Глава 6. Звезды

6.4. Жизненный путь рядовой звезды

6.4.1. Протозвезды

Звезды образуются в результате гравитационной неустойчивости в холодных и плотных молекулярных облаках. Поэтому звезды всегда рождаются группами (скоплениями, комплексами). Гигантские молекулярные облака с массами, большими 10⁵ M (их известно более 6 000), содержат 90 % всего молекулярного газа Галактики. Именно с ними связаны области звездообразования. Если бы гигантские молекулярные облака в Галактике свободно сжимались из-за гравитационной неустойчивости, то за 50 миллионов лет из них образовались бы звезды. Сжатию способствуют ударные волны при расширении остатков вспышек сверхновых, спиральные волны плотности и звездный ветер от горячих ОВ-звезд. Температура вещества при переходе от молекулярных облаков к звездам возрастает в миллионы раз, а плотность – в 10²⁰ раз.

Стадия развития звезды, характеризующаяся сжатием и не имеющая еще термоядерных источников энергии, называется протозвездой (греч. протос «первый»). Эволюцию протозвезды массой 1 M можно разделить на три стадии:

Характеристика Фаза 1 Формирование Фаза 2 Быстрое сжатие Фаза 3 Медленное сжатие Размер 1018–1015 м 1000–1 а. е. 1015–1010 м 1 а. е. – десятки R 1010–109 м 10–1 R Плотность ρ, кг/м3 10–19–10–16 10–16–1 1–103 Температура в центре, К 10 10–106 106–107 Длительность, лет 107 105 5∙107 Наблюдение Радиодиапазон Инфракрасный диапазон Оптический диапазон Характеристика Начало гравитационной неустойчивости Быстрое сжатие, практически свободное падение вещества к центру облака Протозвезда становится непрозрачной для собственного теплового излучения; температура и давление растут, сжатие замедляется

Таблица 6.4.1.1

По достижению температуры в несколько миллионов градусов в центре начинаются термоядерные реакции. Минимальная масса, которая необходима для этого, составляет около одной двенадцатой массы Солнца. Если вещества меньше, то реакции нуклеосинтеза никогда не начнутся. Объекты, массы которых лежат в промежутке 0,01–0,08 M, называются коричневыми карликами. Поскольку излучают они очень слабо, обнаружить их чрезвычайно сложно.

Модель 6.2. Эволюция звезды

В 60-е годы ХХ века Ч. Хаяши и Т. Накано впервые подробно рассмотрели динамику сжатия протозвезды. Они показали, что в процессе сжатия температура фотосферы молодой звезды возрастает до 3 000 К, светимость звезды – до 300 L. На диаграмме Герцшпрунга–Рассела расчеты для звезд разной массы образуют треки протозвезд Хаяши и характеризуют процесс образования звезд до главной последовательности.

Заключительные стадии формирования звезды могут быть весьма бурными. Помимо так называемого протозвездного ветра многие звезды выбрасывают с огромной скоростью в пространство гигантские струи горячего вещества – джеты. Причины образования джетов пока неизвестны.