Происхождение звёзд [Формирование, Звёздообразование]

Процесс формирования звезды в газопылевой туманности происходит следующим образом.

В газовой туманности после появления в ней молекул и пылинок происходит резкое падение температуры. Это связа­но с тем, что и молекулы, и пыль излучают при низкой тем­пературе в инфракрасном диапазоне. В этом диапазоне туман­ность практически прозрачна и излучение уносит энергию из туманности. Падение температуры приводит к падению давле­ния, и туманность начинает сжиматься. При этом вся выде­ляющаяся гравитационная энергия уносится излучением и тем­пература не поднимается. По мере увеличения плотности ту­манность распадается на отдельные сгустки, которые дадут в дальнейшем начало новому поколению звёзд.

Сжатие фрагмента, который даст начало звезде, с самого начала проходит неравномерно: в центре быстрее, чем на пе­риферии. В результате плотность в центре быстро увеличива­ется и достигает таких значений, когда вещество перестаёт быть прозрачным для инфракрасного излучения. Температура в образующемся ядре поднимается, возрастает давление, и сжа­тие в нем останавливается.

Но внешние слои продолжают падать вниз и сталкивают­ся с поверхностью ядра. Температура его возрастает, оно на­чинает излучать, и в ближайших к ядру слоях пыль испаря­ется. Образуется объект, в центре которого расположена уже сформировавшаяся звезда, а на периферии — почти сфериче­ская оболочка, содержащая пыль и газ и почти непрозрачная для излучения. Материал с сайта http://wiki-what.com

Постепенно оболочка прогревается и становится прозрач­ной для видимого излучения. Это знаменует появление новой звезды. Возможно, что оболочка становится прозрачной пото­му, что магнитное поле её «раскручивает» (при этом сама звез­да замедляет своё вращение). Во вращающейся оболочке ма­терия концентрируется в экваториальной плоскости и образу­ет газопылевой диск, который даст в дальнейшем начало пла­нетной системе. Такие газопылевые образования (это либо указанные диски, либо остатки газопылевых оболочек) обнаружены у явно молодых звёзд по инфракрасному излуче­нию.