачных комплексах Н₂О-мазеров, ярких ИК-источников, "горячих пятен" СО (областей интенсивного излучения молекул СО) показало, что звёзды, по-видимому, возникают в плотных фрагментах, локализованных вблизи поверхностей молекулярных облаков (на расстоянии 1-4 пк от поверхности, рис. 2).

Рис. 2. Структура типичной ОВ-ассоциации
по данным наблюдений ближайших ассоциаций
в радио- и оптическом диапазонах.

Такие же объекты - индикаторы 3.- наблюдаются вблизи поверхностей ионизационных фронтов. По-видимому, формирование ОВ-субгрупп есть нек-рый систематич. процесс, к-рый, "стартуя" на одном конце молекулярного облака, распространяется к противоположному. Различия возрастов близких субгруш $\approx 3\cdot 10^6$ лет, расстояния между ними $\approx$ 10-140 пк. Можно считать, что процесс 3. в ОВ-ассоциациях распростра няется со скоростью $\approx$ 10 км/с.

К процессам, эффективно увеличивающим внеш. давление на молекулярные облака и стимулирующим их гравитац, сжатие, относят: ударные волны, порождённые вспышками сверхновых звёзд; ионизационные фронты; волны плотности в галактиках; столкновения облаков; звёздный ветер.

Роль вспышки сверхновой как триггерного механизма рассматривается, в частности, во многих гипотезах о происхождении Солнечной системы. Имеются и др. теоретич. соображения и основанные на наблюдениях доказательства того, что порождённые вспышками сверхновых ударные волны могут стимулировать 3. На это указывают, напр., наблюдения окрестностей остатка вспышки сверхновой в созвездии Большого Пса (CMR1, рис. 3). Другой триггерный механизм, "включающий" 3., - спиральные волны плотности - характерен для спиральных галактик. Можно считать практически доказанным, что наблюдаемая в нашей и др. подобных галактиках спиральная структура имеет волновую природу (см. Спиральная структура галактик). Т.к. доля газа в Галактике мала (2-5% по массе), то волны плотности распространяются по звёздному населению - в спиральных рукавах концентрация звёзд повышается и гравитац. потенциал превышает ср. значение на 5-15%. Межзвёздный газ, попадая в зону действия гравитац. поля спиральной волны, приобретает дополнит. скорость по нормали к её фронту. Возникает скачок плотности - ударная волна, способная служить триггером для сжатия облаков газа, пересекающих границу спиральных ветвей Галактики. Галактич. спиральная волна плотности способствует развитию в газовых облаках неустойчивости Рэлея-Тейлора и образованию в них уплотнений. Действием этой волны объясняют также появление на внутренних кромках спиральных рукавов тёмных полос - уплотнений пыли.

Рис. 3. Схема образования звёзд (ОВ-ассоциаций)
в облаках молекулярного водорода под воздействием
вспышки сверхновой: а - комплекс молекулярных
облаков до вспышки сверхновой; б - изменения,
вызванные воздействием ударной волны от сверхновой
на межзвёздную среду и молекулярные облака;
в - наблюдаемое в наше время состояние области
R1 Большого Пса; г - типичная картина области, в
которой находится ОВ-ассоциация.

Существует мнение, что гигантские газовые (молекулярные) комплексы в Галактике состоят из множества более мелких облаков, столкновения к-рых могут приводить либо к их слипанию, при к-ром общая масса объединившихся облаков становится больше ${\mathfrak M}_{\mbox{Дж}}$ , либо к возникновению ударных волн, сжимающих газ. В любом случае оба процесса могут играть роль триггера для гравитац. сжатия и 3.

Ещё одним фактором, стимулирующим 3., может быть звездный ветер - поток плазмы от горячих звёзд. Энергия, уносимая, напр., звёздным ветром за время жизни О-звёзды (~ 10⁵⁰ эрг), сравнима с энергией расширяющейся оболочки сверхновой II типа. Т.о., сильный звёздный ветер должен оказывать существенное дополнит. давление на межзвёздную среду и инициировать 3. Другим возможным триггером, увеличивающим внеш. давление на облака и формирующим субгруппы ОВ-звёзд, могут быть ионизац. фронты от О-звёзд. Излучение О-звёзд приводит к ионизации межзвёздного газа и к росту областей НII. Передняя граница области НII движется в виде ударной волны, за ней идёт ионизац. фронт. Вещество молекулярного облака, втекая в область между фронтами, быстро остывает благодаря излучению и становится изотермическим. С накоплением достаточно большой массы вещество оказывается гравитационно неустойчивым, что в конечном счёте может привести к образованию субгруппы ОВ-звёзд.

В целом возможные механизмы 3. изучены ещё недостаточно. Прогресс в этой области тесно связан с дальнейшим накоплением и осмыслением данных наблюдений молекулярных облаков, индикаторов недавнего 3. и явлений, к-рые могут служить триггерами 3.

Лит.:

Холопов П.Н., Молодые и возникающие звездные скопления, М., 1982; Шкловский И.С., Звезды. Их рождение, жизнь и смерть, 3 изд., М., 1984; Каплан С.А., Пикельнер С.Б., Физика межзвездной среды, М., 1979; Протозвезды и планеты, ч. 1-2, пер. с англ., М., 1982; Гуревич Л.Э., Чернин А.Д., Происхождение галактик и звезд, М., 1983; Марочник Л.С., Сучков А.А., Галактика, М., 1984.

(Л.С. Марочник)

Л. С. Марочник, "Физика Космоса", 1986
Глоссарий Astronet.ru