Звездообразование

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.

Область звездообразования N11B в Большом Магеллановом Облаке

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 ${\displaystyle dN}$ с массами от ${\displaystyle M}$ до ${\displaystyle M+dM}$ имеет вид степенной функции ${\displaystyle dN\propto M^{-\alpha }dM}$, где ${\displaystyle \alpha }$ 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]:

• Сильное излучение в эмиссионных линиях, особенно в H-альфа, которое создаётся эмиссионными туманностями;
• Повышенная светимость в голубом и ультрафиолетовом свете, который излучают молодые массивные звёзды;
• Повышенная светимость в дальнем инфракрасном диапазоне, в котором светит нагретая пыль;
• Большой поток теплового и синхротронного излучения в радиодиапазоне из-за взаимодействия массивных звёзд с окружающей средой: при нагреве и ионизации газа он создаёт тепловое излучение, а при вспышках таких звёзд как сверхновых в межзвёздную среду попадают релятивистские электроны, создающие синхротронное излучение;
• Повышенная светимость в рентгеновском диапазоне, создаваемая горячим газом.

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 ${\displaystyle \sigma }$ (в сумме в атомарной и в молекулярной формах) связана с темпом звездообразования в той же области соотношением ${\displaystyle {\text{SFR}}\propto \sigma ^{1.4}}$. Для объёмной плотности молекулярного водорода ${\displaystyle \rho _{H_{2}}}$ подобная зависимость имеет характер ${\displaystyle {\text{SFR}}\propto \rho _{H_{2}}}$^[18].

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

Эффективность звездообразования

С темпом звездообразования связана ещё одна величина: эффективность звездообразования (SFE, от англ. star formation efficiency). Она выражается как ${\displaystyle {\text{SFE}}={\text{SFR}}/M_{\text{gas}}}$, где ${\displaystyle M_{\text{gas}}}$ — 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 ${\displaystyle dN}$ с массами от ${\displaystyle M}$ до ${\displaystyle M+dM}$ она имеет вид степенной функции ${\displaystyle dN\propto M^{-\alpha }dM}$, где ${\displaystyle \alpha }$ 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 ${\displaystyle \alpha }$ 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 ${\displaystyle \alpha }$ около 1,7^[23].

Примечания

1. ЗВЕЗДООБРАЗОВА́НИЕ : [арх. 15 июня 2022] / Б. М. Шустов // Железное дерево — Излучение. — М. : Большая российская энциклопедия, 2008. — С. 329-330. — (Большая российская энциклопедия : [в 35 т.] / гл. ред. Ю. С. Осипов ; 2004—2017, т. 10). — ISBN 978-5-85270-341-5.
2. Засов, Постнов, 2011, pp. 153—158, 404—405.
3. Засов, Постнов, 2011, pp. 404—406.
4. Марочник Л. С. Спиральная структура галактик  (неопр.). Физика космоса. Астронет. Дата обращения: 28 ноября 2021. Архивировано 28 ноября 2021 года.
5. Сурдин и др., 2017, pp. 354—355.
6. Кононович, Мороз, 2004, с. 386—387.
7. 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. Марочник Л. С. Звездообразование  (неопр.). Физика космоса. Астронет. Дата обращения: 29 ноября 2021. Архивировано 28 ноября 2021 года.
12. Сурдин и др., 2017, с. 328—329.
13. 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. Starburst Galaxy  (неопр.). Astronomy. Melbourne: Swinburne University of Technology. Дата обращения: 27 ноября 2021. Архивировано 9 ноября 2021 года.
16. Галактика со вспышкой звездообразования: взгляд художника  (рус.). ESO. Дата обращения: 27 ноября 2021. Архивировано 27 ноября 2021 года.
17. 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  (неопр.). Астронет. Дата обращения: 28 ноября 2021. Архивировано 28 ноября 2021 года.
21. Засов, Постнов, 2011, с. 413—415.
22. Krumholz, 2014, p. 103.
23. 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

• Галактики / ред. В. Г. Сурдин. — 2-е, исправленное и дополненное. — М.: Физматлит, 2017. — 432 с. — ISBN 978-5-9221-1726-5.
• Засов А. В., Постнов К. А. Общая астрофизика. — 2-е изд. испр. и дополн. — Фрязино: Век 2, 2011. — 576 с. — ISBN 978-5-85099-188-3.
• Кононович Э. В., Мороз В. И. Общий курс астрономии / под ред. В. В. Иванова. — 2-е, исправленное. — М.: УРСС, 2004. — 544 с. — ISBN 5-354-00866-2.
• Salaris M., Cassisi S. Evolution of Stars and Stellar Populations. — Chichester: John Wiley & Sons, 2005. — 388 p. — ISBN 978-0-470-09219-X.
• Krumholz M. R. The big problems in star formation: The star formation rate, stellar clustering, and the initial mass function (англ.) // Physics Reports. — Amsterdam: Elsevier, 2014. — 1 June (vol. 539). — P. 49–134. — ISSN 0370-1573. — doi:10.1016/j.physrep.2014.02.001.