Образование звёзд из межзвёздного вещества

Звёзды формируются в холодных и плотных регионах межзвёздной среды, называемых молекулярными облаками. Эти облака состоят преимущественно из водорода (в молекулярной форме H?), а также содержат гелий, пыль и следовые количества других элементов и молекул. Начальным этапом звёздообразования является гравитационная неустойчивость в отдельных фрагментах облака, вызванная локальным повышением плотности или внешними воздействиями — ударными волнами от сверхновых, давлением фронтов ионизации, слиянием облаков.

Когда масса определённого участка облака превышает предел Джинса — критическую массу, при которой гравитационные силы преобладают над внутренним термическим давлением, — начинается коллапс. При этом происходит фрагментация облака, и каждый фрагмент может образовать отдельную звезду или звёздную систему. В ходе коллапса плотность и температура ядра протозвезды возрастают. На этом этапе формируется протозвезда, окружённая вращающимся аккреционным диском, через который вещество продолжает поступать внутрь.

По мере увеличения температуры в центральной области протозвезды, начинается ионизация вещества и на определённой стадии достигаются условия для начала термоядерных реакций синтеза водорода в гелий. Этот момент считается рождением звезды на главной последовательности. Давление излучения и тепловое давление уравновешивают гравитационное сжатие, и звезда вступает в длительный период гидростатического равновесия.

Важную роль в этом процессе играют магнитные поля, турбулентность и механизмы охлаждения, такие как эмиссия инфракрасного излучения пылью и молекулами. Также значителен вклад потерь массы — звёздные ветры и выбросы вещества по осям вращения (биполярные джеты), которые стабилизируют рост звезды и удаляют излишнее угловое вращение.

Период протозвёздной эволюции продолжается от сотен тысяч до нескольких миллионов лет в зависимости от массы звезды. После завершения аккреции и начала устойчивого горения водорода звезда считается зрелой.

Физические процессы в ядрах активных галактик

Ядра активных галактик (ЯАГ) представляют собой области с высокой интенсивностью излучения и мощными физическими процессами, происходящими вокруг сверхмассивных черных дыр. В основе активности таких объектов лежат процессы аккреции вещества вблизи черных дыр, а также взаимодействие с мощными магнитными полями, что приводит к образованию джетов и выделению огромных количеств энергии.

Аккреция вещества. Центральным элементом активности галактических ядер является аккреция вещества в сверхмассивные черные дыры. Материя, попадающая в аккреционный диск, подвергается сильному гравитационному воздействию и сильно разогревается до температуры порядка миллионов градусов Кельвина, что приводит к излучению рентгеновского и ультрафиолетового спектра. Аккреционный диск состоит из разогретого газа, который двигается по спиральной орбите, ускоряясь и нагреваясь за счет трения и магнитных эффектов.

Сверхмассивные черные дыры. В центре большинства активных галактик находится сверхмассивная черная дыра с массой от миллионов до миллиардов солнечных масс. Процесс аккреции на черную дыру сопровождается мощными энергетическими выбросами. Вокруг черной дыры создается сильное магнитное поле, которое взаимодействует с газом и частицами в аккреционном диске, усиливая аккрецию и ускоряя частицы, что вызывает мощное излучение.

Излучение и спектры. Вакумное излучение, исходящее от горячего газа в аккреционном диске, может охватывать широкий спектр, от радио- до гамма-лучей. Особенно интенсивным является рентгеновское излучение, которое может быть измерено при помощи рентгеновских телескопов. Некоторые активные галактики также излучают в оптическом и инфракрасном диапазонах, что связано с тепловыми излучениями от разогретого газа и пыли, а также с эмиссией от звездообразования, происходящего в ядре.

Джеты и выбросы вещества. Многие активные галактики демонстрируют мощные энергетические выбросы, известные как джеты, которые могут протягиваться на миллионы световых лет в пространстве. Джеты образуются вблизи черных дыр и состоят из ускоренных частиц, которые выбрасываются вдоль оси вращения аккреционного диска. Эти выбросы являются результатом взаимодействия магнитных полей и аккреционного потока. Высокая скорость выброса вещества (близкая к скорости света) и огромные энергии, выделяемые при этом, приводят к образованию сильных радиодиапазонных и рентгеновских излучений.

Магнитные поля и их роль. Магнитные поля играют ключевую роль в процессе аккреции. Прочные магнитные поля могут быть ответственны за перераспределение энергии в аккреционном диске и ускорение частиц до релятивистских скоростей. Эти магнитные поля также ответственны за создание джетов и управляющие их направлением, что наблюдается во многих активных галактиках.

Теории и моделирование. Современные теории, основанные на численных моделях и симуляциях, пытаются объяснить точные механизмы аккреции и выбросов в ядре активных галактик. Например, модели, включающие магнитогидродинамику (МГД), используются для изучения процессов, происходящих в аккреционном диске и вблизи черных дыр. Также активно исследуются квантовые эффекты и релятивистские аспекты, которые могут существенно влиять на динамику аккреции и распределение энергии.

Взаимодействие с окружающим космосом. В ядре активной галактики часто наблюдаются взаимодействия с межгалактической средой. Аккреционный поток может воздействовать на газ и пыль в окружающем космосе, а выбросы вещества создают обширные области плазмы, которые могут влиять на звездообразование в галактике и ее эволюцию.

Факторы, влияющие на температуру и светимость звезды

Температура и светимость звезды определяются рядом физических характеристик и процессов, происходящих в её недрах. К ключевым факторам относятся:

1. Масса звезды
   Масса — основной параметр, определяющий эволюцию, температуру и светимость звезды. Чем больше масса, тем выше давление и температура в ядре, что ускоряет термоядерные реакции и повышает светимость. Светимость звезды $L$ пропорциональна приблизительно $M^{3.5}$, где $M$ — масса звезды в солнечных массах.

2. Стадия звездной эволюции
   Температура и светимость зависят от стадии жизненного цикла звезды. На главной последовательности термоядерный синтез водорода в гелий стабилизирует параметры звезды. После исчерпания водородного топлива светимость может резко увеличиться (красный гигант), при этом температура поверхности снижается. В поздних стадиях, таких как белый карлик, температура может оставаться высокой, но светимость падает из-за малой площади поверхности.

3. Скорость термоядерных реакций
   Температура ядра определяет интенсивность термоядерных реакций. При высокой температуре реакции идут быстрее, что увеличивает светимость. Для звёзд с массой выше 1,5–2 солнечных масс основной механизм — CNO-цикл, более чувствительный к температуре, чем протон-протонный цикл в менее массивных звёздах.

4. Химический состав (металличность)
   Начальный химический состав влияет на оптическую непрозрачность и, как следствие, на структуру звезды. Звезды с высокой металличностью (доля элементов тяжелее гелия) имеют более высокую непрозрачность, что может понизить температуру поверхности и повысить светимость в более поздние стадии. Металличность также влияет на скорость охлаждения и энергетический баланс.

5. Размер и радиус звезды
   Светимость звезды зависит от её радиуса и температуры поверхности по формуле Стефана–Больцмана:
   $L = 4\pi R^2 \sigma T^4$
   где $R$ — радиус звезды, $\sigma$ — постоянная Стефана–Больцмана, $T$ — температура поверхности. Таким образом, увеличение радиуса или температуры ведёт к росту светимости.

6. Магнитная активность и вращение
   Быстрое вращение и мощные магнитные поля могут влиять на распределение температуры по поверхности звезды, вызывая пятна и вариации светимости. Однако этот фактор оказывает вторичное влияние по сравнению с массой и стадией эволюции.

7. Потеря массы
   В процессе жизни звезда теряет массу через звездный ветер или вспышки. Это влияет на внутреннее давление, структуру и может изменить как температуру, так и светимость. Особенно выражено у массивных звёзд, где потери массы могут быть значительными.

Методы обнаружения и изучения нейтронных звёзд

Нейтронные звёзды — компактные остатки массивных звёзд, возникшие после гравитационного коллапса и вспышки сверхновой. Из-за малых размеров и высокой плотности они не излучают значительного количества света в видимом диапазоне, что требует использования специализированных методов обнаружения и изучения.

1. Радионаблюдения пульсаров
   Большинство известных нейтронных звёзд были открыты как пульсары — быстро вращающиеся объекты, испускающие направленные пучки радиоволн. Когда пучок проходит через Землю, фиксируется периодичный импульс радиосигнала. Радиотелескопы (например, обсерватории Arecibo, Parkes и FAST) позволяют измерять период вращения, его изменения, а также получать данные о магнитном поле, плотности и кинематике пульсара. Анализ замедления вращения даёт представление об энергетических потерях и внутренней структуре нейтронной звезды.

2. Рентгеновские наблюдения
   Многие нейтронные звёзды испускают рентгеновское излучение, особенно если они находятся в двойной системе и аккумулируют вещество с компаньона. Этот процесс сопровождается образованием аккреционного диска и выделением энергии в рентгеновском диапазоне. Космические обсерватории (Chandra, XMM-Newton, NICER) обеспечивают высокоточное позиционирование и спектральный анализ, позволяя измерять температуру поверхности, массу, радиус, структуру атмосферы и выявлять квазипериодические колебания.

3. Гамма-излучение
   Некоторые нейтронные звёзды, особенно магнетары (обладающие сверхсильным магнитным полем), излучают в гамма-диапазоне. Их всплески (SGR и AXP) фиксируются орбитальными гамма-обсерваториями (Fermi, INTEGRAL, Swift), позволяя изучать поведение материи при экстремальных магнитных полях и нестабильность магнитной коры.

4. Оптические и инфракрасные наблюдения
   Хотя нейтронные звёзды слабо излучают в оптическом диапазоне, в некоторых случаях их можно наблюдать напрямую, например, как остатки сверхновых (Crab Pulsar). Инфракрасные наблюдения позволяют искать холодные нейтронные звёзды и остатки пыли в окрестностях. Эти данные часто используются для уточнения расстояния и анализа окружения.

5. Гравитационно-волновая астрономия
   Слияние двух нейтронных звёзд порождает гравитационные волны, впервые обнаруженные в 2017 году (GW170817). Обсерватории LIGO и Virgo фиксируют такие сигналы, предоставляя информацию о массе, уравнении состояния и поведении вещества при сверхядерной плотности. Совмещённые мультидисциплинарные наблюдения (гравитационные волны, гамма-всплеск, оптический и рентгеновский послеglow) позволяют построить полную картину событий.

6. Астрометрические и кинематические методы
   Измерения собственного движения нейтронных звёзд, их параллакса и радиальной скорости (например, с помощью миссии Gaia) дают информацию о пространственном распределении, происхождении и кинематике популяции нейтронных звёзд в Галактике.

7. Теоретическое моделирование и численные симуляции
   Компьютерное моделирование уравнений состояния, магнитогидродинамики, тепловой эволюции и поведения материи при экстремальных давлениях дополняет наблюдательные данные и позволяет интерпретировать полученные характеристики.