звездообразование

ЗВЕЗДООБРАЗОВАНИЕ - процесс превращения облаков разреженного газа в плотные самосветящиеся газовые шары - звёзды .3. заключается в постепенном сжатии под действием собственной гравитац. силы определ. объёма межзвёздного газа до значений темп-ры и плотности, достаточных для возникновения термоядерных реакций в центре образовавшегося сгустка и прекращения дальнейшего сжатия. Образовавшаяся звезда достигает гл. последовательности (см. Герцшпрунга-Ресселла диаграмма)и начинает термоядерный этап своей эволюции (см. Эволюция звёзд ).Процесс 3. можно разделить на неск. стадий. 1. Фрагментация газового облака. Первоначально однородное достаточно протяжённое облако межзвёздного газа распадается на фрагменты вследствие гравитационной неустойчивости. Масса фрагментов M_J определяется критерием неустойчивости Джинса:

где v_зв- изотермич. скорость звука в газе, G - гравитационная постоянная ,r - плотность газа. В типичных молекулярных облаках межзвёздного газа с концентрацией молекул водорода ~ 10⁵ см^-3 и темп-рой ~10 К (v_зв~ 0,3 км/с) масса Джинса M_J в неск. раз превышает массу Солнца M₈=1,99.10³³ г. Фрагменты облаков с M>M_J будут сжиматься, образуя протозвёзды. Гравитац. неустойчивость может быть стимулирована внеш. давлением, вызванным ударными волнами от вспышек сверхновых звёзд, давлением ионизац. фронтов, волнами плотности в спиральных галактиках, столкновением облаков и др. причинами. 2. Гравитационный коллапс. В сферически-симметричном однородном газовом облаке должен происходить т. н. гомологич. гравитационный коллапс ,когда все слои облака сжимаются к его центру одновременно. Однако за счёт градиента давления внеш. слои будут отставать от внутренних, к-рые по истечении определ. времени образуют плотное внутр. ядро с массой ок. 0,01M₈. Внеш. слои, образующие протяжённую оболочку, будут продолжать падать на ядро, увеличивая его массу. Эту стадию называют также стадией аккреции вещества ядром. 3. Превращение в звезду. Ядро, находящееся в гидростатич. равновесии, медленно сжимается и разогревается до тех пор, пока не начнутся термоядерные реакции. Выделяющаяся в термоядерных реакциях энергия нагревает вещество ядра, давление увеличивается и сжатие ядра прекращается. Образовавшаяся звезда начинает спокойную эволюцию на стадии гл. последовательности. При достаточно большой нач. массе фрагмента превращение в звезду может произойти и до окончания стадии аккреции. В этом случае ядро наберёт достаточную для начала термоядерных реакций массу, хотя ещё значит. часть вещества находится в оболочке. Возросшее излучение звезды (давление света)остановит дальнейшую аккрецию, и вокруг звезды останется плотная оболочка - кокон. При малой массе фрагмента (составляющей неск. M₈, но достаточной для его гравитац. коллапса) аккреция прекратится лишь тогда, когда будет полностью исчерпано вещество оболочки. Затем ядро будет постепенно сжиматься, образуя объект типа звезды Т Тельца (см. Звёзды). Вращение газового облака и магн. поле, присутствующее в межзвёздном газе, могут препятствовать гравитац. коллапсу (сказывается действие центробежных сил и давление магн. поля). Эти факторы существенны при образовании звёзд малой массы. При сжатии ядра протозвезды увеличивается его скорость вращения, в конце концов наступит момент, когда сжатие на экваторе остановится. Но при наличии магн. поля, выходящего из ядра в оболочку, угловой момент ядра через посредство магн. поля может передаваться оболочке, благодаря чему сжатие ядра не прекращается. При этом оболочка из-за вращения принимает форму диска. При достаточно быстром вращении газового облака ядро не образуется, а всё вещество собирается в диске. Диск может распасться на две части и большее число частей, из к-рых впоследствии образуются двойные или кратные звёзды. Астр. наблюдения подтверждают изложенную теоретич. картину 3. след. фактами: обнаружены плотные молекулярные облака в межзвёздной среде с темп-рой и плотностью, соответствующими критерию Джинса, и источники ИК-излучения в молекулярных облаках, к-рые могут быть протозвёздами; вокруг молодых массивных звёзд найдены компактные зоны ионизованного газа, возможно - остатки звёздных коконов; выявлены звёзды типа Т Тельца и доказано, что они ещё не достигли стадии гл. последовательности; обнаружены плотные молекулярные диски и биполярное истечение вещества, связанные со звёздами типа Т Тельца. 3. в галактиках имело макс. скорость в начале их существования. В сфероидальных и эллиптич. галактиках процесс 3. в связи с исчерпанием газа практически прекратился, в то время как в спиральных и неправильных галактиках, содержащих значит. кол-во межзвёздного газа, 3. продолжается и сейчас. По оценкам, в Галактике ежегодно образуется неск. звёзд с массой M~M₈. Повышенная (на порядок и больше) интенсивность 3. наблюдается во внутр. областях нек-рых галактик. Это явление наз. вспышкой 3. Межзвёздный газ, израсходованный на образование звёзд, частично возвращается в межзвёздную среду на заключит. стадиях звёздной эволюции. Обогащённый тяжёлыми элементами, синтезированными в недрах звёзд (см. Нуклеосинтез ),этот газ может снова включиться в процесс 3. Различают звёзды разных поколений в зависимости от того, сколько раз вошедший в их состав межзвёздный газ участвовал в циклах 3.; напр., первые звёзды сферич. составляющей Галактики образовались из первичного газа, содержащего только водород (75% по массе) и гелий (25%), в то время как звёзды последующих аоколений образовались из газа, содержавшего весь набор тяжёлых элементов (см. Распространённость элементов ).Считается, что Солнце - звезда третьего поколения, образовавшаяся ок. 5 млрд. лет назад. Самые старые звёзды Галактики имеют возраст 12-17 млрд. лет. Лит.: Шкловский И. С., Звёзды: их рождение, жизнь и смерть, 3 изд., М., 1984; Физика космоса. Маленькая энциклопедия, 2 изд., М., 1986; К а п л а н С. А., П и к е л ь н е р С. Б., Физика межзвездной среды, М., 1979; Марочник Л. С., Сучков А. А., Галактика, М., 1984. В. И. Слыш.

   <<      Предметный указатель      >>