11. ГРАВИТАЦИОННОЕ СЖАТИЕ И ФРАГМЕНТАЦИЯ

11.1. ВВЕДЕНИЕ

Хотя до сих пор нет единого мнения о процессе образования звезды, принято считать, что звезды рождаются из межзвездных газа и пыли. В самых детальных теориях постулируются такие условия в межзвездной среде, при которых в обширных областях Галактики должны возникать крупномасштабные гидродинамические или тепловые неустойчивости. Например, согласно классической картине, впервые количественно обоснованной Джинсом в 1902 г., начальная стадия образования звезды — это стягивание за счет гравитационных сил какой-либо большой массы межзвездного вещества. Для этого, в сущности, требуется, чтобы гравитационная энергия связи облака превышала сумму тейповой энергии и энергии вращения и магнитных полей. В типичных наиболее вероятных условиях межзвездной среды возможен только коллапс массивных облаков поэтому при таком подходе звездообразование должно, как правило, происходить путем фрагментации массивного сжимающегося облака, в результате которой возникают протозвезды в широком диапазоне масс. Однако в настоящее время совершенно не ясны детали механизма фрагментации протозвездного облака. Во всяком случае, наблюдения дают веские основания полагать, что молодые звезды образуются в скоплениях, хотя наблюдения не позволяют исключить рождение из отдельного облака одиночной звезды.

При изучении вращения на стадиях эволюции звезды до главной последовательности сразу же возникает ряд важных вопросов:

1) Каково происхождение момента количества движения одиночных звезд?

2) Как объяснить существование столь многочисленных двойных и кратных звезд? Как объяснить существование планетной системы около Солнца (и, вероятно, около других звезд)?

3) В какой степени вращение влияет на гидродинамический коллапс до звездных плотностей и последующее квазистатическое сжатие до главной последовательности?

4) Почему скорости вращения, наблюдаемые у звезд верхней части главной последовательности, значительно больше, чем у звезд главной последовательности спектрального класса и более поздних классов?

В данной главе мы рассматриваем некоторые частные аспекты этих проблем. К сожалению, большинство предложенных теорий все еще носит предположительный характер и все они нуждаются в дальнейшей количественной разработке. Разд. 11.2 посвящен начальным стадиям образования звезд. В разд. 11.3 излагаются различные теории деления тесных двойных. В заключение главы рассматривается стадия квазистатического сжатия до главной последовательности и проводится краткое сравнение со скудными данными наблюдений. Предполагается, что читатель знаком с основами эволюции сферически симметричных звезд (т.е. невращающихся моделей без магнитных полей) до главной последовательности. Роль магнитных полей мы рассмотрим в гл. 15.