Как рождаются звёзды: путь от облака газа до термоядерного огня

Рождение звёзд начинается в молекулярных облаках — огромных скоплениях межзвёздного газа и космической пыли. Основную часть их массы составляют водород и гелий, а температура внутри обычно держится на уровне 10–20 К — всего на несколько десятков градусов выше абсолютного нуля. Хотя такие облака очень холодные, по космическим меркам они достаточно плотные. Именно поэтому внутри них со временем могут возникнуть условия для рождения звёзд.

Молекулярные облака мы можем наблюдать в виде туманностей. Один из самых известных и ближайших к Земле регионов звёздообразования — туманность Ориона, расположенная примерно в 1350 световых годах от нас. Новые звёзды также рождаются в туманности Киля, туманности Орла со знаменитыми «Столпами Творения» и в области NGC 3603.

Молекулярное облако может существовать миллионы лет, почти не меняясь. Но иногда что-то нарушает его равновесие. Например, рядом взрывается сверхновая, и ударная волна начинает сжимать часть облака.

Сжатие происходит неравномерно. Под влиянием хаотичных движений газа и магнитных полей облако разделяется на плотные сгустки. Именно из них со временем появляются будущие светила.

После этого вещество продолжает сжиматься уже под действием собственной силы тяжести. Этот процесс называется гравитационным коллапсом. Он длится сотни тысяч лет: облако становится всё плотнее, а температура внутри постепенно растёт.

Когда плотное ядро внутри молекулярного облака продолжает сжиматься, появляется протозвезда — молодой объект, который ещё нельзя назвать настоящей звездой. По мере сжатия его температура растёт, а вокруг продолжают притягиваться газ и пыль. Из-за этого протозвезда постепенно увеличивает свою массу.

Внутри уже начинаются первые термоядерные реакции. В них участвует дейтерий — особая разновидность водорода. Но этих реакций ещё недостаточно, чтобы превратить протозвезду в полноценное светило. Устойчивый синтез обычного водорода начинается позже, когда температура в ядре становится намного выше.

Для объекта, похожего по массе на Солнце, эта стадия длится около 500 тысяч лет. Полностью путь от начала гравитационного коллапса до выхода на главную последовательность занимает примерно миллион лет. У более массивных светил этот процесс идёт заметно быстрее.

Не весь газ и пыль попадают в протозвезду. Часть вещества остаётся вокруг неё и образует вращающееся кольцо. Его называют аккреционным диском. Именно из него со временем появляются планеты, астероиды и кометы. Так сформировалась и Солнечная система: остатки протосолнечного диска дали начало всем восьми планетам.

От состава этого диска во многом зависит, какими будут будущие планеты — каменистыми или газовыми, богатыми водой или нет. Наблюдения телескопа «Джеймс Уэбб» показали, как по мере приближения к молодому светилу водяной лёд превращается в пар. Эти данные помогают учёным понять, как вода распределяется в молодых планетных системах и при каких условиях могут формироваться миры, потенциально пригодные для жизни.

Рождение занимает от нескольких сотен тысяч до нескольких миллионов лет. Сколько именно — зависит от массы.

• Массивные звёзды формируются быстрее. Их сильная гравитация быстрее притягивает газ и пыль. Но и топливо такие объекты расходуют очень быстро, поэтому живут всего несколько миллионов лет.
• Маломассивные рождаются медленнее, зато потом могут светить очень долго. Например, красные карлики способны существовать десятки миллиардов и даже триллионы лет.

Поэтому в одном молекулярном облаке можно увидеть объекты на разных этапах: сжимающиеся сгустки газа, протозвёзды и молодые светила.

Не каждый зародыш становится полноценной звездой. Если масса формирующегося объекта меньше примерно 8% массы Солнца, температура в его центре не достигает уровня, необходимого для устойчивого синтеза водорода. В результате вместо звезды образуется коричневый карлик.

Коричневые карлики занимают промежуточное положение между планетами и звёздами. Они излучают тепло, которое накопили во время сжатия, но поддерживать устойчивые термоядерные реакции не могут, поэтому настоящими звёздами не становятся.

Настоящей звездой объект становится тогда, когда температура в его ядре достигает примерно 10 миллионов К. При таких условиях начинается устойчивый термоядерный синтез: ядра водорода сливаются, образуя гелий и выделяя огромное количество энергии.

После начала термоядерных реакций внутри устанавливается равновесие. Сила тяжести постоянно тянет вещество к центру, а давление горячего газа и излучения, наоборот, выталкивает его наружу. Пока эти силы уравновешивают друг друга, светило остаётся устойчивым. Такое состояние называется гидростатическим равновесием.

Всё это время в его ядре продолжается синтез водорода в гелий, постепенно расходуя запасы топлива.

Любая звезда светится благодаря термоядерным реакциям в своём ядре. Однако энергия не покидает её сразу. Свет, возникающий в центре, бесчисленное количество раз сталкивается с частицами вещества и медленно пробирается к поверхности. Из-за этого путь энергии из центра Солнца может занимать десятки тысяч лет.

Зато после выхода с поверхности солнечный свет достигает Земли всего примерно за восемь минут. Чем интенсивнее идут термоядерные реакции в ядре, тем больше энергии выделяется. Поэтому самые массивные светила обычно ярче и горячее.

Во время звёздообразования молекулярное облако может разделиться на несколько сгустков. Из каждого из них со временем формируется отдельное светило. Поэтому многие объекты рождаются не поодиночке, а в двойных или кратных системах, где две или больше звёзд обращаются вокруг общего центра масс.

Но это не значит, что одиночные системы встречаются редко. Современные исследования показывают, что в Млечном Пути большинство из них состоят всего из одного светила. Так происходит потому, что в нашей галактике больше всего красных карликов — небольших и не очень ярких объектов. Поэтому Солнце вовсе не исключение, хотя среди более массивных звёзд двойные и кратные системы действительно встречаются чаще.

Увидеть рождение звезды невооружённым глазом невозможно. Молодые звёзды скрыты внутри плотных облаков космической пыли, которые не пропускают видимый свет. Кроме того, сам процесс формирования длится сотни тысяч лет, поэтому наблюдать его от начала до конца невозможно.

Ситуацию изменили инфракрасные телескопы. Они способны регистрировать тепловое излучение, проходящее сквозь пыль. Благодаря этому телескоп «Джеймс Уэбб» получил изображения, на которых одновременно видны разные стадии звездообразования — от самых молодых протозвёзд до объектов, уже начинающих расчищать пространство вокруг себя своим излучением.

Рождение звезды — один из самых долгих процессов во Вселенной. Он занимает сотни тысяч или даже миллионы лет, а его результат определяет дальнейшую судьбу светила на миллиарды лет вперёд.

Благодаря современным телескопам астрономы могут наблюдать множество звёзд на разных стадиях формирования и всё лучше понимать, как рождаются новые звёзды и планетные системы.