Звездообразование

Эта статья находится на начальном уровне проработки, в одной из её версий выборочно используется текст из источника, распространяемого под свободной лицензией
Материал из энциклопедии Руниверсалис
Область звездообразования N11B в Большом Магеллановом Облаке

Звездообразование — процесс формирования звёзд из межзвёздной среды в масштабах галактик. Звездообразование является наиболее масштабным процессом в галактике. Этот процесс и его история определяют структуру галактики и её светимость, цвет и спектральные характеристики, а также химический состав её звёзд и газа.

Признаком активно идущего звездообразования в галактике является наличие в ней массивных звёзд, которые живут малый срок, а также связанных с ними объектов: областей H II, молодых звёздных скоплений и ассоциаций, а также сверхновых типов Ib, Ic и II. В случае, если галактика находится достаточно далеко и такие объекты по отдельности неразличимы, на звездообразование могут указывать косвенные признаки, например, сильное излучение в эмиссионных линиях, особенно в H-альфа, которое создаётся эмиссионными туманностями.

В межзвёздной среде присутствуют гигантские молекулярные облака, плотность вещества в которых выше, чем в окружающем пространстве. При достаточно большой массе они могут начать сжиматься, фрагментироваться и в них сформируются звёзды. В каждый момент лишь малая часть межзвёздного газа участвует в звездообразовании и практически всегда оно происходит в дисках галактик, в областях звездообразования размерами от десятков до нескольких сотен парсек. Звездообразование в такой области длится не более десятков миллионов лет, после чего бо́льшая часть газа покидает звёздный комплекс, ярчайшие звёзды завершают свою эволюцию, неустойчивые звёздные системы распадаются, а звёзды комплекса распределяются среди остальных звёзд.

Активность звездообразования в галактиках описывается темпом звездообразования (SFR) — это общая масса звёзд, которая формируется в галактике в единицу времени. Так, в спиральных галактиках SFR обычно составляет 1—10 M⊙/год, а в эллиптических и линзовидных — значительно ниже 1 M⊙/год за очень редкими исключениями. В нашей Галактике SFR приблизительно равняется 2 M⊙/год. Также звездообразование характеризуется начальной функцией масс (НФМ) — это функция распределения звёзд по массам при формировании. Чем меньше масса звезды, тем больше таких звёзд формируется: для звёзд массивнее 1 M⊙ функция количества звёзд [math]\displaystyle{ dN }[/math] с массами от [math]\displaystyle{ M }[/math] до [math]\displaystyle{ M + dM }[/math] имеет вид степенной функции [math]\displaystyle{ dN \propto M^{-\alpha}dM }[/math], где [math]\displaystyle{ \alpha }[/math] составляет 2,35. Для менее массивных звёзд их количество увеличивается с массой не так быстро и имеет максимум в диапазоне 0,1—1 M⊙.

Описание

Звездообразование — крупномасштабный процесс формирования звёзд из межзвёздной среды. Термин «звездообразование» обозначает процесс возникновения звезд в масштабах галактик, в то время как «формирование звезды» относится к возникновению отдельно взятых звёзд. Тем не менее, иногда звездообразованием называют оба этих процесса[1][2].

Звездообразование является наиболее масштабным процессом в галактике. Этот процесс и его история определяют структуру галактики и её светимость, цвет и спектральные характеристики, а также химический состав её звёзд и газа. Признаком активно идущего звездообразования в галактике является наличие в ней массивных звёзд, которые живут малый срок, а также связанных с ними объектов: областей H II, молодых звёздных скоплений и ассоциаций, а также сверхновых типов Ib, Ic и II[3]. Например, линзовидные и спиральные галактики во многом сходны, а отличия между ними обусловлены активностью звездообразования. В первых звездообразование практически не идёт, а в последних — происходит и сосредотачивается в спиральных рукавах, которые выделяются на фоне остальной галактики большим количеством молодых звёзд и связанных с ними объектов[4][5].

В случае, если галактика находится достаточно далеко и такие объекты по отдельности неразличимы, на звездообразование могут указывать косвенные признаки[3]:

Процесс

Формирование звёзд

Основная статья: Формирование звезды

В межзвёздной среде присутствуют гигантские молекулярные облака, плотность вещества в которых выше, чем в окружающем пространстве. При достаточно большой массе облака в нём может возникнуть гравитационная неустойчивость и оно начинает коллапсировать. Предельная масса для начала коллапса, называемая массой Джинса, зависит от температуры облака, а также от его размеров либо плотности. Для условий, которые наблюдаются в молекулярных облаках, она составляет 103—105 M⊙[6][7].

Первоначально при сжатии плотность облака увеличивается, а температура не изменяется: пока облако прозрачно, его нагрев за счёт сжатия компенсируется собственным излучением. Поэтому масса Джинса уменьшается, и в облаке выделяются области меньшего размера, которые начинают коллапсировать по отдельности — происходит фрагментация вплоть до массы 0,01 M⊙. Это явление объясняет, почему массы звёзд значительно меньше, чем масса Джинса для исходного облака и почему звёзды образуются группами — в звёздных скоплениях и ассоциациях[6][7]. В какой-то момент сжимающиеся фрагменты становятся непрозрачными, достигают гидростатического равновесия и становятся звёздами[8].

Области звездообразования

В каждый момент лишь малая часть межзвёздного газа участвует в звездообразовании и практически всегда оно происходит в дисках галактик, в областях звездообразования размерами от десятков до нескольких сотен парсек. Газ в них распределён и разогрет неравномерно, наиболее плотные области в них быстрее остывают и становятся гравитационно связанными, в них зарождаются звёзды. В результате звёзды сосредотачиваются в небольших скоплениях или ассоциациях, разброс которых по возрасту составляет несколько миллионов лет. Звёздная составляющая подобной системы называется звёздным комплексом, а газовая, соответственно, газовым комплексом. Звездообразование в такой области длится не более десятков миллионов лет, после чего бо́льшая часть газа покидает звёздный комплекс, ярчайшие звёзды завершают свою эволюцию, неустойчивые звёздные системы распадаются, а звёзды комплекса распределяются среди остальных звёзд. На формирование газового комплекса и на подготовку к формированию звёзд уходит порядка 108 лет, и столько же — на разрушение звёздных комплексов[9].

Процессы, влияющие на звездообразование

Между звёздами и газом существует обратная связь: родившиеся звёзды влияют на газ, в котором они образуются. Эта связь может как стимулировать, так и подавлять звездообразование — в таких случаях говорят, соответственно, о положительной и отрицательной обратной связи. Например, молодые массивные звёзды создают сильный звёздный ветер, а некоторые из них взрываются как сверхновые типа II через несколько миллионов лет после образования. При взрыве сверхновой значительная часть энергии передаётся межзвёздной среде, в частности, в ней возникают ударные волны. Это приводит к резкому сжатию газа, из-за чего звездообразование идёт быстрее. С другой стороны, слишком активное звездообразование сильно разогревает газ и выбрасывает его из газового комплекса или даже из галактики, что останавливает образование звёзд. Наоборот, если звёзды перестают рождаться, то газ получает меньше энергии, турбулентные движения в нём прекращаются и он сжимается, что приводит к продолжению звездообразования. Таким образом, звездообразование — саморегулирующийся процесс[10][11].

Кроме обратной связи, на звездообразование могут влиять и другие процессы и явления. Так, например, вращение газовых облаков и наличие в них магнитного поля удерживает их от коллапса, тем самым препятствуя рождению звёзд. Волны плотности в спиральных галактиках приводят к уплотнению газа и активизации звездообразования в их спиральных рукавах[11]. Столкновение галактик, в которых достаточно газа, приводит к сосредоточению газа в ядре, из-за чего в нём случается мощная, но кратковременная вспышка звездообразования[12].

Параметры

Темп звездообразования

Галактики Антенны в процессе слияния испытывают вспышку звездообразования

Темп звездообразования (SFR, от англ. star formation rate) — общая масса звёзд, которая формируется в галактике в единицу времени. Так, в спиральных галактиках SFR обычно составляет 1—10 M⊙/год, а в эллиптических и линзовидных — значительно ниже 1 M⊙/год за очень редкими исключениями[13]. В нашей Галактике SFR приблизительно равняется 2 M⊙/год[14]. Если темп звездообразования в галактике очень высок, то про галактику говорят, что в ней происходит вспышка звездообразования — в этом случае SFR может превышать нормальное значение в 1000 раз[15][16].

Разные оценки темпа звездообразования для одной и той же галактики могут давать результаты, различающиеся в 2—3 раза, что в первую очередь вызвано особенностями используемых моделей эволюции звёзд и параметрами начальной функции масс (см. ниже[⇨]) при различных измерениях. Другая причина состоит в том, что не может быть оценен темп звездообразования в данный момент, а лишь усреднённый за некоторый срок, различающийся для разных индикаторов звездообразования. Так, интенсивность эмиссионных линий и радиоизлучения связана с SFR за последние несколько миллионов лет, а ультрафиолетовое излучение создают массивные звёзды, которые живут не более десятков миллионов лет. Инфракрасное излучение может быть связано и с менее массивными звёздами, поэтому его мощность отражает темп звездообразования в течение последних 108 лет, а для «голубых» показателей цвета, например, B−V, этот срок увеличивается до 109 лет. Таким образом, использование различных индикаторов звездообразования позволяет оценить его историю в течение последнего миллиарда лет[13].

Кроме того, индикаторы звездообразования указывают лишь на рождение достаточно массивных звёзд, в то время как звёзды малой массы практически не проявляют себя при рождении. Таким образом, напрямую можно определить, сколько рождается массивных звёзд, а количество и вклад маломассивных звёзд в SFR могут быть оценены только по функции распределения звёзд по массам — начальной функции масс[17].

Соотношения

Поскольку звёзды образуются из газа (см. выше[⇨]), то, чем больше в галактике газа, тем выше должен быть темп звездообразования. Численно эта зависимость выражается эмпирическим законом Кенникатта — Шмидта: поверхностная плотность водорода [math]\displaystyle{ \sigma }[/math] (в сумме в атомарной и в молекулярной формах) связана с темпом звездообразования в той же области соотношением [math]\displaystyle{ \text{SFR} \propto \sigma^{1.4} }[/math]. Для объёмной плотности молекулярного водорода [math]\displaystyle{ \rho_{H_2} }[/math] подобная зависимость имеет характер [math]\displaystyle{ \text{SFR} \propto \rho_{H_2} }[/math][18].

Ещё одно соотношение, используемое для оценки SFR, называется формулой Кенникатта и связывает эту величину со светимостью галактики в линии H-альфа, обозначаемой [math]\displaystyle{ L_{H_\alpha} }[/math]. Зависимость между этими двумя величинами линейная, и если SFR выражается в M⊙/год, а [math]\displaystyle{ L_{H_\alpha} }[/math] — в эрг/с, то формула приобретает вид [math]\displaystyle{ \text{SFR} = 7.9 \cdot 10^{-42} L_{H_\alpha} }[/math][19].

Эффективность звездообразования

С темпом звездообразования связана ещё одна величина: эффективность звездообразования (SFE, от англ. star formation efficiency). Она выражается как [math]\displaystyle{ \text{SFE} = \text{SFR} / M_\text{gas} }[/math], где [math]\displaystyle{ M_\text{gas} }[/math] — масса газа в галактике[20]. Величина, обратная SFE, имеет размерность времени и по смыслу является сроком, за который запасы газа в галактике уменьшатся в e раз, если не происходит их пополнения. Эта величина слабо зависит от массы галактики: для спиральных галактик время исчерпания газа составляет 109—1010 лет, в неправильных галактиках — в несколько раз больше. Наибольшее время исчерпания наблюдается в галактиках низкой поверхностной яркости и на окраинах дисковых галактик — там это значение может превышать 1010 лет. Напротив, в галактиках со вспышкой звездообразования время исчерпания обычно составляет 108—109 лет, так что вспышки звездообразования не могут быть длительными событиями[15][21].

Начальная функция масс

Различные функции, описывающие НФМ
Основная статья: Начальная функция масс

Начальная функция масс (НФМ) — функция распределения звёзд по массам при формировании. Известно, что чем меньше масса звёзд, тем больше их по количеству в любой звёздной системе, и бо́льшая часть массы приходится именно на маломассивные звёзды. Поскольку индикаторы звездообразования указывают на рождение только массивных звёзд, знание точного вида НФМ необходимо, чтобы по количеству массивных звёзд оценить, сколько вместе с ними рождается звёзд малой массы[17].

Одну из широко используемых НФМ, вычислил Эдвин Солпитер ещё в 1955 году — она получила название функции Солпитера. Для количества звёзд [math]\displaystyle{ dN }[/math] с массами от [math]\displaystyle{ M }[/math] до [math]\displaystyle{ M + dM }[/math] она имеет вид степенной функции [math]\displaystyle{ dN \propto M^{-\alpha}dM }[/math], где [math]\displaystyle{ \alpha }[/math] составляет 2,35. Для масс более 1 M⊙ данная оценка остаётся актуальной, но для менее массивных звёзд было обнаружено, что с уменьшением массы их число растёт медленнее, чем предсказывается функцией Солпитера и имеет максимум в диапазоне 0,1—1 M⊙. Современные модели НФМ учитывают это обстоятельство: в них могут использоваться другие значения [math]\displaystyle{ \alpha }[/math] для малых масс, либо функция может иметь другой вид[17][22][23].

По всей видимости, НФМ в целом универсальна для различных галактик — исключение могут составлять лишь экстремальные условия. Например, в звёздном скоплении в центре нашей Галактики НФМ для массивных звёзд описывается степенной функцией с [math]\displaystyle{ \alpha }[/math] около 1,7[23].

Примечания

  1. ↑ Шустов Б. М. Звездообразование. Большая российская энциклопедия. Дата обращения: 25 ноября 2021. Архивировано 15 июня 2022 года.
  2. ↑ Засов, Постнов, 2011, pp. 153—158, 404—405.
  3. ↑ 3,0 3,1 Засов, Постнов, 2011, pp. 404—406.
  4. ↑ Марочник Л. С. Спиральная структура галактик. Физика космоса. Астронет. Дата обращения: 28 ноября 2021. Архивировано 28 ноября 2021 года.
  5. ↑ Сурдин и др., 2017, pp. 354—355.
  6. ↑ 6,0 6,1 Кононович, Мороз, 2004, с. 386—387.
  7. ↑ 7,0 7,1 Salaris, Cassisi, 2005, pp. 106—110.
  8. ↑ Засов, Постнов, 2011, с. 153—161.
  9. ↑ Засов, Постнов, 2011, с. 408—410.
  10. ↑ Засов, Постнов, 2011, с. 410—412.
  11. ↑ 11,0 11,1 Марочник Л. С. Звездообразование. Физика космоса. Астронет. Дата обращения: 29 ноября 2021. Архивировано 28 ноября 2021 года.
  12. ↑ Сурдин и др., 2017, с. 328—329.
  13. ↑ 13,0 13,1 Засов, Постнов, 2011, с. 405—408.
  14. ↑ Chomiuk L., Povich M. S. Toward a Unification of Star Formation Rate Determinations in the Milky Way and Other Galaxies (англ.) // The Astronomical Journal. — Bristol: IOP Publishing, 2011. — 1 December (vol. 142). — P. 197. — ISSN 0004-6256. — doi:10.1088/0004-6256/142/6/197. Архивировано 17 мая 2022 года.
  15. ↑ 15,0 15,1 Starburst Galaxy. Astronomy. Melbourne: Swinburne University of Technology. Дата обращения: 27 ноября 2021. Архивировано 9 ноября 2021 года.
  16. ↑ Галактика со вспышкой звездообразования: взгляд художника. ESO. Дата обращения: 27 ноября 2021. Архивировано 27 ноября 2021 года.
  17. ↑ 17,0 17,1 17,2 Засов, Постнов, 2011, с. 406—407.
  18. ↑ Сурдин и др., 2017, pp. 332—335.
  19. ↑ Засов, Постнов, 2011, с. 405.
  20. ↑ Шалденкова Е. С. Эффективность звездообразования. Астронет. Дата обращения: 28 ноября 2021. Архивировано 28 ноября 2021 года.
  21. ↑ Засов, Постнов, 2011, с. 413—415.
  22. ↑ Krumholz, 2014, p. 103.
  23. ↑ 23,0 23,1 Offner S. S. R., Clark P. C., Hennebelle P., Bastian N., Bate M. R. The Origin and Universality of the Stellar Initial Mass Function // Protostars and Planets VIz / eds. H. Beuther, R. S. Klessen, C. P. Dullemond, Th. Henning. — Tuson: University of Arizona Press, 2014. — ISBN 9780816531240. Архивировано 13 декабря 2021 года.

Литература

Источник — https://xn--h1ajim.xn--p1ai/index.php?title=Звездообразование&oldid=18430836