јстроном≥¤, ав≥ац≥¤, космонавтика > ¬иникненн¤ з≥р

јстрономи п≥дозрювали, що при в≥дносно висок≥й щ≥льност≥ ≥ низьк≥й температур≥, що царюЇ в м≥жзор¤них хмарах, частина речовини повинна об'Їднуватис¤ в молекули. ” цьому випадку найважлив≥ша частина м≥жзор¤ного середовища недоступна спостереженн¤м в оптичному д≥апазон≥.

”льтраф≥олетов≥ спостереженн¤, ¤к≥ почалис¤ у 1970 р., з ракет ≥ супутник≥в дозволили в≥дкрити головну молекулу м≥жзор¤ного середовища - молекулу водню (Ќ2). ј при спостереженн≥ м≥жзор¤ного простору рад≥отелескопами сантиметрового ≥ м≥л≥метрового д≥апазон≥в були ви¤влен≥ дес¤тки ≥нших молекул, часом досить складних, що м≥ст¤ть до 13 атом≥в. ” њхньому числ≥ молекули води, ам≥аку, формальдег≥ду, етилового спирту ≥ нав≥ть ам≥нокислоти гл≥цирина.

як з'¤сувалос¤, б≥л¤ половини м≥жзор¤ного газу утримуЇтьс¤ в молекул¤рних хмарах. ѓхн¤ щ≥льн≥сть у сотн≥ разом б≥льше, н≥ж у хмар атомарного водню, а температура усього на дек≥лька градус≥в вище абсолютного нул¤. —аме за таких умов виникають нест≥йк≥ до грав≥тац≥йного стиску окрем≥ ущ≥льненн¤ в хмар≥ масою пор¤дку маси —онц¤ ≥ стаЇ можливим формуванн¤ з≥рок.

Ѕ≥льш≥сть молекул¤рних хмар зареЇстровано т≥льки по рад≥овипром≥нюванню. ƒе¤к≥, ут≥м, давно в≥дом≥ астрономам, наприклад темна туманн≥сть ¬уг≥льний ћ≥шок добре видима оком у п≥вденн≥й частин≥ „умацького Ўл¤ху. ƒ≥аметр ц≥Їњ хмари 12 пк, але воно вигл¤даЇ великим, оск≥льки в≥ддалено в≥д нас усього на 150 пк. …ого маса б≥л¤ 5 тис. сон¤чних мас, тод≥ ¤к у де¤ких хмар маса дос¤гаЇ м≥льйона сон¤чних, а розм≥р 60 пк. ” таких г≥гантських молекул¤рних хмарах (њх у √алактиц≥ усього дек≥лька тис¤ч) ≥ розташовуютьс¤ головн≥ осередки формуванн¤ з≥рок.

Ќайближч≥ до нас област≥ з≥ркоутворень - це темн≥ хмари в суз≥р'¤х “ельц¤ ≥ «м≥Їносц¤. ѕодал≥ розташований величезний комплекс хмар в ќр≥он≥.

∆итт¤ чорноњ хмари

ћолекул¤рн≥ хмари улаштован≥ значно складн≥ше, н≥ж знайом≥ нам хмари вод¤ноњ пари в земн≥й атмосфер≥. «овн≥ молекул¤рна хмара покрита товстим прошарком атомарного газу, оск≥льки проникаюче туди випром≥нюванн¤ з≥рок руйнуЇ тенд≥тн≥ молекули. јле пилюка, що знаходитьс¤ в зовн≥шньому прошарку, поглинаЇ випром≥нюванн¤, ≥ глибше, у темних надрах хмари, газ майже ц≥лком складаЇтьс¤ з молекул.

—труктура хмар пост≥йно зм≥нюЇтьс¤ п≥д д≥Їю взаЇмних сутичок, нагр≥ванн¤ зор¤ним випром≥нюванн¤м, тиску м≥жзор¤них магн≥тних пол≥в. ” р≥зних частинах хмари щ≥льн≥сть газу в≥др≥зн¤Їтьс¤ в тис¤чу раз≥в (у ст≥льки ж раз≥в вода щ≥льн≥ша к≥мнатного пов≥тр¤).  оли щ≥льн≥сть хмари (або окремоњ його частини) стаЇ наст≥льки великою, що грав≥тац≥¤ переборюЇ газовий тиск, хмара починаЇ нестримно колапсувати. –озм≥р його зменшуЇтьс¤ усе швидше ≥ швидше, а щ≥льн≥сть росте. Ќевеличк≥ неоднор≥дност≥ щ≥льност≥ в процес≥ колапсу посилюютьс¤, ≥ в результат≥ хмара фрагментуЇ, тобто розпадаЇтьс¤ на частини, кожна з ¤ких продовжуЇ самост≥йний стиск.

ѕри колапс≥ зростають температура ≥ тиск газу, що перешкоджаЇ подальшому зб≥льшенню щ≥льност≥. јле поки хмара залишаЇтьс¤ прозорою дл¤ випром≥нюванн¤, вона легко охолоджуЇтьс¤ ≥ стиск не припин¤Їтьс¤. ¬елику роль надал≥ граЇ косм≥чна пилюка. ’оча по мас≥ вона складаЇ усього 1% м≥жзор¤ноњ речовини, це дуже важливий його компонент. ” темних хмарах порошини поглинають енерг≥ю газу ≥ переробл¤ють њњ в ≥нфрачервоне випром≥нюванн¤, що легко покидаЇ хмару, забираючи надлишки тепла. Ќарешт≥ через зб≥льшенн¤ щ≥льност≥ окремих фрагмент≥в хмари газ стаЇ менше прозорим. ќхолодженн¤ затруднюЇтьс¤, ≥ зростаючий тиск зупин¤Ї колапс. ” майбутньому з кожного фрагмента утворитьс¤ з≥рка, а усе разом вони складуть групу молодих з≥рок у надрах молекул¤рноњ хмари.

 олапс щ≥льноњ частини хмари в з≥рку, а част≥ше - у групу з≥рок продовжуЇтьс¤ дек≥лька м≥льйон≥в рок≥в (пор≥вн¤но швидко по косм≥чних масштабах). Ќовонароджен≥ з≥рки роз≥гр≥вають навколишн≥й газ, ≥ п≥д д≥Їю високого тиску залишки хмари розл≥таютьс¤. —аме цей етап ми бачимо в туманност≥ ќр≥она. јле по сус≥дству з н≥й продовжуЇтьс¤ формуванн¤ майбутн≥х покол≥нь з≥рок. ƒл¤ св≥тла ц≥ област≥ ц≥лком непрозор≥ ≥ спостер≥гаютьс¤ т≥льки за допомогою ≥нфрачервоних ≥ рад≥отелескоп≥в.

’мара стаЇ з≥ркою

Ќародженн¤ з≥рки триваЇ м≥льйони рок≥в ≥ сховане в≥д нас у надрах темних хмар, так що цей процес практично недоступний пр¤мому спостереженню. јстроф≥зики намагаютьс¤ досл≥джувати його теоретично, за допомогою комп'ютерного моделюванн¤. ѕеретворенн¤ фрагмента хмари в з≥рку супроводжуЇтьс¤ г≥гантською зм≥ною ф≥зичних умов: температура речовини зростаЇ приблизно в 106 раз≥в, а щ≥льн≥сть - у 1020 раз≥в.  олосальн≥ зм≥ни вс≥х характеристик з≥рки, що формуЇтьс¤, складають головну трудн≥сть теоретичного розгл¤ду њњ еволюц≥њ. Ќа стад≥њ под≥бних зм≥н вих≥дний об'Їкт уже не хмара, але ще ≥ не з≥рка. “ому його називають протоз≥ркою).

«агалом еволюц≥ю протоз≥рки можна розд≥лити на три етапи, або фази. ѕерший етап - в≥докремленн¤ фрагмента хмари ≥ його ущ≥льненн¤ - ми вже прогл¤нули. —л≥дом за ним наступаЇ етап швидкого стиску. ” його початку рад≥ус протоз≥рки приблизно в м≥льйон разом б≥льше сон¤чного. ¬она ц≥лком непрозора дл¤ видимого св≥тла, але прозора дл¤ ≥нфрачервоного випром≥нюванн¤ з довжиною хвил≥ б≥льше 10 мкм. ¬ипром≥нюванн¤ в≥дносить надлишки тепла, що вид≥л¤Їтьс¤ при стиску, так що температура не п≥двищуЇтьс¤ ≥ тиск газу не перешкоджаЇ колапсу. ¬≥дбуваЇтьс¤ швидкий стиск, практично в≥льне пад≥нн¤ речовини до центру хмари.

ѕроте в м≥ру стиску протоз≥рка робитьс¤ усе менше прозорою, що затруднюЇ вих≥д випром≥нюванн¤ ≥ призводить до росту температури газу. ” визначений момент протоз≥рка стаЇ практично непрозорою дл¤ власного теплового випром≥нюванн¤. “емпература, а разом ≥з нею ≥ тиск газу швидко зростають, стиск спов≥льнюЇтьс¤.

ѕ≥двищенн¤ температури викликаЇ значн≥ зм≥ни властивостей речовини. ѕри температур≥ в дек≥лька тис¤ч градус≥в молекули розпадаютьс¤ на окрем≥ атоми, а при температур≥ б≥л¤ 10 тис. градус≥в атоми ≥он≥зуютьс¤, тобто руйнуютьс¤ њхн≥ електронн≥ оболонки. ÷≥ енергоЇмн≥ процеси на ¤кийсь час затримують р≥ст температури, але пот≥м в≥н в≥дновл¤Їтьс¤. ѕротоз≥рка швидко дос¤гаЇ стана, коли сила ваги практично ур≥вноважена внутр≥шн≥м тиском газу. јле оск≥льки тепло усе ж потрохи ≥де назовн≥, а ≥нших джерел енерг≥њ, кр≥м стиску, у протоз≥рки немаЇ, вона продовжуЇ потихеньку стискуватис¤ ≥ температура в њњ надрах усе зб≥льшуЇтьс¤.

Ќарешт≥ температура в центр≥ протоз≥рки дос¤гаЇ дек≥лькох м≥льйон≥в градус≥в ≥ починаютьс¤ термо¤дерн≥ реакц≥њ. ѕри цьому тепло, ¤ке вид≥л¤Їтьс¤, ц≥лком компенсуЇ охолодженн¤ протоз≥рки з поверхн≥. —тиск припин¤Їтьс¤. ѕротоз≥рка стаЇ з≥ркою.

"ѕерший крик" новонародженоњ з≥рки

«≥рки, що формуютьс¤ ≥ дуже молод≥ з≥рки часто оточен≥ газовою оболонкою - залишками речовини, що не встигнули ще впасти на з≥рку. ќболонка не випускаЇ зсередини св≥тло ≥ ц≥лком переробл¤Ї його в ≥нфрачервоне випром≥нюванн¤. “ому наймолодш≥ з≥рки звичайно ви¤вл¤ють себе лише ¤к ≥нфрачервон≥ джерела.

Ќа початковому етап≥ житт¤ Ђповодженн¤ї з≥рки дуже сильно залежить в≥д њњ маси. Ќизька св≥тн≥сть маломасивних з≥рок дозвол¤Ї њм надовго затриматис¤ на стад≥њ пов≥льного стиску, "харчуючись" т≥льки грав≥тац≥йною енерг≥Їю. «а цей час оболонка встигаЇ частково ос≥сти на з≥рку, а також сформувати навкругиз≥рковий газовий диск. ≈волюц≥¤ ж масивноњ з≥рки прот≥каЇ так швидко, що з≥рка проживаЇ велику частину житт¤, оточена залишками своЇњ протоз≥рковоњ оболонки, що часто називають газовим коконом.

ѕрикладом з≥рки-кокона служить об'Їкт Ѕекл≥на - Ќейгебауера в туманност≥ ќр≥она. ¬≥н знаходитьс¤ в центр≥ компактного ≥ дуже щ≥льного скупченн¤ протоз≥рок. « них в≥н найб≥льше масивний: з≥рка усередин≥ кокона маЇ масу пор¤дку восьми сон¤чних. ѓњ св≥тн≥сть близька до 2 тис. сон¤чних, а температура випром≥нюванн¤ кокона б≥л¤ 600  . “ому об'Їкт Ѕекл≥на - Ќейгебауера був в≥дкритий двома астрономами, ≥мена ¤ких в≥н носить, у 1966 р. ¤к потужне ≥нфрачервоне джерело. «араз в≥домо вже б≥льш 250 об'Їкт≥в такого типу. “емпература њхн≥х пильних кокон≥в 300 - 600  . ƒе¤к≥ з них своњм випром≥нюванн¤м уже майже зруйнували кокони: спостереженн¤ показують, що њхн¤ речовина розширюЇтьс¤ з≥ швидк≥стю 10 - 15 км/с.  ласичний приклад такоњ з≥рки Ц понадгигант h  ил¤ на в≥дстан≥ б≥л¤ 3 кпк в≥д нас, занурений у щ≥льну пилову туманн≥сть √омункулус.

1	2	3

Ќазва: ¬иникненн¤ з≥р
ƒата публ≥кац≥њ: 2006-02-03 (2089 прочитано)