Молодые звезды
Формирующиеся и очень молодые звезды часто окружены газопылевой оболочкой — остатками вещества, не успевшими еще упасть на звезду.
Оболочка не выпускает изнутри звездный свет и полностью перерабатывает его в инфракрасное излучение. Поэтому самые молодые звезды обычно проявляют себя лишь как мощные инфракрасные источники внутри газовых облаков.
На начальном этапе эволюция звезды очень сильно зависит от ее массы. Низкая светимость маломассивных звезд позволяет им надолго задержаться на стадии медленного сжатия. За это время оболочка успевает частично осесть на звезду, а также сформировать околозвездный газопылевой диск. Эволюция же массивной звезды протекает так быстро, что звезда проживает значительную часть жизни, окруженная остатками своей протозвездной оболочки, которую часто называют газопылевым коконом.
Диапазон масс новорожденных звезд простирается от нескольких сотых долей до 100 масс Солнца, причем маленькие звезды образуются значительно чаще, чем крупные. В среднем в Галактике ежегодно рождается примерно десяток звезд с общей массой около пяти масс Солнца. Примерно половина звезд рождаются одиночными. Остальные образуют двойные, тройные и более сложные системы. Чем больше компонентов, тем реже встречаются такие системы. Известны системы, содержащие до семи компонентов.
Большой интерес представляют не только индивидуальные и кратные молодые звезды, но и их коллективы. Молодые звезды сконцентрированы вблизи экваториальной плоскости Галактики, что совсем не удивительно: именно там находится слой межзвездного газа. На нашем небосводе молодые звезды большой светимости и нагретые ими газовые облака пролегли полосой Млечного Пути. Но если темной летней ночью внимательно посмотреть на небо, можно заметить, что в Млечном Пути выделяются отдельные «звездные облака». Эти обширные группировки молодых звезд получили название «звездные комплексы».
Исторически первыми были обнаружены и исследованы более компактные группы молодых звезд — рассеянные скопления, подобные Плеядам. Эти сравнительно плотные группы из нескольких сот или тысяч звезд, связанных взаимной гравитацией, успешно противостоят разрушающему влиянию гравитационного поля Галактики. Их происхождение не вызывает споров: предками таких скоплений являются плотные ядра межзвездных молекулярных облаков. Рассеянные скопления понемногу теряют свои звезды, но все же живут довольно долго: в среднем около 500 млн лет, а иногда и несколько миллиардов.
Часто молодые плотные скопления окружены разреженной короной из таких же молодых звезд. Нередко подобные короны встречаются и сами по себе, без центрального скопления. Их называют звездными ассоциациями. Обычно на фоне Млечного Пути выделяются лишь самые массивные и яркие члены. У некоторых из них замечены признаки расширения со скоростью 5–10 км/с, которое началось с самого рождения звезд. Причина, вероятно, в том, что массивные горячие звезды сразу после своего появления разогревают окружающий газ и изгоняют его из области звездообразования. С уходом газа эти области лишаются 70–95% своей массы и уже не могут удержать быстро движущиеся звезды, которые вслед за газом покидают место своего рождения за 10–20 млн лет.
Процесс формирования звезд очень сложен и во многом еще до конца не изучен. Известны галактики, богатые межзвездным веществом, но почти лишенные молодых звезд. А в других системах формирование звезд происходит так интенсивно, что напоминает взрыв. Понять, какие причины стимулируют звездообразование или, напротив, приглушают его, еще только предстоит.
Реактивные струи молодых звезд
При наблюдении формирующихся и молодых звезд астрономы обнаруживают в их окрестностях быстрые потоки газа, напоминающие реактивные струи, несущиеся в двух противоположных направлениях от звезды. По-видимому, каждая звезда проходит в своей молодости через эпоху образования сверхзвуковых потоков. Компьютерные модели движения газа с «вмороженным» в него магнитным полем в окрестности молодой звезды позволяют объяснить эти наблюдения. Падающий на звезду газ тянет за собой магнитное поле. Достигнув аккреционного диска, газ продолжает свое движение к звезде, увеличивая при этом скорость вращения. Но сжимающаяся протозвезда, будучи связанной через магнитное поле с внешними, медленно вращающимися областями газового диска, тормозит свое вращение.
Увлекаемые газом магнитные силовые линии закручиваются штопором, а уплотнившееся спиральное магнитное поле начинает толкать газ вдоль оси вращения в обе стороны от звезды. На ускоряющийся газ действуют газовое давление, магнитное давление и центробежная сила. В результате их конкуренции возникают колебания плотности газа, приводящие к дроблению потока на отдельные сгустки, летящие друг за другом, как пули. Они действительно наблюдаются в струях, летящих от звезд, и называются узелками.
