Эволюция гигантских молекулярных облаков
Гигантские молекулярные облака способны противостоять силе тяжести, которая противостоит коллапсу. Чтобы обеспечить относительную стабильность протекают несколько процессов.
Во-первых, соседние звезды нагревают газовые облака, что приводит к возбуждению молекул, благодаря силе внутреннего давления, которая может противостоять гравитации. Тогда облако становится неподвижным и подвержено вращению. Молекулы газа, таким образом, подвергаются центробежной силе, которая предотвращает их движение к центру облака. Наконец, межзвездное магнитное поле также является источником силы, способствующей стабильности.
Эта ситуация не длится вечно, потому что определенные факторы могут нарушить баланс и вызвать гравитационный коллапс. Первой возможностью является прохождение облака в области высокой плотности вещества.
Наша галактика не имеет равномерного распределения материи, но содержит более плотные области в среднем. Когда гигантское молекулярное облако проходит через одну из этих зон, оно подвергается сжимающей силе, которая может нарушить равновесие и вызвать гравитационный коллапс.
Другая возможная причина - взрыв сверхновой . Это событие вызывает огромную ударную волну, которая сильно сжимает области, через которые она проходит, и поэтому может вызвать гравитационный коллапс гигантского молекулярного облака. Именно этот сценарий был при формировании Солнца.
Масса джинсов
Когда стабильность нарушена, гигантское молекулярное облако не просто сокращается. Оно делится на все более мелкие блоки. Этот процесс был изучен британским физиком Джеймсом Джинсом, который в начале столетия показал, что газовое облако подвергаясь воздействию противоположных гравитационных сил и внутреннего давления сжимается, если его масса превышает определенный порог, называемый масса джинсов.
Этот порог становится все ниже, поскольку облако становится всё более плотнее, и тем больше, чем температура выше. Таким образом, плотное облако будет сжиматься легче и для данной плотности холодное облако разрушится легче, чем горячее облако. Масса джинсов определяет размер коллапсирующих облаков, и именно вариации этой критической массы с температурой и плотностью определяют ход событий после нарушения равновесия.
Фрагментация молекулярного облака
Внутри гигантского молекулярного облака, чей баланс нарушен, блоки массы джинсов становятся независимыми от множества и начинают сокращаться. По мере увеличения сжатия плотность увеличивается в каждом из этих блоков, что снижает критический порог джинсов. В результате начинается новая серия фрагментации, и каждый из блоков подразделяется на более мелкие и плотные облака. Масса джинсов продолжает снижаться и так далее. Разворачивается череда частей, которые рождают из гигантского облака большое количество фрагментов, все меньших и меньших.
Процесс фрагментации в конечном итоге останавливается. Пока облака были прозрачными, излучение могло свободно выходить и освобождать облако от его избыточной энергии. Но в определенный момент газовые блоки достигают плотности, достаточной для того, чтобы стать непрозрачными и не дать излучению устранить избыточную энергию.
В результате температура облака, которая до этого была стабильной, начинает повышаться, что выражается в увеличении массы джинсов. Самые маленькие облака, появляющиеся, когда критический порог был на самом низком уровне, становятся слишком маленькими, чтобы их можно было фрагментировать, и весь процесс останавливается.
Рождение звезды
Когда фрагментация прекращается, каждое небольшое облако газа становится протозвездой, которая продолжает сжиматься и разогреваться, преобразовывая свою гравитационную энергию в тепловую энергию. Излучение еще может частично проходить. Температура остается умеренной, а свет звезды находится в инфракрасном диапазоне .
Но сжатие продолжается, и газ, наконец, становится непрозрачным. Температура протозвезды достигает нескольких тысяч градусов, и звезда начинает сиять в видимом диапазоне. Поскольку её размеры огромны, прото-звезда очень яркая. Например, на этом этапе жизни прото-Солнце было в сто раз ярче, чем сегодня.
В центре звезды плотность и температура увеличиваются все больше и больше. Наконец наступает момент, когда центральная температура достигает десяти миллионов градусов и инициируются реакция ядерного синтеза водорода.
В этот момент вырабатывается огромное количество энергии, которая создает внутреннее давление, и которое противодействует силе гравитации и стабилизирует звезду. Сокращение прекращается, и это - начало жизни звезды на главной последовательности.
Продолжительность звездообразования значительно короче, чем его долговечность на основной последовательности. Это сильно зависит от массы рассматриваемой звезды. Таким образом, для звезды, подобной Солнцу, это несколько десятков миллионов лет, а для звезды из десяти масс Солнца - менее 100 000 лет.
Еще раз отметим, что для полноты картины не все звезды рождаются в гигантских молекулярных облаках. Некоторые из менее массивных образованы из небольших молекулярных облаков, называемых глобулами Бока, размеры которых могут уменьшиться до менее чем светового года.
Звезды Т Таури
Рождение звёзд приводит к возникновению некоторых захватывающих событий. Часто звезда, собирающаяся достичь главной последовательности, теряет огромное количество газа в форме звездных ветров и, таким образом, может выбрасывать значительную часть своей массы. Звезда тогда называется звездой Т Таури. Эта стадия характеризуется очень сильным излучением в инфракрасном диапозоне, поскольку видимое излучение звезды поглощается, а затем повторно излучается относительно холодной пылью, которая окружает ее.
Предметы Хербига-Аро
Часто звездообразование также сопровождается выбросом газа в виде двух диаметрально противоположных струй. Возможным объяснением этого явления является наличие вокруг звезды диска, образованного остатками пласта. Газ, выбрасываемый звездой в плоскости диска, таким образом, блокируется, и только в направлениях, перпендикулярных этой плоскости, эжекция эффективна, следовательно,имеется наличие двух противоположных струй.
На траектории движения двух струй иногда наблюдаются небольшие концентрации газа и пыли. Эти области затем получают большое количество энергии и начинают сиять. Их называют объектами Хербига-Аро, и они могут привести к красивым рядам маленьких ярких туманностей вдоль струй.
HII регионы
Интересным является случай наиболее массивных звезд, которые испытывают чрезвычайно быстрый гравитационный коллапс и, таким образом, очень быстро достигают своей стабильной фазы. Тогда рождаются типа О или Б очень жарко и очень ярко. В этом случае большая часть звездного излучения очень энергична и находится в ультрафиолете. Этот свет нагревает межзвездную среду вокруг звезды. Последний по существу состоит из ионизованного водорода, то есть протонов и свободных электронов.
Когда электрон и свободный протон встречаются, они могут снова успешно соединиться с образованием атома водорода. Это явление сопровождается испусканием красных фотонов, и область вокруг звезды, таким образом, сияет. В результате получается красивая туманность, называемая областью HII. В качестве примера можно привести знаменитую туманность Ориона, видимую невооруженным глазом в одноименном созвездии.
Массивные светящиеся звезды в области HII составляют то, что называется ассоциацией OB. Обычно эти звезды слабо связаны гравитацией и рассеиваются очень быстро. Поэтому ассоциация звезд имеет очень короткую жизнь, в отличие от скопления, состоящего из звезд, связанных гравитацией, и, следовательно, остается гораздо более длинным.
Следует также отметить, что массивные звезды ответственны за сильные звездные ветры и ударные волны, которые способствуют образованию звёзд в соседних регионах.