© Знания-сила

Эволюция протозвезды́

Рождение звезды длится миллионы лет и скрыто от нас в недрах тёмных облаков, так что этот процесс практически недоступен прямому наблюдению. Превращение фрагмента облака в звезду сопровождается гигантским изменением физических условий: температура вещества возрастает примерно в 10⁶ раз, а плотность - в 10²⁰ раз. Колоссальные изменения физических характеристик формирующейся звезды составляют главную трудность теоретического рассмотрения её эволюции. На стадии подобных изменений исходный объект уже не облако, но ещё и не звезда. Поэтому его называют протозвездо́й (от греч. "протос" - "первый").

В общих чертах эволюцию протозвезды́ можно разделить на три этапа или фазы. Первый этап - обособление фрагмента облака и его уплотнение - мы уже рассмотрели. Благодаря увеличению массы и росту силы гравитационного притяжения к центру протозвезды́ притягивается всё больше материи. Далее наступает этап быстрого сжатия. В его начале радиус протозвезды́ примерно в 1 - 5 миллионов раз больше солнечного. Протозвезда́ практически непрозрачна для видимого света, но прозрачна для инфракрасного излучения с длиной волны больше 10 мкм. Излучение уносит излишки тепла, выделяющегося при сжатии, так что температура сильно не повышается и давление газа не препятствует коллапсу. Происходит быстрое сжатие, можно сказать, свободное падение вещества к центру облака. Однако, по мере сжатия протозвезда делается всё менее прозрачной, что затрудняет выход излучения и приводит к росту температуры газа. Энергия, высвободившаяся из сжима́ющегося внутри газа, трансформируется в тепло. Давление, плотность и температура протозвезды́ повышаются. В определённый момент протозвезда́ становится практически непрозрачной для собственного теплового излучения. Температура, а вместе с ней и давление газа быстро возрастают, сжатие замедляется. Наступает этап медленного сжатия.

Из-за повышения температуры звезда начинает светиться тёмно-красным светом. Протозвезда́ имеет очень большие размеры, и, хотя тепловая энергия распределяется по всей её поверхности, она всё равно остается относительно холодной.

Молодые звёзды
Дальнейшее повышение температуры вызывает значительные изменения свойств вещества. При температуре в несколько тысяч градусов молекулы распадаются на отдельные атомы, а при температуре около 10 тыс. градусов атомы ионизуются, т.е. разрушаются их электронные оболочки. Эти энергоёмкие процессы на некоторое время задерживают рост температуры, но затем он возобновляется. Протозвезда быстро достигает состояния, когда сила тяжести практически уравновешена внутренним давлением газа. Но поскольку тепло всё же понемногу уходит нару́жу, а иных источников энергии, кроме сжатия, у протозвезды́ нет, она продолжает потихоньку сжима́ться и температура в её недрах продолжает расти.

В ядре температура растет и достигает нескольких миллионов градусов по Цельсию. Вращение и круглая форма протозвезды́ несколько видоизменяются, она становится более плоской. Этот процесс длится миллионы лет. Увидеть молодые звёзды трудно, так как они находятся в окружении темного пылевого облака, из-за которого практически не виден блеск звезды. Но их можно рассмотреть при помощи инфракрасных телескопов. Горячее ядро протозвезды́ окружено вращающимся диском из материи, обладающей большой силой притяжения. Ядро настолько разогревается, что начинает выбрасывать материю с двух полюсо́в, где сопротивляемость минимальна. Когда эти выбросы сталкиваются с межзвездной средой, они замедляют движение и рассеиваются по обеим сторонам, образуя каплевидную или аркообра́зную структуру, известную под названием «объект Хербика-Харо».

Звезда или планета?

Итак, температура протозвезды́ доходит до нескольких тысяч градусов. Дальнейшее развитие событий зависит от габаритов формируемого небесного тела: если его масса небольшая и составляет менее 10% от массы Солнца, это значит, что нет условий для прохождения ядерных реакций. Такая протозвезда́ не сможет превратиться в настоящую звезду.

Если масса сжима́ющегося вещества достаточна для того, чтобы в процессе сжатия внутри него начали происходить ядерные реакции, то из такого облака получается звезда. Надо заметить, что обычно из одного облака рождается целая группа звёзд, которую принято называть звёздным скоплением. В этом облаке образуются отдельные уплотнения, каждое из которых может породить звезду. По теоретическим расчётам, что для превращения сжима́ющегося небесного тела в звезду его минимальная масса должна составлять не менее 8% от массы нашего Солнца, то есть самые легкие звёзды имеют массу примерно в 12 раз ме́ньшую, чем Солнечная.

Если сжима́ющееся облако менее массивно, но не уступает Солнцу в массе больше, чем в сто раз, такие облака́ образуют так называемые коричневые карлики, нечто среднее между нормальной звездой и планетой. Коричневые карлики ещё холоднее красных звёзд. Эти объекты довольно сильно разогреваются силами гравитационного сжатия и излучают много тепла в виде инфракрасного излучения, а светятся едва-едва. Но ядерные реакции в коричневых карликах не начинаются. В конце концов, гравитационное сжатие останавливается давлением газа изнутри, перестают выделяться новые порции энергии, и коричневые карлики за сравнительно небольшие сроки остывают.

Одним из последних открытых коричневых карликов является карлик в созвездии Гидры, его блеск составляет лишь 22,3 хотя он удален от Солнца всего на 33 световых года. Уникальность этого ближайшего коричневого карлика состоит в том, что все ранее открытые подобные объекты входили в двойные системы, а этот - одиночный. Замечен он только благодаря своей близости к Земле.

Планета Юпитер, самая большая в Солнечной системе, в 80 раз легче самой маломассивной звезды и лишь в 8-10 раз легче коричневых карликов. Если бы Юпитер был больше, возможно, в его недрах начались бы ядерные реакции, и он наряду́ с Солнцем способствовал бы появлению системы двойных звезд.

Кстати, можно предположить интересный сценарий отдалённого развития нашей звездной системы: существует определённая вероятность того, что, если при стечении определенных обстоятельств в отдалённом будущем, к моменту угасания Солнца, лет так через 4 млрд. Юпитеру удастся нарастить свою массу до нужного предела за счёт притяжения окружающих объектов, то он вполне сможет стать звездой.

Ядерные реакции

Итак, если масса протозвезды́ большая, она продолжает сгущаться под действием собственной гравитации. Давление и температура в ядре растут, температура постепенно доходит до 10 миллионов градусов. Как только температура в центре протозвезды́ достигнет 10 миллионов градусов, начинается ядерный синтез. Дальнейшее сжатие протозвезды́ останавливается световым давлением, она становится звездой. Опять-таки, от массы зависит, насколько быстро протозвезда́ превратится в звезду. Звёзды типа Солнца тратят на эту стадию своего рождения 30000000 лет, звёзды в три раза массивнее - 100000 лет, а в десятеро менее массивные - 100 миллионов лет. Другими словами, немассивные звёзды всё делают медленнее, и рождаются и живут. К таким легким звездам относятся красные звёзды, которые имеют небольшие размеры и называются красными карликами. Красные карлики в десять раз меньше Солнца по размерам. Наше Солнце является желтым карликом - такие звёзды также относительно невелики. Самые тяжелые и большие нормальные звёзды - голубые гиганты.

Отто́ки вещества от молодых звёзд

В молодости звезда ещё окружена своим родительским о́блаком, которое в виде газового или газопылево́го диска вращается вокруг неё. При этом звёздный ветер - поток всевозможных частиц, вырыва́ющихся с поверхности звезды с больши́ми скоростями, оказывает давление на вещество облака, пытаясь оттолкнуть его подальше, разогнать окружающую оболочку из пы́ли. Так как облако имеет плоскую форму диска, то движение частиц в его плоскости под давлением звездного ветра затруднено. Вещество устремляется вдоль оси вращения звезды и облака, в двух противоположных направлениях. В этих направлениях вещества мало, и частицы облака почти беспрепятственно устремляются прочь от звезды. Так образуются часто наблюдаемые оттоки вещества от молодых звезд.

Только после этого можно видеть свет, исходящий от образовавшейся звезды. Эта стадия называется «фаза Т-Тельцы». она может длиться 30 миллионов лет. Из остатков газа и пы́ли, окружающих звезду, возможно образование планет. Рождение новой звезды может вызвать ударную волну. Дойдя до туманности, она провоцирует конденсацию новой материи, и процесс звездообразования продолжится посредством газопылевых облаков.

Помимо так называемого протозве́здного ветра многие звёзды выбрасывают с огромной скоростью в пространство гигантские струи горячего вещества – джеты. Причины образования джетов ещё неизвестны.

Большую часть своего существования звезда балансирует в стадии равновесия. Это означает, что, с одной стороны, сила гравитации стремится сжать и уменьшить её в размерах, с другой стороны, энергия, высвобожда́емая в результате ядерных реакций, вынуждает звезду растягиваться, расширяться, увеличиваться в размерах. Пока эти две силы действуют на звезду, поддерживается баланс, и она находится в так называемой фазе «Главная последовательность» звезд.