Сегодня считается, что звезды образуются из плотных молекулярных облаков, по крайней мере так рождается бОльшая часть звезд. Молекулярные облака очень массивные объекты, их массы достигают сотен тысяч масс Солнца. Это существенная деталь, поскольку образование звезд начинается со сжатия (коллапса) таких облаков под действует Джинсовской гравитационной неустойчивости, а она раньше всего наступает и быстрее всего развивается в наиболее массивных объектах. Но по мере сжатия облака, с ростом плотности вещества, размеры неустойчивых областей, которые могут коллапсировать самостоятельно (так называемая "Джинсовская длина"), уменьшаются и коллапсирующее как единое целое молекулярное облако разбивается на несколько частей, которые в свою очередь распадаются на части. В результате подобного иерархического процесса образуется много (сотни и тысячи) комков вещества из которых затем образуются индивидуальные звезды. Разбиению коллапсирующего облака на части также может способствовать его начальное вращение и крупномасштабные турбулентные движения газа.

Качественное описание подобной картины было получено давно, однако простые аналитические оценки здесь почти не работают, какие-либо реалистичные результаты могут быть получены только с помощью численного моделирования. Описанная выше картина иерархической фрагментации предсказывает определенные - фрактальные - свойства начального распределения звезд в скоплении. Распределение должно быть очень неравномерным, а именно должны образоваться несколько групп, содержащих большое число звезд. Однако такого не наблюдается в действительности. Это связано с тем, что крайне неоднородное начальное распределение быстро замывается за счет динамического взаимодействия звезд всего за несколько времен пролета звезды через скопление.

На изображении показаны результаты численного моделирования скопления массой в 1000 M_o в четыре различных момента времени (1.0, 1.4, 1.8 и 2.4 времени свободного падения, равного для данного скопления 1.9х10⁵ лет). Цвет обозначает плотность вещества: от самого темного (черного) - 0.025 г/см³, до самого светлого (белого) - 250 г/см³; звезды обозначены точками. На рисунке А видно как образуются плотные ядра скопления и первые индивидуальные звезды. На рисунке B - звезды начинают скатываться сначала в локальные, а затем и в глобальный минимум гравитационного потенциала, так образуются звездные субскопления. На рисунке C видно как субскопления эволюционируют и сливаются друг с другом. На последнем изображении (D) - видно, что образовалось единое звездное скопление, почти лишившееся своей структуры. В не сконденсировавшемся в звезды газе структура по прежнему видна.

---

Публикации с ключевыми словами: звездообразование - численное моделирование - звездное скопление Публикации со словами: звездообразование - численное моделирование - звездное скопление
См. также: M16: столпы созидания Молодое звездное скопление NGC 1333 Выбросы из протозвезд в Змее CG4: глобула и галактика NGC 604: гигантские звездные ясли NGC 7714: вспышка звездообразования после столкновения галактик Туманность Конус от телескопа имени Хаббла Все публикации на ту же тему >>