Звездообразование -

процесс рождения звёзд из галактического газа; исследование З. - одна из фундаментальных проблем современной астрофизики. Существование в Галактике нескольких звёздных населений (с типичными для звёзд каждого населения физическими характеристиками, химическим составом и пространственным распределением) теория объясняет непрекращающимся рождением звёзд и изменением их свойств со временем. Каждое население, каждое поколение звёзд хранит следы тех условий, которые имели место в период их рождения. Возрасты звёзд и звёздных населений теснейшим образом связаны с их химическим составом.

В период, когда рождались первые звёзды, протогалактическое газовое облако состояло из водорода (ок. 75%) и гелия (ок. 25% по массе) и занимало, как считается, примерно сферический объём. В конце эволюции звёзды первого поколения обогащают межзвёздный газ элементами, более тяжёлыми, чем водород и гелий. Поэтому звёзды, родившиеся позже, относительно богаты тяжёлыми химическими элементами (см. Галактика). З. происходит в Галактике и сейчас. Об этом свидетельствует присутствие массивных и горячих (молодых) звёзд спектральных классов O и B во внутренних кромках галактических спиральных рукавов (где концентрация газа и пыли повышена), существование мощных источников инфракрасного излучения в межзвёздных облаках водорода (ими могут быть молодые звёзды на стадии звезды-кокона) и др. факты. Возраст этих объектов порядка 10 5 - 10 7 лет, т.е. крайне мал по сравнению с возрастом Галактики.

З. начинается с фрагментации протяжённых холодных облаков газа по действием гравитационных сил. Если облако массивное, то в нём постепенно выделяется центральная плотная часть. Температура этой части облака, несмотря на постепенное увеличение его плотности, остаётся низкой вследствие интенсивного остывания газа. При достижении определённой степени плотности становятся эффективными столкновения молекул газа с частицами пыли, которая приобретает температуру газа. Сжатие газа протекает почти изотермически. При сжатии газа возрастает магнитное поле (вмороженное в межзвёздный газ). Каждый из возникших фрагментов облака газа снова сжимается под действием собственной гравитации. Затем они в свою очередь распадаются на серию более мелких фрагментов. Этот процесс называют иерархической, или каскадной фрагментацией. Он продолжается до тех пор, пока на какой-то стадии плотность газа станет столь высокой, что очередные фрагменты будут непрозрачными для излучения, уносящего выделяющуюся теплоту. Последняя серия фрагментов представляет собой протозвёзды - непрозрачные массы газа, в которых гравитация уравновешивается внутренним давлением. Непрозрачной для излучения становится, видимо, сначала центральная плотная часть протозвезды - её ядро. На ядро падает (аккрецирует) оставшийся в оболочке газ, постепенно увеличивая массу ядра. С ростом массы быстро растёт светимость ядра, и на некоторой стадии светимость становится столь высокой, что излучение, нагревая газ в оболочке, рассеивает последнюю в межзвёздном пространстве. Поэтому дальнейший рост массы ядра протозвезды прекращается, и оно уже окончательно эволюционирует в звезду. Максимальные массы, которые могут образоваться путём аккреции протозвездой вещества оболочки, не превышают нескольких десятков солнечных масс, что соответствует примерно массам OB- звёзд. Сформировавшаяся звезда сначала имеет размеры, значительно превышающие размеры звёзд такой же массы на более поздней стадии эволюции (при выходе на главную последовательность), и потому излучают большое количество энергии. На этой стадии она находится в верхней правой части Герцшпрунга-Ресселла диаграммы, т.е. в области красных гигантов и сверхгигантов. Источником свечения является выделяющаяся при сжатии гравитационная энергия. По мере сжатия растёт температура поверхности, а полная светимость уменьшается. В конце концов температура в центре достигает значений, при которых включаются термоядерные источники энергии, и дальнейшее сжатие останавливается. Этот момент, собственно, и означает превращение протозвезды в звезду (протозвезда достигает главной последовательности). Стадия протозвезды продолжается сравнительно недолго (у звёзд с массой, приблизительно равной солнечной, - ок. 5*10Е6 лет); кроме того, протозвёзды окружены "коконом" - плотной газопылевой оболочкой, непрозрачной для видимого излучения (см. Звезда-кокон). Всё это чрезвычайно затрудняет обнаружение и исследование процесса рождения звёзд.