Зореутво́рення — процес утворення зір із газопилових хмар. Спочатку хмара стискається й фрагментується, стає непрозорою для власного випромінювання та переходить на стадію протозорі. На протозорю падає речовина із зовнішніх частин хмари, а після завершення цього процесу об'єкт стає зорею до головної послідовності, що випромінює світло завдяки власному стисканню. Поступово в ядрі зорі починаються термоядерні реакції, після чого формування зорі завершується, і зоря переходить на головну послідовність.
Зореутворення відбувається в гігантських молекулярних хмарах, густина речовини в яких вища, ніж у решті міжзоряного середовища. За достатньо великої маси в таких хмарах може розвинутися гравітаційна нестійкість, і вони можуть почати стискатися та фрагментуватися, що зрештою призводить до зореутворення. У кожен момент лише мала частина міжзоряного газу бере участь у зореутворенні, і майже завжди воно відбувається в дисках галактик, у регіонах зореутворення розмірами від десятків до кількох сотень парсеків. Зореутворення в кожному такому регіоні триває не більше десятків мільйонів років, після чого більша частина газу залишає зоряний комплекс, найяскравіші зорі завершують свою еволюцію, нестійкі зоряні системи розпадаються, а зорі комплексу розподіляються серед інших зір.
Темп зореутворення в нашій Галактиці становить близько 2 /рік, в інших спіральних галактиках — величини того ж порядку, а в еліптичних і лінзоподібних — значно менше. Історія зореутворення визначає структуру галактики та її світність, колір і спектральні характеристики, а також хімічний склад її зір і газу.
Історія вивчення
Перші науково обґрунтовані ідеї про формування зір сформулював 1644 року Рене Декарт, який вважав, що зорі й планети утворюються під час вихрового руху міжзоряного середовища.
1692 року Ісаак Ньютон припустив, що під дією гравітації речовина може згущуватися й утворювати зорі. Хоча подібні гіпотези виникали й до Ньютона, лише після відкриття закону всесвітнього тяжіння ці ідеї отримали фізичне обґрунтування. У той самий час астрономи відкривали дифузні туманності, які вважали згущеннями дозоряної речовини. На основі цих уявлень виникла гіпотеза Канта — Лапласа, згідно з якою основним механізмом формування зір і планетних систем є стискання обертових хмар.
Протягом наступних двох століть поступово накопичували спостережні дані про різні туманності, які намагалися узагальнити в єдиній теорії. Так, наприклад, Вільям Гершель, який наприкінці XVIII — на початку XIX століття відкрив понад 2,5 тисячі туманностей, вважав, що в них відбувається формування зір на різних стадіях, і розташував їх в еволюційну послідовність. Однак до цієї послідовності він включив і об'єкти, не пов'язані з утворенням зір, зокрема галактики та планетарні туманності. Водночас темні туманності, які насправді належать до процесу формування зір, Гершель до своєї послідовності не включив. У XIX столітті подальшому накопиченню даних сприяло винайдення фотографії та спектроскопії, що дало змогу досліджувати хімічний склад туманностей.
Наступний важливий крок у розвитку теорії формування зір зробив 1902 року Джеймс Джинс. У своїй теоретичній праці «Стійкість сферичної туманності» він дослідив гравітаційні нестійкості й обчислив масу хмари, за якої вона має почати стискатися.
Водночас процеси, що відбуваються в міжзоряних хмарах під час формування, ще не були достатньо вивчені. Уявлення, близьке до сучасного, про протозорі сформував Тюсиро Хаяші, який моделював протозорі й 1966 року опублікував статтю з детальним описом цих об'єктів. Надалі основні ідеї майже не змінювалися, однак теорію уточнювали: зокрема, Річард Ларсон істотно конкретизував деякі параметри протозір під час їхньої еволюції.
Зорі на ранніх стадіях формування не вдавалося спостерігати до кінця 1980-х років — головна складність полягала в тому, що протозорі спочатку приховані щільною газопиловою оболонкою. Крім того, сама оболонка випромінює переважно в інфрачервоному діапазоні, який зазнає сильного поглинання в земній атмосфері, що додатково ускладнює спостереження з поверхні Землі. Основним джерелом відомостей про зорі на початковій стадії еволюції тривалий час були зорі типу T Тельця, які виокремили в окремий тип ще 1945 року. Значний внесок у дослідження протозір зробили також космічні інфрачервоні телескопи, такі як Спітцер і Гершель: наприклад, лише в Туманності Оріона нині відомо щонайменше 200 протозір.
До середини 1990-х років актуальною залишалася проблема масивних молекулярних хмар, у яких не спостерігали жодних ознак зореутворення. Класичним поясненням цього було вморожене магнітне поле, здатне тривалий час перешкоджати колапсу. Згодом з'ясувалося, що практично в усіх масивних хмарах є ознаки формування зір, однак виникла інша проблема, певною мірою протилежна: процеси зореутворення спостерігають навіть у хмарах, де більша частина водню перебуває в атомарному стані. Це можна пояснити, якщо припустити, що молекулярні хмари не існують тривалий час, а швидко утворюються під час зіткнень потоків речовини, де в них швидко формуються зорі.
Основні процеси під час формування окремої зорі Стискання молекулярної хмари
Міжзоряне середовище в галактиках складається переважно з водню і гелію: за кількістю атомів ці елементи становлять відповідно близько 90 % і 10 %. Крім того, приблизно один відсоток маси припадає на міжзоряний пил. У більшості регіонів температура становить від 100 до 106 K, а концентрація частинок — від 10−3 до 10 см−3. Втім у міжзоряному середовищі трапляються й гігантські молекулярні хмари з масою 105—106 , температурою від 10 до 100 K і концентрацією 10—100 см−3; саме вони стають регіонами зореутворення.
У результаті розвитку гравітаційної нестійкості хмара може почати стискатися. Нестійкість можуть спричинити різні чинники, наприклад зіткнення двох хмар, проходження хмари через щільний рукав спіральної галактики або вибух наднової зорі на достатньо малій відстані, ударна хвиля від якого стикається з молекулярною хмарою. Крім того, під час зіткнень галактик частішають зіткнення газових хмар, що пояснює зростання темпу зореутворення. Стиснення хмари може початися, коли її маса перевищує масу Джинса, яка для молекулярних хмар становить 103—105 . У процесі стискання хмара ущільнюється й нагрівається, але поки вона прозора для випромінювання, нагрітий газ і пил випромінюють енергію й тим самим охолоджуються.
З цієї причини стискання з високою точністю відбувається ізотермічно. Через зростання густини хмари маса Джинса під час стискання зменшується, і в ній виділяються менші за розмірами й масою частини, які стискаються незалежно одна від одної. Цей процес називають фрагментацією хмари зореутворення; він може повторюватися багаторазово, доки хмара не стане непрозорою для власного випромінювання, що істотно сповільнює охолодження й зупиняє зменшення маси Джинса. Це пояснює, чому зорі зазвичай формуються групами. Не вся речовина хмари зрештою переходить у зорі: у середньому, якщо на зорі перетворюється понад 30 % маси хмари, утворюється гравітаційно зв'язане зоряне скупчення, однак частіше ефективність зореутворення менша і виникають гравітаційно незв'язані зоряні асоціації, які швидко розпадаються.
Крім того, фрагментація пояснює, чому маси зір значно менші за масу Джинса для початкової хмари. Мінімальна маса хмари, що може утворитися внаслідок фрагментації, становить близько 10−2 . Однак якщо в речовині хмари дуже мало елементів, важчих за гелій, охолодження відбувається значно менш ефективно, і хмара фрагментується слабше. Вважають, що саме за таким сценарієм формувалися найперші зорі з речовини, що виникла під час первинного нуклеосинтезу: ці зорі мали переважно маси не менше 100 й існували дуже короткий час.
Хмари, що вже почали стискатися, часто спостерігають як глобули — темні туманності з масами порядку 100 і розмірами порядку парсека. Іноді в них є й об'єкти, ближчі до завершення формування: зорі типу T Тельця й об'єкти Гербіга — Аро.
Стадія протозорі
Стискання хмари відбувається нерівномірно, і через певний час після його початку в ній формується гідростатично рівноважне ядро — зазвичай вважають, що від цього моменту ядро хмари є протозорею. Майже незалежно від маси хмари маса ядра становить близько 0,01 , радіус — кілька астрономічних одиниць, а температура в центрі — близько 200 K. Акреція зовнішніх шарів хмари на ядро збільшує його масу й температуру, однак за температури близько 2000 K її зростання припиняється, оскільки енергія витрачається на дисоціацію молекул водню. У певний момент рівновага порушується, і ядро починає стискатися. Наступний стан рівноваги досягається для меншого, вже іонізованого ядра з масою 0,001 , радіусом близько 1 і температурою 2 K. При цьому ядро, яке випромінює в оптичному діапазоні, приховане від навколишнього простору оболонкою з набагато нижчою температурою, що випромінює лише в інфрачервоному діапазоні.
Акреція зовнішніх шарів триває, а речовина, що падає на ядро зі швидкістю близько 15 км/с, утворює ударну хвилю. Речовина сферичної оболонки падає на ядро, іонізується, і коли більша її частина потрапляє на протозорю, вона стає доступною для спостережень. До цього моменту стискання зовнішньої оболонки відбувається за динамічною часовою шкалою, тобто його тривалість відповідає часу вільного падіння речовини, якому не протидіє тиск газу.
У достатньо масивних протозір зростаючий тиск випромінювання і зоряний вітер здувають частину речовини оболонки; при цьому можуть утворюватися об'єкти Гербіга — Аро. Крім того, у протозорі може зберігатися протопланетний диск із речовини, що не акретувала на зорю; згодом він може еволюціонувати в планетну систему. Процес формування планет спостерігають, наприклад, у зорі HL Тельця.
Стадія зорі до головної послідовності
Протозорі, у яких уже завершилася акреція оболонок, часто виділяють в окремий тип — зорі до головної послідовності. Їх вже не вважають протозорями, проте існує термін молодий зоряний об'єкт, що об'єднує протозорі та зорі до головної послідовності. Положення протозорі на цьому етапі можна показати на діаграмі Герцшпрунга — Рассела: протозоря з низькою температурою й високою світністю розташована у її верхній правій частині. Поки в зорі не розпочалися термоядерні реакції й вона виділяє енергію завдяки гравітаційному стисненню, вона повільно рухається до головної послідовності.
Оскільки ці тіла підтримуються власним тиском, вони стискаються значно повільніше, ніж на попередній стадії, — за тепловою часовою шкалою, тобто за час, протягом якого випромінюється половина гравітаційної потенціальної енергії. У наймасивніших зір ця стадія триває близько 105 років, а у найменш масивних — близько 109 років. Для Сонця вона тривала приблизно 30 мільйонів років.
Існує якісна відмінність між протозорями різної маси: протозорі з масою менше 3 мають конвективну зону, що простягається на всю глибину, тоді як у масивніших зір її немає. Ця різниця зумовлює відмінності на пізніших стадіях зоряної еволюції.
У 1961 році Тюсіро Хаяші показав, що якщо конвективна зона охоплює весь об'єм зорі, то під час повільного стиснення її температура майже не змінюється, а світність зменшується — це відповідає руху положення зорі вертикально вниз на діаграмі, і такий шлях називають треком Хаяші. Зорі з масами в діапазоні від 0.3-0.5 (за різними оцінками) до 3 під час стиснення втрачають конвективні шари і в певний момент сходять із треку Хаяші, тоді як зорі з масами меншими за 0.3-0.5 залишаються на ньому протягом усього часу стиснення.
Після сходження з треку Хаяші (для зір проміжної маси) або від початку повільного стиснення (для масивних зір) зоря перестає бути конвективною і під час стиснення починає нагріватися, тоді як її світність змінюється незначно. Це відповідає руху вліво на діаграмі, і цю ділянку шляху називають треком Хеньї.