Возникновение звёзд (часть 2)

Туча становится звездой

Рождение звезды длится миллионы лет и спрятано от нас в недрах темных туч, так что этот процесс практически недоступен прямому наблюдению. Астрофизики пытаются исследовать его теоретически, с помощью компьютерного моделирования. Превращение фрагмента тучи в звезду сопровождается гигантским изменением физических условий: температура вещества растет приблизительно в 106 раз, а плотность - в 1020 раз. Колоссальные изменения всех характеристик звезды, которая формируется, составляют главную трудность теоретического рассмотрения ее эволюции. На стадии подобных изменений исходный объект уже не туча, но еще и не звезда. Потому его называют протозвездой).

В целом эволюцию протозвезды можно разделить на три этапа, или фазы. Первый этап - отделение фрагмента тучи и его уплотнения - мы уже проглядели. Следом за ним наступает этап быстрого сжатия. В его начале радиус протозвезды приблизительно в миллион вместе больше солнечного. Она вполне непрозрачна для видимого света, но прозрачная для инфракрасного излучения с длиной волны больше 10 мкм. Излучение относит избытки тепла, которое выделяется при сжатии, так что температура не повышается и давление газа не препятствует коллапсу. Происходит быстрое сжатие, практически свободное падение вещества к центру тучи.

Однако в меру сжатия протозвезда делается все меньше прозрачной, что затруднюе выход излучения и приводит к росту температуры газа. В определенный момент протозвезда становится практически непрозрачной для собственного теплового излучения. Температура, а вместе с ней и давление газа быстро растут, сжатие замедляется.

Повышение температуры вызывает значительные изменения свойств вещества. При температуре в несколько тысяч градусов молекулы распадаются на отдельные атомы, а при температуре возле 10 тыс. градусов атомы ионизируются, то есть разрушаются их электронные оболочки. Эти энергоемкие процессы на время задерживают рост температуры, но потом он обновляется. Протозвезда быстро
достигает состояния, когда сила веса практически уравновешена внутренним давлением газа.

Но поскольку тепло все же понемногу идет наружу, а других источников энергии, кроме сжатия, в протозвезды нет, она продолжает потихоньку сжиматься и температура в ее недрах все увеличивается.

Наконец температура в центре протозвезды достигает нескольких миллионов градусов и начинаются термоядерные реакции. При этом тепло, которое выделяется, вполне компенсирует охлаждение протозвезды из поверхности. Сжатие прекращается. Протозвезда становится звездой.

"Первый крик" новорожденной звезды

Звезды, которые формируются и очень молодые звезды часто окружены газовой оболочкой - остатками вещества, что не встигнули еще упасть на звезду. Оболочка не выпускает изнутри светло и вполне переделывает его в инфракрасное излучение. Потому самые молодые звезды обычно
обнаруживают себя лишь как инфракрасные источники.

На начальном этапе жизни «поведения» звезды очень сильно зависит от ее массы. Низкая свитнисть маломассивных звезд позволяет им надолго задержаться на стадии медленного сжатия, "питаясь" только гравитационной энергией. За это время оболочка успевает частично осесть на звезду, а также сформировать навкругизирковий газовый диск. Эволюция же массивной звезды протекает так быстро, что звезда проживает большую часть жизни, окруженная остатками своей протозирковой оболочки, которые часто называют газовым коконом.

Примером звезды-кокона служит объект Беклина - Нейгебауера в туманности Ориона. Он находится в центре компактного и очень плотного скопления протозвезд. Из них он больше всего массивный: звезда внутри кокона имеет массу порядка восьми солнечных. Ее свитнисть близкая до 2 тыс. солнечных, а температура излучения кокона возле 600 К. Тому объект Беклина - Нейгебауера был открыт двумя астрономами, имена которых он носит, в 1966 г. как мощный инфракрасный источник. Сейчас известно уже более 250 объектов такого типу. Температура их пристальных коконов 300 - 600 К. Деякі из них своим излучениям уже почти разрушили коконы: наблюдения показывают, что их вещество расширяется со скоростью 10 - 15 км/с. Классический пример такой звезды – понадгигант h Киля на расстоянии возле 3 кпк от нас, погруженный в плотную пылевую туманность Гомункулус.

Какие звезды рождаются

Молекулярные тучи, эти «фабрики по производству звезд», изготовляют звезды всевозможных типов. Диапазон масс новорожденных звезд простирается от нескольких сотых долей до 100 масс Солнца, причем маленькие звезды образуются значительно чаще, чем значительные. В среднем в Галактике ежегодно рождается
приблизительно десяток звезд с общей массой возле пяти масс Солнца.

Приблизительно половина звезд рождаются одиночными; другие образуют двойные, тройные и более сложные системы. Чем больше компонентов, тем реже встречаются такие системы. Известны звезды, которые содержат до семи компонентов, более сложные пока не обнаружены.

Причины появления двойных и кратных звезд вполне понятны: исходное вращение газовой тучи не позволяет ему сжаться в одну компактную звезду. Чем больше сжимается туча, тем быстрее оно вращается (известен «эффект фигуристки», которая является следствием закона сохранения момента количества движения). Нарастающие при сжатии центробежные силы сначала делают тучу плоской, как ватрушка, а затем вытягивают в «дыню» и разрывают пополам. Каждая из половин, сощуриваясь дальше, продолжает двигаться по орбите вокруг общего центра масс. Если последующее сжатие не разрывает ее на части, то образуется двойная звезда, а если деление продолжается - рождается более сложная кратная система.

Молодые звездные коллективы

Большой интерес подают не только индивидуальные и кратные молодые звезды, но и их коллективы. Молодые звезды сконцентрированы вблизи экваториальной плоскости Галактики, что совсем не удивительно: именно там находится прослойка межзвездного газа. На нашему небосводу молодые звезды большой свитности и нагреты ими газовые тучи расположились полосой Млечного Пути. Но если темной летней ночи внимательно посмотреть на небо, можно заметить, что в Млечном Пути выделяются отдельные «звездные тучи». Насколько они реальны и какую степень в эволюции вещества отображают? Эти большие группировки молодых звезд получили название звездные комплексы. Их характерные размеры - несколько сот парсек.

Исторически первыми были обнаруженные и исследуемые более компактные группы молодых звезд - рассеяны скопления подобные Плеядам. Эти сравнительно плотные группы из нескольких сотен или тысяч звезд, связанных взаимной гравитацией, успешно противостоят разрушающему влиянию гравитационного поля Галактики. Их происхождение не вызывает споров: предками таких скоплений являются плотные ядра межзвездных молекулярных туч. Рассеяны скопления понемногу теряют свои звезды, но все же живут достаточно долго: в среднем возле 500 млн лет, а иногда и несколько миллиардов.

Часто молодые плотные скопления окружены розридженой короной из таких же молодых звезд. Нередко подобные короны встречаются и сами по себе, без центрального скопления. Их называют звездными ассоциациями.

Обычно на фоне Млечного Пути выделяются лишь сами массивные и яркие члены ассоциации - звезды спектральных классов Об и В. Тому такие группировки именуются ОВ-ассоциациями. В некоторых из них замечены признаки расширения со скоростью 5 - 10 км/с, что началось из самого рождения звезд. Причина расширения, по-видимому, в потому, что массивные горячие звезды сразу после своего появления разогревают окружающий газ и выгоняют его из области зиркоутворення. С отходом газа эти области избавляются 70 - 95% своей массы и уже не могут удержать звезды, которые быстро двигаются, которые следом за газом побросал место своего рождения.

Ассоциации недолговечны: через 10 - 20 млн. лет они расширяются к размеру более 100 пк и их уже невозможно выделить среди звезд фона. Это создает иллюзию, что ассоциации - редкие группировки звезд.

]> Рейтинг@Mail.ru