ЗВЕЗДООБРАЗОВА́НИЕ

Область звездообразования NGC 3603 (фото с космического телескопа «Хаббл»).

ЗВЕЗДООБРАЗОВА́НИЕ, про­цесс ро­ж­де­ния звёзд из га­лак­ти­че­ских га­за и пы­ли. В ас­т­ро­фи­зи­ке тер­ми­ном «З.» обо­зна­ча­ют два ви­да раз­ли­чаю­щих­ся мас­шта­ба­ми про­цес­сов: об­ра­зо­ва­ние отд. звёзд и крат­ных звёзд­ных сис­тем, а так­же мас­со­вое об­ра­зо­ва­ние звёзд в га­лак­ти­ках. Ис­сле­до­ва­ние З. – од­на из фун­дам. про­блем совр. ас­т­ро­фи­зи­ки.

Об­ра­зо­ва­ние отд. звёзд и крат­ных сис­тем – один из осн. эле­мен­тов тео­рии эво­лю­ции звёзд и тео­рии об­ра­зо­ва­ния пла­нет­ных сис­тем. На­уч­но обос­но­ван­ные пред­став­ле­ния об об­ра­зо­ва­нии звёзд (и пла­нет­ных сис­тем) поя­ви­лись бо­лее 350 лет на­зад, на­чи­ная с ра­бот Р. Де­кар­та. Позд­нее бы­ла вы­ска­за­на раз­вёр­ну­тая ги­по­те­за, но­ся­щая ны­не назв. ги­по­те­зы Кан­та – Ла­п­ла­са – Шмид­та, о том, что звёз­ды, а вме­сте с ни­ми и пла­нет­ные сис­те­мы об­ра­зу­ют­ся пу­тём сжа­тия вра­щаю­щих­ся га­зо­вых об­ла­ков. Ги­по­те­за опи­ра­лась в осн. на тео­ре­тич. пред­став­ле­ния и дан­ные на­блю­де­ний о совр. Сол­неч­ной сис­те­ме. В сер. 20 в. В. А. Ам­бар­цу­мя­ном бы­ли про­ве­де­ны ис­сле­до­ва­ния, под­твер­див­шие, что звёз­ды об­ра­зу­ют­ся и в на­ше вре­мя, при­чём об­ра­зу­ют­ся груп­па­ми. С это­го вре­ме­ни для изу­че­ния про­цес­са З. при­вле­ка­ют­ся как тео­ре­ти­че­ские, так и мощ­ные на­блю­да­тель­ные сред­ст­ва.

Про­цесс об­ра­зо­ва­ния звез­ды на­чи­на­ет­ся со сжа­тия хо­лод­но­го (темп-ра ок. 10 К) и очень плот­но­го (кон­цен­тра­ция св. 10⁴ час­тиц/см³) яд­ра меж­звёзд­но­го га­зо­пы­ле­во­го об­ла­ка; в ти­пич­ном плот­ном об­ла­ке та­ких ядер мо­жет быть мно­го. Эти об­ла­ка не­про­зрач­ны для оп­тич. из­лу­че­ния, и в их не­драх соз­да­ют­ся бла­го­при­ят­ные ус­ло­вия для об­ра­зо­ва­ния мо­ле­кул, по­это­му их на­зы­ва­ют мо­ле­куляр­ны­ми. Из­лу­че­ние пы­ли (ле­жа­щее в ИК-диа­па­зо­не) и осо­бен­но из­лу­че­ние мо­ле­кул, та­ких как CS, NH₃ и др. (мил­ли­мет­ро­вый диа­па­зон), по­зво­ля­ют про­сле­дить кар­ти­ну об­ра­зо­ва­ния звез­ды.

Сжа­тие яд­ра про­ис­хо­дит вслед­ст­вие гра­ви­та­ци­он­ной не­ус­той­чи­во­сти – те­п­ло­вая энер­гия яд­ра те­ря­ет­ся (ухо­дит из об­ла­ка че­рез из­лу­че­ние пы­ли и мо­ле­кул) и не мо­жет про­ти­во­дей­ст­во­вать гра­ви­тац. сжа­тию, ес­ли мас­са об­ла­ка до­ста­точ­но ве­ли­ка, т. е. боль­ше не­ко­то­рого пре­де­ла, впер­вые ус­та­нов­лен­но­го Дж. Джин­сом.

Яд­ро сжи­ма­ет­ся не­од­но­род­но; сжа­тие центр. час­ти про­те­ка­ет бы­ст­рее, и имен­но здесь при дос­ти­же­нии боль­шой плот­но­сти и по­сле­дую­щем по­вы­ше­нии темп-ры по­яв­ля­ет­ся звез­да-за­ро­дыш (см. Про­то­з­вёз­ды), ок­ру­жён­ная не­про­зрач­ной обо­лоч­кой («ко­ко­ном»), про­дол­жаю­щей па­дать (кол­лап­си­ро­вать) на звез­ду. Мас­са та­кой про­тоз­вез­ды рас­тёт, её темп-ра и све­ти­мость так­же воз­рас­та­ют, и звез­да на­чи­на­ет ак­тив­но воз­дей­ст­во­вать на па­даю­щее ве­ще­ст­во.

Мас­сив­ные звёз­ды [т. е. звёз­ды с мас­сой бо­лее не­сколь­ких $M_☉$ ($M_☉$ – мас­са Солн­ца)] ио­ни­зу­ют ве­ще­ст­во обо­лоч­ки (в осн. это во­до­род). В ре­зуль­та­те про­ис­хо­дит на­грев обо­лоч­ки, дав­ле­ние в ней воз­рас­та­ет, кол­лапс ве­ще­ст­ва ос­та­нав­ли­ва­ет­ся и обо­лоч­ка на­чи­на­ет рас­ши­рять­ся. Та­кие рас­ши­ряю­щие­ся ио­ни­зо­ван­ные обо­лоч­ки на­зы­ва­ют зо­на­ми ио­ни­зо­ван­но­го во­до­ро­да (зо­на­ми HII). Есть ещё неск. про­цес­сов, от­вет­ст­вен­ных за ос­та­нов­ку кол­лап­са. У мас­сив­ных звёзд это звёзд­ный ве­тер и дав­ле­ние из­лу­че­ния звез­ды на пыль. У всех звёзд, на­чи­ная с са­мых ран­них ста­дий их об­ра­зо­ва­ния, мо­гут раз­вить­ся т. н. би­по­ляр­ные (т. е. на­прав­лен­ные в про­ти­во­по­лож­ные сто­ро­ны) ис­те­че­ния ве­ще­ст­ва. Та­кие ис­те­че­ния об­ра­зу­ют­ся вслед­ст­вие слож­но­го взаи­мо­дей­ст­вия гра­ви­та­ци­он­но­го и маг­нит­но­го по­лей и вра­ще­ния звез­ды. На­блю­да­ют­ся ис­те­че­ния двух ви­дов – ши­ро­кие от­но­си­тель­но мед­лен­ные мо­ле­ку­ляр­ные би­по­ляр­ные по­то­ки ве­ще­ст­ва от звез­ды и уз­кие вы­со­ко­ско­ро­ст­ные (бо­лее 100 км/с) струи.

Из час­ти ве­ще­ст­ва кол­лап­си­рую­щей обо­лоч­ки об­ра­зу­ет­ся вра­щаю­щий­ся диск. Мно­го мо­ло­дых звёзд с дис­ка­ми на­блю­да­ет­ся с по­мо­щью совр. те­ле­ско­пов. Даль­ней­шая эво­лю­ция дис­ка мо­жет при­вес­ти к об­ра­зо­ва­нию пла­нет­ной сис­те­мы. Ес­ли ис­ход­ный сгу­сток вра­щал­ся слиш­ком бы­ст­ро, из не­го пу­тём де­ле­ния мо­жет об­ра­зо­вать­ся крат­ная звёзд­ная сис­те­ма (двой­ная, трой­ная и т. д.). По-ви­ди­мо­му, поч­ти все звёз­ды ро­ж­да­ют­ся крат­ны­ми.

Даль­ней­шая судь­ба звез­ды за­ви­сит от её мас­сы. Чем боль­ше мас­са, тем го­ря­чее звез­да и тем ин­тен­сив­нее она из­лу­ча­ет. Яд­ра мас­сой ме­нее 0,08 $M_☉$ во­об­ще не ста­но­вят­ся звёз­да­ми в при­ня­том по­ни­ма­нии (темп-ра в их не­драх не­дос­та­точ­но вы­со­ка для про­те­ка­ния ядер­ных ре­ак­ций). Та­кие звёз­ды на­зы­ва­ют­ся ко­рич­не­вы­ми кар­ли­ка­ми.

Ес­ли в мо­ле­ку­ляр­ном об­ла­ке об­ра­зу­ют­ся мас­сив­ные звёз­ды, они столь энер­гич­но воз­дей­ст­ву­ют на ро­ди­тель­ское об­ла­ко, что З. в нём пре­кра­ща­ет­ся. По-ви­ди­мо­му, са­мые мас­сив­ные звёз­ды (т. н. звёз­ды на­се­ле­ния III типа) об­ра­зо­вы­ва­лись в са­мом на­ча­ле фор­ми­ро­ва­ния га­лак­тик или да­же ещё рань­ше. Это бы­ли объ­ек­ты мас­сой в сот­ни – ты­ся­чи сол­неч­ных масс; они жи­ли очень ко­рот­кое вре­мя и в их не­драх об­ра­зо­ва­лись пер­вые тя­жёлые (тя­же­лее ге­лия) хи­мич. эле­мен­ты (см. Нук­лео­син­тез). Из ве­ще­ст­ва этих звёзд об­ра­зо­ва­лись впо­след­ст­вии звёз­ды на­се­ле­ния II типа (ста­рые звёз­ды с по­ни­жен­ным со­дер­жа­ни­ем тя­жё­лых эле­мен­тов, об­ра­зую­щие сфе­рои­даль­ную со­став­ляю­щую га­лак­ти­ки) и звёз­ды на­се­ле­ния I типа [бо­лее мо­ло­дые, кон­цен­три­рую­щие­ся в га­лак­тич. дис­ке и имею­щие нор­маль­ный (сол­неч­ный) хи­мич. со­став].

В Га­лак­ти­ке в на­ше вре­мя об­ра­зу­ет­ся в год неск. звёзд об­щей мас­сой ок. 4 $M_☉$. В га­лак­ти­ках со вспыш­ка­ми З. (че­рез та­кую ста­дию про­хо­дят, ве­ро­ят­но, мн. га­лак­ти­ки) эта ве­ли­чи­на в де­сят­ки раз вы­ше. Ха­рак­тер­ной осо­бен­но­стью про­цес­са З. яв­ля­ет­ся то, что от­но­сит. ко­ли­че­ст­во звёзд дан­ной мас­сы опи­сы­ва­ет­ся сте­пен­ной функ­ци­ей (т. н. функ­ци­ей Сол­пи­те­ра). Ес­те­ст­вен­но, чем мень­ше мас­са, тем бо­лее мно­го­чис­лен­ны та­кие звёз­ды. Функ­ция Сол­пи­те­ра при­ме­ни­ма к объ­ек­там с мас­сой от 0,1 до 120 $M_☉$ и при­мер­но оди­на­ко­ва как для разл. об­лас­тей Га­лак­ти­ки, так и для др. га­лак­тик. По­это­му с её по­мо­щью мож­но опи­сы­вать и срав­ни­вать ис­то­рию мас­со­во­го З. в га­лак­ти­ках.

Су­ще­ст­во­ва­ние не­сколь­ких звёзд­ных на­се­ле­ний (с ти­пич­ны­ми для звёзд ка­ж­до­го на­се­ле­ния фи­зич. ха­рак­те­ри­сти­ка­ми, хи­мич. со­ста­вом и про­стран­ст­венным рас­пре­де­ле­ни­ем) тео­рия объ­яс­ня­ет не­пре­кра­щаю­щим­ся, но не­по­сто­ян­ным во вре­ме­ни ро­ж­де­ни­ем звёзд и из­ме­не­ни­ем их свойств со вре­ме­нем. Ка­ж­дое на­се­ле­ние, ка­ж­дое по­ко­ле­ние звёзд хра­нит сле­ды тех ус­ло­вий, ко­то­рые име­ли ме­сто в пе­ри­од их ро­ж­де­ния.