Формирование звезды

Глобулы в IC 2944

Межзвёздная среда в галактиках состоит в основном из водорода и гелия, по числу атомов этих элементов, соответственно, на 90 % и 10 %. Кроме того, около процента её массы составляет межзвёздная пыль. В большинстве областей температура составляет от 100 до 10⁶ K, а концентрация частиц — от 10⁻³ до 10 см⁻³. В межзвёздной среде встречаются гигантские молекулярные облака с массой 10⁵—10⁶ M_⊙, температурой от 10 до 100 K и концентрацией от 10 до 100 см⁻³, которые и становятся областями звездообразования[3][4].

При развитии гравитационной неустойчивости облако может начать сжиматься. Неустойчивость может быть вызвана различными факторами, например, столкновением двух облаков, прохождением облака через плотный рукав спиральной галактики или же взрывом сверхновой звезды на достаточно близком расстоянии, ударная волна которого может столкнуться с молекулярным облаком. Кроме того, при столкновениях галактик начинают чаще происходить столкновения газовых облаков, что объясняет увеличение темпа звёздообразования[5].

Согласно теореме о вириале, облако устойчиво в том случае, когда сумма удвоенной кинетической энергии и потенциальной равна нулю. Если же эта сумма меньше нуля, то имеет место гравитационная неустойчивость. При постоянной плотности облака радиусом ${\displaystyle R}$ модуль потенциальной энергии (сама она отрицательна) растёт пропорционально ${\displaystyle R^{5}}$, а сумма значений кинетической энергии всех молекул — пропорционально ${\displaystyle R^{3}}$. Следовательно, достаточно большое облако будет сжиматься. Если считать облако сферическим и не вращающимся, то при массе облака ${\displaystyle M}$, радиусе ${\displaystyle r}$, молярной массе его газа ${\displaystyle \mu }$ и температуре ${\displaystyle T}$ можно записать условие, при котором облако будет сжиматься[6][7]:

${\displaystyle {\frac {3R_{g}TM}{\mu }}<{\frac {3}{5}}{\frac {GM^{2}}{r}}}$,

где ${\displaystyle G}$ — гравитационная постоянная, ${\displaystyle R_{g}}$ — универсальная газовая постоянная. Если выразить ${\displaystyle r=3M/4\pi \rho }$, где ${\displaystyle \rho }$ — плотность облака, получится условие[7]:

${\displaystyle M>M_{J}=\left({\frac {3}{4\pi \rho }}\right)^{1/2}\left({\frac {5R_{g}T}{\mu G}}\right)^{3/2}}$.

Величина ${\displaystyle M_{J}}$ называется массой Джинса. Для условий, которые наблюдаются в молекулярных облаках, она составляет 10³—10⁵ M_⊙. По мере сжатия облако должно уплотняться и нагреваться, но пока облако прозрачно для излучения, нагретый газ и пыль излучают энергию и таким образом охлаждаются[6][8].

По этой причине сжатие происходит с хорошей точностью изотермически. Из-за увеличения плотности облака масса Джинса уменьшается при сжатии, и в облаке выделяются части меньшего размера и массы, которые начинают сжиматься отдельно друг от друга. Этот процесс называется фрагментацией облака звёздообразования, причём фрагментация может происходить многократно, до тех пор, пока облако не станет непрозрачным для собственного излучения, что значительно замедлит процесс охлаждения и остановит уменьшение массы Джинса. Это объясняет, что звёзды формируются в основном группами. Далеко не всё вещество облака в конечном итоге превращается в звёзды: в среднем, если в звёзды перейдёт более 30 % массы облака, то сформируется гравитационно связанное звёздное скопление, но чаще всего эффективность звездообразования оказывается меньше и образуются звёздные ассоциации[6][9][10].

Кроме того, явление фрагментации объясняет, почему массы звёзд значительно меньше, чем масса Джинса для исходного облака. Минимальная масса облака, способного образоваться в результате фрагментации, составляет порядка 10⁻² M_⊙. Однако если в веществе облака содержание элементов тяжелее гелия очень мало, то охлаждение идёт гораздо менее эффективно, и облако фрагментируется гораздо слабее. Считается, что именно по такому сценарию формировались самые первые звёзды из вещества, образовавшегося при первичном нуклеосинтезе: эти звёзды должны были иметь массы в основном не менее 100 M_⊙ и существовать очень короткий срок[6][9][11].

Облака, которые уже начали сжиматься, часто наблюдаются как глобулы — тёмные туманности с массами порядка 100 M_⊙ и размерами порядка парсека. Иногда в них присутствуют и более близкие к завершению формирования объекты: звёзды типа T Тельца и объекты Хербига — Аро[12].

Структура протозвезды.
1 — свободно падающее вещество
2 — фотосфера, излучающая в инфракрасном диапазоне
3 — непрозрачная газопылевая оболочка
4 — фронт ударной волны
5 — гидростатически равновесное ядро

Сжатие облака происходит неравномерно, и через некоторое время после начала сжатия в облаке формируется гидростатически равновесное ядро — обычно считается, что с этого момента ядро облака является протозвездой[9][13]. Практически вне зависимости от массы облака, масса ядра будет составлять 0,01 M_⊙, радиус — несколько а.е., а температура в центре — 200 K. Аккреция внешних слоёв облака на ядро приводит к росту его массы и температуры, но при температуре в 2000 K её рост останавливается, так как энергия уходит на распад молекул водорода. В какой-то момент равновесие нарушается и ядро начинает сжиматься. Следующее равновесное состояние достигается для более маленького, теперь уже ионизованного ядра с массой 0,001 M_⊙, радиусом около 1 R_⊙ и температурой 2⋅10⁴ K. При этом ядро, излучающее в оптическом диапазоне, скрыто от окружающего пространства оболочкой, которая имеет гораздо меньшую температуру и излучает только в инфракрасном диапазоне[9][14].

Аккреция внешних слоёв продолжается, а падающее на ядро со скоростью 15 км/с вещество образует ударную волну. На ядро падает вещество сферической оболочки, ионизуется, и когда большая часть материала попадает на протозвезду, она становится доступной для наблюдения[15]. До этого момента сжатие внешней оболочки идёт по динамической временной шкале, то есть её длительность соответствует длительности свободного падения вещества, которому не препятствует давление газа[16].

У протозвёзд достаточно большой массы возрастающее давление излучения и звёздный ветер сдувают часть вещества оболочки, при этом может образоваться объект Хербига — Аро[10][15][17]. Кроме того, у протозвезды ещё может остаться протопланетный диск, состоящий из вещества, которое не аккрецировало на звезду; он впоследствии может эволюционировать в планетную систему[14][18]. Процесс формирования планет наблюдается, например, у звезды HL Тельца[19].

HL Тельца и её протопланетный диск

Эволюционные треки протозвёзд разной массы в период их медленного сжатия (синий цвет) и их изохроны (отмечены разными цветами)

Протозвёзды, у которых уже закончилась аккреция оболочек, иногда выделяются в отдельный тип: звёзды до главной последовательности. В англоязычной литературе такие объекты уже не называются протозвёздами, но существует термин «молодой звёздный объект» (англ. young stellar object), объединяющий протозвёзды и звёзды до главной последовательности[14][20].

Положение протозвезды на этом этапе можно отметить на Диаграмме Герцшпрунга — Рассела: протозвезда, имеющая низкую температуру и высокую светимость, находится в её верхней правой части. Пока в звезде не начались термоядерные реакции и она выделяет энергию за счёт гравитационного сжатия, она медленно движется к главной последовательности[14][9][15].

Так как эти тела поддерживаются собственным давлением, они сжимаются гораздо медленнее, чем на предыдущей стадии, — в тепловой временной шкале, то есть за период, в течение которого половина потенциальной гравитационной энергии израсходуется на излучение[16]. У самых массивных звёзд она занимает около 10⁵ лет, а у наименее массивных — порядка 10⁹ лет. Для Солнца эта стадия продлилась 30 миллионов лет[9][21][22][23].

Существует качественное различие между протозвёздами разной массы: протозвёзды с массой менее 3 M_⊙ имеют конвективную зону, распространяющуюся на всю глубину, а с большей массой — нет. Это различие приводит к различиям на поздних стадиях эволюции звёзд[9][24].

В 1961 году Тюсиро Хаяси (Хаяши) показал, что если весь объём звезды занимает конвективная зона, то при медленном сжатии её температура практически не меняется, а светимость падает — это соответствует движению текущего положения звезды вертикально вниз на диаграмме, и такой путь звезды принято называть треком Хаяши. Звёзды с массами в диапазоне от 0,3—0,5 M_⊙ (по разным оценкам) до 3 M_⊙ в течение сжатия перестают иметь конвективные слои и в какой-то момент сходят с трека Хаяши, в то время как звёзды с массами менее 0,3—0,5 M_⊙ находятся на треке Хаяши на протяжении всего времени сжатия[9][25][26].

После схода с трека Хаяши (для звёзд промежуточной массы) или с самого начала медленного сжатия (для массивных звёзд) звезда перестаёт быть конвективной и при сжатии начинает нагреваться, при этом светимость меняется незначительно. Это соответствует движению влево на диаграмме, и эта часть пути называется треком Хеньи[25][26][27].

В любом случае, в ходе сжатия температура в центре звезды возрастает, и в ядре звезды начинают протекать термоядерные реакции — у звёзд малой и средней массы спустя некоторое время после начала сжатия, а у звёзд с массой более 8 M_⊙ — ещё до того, как прекратится аккреция[28]. На ранних этапах это превращение лития и бериллия в гелий, и эти реакции производят меньше энергии, чем излучает звезда. Сжатие продолжается, но доля термоядерных реакций в выделении энергии увеличивается, ядро продолжает нагреваться, и когда температура достигает 3—4 миллионов K, начинается превращение водорода в гелий в p-p цикле[13].

В некоторый момент, если звезда имеет массу больше 0,07—0,08 M_⊙, выделение энергии за счёт термоядерных реакций сравнивается со светимостью звезды и сжатие прекращается — этот момент считается моментом окончания формирования звезды и её перехода на главную последовательность. Если звезда имеет массу менее этого значения, то в ней тоже какое-то время могут идти термоядерные реакции, однако вещество звезды в ядре становится вырожденным раньше, чем прекращается сжатие, поэтому термоядерные реакции никогда не становятся единственным источником энергии, а сжатие не прекращается. Такие объекты называются коричневыми карликами[9][29][30].