Molekuliniai debesys ir protžvaigždės

Молекулярные облака и протозвезды

Когда холодные, плотные облака газа и пыли распадаются, формируются новые звёзды в звёздных колыбелях

Между звёздами, казалось бы, в пустых промежутках тихо плавают гигантские облака газа и пыли – молекулярные облака. Эти холодные, тёмные регионы, находящиеся в межзвёздной среде (ISM), являются местами рождения звёзд. В них гравитация может настолько сжать вещество, что запустит ядерный синтез, начиная долгий путь существования звезды. От рассеянных гигантских молекулярных комплексов, простирающихся на десятки парсек, до компактных плотных ядер – эти колыбели звёзд необходимы для обновления звёздных популяций галактики, формируя как маломассивные красные карлики, так и более массивные протозвёзды, которые однажды ярко засветят как звёзды спектральных классов O или B. В этой статье мы рассматриваем природу молекулярных облаков, их коллапс для формирования протозвёзд, а также тонкие физические взаимодействия – гравитацию, турбулентность, магнитные поля – определяющие этот основной процесс звёздообразования.

1. Молекулярные облака: колыбели звёздообразования

1.1 Состав и условия

Молекулярные облака в основном состоят из молекул водорода (H2), а также из гелия и небольшого количества более тяжёлых элементов (C, O, N и др.). Часто они выглядят тёмными в видимом диапазоне, так как пылевые частицы поглощают и рассеивают свет звёзд. Их типичные характеристики:

  • Температура: ~10–20 K в плотных областях, достаточно низкая, чтобы молекулы оставались неповреждёнными.
  • Плотность: От нескольких сотен до нескольких миллионов частиц в кубическом сантиметре (например, среда в миллион раз плотнее, чем средняя межзвёздная).
  • Масса: Облака могут иметь массу от нескольких солнечных масс до более чем 106 M⊙ (в так называемых гигантских молекулярных облаках, GMC) [1,2].

Такой низкий уровень температур и высокая плотность создают условия для образования и сохранения молекул, одновременно обеспечивая защищённую среду, в которой гравитация может преодолеть тепловое давление.

1.2 Гигантские молекулярные облака и их подсистемы

Гигантские молекулярные облака, простирающиеся на десятки парсек, имеют сложные внутренние структуры: волокна (филаменты), плотные комки и ядра. Эти подразделения часто оказываются гравитационно неопределёнными (могут коллапсировать), формируя протозвёзды или небольшие группы скоплений. Наблюдения в миллиметровом и субмиллиметровом диапазонах (например, ALMA) выявляют замысловатые волокнистые структуры, в которых часто концентрируется звездообразование [3]. Такие молекулярные линии (CO, NH3, HCO+) и карты пылевого континуума помогают определить плотность колонн, температуру и закономерности движения, показывающие, как подразделения могут фрагментироваться или коллапсировать.

1.3 Факторы, инициирующие коллапс

Гравитации одной недостаточно, чтобы инициировать крупномасштабный коллапс облака. Дополнительные «механизмы запуска» включают:

  1. Ударные волны от сверхновых: Расширяющиеся остатки сверхновых могут сжимать соседнюю газовую среду.
  2. Расширение областей H II: Ионизирующее излучение массивных звезд выдувает оболочки из нейтрального вещества, толкая их в соседние молекулярные облака.
  3. Эффект плотности спиральных волн: В дисках галактик проходящие спиральные волны могут сжимать газ, формируя гигантские облака и впоследствии звездные скопления [4].

Хотя не всё звездообразование требует внешнего стимулирования, эти процессы часто ускоряют фрагментацию сегментов облака и гравитационный коллапс в слабо стабильных областях.

2. Начало коллапса: формирование ядра

2.1 Гравитационная нестабильность

Если часть внутренней массы и плотности молекулярного облака превышает массу Джинса (критическую массу, при которой гравитация перевешивает тепловое давление), эта область начинает коллапсировать. Масса Джинса зависит от температуры и плотности:

MJ ∝ (T3/2) / (ρ1/2).

В типичных холодных, плотных ядрах тепловое или турбулентное давление уже не способно противостоять гравитации, и начинается звездообразование [5].

2.2 Роль турбулентности и магнитных полей

Турбулентность в молекулярных облаках стимулирует хаотические потоки, которые могут замедлить прямой коллапс, но также могут создавать условия для локальных сжатий в областях ядер. Тем временем магнитные поля обеспечивают дополнительную опору, если облако пронизывают магнитные силовые линии. Наблюдения (например, поляризованное излучение пыли, расщепление Зеемана) позволяют измерить силу магнитного поля. Взаимодействие гравитации, турбулентности и магнетизма определяет, с какой скоростью и с какой эффективностью в конечном итоге сформируются звезды [6].

2.3 Расщепление и скопления

Во время коллапса то же облако может расщепиться на несколько плотных ядер. Это объясняет, почему звёзды чаще всего формируются в скоплениях или группах — общая среда рождения может включать от нескольких протозвёзд до богатых звёздных скоплений с тысячами членов. В этих скоплениях формируются как очень низкомассивные коричневые карлики, так и массивные протозвёзды спектра O, которые по сути рождаются одновременно в одном и том же GMC.

3. Протозвёзды: формирование и развитие

3.1 От плотного ядра к протозвезде

Изначально плотное ядро в центре облака становится непрозрачным для собственного излучения. По мере дальнейшего сжатия под действием гравитации выделяется тепло, которое нагревает развивающуюся протозвезду. Это образование, всё ещё погруженное в пыльную среду, ещё не осуществляет синтез водорода — его светимость в основном обусловлена энергией гравитационного сжатия. По наблюдениям, ранняя фаза протозвезды наиболее ярко проявляется в инфракрасном и субмиллиметровом диапазонах, поскольку оптический спектр поглощается пылью [7].

3.2 Классы наблюдений (0, I, II, III)

Протозвёзды классифицируются по спектральному распределению энергии (SED), связанному с пылью:

  • 0 класс: Самый ранний этап. Протозвезда плотно окружена окружающей оболочкой, аккреция велика, почти никакой свет звезды не может проникнуть.
  • I класс: Масса оболочки значительно уменьшилась, формируется диск протозвезды.
  • II класс: Обычно называемые T Тельца (низкомассивные) или Herbig Ae/Be (среднемассивные) звёзды. В них уже есть яркие диски, но меньше окружающей оболочки, а излучение заметно в видимом или ближнем ИК диапазоне.
  • III класс: Почти не имеющая диска предглавная последовательность. Она близка к конечной форме звезды, остался лишь слабый след диска.

Эта классификация отражает эволюцию звезды от глубоко окружённой ранней стадии до всё более раскрывающейся предглавной последовательности, которая в конечном итоге перейдёт в фазу синтеза водорода [8].

3.3 Двуполярные выбросы и струи

Для протозвёзд характерно излучение двуполярных потоков или коллимированных струй вдоль оси вращения, которые, как считается, вызываются магнитогидродинамическими процессами в аккреционном диске. Эти потоки выдувают полости в окружающей оболочке, образуя впечатляющие объекты Гербига–Харо (HH). В то же время более медленные, широкие потоки помогают удалить избыточный угловой момент из падающего вещества, не позволяя протозвезде слишком быстро вращаться.

4. Аккреционные диски и угловой момент

4.1 Формирование диска

Пока ядро облака коллапсирует, сохранение углового момента заставляет падающее вещество концентрироваться в вращающийся вокругзвёздный диск вокруг протозвезды. В этом газо-пылевом диске, радиус которого может достигать десятков или сотен а.е. (астрономических единиц), со временем может сформироваться протопланетный диск, в котором происходит планетарная аккреция.

4.2 Эволюция диска и скорость аккреции

Поток вещества из диска в протозвезду определяется вязкостью диска и MHD турбулентностью (называемой «альфа-дисковая» модель). Типичные потоки аккреции могут достигать 10−6–10−5 M⊙ в год, а по мере приближения звезды к конечной массе эта скорость уменьшается. Наблюдая тепловое излучение диска в субмиллиметровом диапазоне, астрономы могут определить массу диска и его поперечную структуру, а спектроскопия выявляет горячие точки аккреции на поверхности звезды.

5. Формирование звёзд большой массы

5.1 Проблемы массивных протозвёзд

Для формирования звёзд большой массы (спектральных классов O и B) характерны дополнительные препятствия:

  • Давление излучения: Яркость протозвезды вызывает сильное внешнее давление излучения, останавливающее аккрецию.
  • Короткий период Кельвина-Гельмгольца: Массивные звёзды очень быстро нагреваются в ядре и начинают синтез, пока ещё притягивают вещество.
  • Окружение скоплений: Массивные звёзды обычно формируются в плотных центрах скоплений, где взаимодействия, излучение и струи влияют на общую эволюцию газа [9].

5.2 Конкурентная аккреция и обратная связь

В плотных зонах скоплений множество протозвёзд конкурируют за общие газовые ресурсы. Ионизирующие фотоны и звёздные ветры массивных звёзд могут фотоиспарять близлежащие ядра, корректируя или даже прерывая их звездообразование. Несмотря на трудности, массивные звёзды формируются — они являются важнейшими источниками энергии и химического обогащения в рождающихся регионах звездообразования.

6. Скорость и эффективность формирования звёзд

6.1 Общая звездообразовательная способность галактики

На масштабе галактики звездообразование (ЗСС) коррелирует с поверхностной плотностью газа, как описывает закон Kennicutt–Schmidt. В спиральных рукавах или полосах могут образовываться гигантские комплексы звездообразования. В карликовых неправильных галактиках или областях с низкой плотностью звездообразование происходит более эпизодически. В то же время в галактиках с вспышками звездообразования (англ. starburst) из-за взаимодействий или притока вещества могут происходить кратковременные, но очень интенсивные этапы формирования звёзд [10].

6.2 Эффективность звездообразования

Не вся масса молекулярного облака превращается в звёзды. Наблюдения показывают, что эффективность звездообразования (ЭЗ) в одном облаке может колебаться от нескольких до нескольких десятков процентов. Обратное воздействие протозвёздных потоков, излучения и сверхновых может рассеять или нагреть оставшуюся часть газа, останавливая дальнейший коллапс. Поэтому звездообразование является саморегулирующимся процессом, редко превращающим всё облако в звёзды одновременно.

7. Продолжительность протозвезд и переход к главной последовательности

7.1 Периоды

 

  • Фаза протозвезды: Для протозвезд малой массы эта фаза может длиться несколько миллионов лет, пока не начнётся ядерный синтез водорода в ядре.
  • Тип T / Предглавная последовательность: Этот яркий этап звезды перед главной последовательностью продолжается, пока звезда не стабилизируется на главной последовательности с нулевого возраста (ZAMS).
  • Большая масса: Более массивные протозвезды сжимаются ещё быстрее и начинают синтез водорода — часто за несколько сотен тысяч лет.

 

7.2 Запуск синтеза водорода

Когда температура и давление в ядре достигают критического порога (около 10 миллионов K ~1 массы Солнца для звезды), начинается синтез водорода в ядре. Тогда звезда оседает на главную последовательность, где светит стабильно миллионы или даже миллиарды лет — в зависимости от массы звезды.

8. Текущие исследования и перспективы

8.1 Высокое разрешение изображений

Такие инструменты, как ALMA, JWST и крупные наземные телескопы (оснащённые адаптивной оптикой), позволяют проникать в пылевые «коконы» протозвезд, показывая закономерности движения дисков, структуры выбросов и ранние процессы фрагментации в молекулярных облаках. Повышая чувствительность и пространственное разрешение, мы всё глубже будем понимать, как мелкомасштабная турбулентность, магнитные поля и процессы в дисках взаимодействуют при рождении звёзд.

8.2 Детальная химия

В регионах звездообразования процветает сложная химическая среда, где образуются даже сложные органические молекулы и преджизненные соединения. Наблюдая спектральные линии этих соединений в субмиллиметровом и радиодиапазонах, можно проследить фазы эволюции плотных ядер — от ранней стадии коллапса до формирования протопланетных дисков. Это связано с вопросом, как планетные системы получают свои начальные летучие ресурсы.

8.3 Значение крупномасштабной среды

Окружение галактик — например, возмущения, вызванные спиральными рукавами, поток газа, движимый полосами, или внешние сжимающие факторы при взаимодействиях галактик — может систематически изменять скорость звездообразования. Будущие наблюдения в различных диапазонах волн, объединяющие карты близкого ИК-пылевого излучения, потоки линий CO и распределение звездных скоплений, позволят лучше понять, как формируются и разрушаются молекулярные облака во всём объёме галактик.

9. Заключение

Коллапс молекулярных облаков является решающим фактором начальной стадии жизни звезды, превращающим холодные, пылевые карманы межзвездного вещества в протозвезды, которые затем начинают синтез и обогащают галактики светом, теплом и тяжелыми элементами. От гравитационных нестабильностей, разрушающих гигантские облака, до деталей дисковой аккреции и выбросов протозвезд — рождение звезд представляет собой многогранный, сложный процесс, обусловленный турбулентностью, магнитным полем и окружающей средой.

Неважно, формируются ли звезды в одиночных средах или в плотных скоплениях, путь от коллапса ядра до главной последовательности — это универсальный принцип звездообразования во Вселенной. Изучение этих ранних фаз — от тусклых источников класса 0 до ярких стадий T Тельца или Herbig Ae/Be — является ключевой задачей астрофизики, требующей передовых наблюдений и моделирования. Глубокое понимание этого этапа — от межзвездного газового вещества до зрелой звезды — раскрывает основные закономерности, поддерживающие «жизнеспособность» галактик и создающие условия для планет и, возможно, жизни во многих звездных системах.

Nuorodos ir platesni šaltiniai

  1. Blitz, L., & Williams, J. P. (1999). Происхождение и эволюция молекулярных облаков. В Protostars and Planets IV (ред. Mannings, V., Boss, A. P., Russell, S. S.), Univ. of Arizona Press, 3–26.
  2. McKee, C. F., & Ostriker, E. C. (2007). «Теория звездообразования.» Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 45, 565–687.
  3. André, P., Di Francesco, J., Ward-Thompson, D., et al. (2014). «От нитевидных сетей к плотным ядрам в молекулярных облаках.» Protostars and Planets VI, University of Arizona Press, 27–51.
  4. Elmegreen, B. G. (2002). «Звездообразование в пересекающейся спиральной волне.» The Astrophysical Journal, 577, 206–210.
  5. Jeans, J. H. (1902). «Стабильность сферической туманности.» Philosophical Transactions of the Royal Society A, 199, 1–53.
  6. Crutcher, R. M. (2012). «Магнитные поля в молекулярных облаках.» Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 50, 29–63.
  7. Shu, F., Adams, F. C., & Lizano, S. (1987). «Звездообразование в молекулярных облаках: наблюдения и теория.» Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 25, 23–81.
  8. Lada, C. J. (1987). «Звездообразование – от OB-ассоциаций до протозвезд.» IAU Symposium, 115, 1–17.
  9. Zinnecker, H., & Yorke, H. W. (2007). «К пониманию формирования массивных звезд.» Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 45, 481–563.
  10. Kennicutt, R. C., & Evans, N. J. (2012). «Звездообразование в Млечном Пути и близлежащих галактиках.» Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 50, 531–608.
Вернуться в блог