Физическая энциклопедия Том 4 - Порохов А.М.
Скачать (прямая ссылка):
Звёзды образуются в результате сжатия межзвёздных облаков (см. Звездообразование). Сжатие межзвёздного газа обусловлено силами гравнтацкк и внеш. давлением, к-рым противодействуют силы теплового давления, центробежные, магнитного поля, турбулентного давления и т. д. Накб. важный вид неустойчивости, приводящий к сжатию облака к в конечном счёте к образованию звезды,— гравитационная неустойчивость. Порог этой неустойчивости обычно характеризуется джинсовской массой Д/дж. Это масса, содержащаяся в сфере диаметром, равным нритич. длине волны гравитац. неустойчивости в бесконечной однородной среде, т. и. джинсовской длине 1Яж — V^na3e(Gp) /*, где аав — скорость звука, р — плотность. При массе облака Af0 > Mw изотермич. газовая нонфигурация начинает сжиматься практически в режиме свободного падения — коллапсировать. (Изотермнчиость обеспечивается эфф. потерями иа излучение пыли, а также потерями иа столнновит. возбуждение тонной структуры атомов и ионов С, О, Si и т. д.) Др. критерий гравитац. неустойчивости изотермкч. газового шара получается, если учесть внеш. давление рв: коллапс развивается при M0 > Ma = 1і8о*в/(С*рв) Ч В недрах плотных облаков или в одиночной глобуле, обжимаемой внеш. давлением (иапр., в зоне HII), этот критерий может быть виполиен заведомо до того, иак будет выполнен критерий M0 > МДж. В ряде случаев магн. поле играет, по-внднмому, осн. роль в обеспечении механич. равновесия облаков. Квазиоднородное магн. поле, характеризуемое маги, потоком F, может удерживать облако от коллапса, если масса облака не превышает крнтнч. значения Mf — 0,15F/G /*. Напр., поле с индунцней 30 мкГс может удерживать в равновесии сгусток массой IO8М& (М q — масса Солнца) н радиусом да 2 пк. Прямые свидетельства существования магн. поля такой величины в иек-рых молекулярных облаках получены по наблюдениям зеемановского расщепления линяй. В наждом конкретном случае доминирует тот механизм, к-рому соответствует наименьшая критич. масса. Развитие коллапса может стимулироваться и хим. реакциями. Напр., в условиях первичного звездообразования в среде, не содержащей тяжёлых элементов, важнейший фактор, обеспечивающий коллапс об-
лаков с массами порядна звёздных,— охлаждение вследствие возбуждения вращат. уровней молекул Ha и последующего кзлучения. (Тание молекулы образуются в реанцнях H + е*’ H- + Av, H- -(- H —* Ha + е~, а также ЗН Ha -f- Н.) Крнтнч. массы для наиб, распространённого компонента межзвёздной среды — диффузных облаков (р ^ 10~аа гсм-3, темп-ра T = 50—2000 К) — слишком великк, и в этих объектах звёзды образовываться не могут. В случае плотных и холодных молекулярных облаков (р > IO-21 г-см-3, T <> 50 К), т. е. облаков, наблюдаемых в лнкиях CO к др. молекул, значения криткч. масс близии к звёздным н именно в молекулярных облаках наблюдается активное звездообразование. Наиб, вероятные места рождения звёзд — ядра молекулярных облаков, представляющие собой плотные и холодвме газовые сгуст-HK (р w 10“20 —IO-18 г-см-а, T 10—100 К).
В теоретич. исследованиях П. накб. внимание уделяется численным методам моделирования, поскольку оин позволяют получать количеств, оценки при решенки нелинейных скстем ур-ккй гааодкнамики (радкац. газодкнамкнн), описывающих эволюцию П. Согласно результатам аиалктич. н численных методов, коллапс гравитационного неустойчивого фрагмента газово-пылевого облака протекает негомологично (неоднородно). He-гомологичность может быть обусловлена изначально неоднородным распределением плотности (иапр., в ядрах моленуляркых облаков отмечается концентрация веще-
Рнс. 1. Изменение радиусов R и масс M ядер протозвёэд .с массами IMq и 7МQ, аккрецирующих вещество холодного (10 К) родительского облака. В случае массивной протоэвезды аккреция прекращается (точка Г’) только на главной последовательности, до этого момента звезда остаётся ненаблюдаемой в видимом диапазоне. Iapc — джинсовская длина волны, числа означают длительность стадий в годах для протозвезды с массой IMq пунктир соответствует модели Хаяси для IMq г(M) — зависимость радиуса от массы (содержащейся в сфере' радиуса г) для однородного сферического облака с полной массой IMq, находящегося на границе гравитационной неустойчивости.
ства к центру). Даже в однородном облане коллапс со временем становится негомологкчным, поскольку возникающий на границе облака градкент давления ие компенсируется к.-л. реальными граничными условиями, н во всех случаях появляется продвигающаяся и центру волна разрежения. Затем в центре облака за характерное время свободного падения fcn = (3n/32Gp)1/s
образуется небольшое гидростатически равновесное кваакадиабатическк сжимающееся ядро с массой M я» 0,01 Mq (точка А на рис. 4 н 2). Причина образования ядра — возросшая непрозрачность к собственному ИК-излучению, к, как следствие, рост темп-ры и градиента давления, останавливающего коллапс.
Ядро аккрецнрует вещество оболочки, н-рая продолжает падать свободно. Рост массы ядра сопровождается его дальнейшим сжатием и нагревом (А — Б). По мере роста темп-ры происходит испарение пылн, диссоциация, а затем н нонизация водорода, ядро испытывает _
