ю, а температура усього на декілька градусів вище абсолютного нуля. Саме за таких умов виникають нестійкі до гравітаційного стиску окремі ущільнення в хмарі масою порядку маси Сонця, і стає можливим формування зірок.
Найближчі до нас області зореутворення - це темні хмари в сузір'ях Тельця і ​​Змієносця. Подалі розташований величезний комплекс хмар в Оріоні.
Життя чорної хмари
Молекулярні хмари улаштовані значно складніше, ніж знайомі нам хмари водяної пари в земній атмосфері. Зовні молекулярне хмара покрито товстим шаром атомарного газу, оскільки проникаюче туди випромінювання зірок руйнує тендітні молекули. Але що знаходиться в зовнішньому шарі пил поглинає випромінювання, і глибше, у темних надрах хмари, газ майже повністю складається з молекул.
Структура хмар постійно змінюється під дією взаємних сутичок, нагрівання зоряним випромінюванням, тиску міжзоряних магнітних полів. У різних частинах хмари щільність газу відрізняється в тисячу (у стільки ж разів вода щільніша кімнатного повітря). Коли щільність хмари (або окремої його частини) стає настільки великою, що гравітація переборює газовий тиск, хмара починає нестримно коллапсіровать. Розмір його зменшується усе швидше і швидше, а щільність росте. Невеликі неоднорідності щільності в процесі колапсу посилюються, і в підсумку хмара фрагментірует, тобто розпадається на частини, кожна з яких продовжує самостійний стиск.
При колапсі зростають температура і тиск газу, що перешкоджає подальшому збільшенню щільності. Але поки хмара прозоро для випромінювання, воно легко остигає і стиск не припиняється. Велику роль у подальшому відіграє космічний пил. Хоча по масі вона складає всього 1% міжзоряної речовини, це дуже важливий його компонент. У темних хмарах пилинки поглинають енергію газу і переробляють її в інфрачервоне випромінювання, що легко покидає хмару, забираючи надлишки тепла. Нарешті через збільшення щільності окремих фрагментів хмари газ стає менше прозорим. Остигання утруднюється, і зростаючий тиск зупиняє колапс. У майбутньому з кожного фрагмента утвориться зірка, а всі разом вони складають групу молодих зірок у надрах молекулярної хмари.
Колапс щільної частини хмари в зірку, а частіше - у групу зірок продовжується декілька мільйонів років (порівняно швидко за космічними масштабами). Новонароджені зірки розігрівають навколишній газ, і під дією високого тиску залишки хмари розлітаються. Саме цей етап ми бачимо в туманності Оріона. Але по сусідству з нею продовжується формування майбутніх поколінь зірок. Для світла ці області цілком непрозорі і спостерігаються тільки за допомогою інфрачервоних і радиотелескопах.
Хмара стає зіркою
Народження зірки триває мільйони років і приховано від нас у надрах темних хмар, так що цей процес практично недоступний прямому спостереженню. Астрофізики намагаються досліджувати його теоретично, за допомогою комп'ютерного моделювання. Перетворення фрагмента хмари в зірку супроводжується гігантською зміною фізичних умов: температура речовини зростає приблизно в 10 6 раз, а щільність - в 10 20 разів. Колосальні зміни всіх характеристик формується зірки складають головну трудність теоретичного розгляду її еволюції. На стадії подібних змін вихідний об'єкт вже не хмара, але ще і не зірка. Тому його називають протозвездой (від грец. В«протосВ» - В«першийВ»).
У загальних рисах еволюцію протозірки можна розділити на три етапи, або фази. Перший етап - відокремлення фрагмента хмари і його ущільнення - ми вже розглянули. Слідом за ним наступає етап швидкого стиснення. На його початку радіус протозірки приблизно в мільйон разів більше сонячного. Вона абсолютно непрозора для видимого світла, але прозора для інфрачервоного випромінювання з довжиною хвилі більше 10 мкм. Випромінювання відносить надлишки тепла, що виділяється при стиску, так що температура не підвищується і тиск газу не перешкоджає колапсу. Відбувається швидкий стиск, практично вільне падіння речовини до центру хмари.
Однак у міру стиснення протозірка робиться все менш прозорою, що ускладнює вихід випромінювання і призводить до зростання температури газу. У певний момент протозірка стає практично непрозорою для власного теплового випромінювання. Температура, а разом з нею і тиск газу швидко зростають, стиск сповільнюється.
Підвищення температури викликає значні зміни властивостей речовини. При температурі в декілька тисяч градусів молекули розпадаються на окремі атоми, а при температурі близько 10 тис. градусів атоми іонізують, тобто руйнуються їхні електронні оболонки. Ці енергоємні процеси на деякий час затримують ріст температури, але потім він відновляється. Протозірка швидко досягає стану, коли сила ваги практично урівноважена внутрішнім тиском газу. Але оскільки тепло все ж потроху йде назовні, а інших джерел енергії, крім стиску, у протозірки немає, вона продовжує пот...
