Звёздообразование

Звёздообразование — процесс формирования звёзд из разреженного межзвёздного или догалактического газа. Существование в Галактике нескольких звёздных населений (с типичными для звёзд каждого населения физическими характеристиками, химическим составом и пространственным распределением) теория объясняет непрекращающимся рождением звёзд и изменением их свойств со временем. Каждое поколение звёзд хранит следы тех условий, которые имели место в период их рождения.

 

Процесс современного звёздообразования астрономы изучают путём прямых наблюдений, поэтому многие его стороны уже понятны или быстро проясняются. Однако чёткого представления о формировании первых поколений звёзд и звёздных систем, таких как шаровые скопления и галактики разного типа, пока нет.

 

Картина формирования нашей Галактики и подобных ей звёздных систем представляется так: в молодой расширяющейся Вселенной обычное (барионное) вещество и заметно превосходящая его по плотности тёмная материя неизвестной пока природы были распределены в пространстве чрезвычайно (но не абсолютно!) однородно. Под действием гравитации малые флуктуации плотности быстрее росли у тёмной материи, не обладающей такой упругостью, как взаимодействующее с излучением барионное вещество. Поэтому первые гравитационно связанные структуры сформировались из тёмной материи, а затем уже в эти потенциальные ямы стало стягиваться барионное вещество — протогалактический газ.

 

В период, когда рождались первые звёзды, протогалактическое газовое облако состояло из водорода (около 75% массы) и гелия (около 25%). В конце своей эволюции звёзды первого поколения обогащают межзвёздный газ элементами более тяжёлыми, чем водород и гелий. Поэтому звёзды, родившиеся позже, относительно богаче тяжёлыми химическими элементами. Старые звёзды населяют сферическую подсистему Галактики, для которой характерна сильная концентрация звёзд к галактическому центру. Более молодые звёзды концентрируются к галактической плоскости, поскольку газ, из которого 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 галактической плоскости и обладают небольшой (по сравнению с более старыми популяциями) дисперсией скоростей.

 

Все индикаторы возраста показывают, что звёзды в Галактике имеют возраст приблизительно от 13 млрд лет (самые старые) до 100 тыс. лет и меньше. Иными словами, звёздообразование происходит в Галактике и сейчас. Об этом свидетельствует присутствие массивных и горячих (молодых) звёзд спектральных классов О и В во внутренних кромках галактических 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 другие факты, о которых будет сказано ниже. Возраст этих объектов порядка 10⁵-10⁷ лет, т. е. крайне мал по сравнению с возрастом Галактики.

Теоретические представления о звёздообразовании

Звёздообразование начинается с фрагментации протяжённых холодных облаков газа под действием гравитационных сил. Фрагментация становится возможной в том случае, если масса выделяющегося фрагмента превосходит критическое значение (джинсовскую массу):

 

M_j = (kT/Gm_H)^3/2p^-1/2

 

где Т и p — температура и плотность газа, m_H — масса атома водорода, k — постоянная Больцмана. Для фрагмента с такой массой действие гравитационных сил преобладает над действием сил газового давления, и облако начинает сжиматься; это явление называют гравитационной неустойчивостью. Если облако массивное (M»M_j), то в нём постепенно выделяется центральная плотная часть. Температура 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, которая приобретает температуру газа. Излучение пыли в субмиллиметровом и длинноволновом ИК-диапазоне, уносящее значительное количество энергии, удерживает газ холодным. Сжатие газа протекает почти изотермически. Из выражения для M_j видно, что в таком случае значение M_j 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 M_j на данной стадии.

 

Наряду с гравитационной неустойчивостью большая роль в звёздообразовании принадлежит фрагментации вследствие тепловой неустойчивости. Заметную роль может играть также магнитное поле, в присутствии которого может возникнуть неустойчивость Рэлея —Тейлора. Магнитное поле вморожено в межзвёздный газ, поэтому при сжатии газа напряжённость поля возрастает. Этот процесс объясняет в общих чертах происхождение магнитных полей звёзд.

 

Каждый из возникших фрагментов облака газа снова сжимается под действием собственной гравитации, и когда величина М, для него становится много меньше его массы, он, в свою очередь, распадается на серию более мелких фрагментов. Этот процесс называют иерархической, или каскадной, фрагментацией. Он продолжается до тех пор, пока на какой-то стадии плотность газа не станет столь высокой, что очередные фрагменты окажутся непрозрачными для излучения, уносящего выделяющуюся теплоту. Сжатие непрозрачных фрагментов сопровождается адиабатическим ростом температуры, который приводит к увеличению M_j, а следовательно, к невозможности дальнейшей фрагментации. Последняя серия фрагментов и представляет собой протозвёзды — непрозрачные массы газа, в которых гравитация уравновешена внутренним давлением. Расчёты показывают, что при достижении газом состояния непрозрачности масса фрагментов имеет вполне определённую величину, которая выражается практически только через фундаментальные константы — скорость света, гравитационную постоянную, постоянную Планка, заряд и массу электрона. Эта величина близка к наблюдаемым массам звёзд, что является одним из важнейших результатов современной теории звёздообразования.

 

Развить теорию, объясняющую распределение фрагментов по массе (т. е. функцию 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, которое излучает с поверхности энергию приблизительно как абсолютно чёрное тело. На ядро падает (аккрецирует) оставшийся в оболочке газ, постепенно увеличивая массу ядра. С ростом массы быстро растёт светимость ядра, и на некоторой стадии (если оболочка была массивной и на ядро выпало достаточно много вещества) она становится столь высокой, что излучение, нагревая газ в оболочке, рассеивает последнюю в межзвёздном пространстве (важную роль здесь играет также давление излучения). Рост массы ядра протозвезды прекращается, и оно уже окончательно эволюционирует в звезду. Согласно расчётам, максимальные массы, которые могут образоваться путём аккреции протозвездой вещества оболочки, не превышают нескольких десятков масс Солнца, что близко к массам ОВ-звёзд.

 

С момента, когда аккреция оболочки на гидростатическое ядро закончилась и объект стал медленно сжиматься, выделяя гравитационную энергию, его называют «молодой звездой» или ««звездой на стадии приближения к главной последовательности» (premain sequence star). Сначала формирующаяся звезда 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 диаграммы Герцшпрунга —Рассела (ГР), т. е. в области красных гигантов и сверхгигантов. Источник её свечения — выделяющаяся при сжатии гравитационная энергия. По мере сжатия растёт температура поверхности, а полная светимость снижается (из-за уменьшения площади излучающей поверхности), и протозвезда перемещается ГР-диаграмме влево и вниз, в сторону главной последовательности.

 

В конце концов температура в центре достигает значений, при которых включаются термоядерные источники энергии, и дальнейшее сжатие останавливается. Тот момент, когда по своей светимости и температуре поверхности молодая звезда достигает главной последовательности, знаменует её превращение в нормальную звезду.

 

Стадия протозвезды продолжается сравнительно недолго (у звёзд с массой ~ 1М₀ — около 5*10⁶ лет); кроме того, протозвёзды окружены «коконом» — плотной газово-пылевой оболочкой, непрозрачной для видимого излучения. Всё это сильно затрудняет обнаружение и исследование процесса рождения звёзд.

 

Данные наблюдений

С развитием радио- и ИК-астрономии стало возможным заглянуть в «колыбель» звезды, так как газ и пыль в радио- и ИК-диапазоне прозрачны. Одна из областей звёздообразования в Галактике расположена в созвездии Кассиопея. Здесь находится рассеянное звёздное скопление 1C 1805, имеющее возраст около 10⁶ лет; оно содержит ярчайшие короткоживущие О-звёзды. Вокруг звёзд до сих пор видны нитеобразные следы газа (филамен-ты) — остатки газового облака, из которого сформировалось скопление. Рядом со скоплением звёзды рождаются в современную 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 НИ. Их светимость соответствует светимости зон НИ, возбуждаемых УФ-излучением О-звёзд. Нет сомнений в том, что в центре этих областей находятся только что родившиеся звёзды. Таким образом, W3 — «невидимое» звёздное скопление, находящееся на стадии формирования. От 1C 1805 оно отличается большей компактностью и большим количеством плотных газово-пылевых облаков, т. е. как раз тем, чего можно ожидать в картине формирования звёзд в результате фрагментации массивного газового облака-протоскопления.
 

Чрезвычайно молодые звёзды в W3 обнаруживают себя не только ионизацией окружающего газа. Сквозь газово-пылевой кокон может проходить ИК-излучение как самой звезды, так и пыли, которая, поглощая свет звезды, нагревается и переизлучает его в ИК-диапазоне. Все компактные зоны в W3 — сильные ИК-источники. Один из них — источник IRS 5 — в десятки тысяч раз мощнее Солнца. Почти всю энергию он излучает на волнах длиннее 3 мкм как тело с эффективной температурой T_eff ~ 350 К. Кроме того, он оказался источником мазерного излучения на молекуле воды. Анализ совокупности этих фактов показал, что источник IRS 5 — действительно рождающаяся звезда. Похоже, что этот объект находится в промежуточной фазе между стадиями сжатия и собственно звезды: в его центре, скорее всего, уже идёт термоядерное горение водорода, но масса его продолжает расти за счёт аккреции вещества оболочки.

 

Звёздообразование активно происходит также в туманности Ориона (области W49, W51, W75), в центре Галактики (например, в молекулярном облачном комплексе SgrB2) и в других местах. Характерные особенности этих областей — наличие ИК-источников, источников мазерного излучения, компактных зон НII, плотных молекулярных и пылевых облаков.

Процессы, замедляющие звёздообразование

Тесная связь компактных областей НII, ИК- и мазерных источников излучения с плотными молекулярными облаками показывает, что звёздообразование происходит в молекулярных облаках. Поэтому следует ожидать, что облака атомарного водорода должны становиться молекулярными перед тем, как в них начнётся звездообразование. Масса отдельных молекулярных облаков и их комплексов составляет от 20 до 10⁵M₀, температура — от 10 до 80 К. В диффузных молекулярных облаках концентрация молекул п ~ 20см^-3, в тёмных облаках (например, в глобулах Бока) n > 10³ см^-3. Полагают, что тёмные облака возникают благодаря быстрому сжатию диффузных. Минимальная величина гравитационно связанной массы (джинсовской массы) для молекулярных облаков ~ 20-30 М₀. Масса же тёмных облаков M_dc~ 100-200M₀. Если в таких облаках не действуют стабилизирующие факторы (давление, турбулентность, вращение и магнитное поле), то облака должны сжиматься. Полная масса молекулярных облаков в Галактике ~10⁹M₀. В этих условиях, если гравитационное сжатие происходит за время свободного падения t_ff, близкое к 10⁶ лет при n_H=10³ см^-3, темп звёздообразования в Галактике должен был бы составить ~ 10³M₀ в год. Это значительно больше, чем следует из наблюдений. Таким образом, в плотных облаках газа должны действовать стабилизирующие факторы, препятствующие гравитационному сжатию. Существенным стабилизирующим фактором не может быть давление, так как M_dc»M_j. Для того чтобы турбулентность могла остановить сжатие, она должна быть сверхзвуковой. Однако сверхзвуковая турбулентность генерирует ударные волны, энергия которых преобразуется в энергию излучения и высвечивается за «время охлаждения» t_c«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 момента импульса. Скорость вращения массивных облачных комплексов, по данным наблюдений, ψ  = 0,1 км/(с-пк), массивных облаков = 0,4-2 км/(с-пк), тёмных облаков = 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.

 

Процессы, стимулирующие звёздообразование

Поскольку молекулярные облака удерживаются от сжатия стабилизирующими факторами, звёздообразование может начаться только при воздействии триггеров (спусковых механизмов), стимулирующих гравитационное сжатие облаков. Это следует из наблюдений молекулярных облачных комплексов, связанных с ОВ-ассоциациями. Детальное изучение ближайших ОВ-ассоци-аций показало, что они состоят из подгрупп различных возрастов. Например, самая старая и одновременно самая протяжённая подгруппа молодых звёзд в созвездии Ориона (OBI) имеет возраст ~ 12 -10⁶ лет, самая молодая ~ 2-10⁶ лет. В старых подгруппах меньше межзвёздного газа, в молодых — больше. Молодые ОВ-подгруппы расположены очень близко к молекулярным облакам. Изучение расположенных в молекулярных облачных комплексах Н₂О-мазеров, ярких ИК-источников, 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).

 

Такие же объекты — индикаторы звёздообразования — наблюдаются вблизи поверхностей ионизационных фронтов. По-видимому, формирование ОВ-подгрупп является некоторым систематическим процессом, который, «стартуя» на одном конце молекулярного облака, распространяется к противоположному. Различия возрастов близких подгрупп = 3 -10⁶ лет, расстояния между ними =10-140 пк. Можно считать, что процесс звёздообразования в ОВ-ассо-циациях распространяется со скоростью = 10 км/с.

 

К процессам, эффективно увеличивающим внешнее давление на молекулярные облака и стимулирующим их гравитационное 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 другие теоретические соображения и основанные на наблюдениях доказательства того, что порождённые вспышками сверхновых ударные волны могут стимулировать звёздообразование. На это указывают, например, наблюдения окрестностей остатка вспышки сверхновой в созвездии Большой Пёс (CMR1).
 

Другой триггерный механизм, «включающий» звёздообразование, — спиральные волны плотности — характерен для спиральных галактик. Практически доказано, что наблюдаемая в нашей и подобных ей галактиках спиральная структура имеет волновую природу. Так как доля газа в Галактике мала (2-5% по массе), то волны плотности распространяются по звёздному населению — в спиральных рукавах концентрация звёзд повышается и гравитационный потенциал превышает среднее значение на 5-15%. Межзвёздный газ, попадая в зону действия гравитационного поля спиральной волны, приобретает дополнительную скорость по нормали к её фронту. Возникает скачок плотности — ударная волна, способная служить триггером для сжатия облаков газа, пересекающих границу спиральных ветвей Галактики. 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.

 

Существует мнение, что гигантские газовые комплексы в Галактике состоят из множества более мелких облаков, столкновения которых могут приводить либо к их слипанию, при котором общая масса объединившихся облаков становится больше Mj, либо к возникновению ударных волн, сжимающих газ. В любом случае оба процесса могут играть роль триггера для гравитационного сжатия и звёздообразования.

 

Ещё одним фактором, стимулирующим звёздообразование, может быть звёздный ветер. Энергия, уносимая, например, звёздным ветром за время жизни О-звезды (~10⁴³ Дж), сравнима с энергией расширяющейся оболочки сверхновой II типа. Таким образом, сильный звёздный ветер должен оказывать существенное дополнительное давление на межзвёздную среду и инициировать звёздообразование. Другим возможным триггером, увеличивающим внешнее давление на облака и формирующим подгруппы ОВ-звёзд, могут быть ионизационные 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 ионизационный 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 подгруппы ОВ-звёзд.

В. Сурдин