4.5. Образование звезд. Три населения

Звезды образуются из облаков газа и пыли в процессе их сжатия. Соответственно, процесс звездообразования зависит от свойств газа: плотности, температуры, химического состава, турбулентности, магнитных полей и других параметров.

Процесс формирования первых звезд начался спустя десятки миллионов лет после начала расширения Вселенной, когда газ содержал очень малое количество элементов тяжелее гелия. Возникшие из этой среды звезды относят к населению III (иногда вместо термина «население» используют «популяция» или «поколение»). В настоящее время такие звезды с нулевым содержанием элементов тяжелее гелия не обнаружены ни в наших окрестностях, ни при наблюдениях далеких объектов в молодой Вселенной.

Первые звезды, возникшие из газа первичного состава, относят к населению III.

Следующий важный этап связан с началом формирования нашей Галактики, когда вещество уже было немного обогащено тяжелыми элементами благодаря взрывам первых массивных звезд. Первые пару миллиардов лет темп образования звезд в Галактике был очень велик. На ранних этапах формирования Галактики и возникла большая звездная популяция – население II, в основном звезды этой популяции находятся в гало и шаровых скоплениях, а также в балдже (см. раздел 8.1 «Структура Галактики»).

В Галактике выделяют два звездных населения: I и II. Звезды населения II бедны элементами тяжелее гелия, а звезды населения I имеют примерно солнечный состав. Кроме того, у них разные кинематические свойства.

Наконец, процесс звездообразования продолжился в диске Галактики, где идет и сейчас. Химический состав Галактики (газа и звезд в ней) меняется, но уже не слишком существенно, он примерно соответствует солнечному, и все звезды Галактики с таким составом относят к населению I. Населения I и II впервые были выделены в 1944 г. Вальтером Бааде (Walter Baade) по результатам сравнения звезд нашей Галактики со звездами туманности Андромеды (М31).

Процесс формирования звезд вызывает еще много вопросов, однако в общих чертах картина представляется ясной, особенно применительно к современному звездообразованию. Развитие наблюдательных возможностей позволяет видеть различные этапы образования звезд: начиная от появления уплотнений в молекулярных облаках и заканчивая молодыми объектами, выходящими на Главную последовательность и еще окруженными протопланетными или остаточными дисками.

Звезды рождаются в результате коллапса внутренних частей молекулярных облаков.

Молекулярные облака содержат практически весь молекулярный водород в Галактике. Их средняя плотность обычно составляет несколько сотен атомов водорода в кубическом сантиметре, а массы – от сотен до миллионов масс Солнца. Внутренняя структура облака довольно сложная: выделяют сгустки, в которых могут образовываться звезды, и протозвездные ядра, где этот процесс уже идет. В сгустках плотность составляет от тысячи до сотни тысяч атомов в кубическом сантиметре, а в протозвездных ядрах – превосходит сто тысяч атомов в кубическом сантиметре. Средняя температура в облаках 10–30 K, в сгустках она чуть меньше, а в протозвездных ядрах часто даже ниже 10 K. Типичные размеры облаков – несколько парсек, сгустков – менее 2 парсек, а размеры протозвездных ядер исчисляются уже десятками тысяч астрономических единиц.

В облаках существуют мощные турбулентные потоки и магнитные поля, обеспечивающие устойчивость облака. В процессе сжатия и под действием турбулентности возникают уплотнения, масса которых превосходит критическую (так называемую джинсовскую массу), и тогда начинается коллапс, приводящий к образованию звезд. Протозвезда аккрецирует газ, пока он не закончится или пока излучение звезды не начнет ионизировать, нагревать и отбрасывать газ. Если сжатие началось, то протозвезда формируется относительно быстро – за миллион лет (а массивные звезды даже быстрее).

Детальное рассмотрение условий сжатия газа под действием гравитации выполнил в 1902 г. Джеймс Джинс (James Jeans), в честь которого и были названы соответствующие критические величины – джинсовские масса и длина. Он показал, что для сгустка газа, находящегося в равновесии (как правило, его внутреннее давление уравновешивается давлением внешней среды и силой гравитации), существуют критическая масса и размер, при превышении которых начинается сжатие.

Есть простое объяснение этих критических условий: сила гравитации уравновешена градиентом давления, при росте массы (а значит, и размера) сила гравитации возрастает, в итоге она побеждает, и начинается сжатие. Более детальное объяснение заключается в рассмотрении характеристик противоборствующих процессов. В ходе сжатия сгустка силы гравитации растут, сгусток продолжает сжиматься, и у этого процесса есть характерные время и скорость – время и скорость свободного падения. Равновесие может быть восстановлено ростом давления, характерная скорость этого процесса равна скорости звука. Если время пересечения сгустка звуковой волной меньше времени свободного падения, равновесие будет восстановлено. Если же, наоборот, время свободного падения меньше – сжатие продолжится.

Коллапс большого сгустка газа сопровождается фрагментацией. Поэтому звезды обычно рождаются группами.

В реальности условия начала сжатия выглядят гораздо сложнее, поскольку необходимо учитывать сложную структуру сгустков, а также наличие турбулентности и магнитных полей. Оценки показывают, что в реальной межзвездной среде могут коллапсировать молекулярные облака в целом или их внутренние части, условия сжатия зависят от температуры и плотности. При сжатии газ может нагреваться, что ведет к росту давления, поэтому необходимо, чтобы он мог достаточно быстро остывать. В межзвездной среде это осуществляется излучением молекул и пыли. Если остывание достаточно эффективно, а среда сильно турбулентна, то в процессе коллапса сгустки будут фрагментироваться, в результате чего возникает множество протозвезд. Они продолжают аккрецировать газ (конкурируя за него), и в итоге возникает группа или скопление звезд.

Условия в молодой Вселенной, когда газ еще не был обогащен элементами тяжелее гелия, существенно отличались от современных: тогда еще не существовало основных молекул (СО и др.) и пыли, отвечающих за остывание сжимающегося облака посредством излучения. Поэтому основным охлаждающим агентом являлся молекулярный водород H₂. Поскольку эта молекула симметрична, она не является эффективным излучателем, и это осложняет образование первого поколения звезд.

Условия рождения звезд в молодой Вселенной отличались от современных.

В ранней Вселенной из-за существования и роста флуктуаций плотности возникают так называемые мини-гало, состоящие из темного вещества и водородно-гелиевого газа (см. главу 10 «Мир галактик», а также раздел 12.4 «Спектр первичных возмущений»). В достаточно массивных гало (около миллиона масс Солнца, большая часть массы определяется темным веществом) возникают условия для начала образования звезд. Детали этого процесса остаются пока неясными. Первые расчеты показывали, что в основном возникают очень массивные звезды (сотни масс Солнца) – часто одна на мини-гало. Они должны были довольно быстро завершать свою эволюцию, обогащая среду тяжелыми элементами и превращаясь в черные дыры с массами 100–200 солнечных. Однако последующее компьютерное моделирование показало, что в населении III могут возникать группы звезд, содержащие и достаточно легкие (с массой порядка солнечной) объекты. Некоторые из самых легких звезд популяции III могли дожить и до наших дней, хотя пока такие объекты не обнаружены.

Мы наблюдаем различные стадии формирования звезд, включая протозвездные ядра и сами протозвезды.

При примерно солнечном составе газа формирование звезды занимает от нескольких сотен тысяч (в случае массивных объектов) до нескольких десятков миллионов лет (для массы немного меньше солнечной). Пока вещество довольно прозрачно и поэтому может быстро остывать, выделившийся сгусток достаточно быстро сжимается от размеров порядка 0,1 парсека до сотни радиусов Солнца – возникает протозвезда. Она продолжает медленно сжиматься и аккрецировать газ (такие объекты наблюдаются как мощные инфракрасные источники). Наконец, температура в недрах вырастает до достаточно больших значений, чтобы начались термоядерные реакции превращения водорода в гелий. В этот момент звезда оказывается на Главной последовательности.