Формирование звёзд из молекулярных облаков

Введение

Формирование звёзд – это процесс, при котором плотные области молекулярных облаков в межзвёздном пространстве, иногда называемые «звёздными яслями» или «звёздообразующими областями», коллапсируют и образуют звёзды. Как область астрономии, формирование звёзд включает изучение межзвёздной среды (МЗС) и гигантских молекулярных облаков (ГМО) как предшественников процесса формирования звёзд, а также изучение протозвёзд и молодых звёздных объектов как его непосредственных продуктов. Оно тесно связано с формированием планет, другой областью астрономии. Теория формирования звёзд, помимо объяснения образования отдельной звезды, должна также учитывать статистику двойных звёзд и начальную функцию масс. Большинство звёзд формируется не изолированно, а в составе группы звёзд, называемых звёздными скоплениями или звёздными ассоциациями.

Межзвездные облака

В спиральных галактиках, таких как Млечный Путь, содержатся звезды, звездные остатки и диффузная межзвездная среда (МЗС) из газа и пыли. Межзвездная среда состоит из 10⁴–10⁶ частиц на см³, и обычно состоит примерно из 70% водорода, 28% гелия и 1,5% более тяжелых элементов по массе. Следовые количества более тяжелых элементов были и продолжают образовываться внутри звезд посредством звездного нуклеосинтеза и выбрасываются, когда звезды завершают свою жизнь в основной последовательности. Области с более высокой плотностью межзвездной среды формируют облака, или диффузные туманности, где происходит звездообразование. В отличие от спиральных галактик, эллиптические галактики теряют холодную составляющую своей межзвездной среды примерно за миллиард лет, что препятствует формированию диффузных туманностей, за исключением случаев слияний с другими галактиками. В плотных туманностях, где образуются звезды, большая часть водорода находится в молекулярной (H₂) форме, поэтому эти туманности называются молекулярными облаками. Наблюдения показывают, что самые холодные облака склонны формировать звезды малой массы, которые сначала наблюдаются в инфракрасном свете, излучаемом внутри облаков, а затем – как видимый свет, когда облака рассеиваются. Гигантские молекулярные облака, как правило, теплее, производят звезды всех масс. Эти гигантские молекулярные облака имеют типичную плотность 100 частиц на см³, диаметры до , массы до 6 миллионов солнечных масс, то есть в шесть миллионов раз больше массы Солнца. Средняя внутренняя температура составляет Около половины общей массы галактической МЗС Млечного Пути находится в молекулярных облаках, и галактика включает в себя около 6000 молекулярных облаков, каждое из которых содержит более чем Звездообразование с меньшей массой происходит примерно в 400–450 световых лет от нас в комплексе облаков ρ Офиухи. Более компактным местом звездообразования являются непрозрачные облака плотного газа и пыли, известные как глобулы Бока, названные в честь астронома Барта Бока. Они могут формироваться в связи с коллапсирующими молекулярными облаками или, возможно, независимо. Глобулы Бока обычно имеют диаметр до светового года и содержат несколько солнечных масс. Их можно наблюдать как темные облака, силуэты которых видны на фоне ярких эмиссионных туманностей или звезд на заднем плане. Более половины известных глобулей Бока содержат новообразовавшиеся звезды.

Spiral galaxies like the Milky Way contain stars, stellar remnants, and a diffuse interstellar medium (ISM) of gas and dust. The interstellar medium consists of 104 to 106 particles per cm3, and is typically composed of roughly 70% hydrogen, 28% helium, and 1.5% heavier elements by mass. The trace amounts of heavier elements were and are produced within stars via stellar nucleosynthesis and ejected as the stars pass beyond the end of their main sequence lifetime. Higher density regions of the interstellar medium form clouds, or diffuse nebulae, where star formation takes place. In contrast to spiral galaxies, elliptical galaxies lose the cold component of its interstellar medium within roughly a billion years, which hinders the galaxy from forming diffuse nebulae except through mergers with other galaxies. In the dense nebulae where stars are produced, much of the hydrogen is in the molecular (H2) form, so these nebulae are called molecular clouds. Observations indicate that the coldest clouds tend to form low mass stars, which are first observed via the infrared light they emit inside the clouds, and then as visible light when the clouds dissipate. Giant molecular clouds, which are generally warmer, produce stars of all masses. These giant molecular clouds have typical densities of 100 particles per cm3, diameters of , masses of up to 6 million solar masses , or six million times the mass of Earth's sun. The average interior temperature is
About half the total mass of the Milky Way's galactic ISM is found in molecular clouds and the galaxy includes an estimated 6,000 molecular clouds, each with more than The nebula nearest to the Sun where massive stars are being formed is the Orion Nebula, away. However, lower mass star formation is occurring about 400–450 light years distant in the ρ Ophiuchi cloud complex. A more compact site of star formation is the opaque clouds of dense gas and dust known as Bok globules, so named after the astronomer Bart Bok. These can form in association with collapsing molecular clouds or possibly independently. The Bok globules are typically up to a light year across and contain a few solar masses. They can be observed as dark clouds silhouetted against bright emission nebulae or background stars. Over half the known Bok globules have been found to contain newly forming stars.

Облако разрушается .

Межзвездное газовое облако будет оставаться в гидростатическом равновесии, пока кинетическая энергия давления газа находится в балансе с потенциальной энергией внутренней гравитационной силы. Математически это выражается теоремой вириала, которая утверждает, что для поддержания равновесия гравитационная потенциальная энергия должна равняться удвоенной внутренней тепловой энергии. Если облако достаточно массивно, чтобы давление газа было недостаточным для его удержания, облако подвергнется гравитационному коллапсу. Масса, превышение которой приводит к такому коллапсу, называется массой Джинса. Масса Джинса зависит от температуры и плотности облака, но обычно составляет от тысяч до десятков тысяч солнечных масс. При индуцированном звездообразовании одно из нескольких событий может сжать молекулярное облако и инициировать его гравитационный коллапс. Молекулярные облака могут сталкиваться друг с другом, либо взрыв сверхновой может послужить триггером, посылая в облако с очень высокой скоростью ударно-волновое вещество. Последний механизм может быть ответственен за формирование шаровых скоплений. Сверхмассивная черная дыра в ядре галактики может регулировать темп звездообразования в галактическом ядре. Черная дыра, аккрецирующая вещество, может стать активной, излучая мощный ветер через сфокусированный релятивистский джет. Это может ограничить дальнейшее звездообразование. Массивные черные дыры, выбрасывающие радиоизлучающие частицы со скоростью, близкой к скорости света, также могут блокировать формирование новых звезд в стареющих галактиках. Однако радиоизлучение вокруг джета также может спровоцировать звездообразование. Аналогично, более слабый джет может инициировать звездообразование при столкновении с облаком. По мере коллапса молекулярное облако распадается на все более мелкие фрагменты иерархическим образом, пока фрагменты не достигнут звездной массы. В каждом из этих фрагментов коллапсирующий газ излучает энергию, полученную при высвобождении гравитационной потенциальной энергии. С увеличением плотности фрагменты становятся непрозрачными и, следовательно, менее эффективно излучают энергию. Это повышает температуру облака и препятствует дальнейшему фрагментированию. Фрагменты теперь конденсируются во вращающиеся сферы газа, которые служат звездными зародышами. Усложняют эту картину коллапсирующего облака эффекты турбулентности, макроскопических потоков, вращения, магнитных полей и геометрии облака. Как вращение, так и магнитные поля могут препятствовать коллапсу облака. Турбулентность играет важную роль в фрагментировании облака, а в малых масштабах способствует коллапсу.

An interstellar cloud of gas will remain in hydrostatic equilibrium as long as the kinetic energy of the gas pressure is in balance with the potential energy of the internal gravitational force. Mathematically this is expressed using the virial theorem, which states that, to maintain equilibrium, the gravitational potential energy must equal twice the internal thermal energy. If a cloud is massive enough that the gas pressure is insufficient to support it, the cloud will undergo gravitational collapse. The mass above which a cloud will undergo such collapse is called the Jeans mass. The Jeans mass depends on the temperature and density of the cloud, but is typically thousands to tens of thousands of solar masses. In triggered star formation, one of several events might occur to compress a molecular cloud and initiate its gravitational collapse. Molecular clouds may collide with each other, or a nearby supernova explosion can be a trigger, sending shocked matter into the cloud at very high speeds. The latter mechanism may be responsible for the formation of globular clusters. A supermassive black hole at the core of a galaxy may serve to regulate the rate of star formation in a galactic nucleus. A black hole that is accreting infalling matter can become active, emitting a strong wind through a collimated relativistic jet. This can limit further star formation. Massive black holes ejecting radio frequency emitting particles at near light speed can also block the formation of new stars in aging galaxies. However, the radio emissions around the jets may also trigger star formation. Likewise, a weaker jet may trigger star formation when it collides with a cloud. As it collapses, a molecular cloud breaks into smaller and smaller pieces in a hierarchical manner, until the fragments reach stellar mass. In each of these fragments, the collapsing gas radiates away the energy gained by the release of gravitational potential energy. As the density increases, the fragments become opaque and are thus less efficient at radiating away their energy. This raises the temperature of the cloud and inhibits further fragmentation. The fragments now condense into rotating spheres of gas that serve as stellar embryos. Complicating this picture of a collapsing cloud are the effects of turbulence, macroscopic flows, rotation, magnetic fields and the cloud geometry. Both rotation and magnetic fields can hinder the collapse of a cloud. Turbulence is instrumental in causing fragmentation of the cloud, and on the smallest scales it promotes collapse.

Замечания

Ключевые элементы звездообразования доступны только при наблюдениях в длинах волн, отличных от оптических. Протозвездный этап звездного существования почти всегда скрыт глубоко внутри плотных облаков газа и пыли, оставшихся после ГМЦ. Часто эти звездообразующие коконы, известные как глобулы Бока, можно увидеть в силуэте на фоне яркого излучения окружающего газа. Ранние стадии жизни звезды наблюдаются в инфракрасном свете, который легче проникает сквозь пыль, чем видимый свет. Наблюдения, выполненные с помощью широкопольного инфракрасного исследовательского аппарата (WISE), оказались особенно важными для обнаружения многочисленных галактических протозвезд и их родительских звездных скоплений. Примерами таких встроенных звездных скоплений являются FSR 1184, FSR 1190, Camargo 14, Camargo 74, Majaess 64 и Majaess 98. Структуру молекулярного облака и влияние протозвезды можно изучать по картам поглощения в ближней инфракрасной области (где количество звезд подсчитывается на единицу площади и сравнивается с областью неба с нулевым поглощением), по непрерывному излучению пыли и по вращательным переходам CO и других молекул; последние два наблюдаются в миллиметровом и субмиллиметровом диапазонах. Излучение протозвезды и молодой звезды необходимо наблюдать в инфракрасных астрономических длинах волн, поскольку поглощение, вызванное остальной частью облака, в котором формируется звезда, обычно слишком велико, чтобы позволить наблюдать ее в видимой части спектра. Это представляет значительные трудности, поскольку атмосфера Земли почти полностью непрозрачна в диапазоне от 20 мкм до 850 мкм, с узкими окнами на 200 мкм и 450 мкм. Даже вне этого диапазона необходимо использовать методы коррекции атмосферных искажений. Рентгеновские наблюдения оказались полезными для изучения молодых звезд, поскольку рентгеновское излучение от этих объектов примерно в 100–100 000 раз сильнее, чем от звезд главной последовательности. Первые обнаружения рентгеновского излучения от звезд T Тельца были сделаны с помощью рентгеновской обсерватории «Эйнштейн». Для звезд с малой массой рентгеновское излучение генерируется нагревом звездной короны в результате магнитной рекомбинации, а для массивных звезд O и ранних звезд типа B – сверхзвуковыми ударными волнами в звездных ветрах. Фотоны в мягком рентгеновском диапазоне, охватываемом рентгеновскими обсерваториями Чандра и XMM Newton, могут проникать в межзвездную среду с умеренным поглощением из-за газа, что делает рентгеновский диапазон полезным для изучения звездных популяций в молекулярных облаках. Рентгеновское излучение как свидетельство молодости звезд делает этот диапазон особенно полезным для проведения переписей звезд в областях звездообразования, поскольку не все молодые звезды имеют инфракрасный избыток. Рентгеновские наблюдения предоставили почти полную перепись всех объектов звездной массы в скоплении туманности Ориона и молекулярном облаке Тельца. Формирование отдельных звезд можно непосредственно наблюдать только в Галактике Млечный Путь, но в далеких галактиках звездообразование обнаруживается по его уникальной спектральной сигнатуре. Первоначальные исследования показывают, что звездообразующие сгустки начинаются как гигантские, плотные области в турбулентном газе, богатом материей в молодых галактиках, существуют около 500 миллионов лет и могут мигрировать к центру галактики, формируя центральную выпуклость галактики. 21 февраля 2014 года NASA объявила о значительном обновлении базы данных для отслеживания полициклических ароматических углеводородов (ПАУ) во Вселенной. По мнению ученых, более 20% углерода во Вселенной может быть связано с ПАУ, которые являются возможными исходными материалами для образования жизни. ПАУ, по-видимому, образовались вскоре после Большого взрыва, широко распространены во Вселенной и связаны с новыми звездами и экзопланетами. В феврале 2018 года астрономы впервые сообщили об обнаружении сигнала эпохи реионизации, косвенного обнаружения света от самых ранних звезд, образовавшихся примерно через 180 миллионов лет после Большого взрыва. В статье, опубликованной 22 октября 2019 года, сообщалось об обнаружении 3MM 1, массивной звездообразующей галактики, находящейся на расстоянии около 12,5 миллиардов световых лет от нас, которая скрыта облаками пыли. Ее масса составляет около 1010,8 солнечных масс, а скорость звездообразования примерно в 100 раз выше, чем в Млечном Пути.

Key elements of star formation are only available by observing in wavelengths other than the optical. The protostellar stage of stellar existence is almost invariably hidden away deep inside dense clouds of gas and dust left over from the GMC. Often, these star forming cocoons known as Bok globules, can be seen in silhouette against bright emission from surrounding gas. Early stages of a star's life can be seen in infrared light, which penetrates the dust more easily than visible light. Observations from the Wide field Infrared Survey Explorer (WISE) have thus been especially important for unveiling numerous galactic protostars and their parent star clusters. Examples of such embedded star clusters are FSR 1184, FSR 1190, Camargo 14, Camargo 74, Majaess 64, and Majaess 98. The structure of the molecular cloud and the effects of the protostar can be observed in near IR extinction maps (where the number of stars are counted per unit area and compared to a nearby zero extinction area of sky), continuum dust emission and rotational transitions of CO and other molecules; these last two are observed in the millimeter and submillimeter range. The radiation from the protostar and early star has to be observed in infrared astronomy wavelengths, as the extinction caused by the rest of the cloud in which the star is forming is usually too big to allow us to observe it in the visual part of the spectrum. This presents considerable difficulties as the Earth's atmosphere is almost entirely opaque from 20μm to 850μm, with narrow windows at 200μm and 450μm. Even outside this range, atmospheric subtraction techniques must be used. X ray observations have proven useful for studying young stars, since X ray emission from these objects is about 100–100,000 times stronger than X ray emission from main sequence stars. The earliest detections of X rays from T Tauri stars were made by the Einstein X ray Observatory. For low mass stars X rays are generated by the heating of the stellar corona through magnetic reconnection, while for high mass O and early B type stars X rays are generated through supersonic shocks in the stellar winds. Photons in the soft X ray energy range covered by the Chandra X ray Observatory and XMM Newton may penetrate the interstellar medium with only moderate absorption due to gas, making the X ray a useful wavelength for seeing the stellar populations within molecular clouds. X ray emission as evidence of stellar youth makes this band particularly useful for performing censuses of stars in star forming regions, given that not all young stars have infrared excesses. X ray observations have provided near complete censuses of all stellar mass objects in the Orion Nebula Cluster and Taurus Molecular Cloud. The formation of individual stars can only be directly observed in the Milky Way Galaxy, but in distant galaxies star formation has been detected through its unique spectral signature. Initial research indicates star forming clumps start as giant, dense areas in turbulent gas rich matter in young galaxies, live about 500 million years, and may migrate to the center of a galaxy, creating the central bulge of a galaxy. On February 21, 2014, NASA announced a greatly upgraded database for tracking polycyclic aromatic hydrocarbons (PAHs) in the universe. According to scientists, more than 20% of the carbon in the universe may be associated with PAHs, possible starting materials for the formation of life. PAHs seem to have been formed shortly after the Big Bang, are widespread throughout the universe, and are associated with new stars and exoplanets. In February 2018, astronomers reported, for the first time, a signal of the reionization epoch, an indirect detection of light from the earliest stars formed about 180 million years after the Big Bang. An article published on October 22, 2019, reported on the detection of 3MM 1, a massive star forming galaxy about 12.5 billion light years away that is obscured by clouds of dust. At a mass of about 1010.8 solar masses, it showed a star formation rate about 100 times as high as in the Milky Way.

Известные объекты-поисковики

MWC 349 был впервые обнаружен в 1978 году и, по оценкам, его возраст составляет всего 1000 лет. VLA 1623 – первый известный представитель протозвезды класса 0, типа встраивающейся протозвезды, которая еще не накопила основную часть своей массы. Обнаружен в 1993 году, предположительно моложе 10 000 лет. L1014 – чрезвычайно тусклый встраивающийся объект, являющийся представителем нового класса источников, которые только сейчас обнаруживаются с помощью новейших телескопов. Их природа пока не установлена, они могут быть самыми молодыми протозвездами класса 0 с низкой массой, которые когда-либо наблюдались, или даже объектами с очень низкой массой, находящимися на поздних стадиях эволюции (например, коричневыми карликами или даже одиночными планетами). GCIRS 8* – самая молодая известная звезда главной последовательности в области Галактического центра, обнаруженная в августе 2006 года. Ее возраст оценивается в 3,5 миллиона лет.

Маломассовое и высокомассовое звездообразование

Считается, что звезды разных масс образуются несколько различными механизмами. Теория образования звезд с низкой массой, которая хорошо подтверждается наблюдениями, предполагает, что звезды с низкой массой образуются в результате гравитационного коллапса вращающихся сгустков плотности внутри молекулярных облаков. Как описано выше, коллапс вращающегося облака газа и пыли приводит к образованию аккреционного диска, через который материя направляется на центральную протозвезду. Однако для звезд с массой более нескольких десятков солнечных масс механизм звездообразования изучен недостаточно хорошо. Массивные звезды излучают огромное количество радиации, которая оказывает давление на падающий материал. Ранее считалось, что это давление радиации может быть достаточно сильным, чтобы остановить аккрецию на массивную протозвезду и предотвратить образование звезд с массами, превышающими несколько десятков солнечных масс. Недавние теоретические работы показали, что формирование струи и оттока очищает полость, через которую большая часть излучения от массивной протозвезды может выходить, не препятствуя аккреции через диск на протозвезду. В настоящее время предполагается, что массивные звезды могут образовываться по механизму, аналогичному образованию звезд с низкой массой. Накапливаются данные, свидетельствующие о том, что по крайней мере некоторые массивные протозвезды действительно окружены аккреционными дисками. Ожидается, что аккреция на диск в протозвездах с высокой массой, подобно их аналогам с низкой массой, будет проявляться в виде всплесков эпизодической аккреции из-за гравитационной нестабильности, приводящей к комковатости и неравномерным темпам аккреции. Недавние свидетельства аккреционных всплесков в протозвездах с большой массой действительно подтвердились наблюдениями. Ряд других теорий образования массивных звезд еще предстоит проверить наблюдениями. Среди них, пожалуй, наиболее известна теория конкурентной аккреции, которая предполагает, что массивные протозвезды "зарождаются" из протозвезд с низкой массой, которые конкурируют с другими протозвездами за поглощение материи из всего родительского молекулярного облака, а не только из небольшой локальной области. Другая теория образования массивных звезд предполагает, что массивные звезды могут формироваться в результате слияния двух или более звезд меньшей массы.

Stars of different masses are thought to form by slightly different mechanisms. The theory of low mass star formation, which is well supported by observation, suggests that low mass stars form by the gravitational collapse of rotating density enhancements within molecular clouds. As described above, the collapse of a rotating cloud of gas and dust leads to the formation of an accretion disk through which matter is channeled onto a central protostar. For stars with masses higher than about , however, the mechanism of star formation is not well understood. Massive stars emit copious quantities of radiation which pushes against infalling material. In the past, it was thought that this radiation pressure might be substantial enough to halt accretion onto the massive protostar and prevent the formation of stars with masses more than a few tens of solar masses. Recent theoretical work has shown that the production of a jet and outflow clears a cavity through which much of the radiation from a massive protostar can escape without hindering accretion through the disk and onto the protostar. Present thinking is that massive stars may therefore be able to form by a mechanism similar to that by which low mass stars form. There is mounting evidence that at least some massive protostars are indeed surrounded by accretion disks. Disk accretion in high mass protostars, similar to their low mass counterparts, is expected to exhibit bursts of episodic accretion as a result of a gravitationally instability leading to clumpy and in continuous accretion rates. Recent evidence of accretion bursts in high mass protostars has indeed been confirmed observationally. Several other theories of massive star formation remain to be tested observationally. Of these, perhaps the most prominent is the theory of competitive accretion, which suggests that massive protostars are "seeded" by low mass protostars which compete with other protostars to draw in matter from the entire parent molecular cloud, instead of simply from a small local region. Another theory of massive star formation suggests that massive stars may form by the coalescence of two or more stars of lower mass.