История изучения звезд
В середине прошлого века, а именно в конце 1940-ых – начале 1950-ых годов, в научной среде стали формироваться современные представления о том, как зарождались звёздные и планетные системы.
Формированию таких знаний способствовало понимание того, что звёзды моложе самой Вселенной и потому должны появляться и в настоящую эпоху, их появление должно быть постоянным. Кроме того, стало ясно, что во Вселенной для появления звёзд есть очень много «строительного материала» - водорода. Именно из водорода и могут формироваться все новые и новые звёзды.
Но для подтверждения таких выводов не хватало практических данных. Такие данные появились лишь в конце 1960 –х годов, когда были разработаны и составлены первые численные модели рождения звёзд из межзвездного газа.
Автором такой модели стал астрофизик Ричард Ларсон. Именно он составил специальный численный код, с помощью которого стало возможным предсказывать некие особенности рождения звезды в газопылевом гравитационно-неустойчивом облаке.
Звезда появляется в результате сжатия газа, в газопылевом облаке, обладающем массой, достаточной для того, чтобы она стала сжиматься. В итоге сжатия газ и облако разогреваются до такой степени, что в них начинаются термоядерные реакции. Так появляются звезды.
Рисунок 1. Рождение звезды. Автор24 — интернет-биржа студенческих работ
В результате появления моделей Ларсона стало возможным предсказывать скорость аккреции вещества на рождающуюся звезду и то, до какой температуры данная звезда разогреется.
Аккре́ция – это процесс прибавления массы небесного тела за счет гравитационного притяжения вещества из окружающего его космического пространства.
Также исследователи выяснили, что излучение, которое испускает рождающееся звезда идёт в инфракрасном диапазоне.
В результате разработки новых методов и накопления знаний стало понятно, что кандидаты в новые звезды уже известны.
Так, еще в 1945 году американскому астрофизику Джою удалось выделить особый класс переменных звёзд типа Т Тельца. Они отличались неправильной переменностью.
Это означало, что блеск звезд менялся хаотически в пределах от нескольких десятых до одной-двух звездных величин.
Также через какое-то время стало ясно, что звезды типа Т Тельца имеют такую особенность как избыточное свечение в диапазоне инфракрасного света.
Это означало, что в сравнении с обычной похожей на нее звездой, звезда типа Т Тельца имеет избыточное излучение в инфракрасном и ультрафиолетовом диапазоне.
Согласно модели Ларсона, излучение, исходящее в инфракрасном диапазоне, появляется от вещества, которое окружает рождающуюся в глубинах Вселенной звезду.
В свою очередь избыток инфракрасного излучения связан с тем, что данные молодые звезды все ещё находятся в процессе своего образования. Поскольку они окружены остатками вещества, из которого они образовались, то излучение звёзд способствует разогреванию вещества. В результате исследователи могут наблюдать избыточное инфракрасной излучение.
Ультрафиолетовое излучение звезд получается в результате излучение вещества, падающего на звезду. В результате по избытку ультрафиолета и некоторым иным признакам можно определить скорость падения вещества на звезду и сравнить подученные данные с теоретическими вычислениями.
Проблема светимости
Однако, в конце 1980-ых – начале 1990-ых годов специалистам стало ясно, что результат наблюдения, молодых звёзд которые еще только формировались, не соответствует результатам разработанных численных моделей.
Так возникла проблема светимости.
Разработанная теоретическая модель согласно замыслу должна показывать темп с которым вещество падает на звезду и светимость которая должна быть у звезды. Но в реальности наблюдаемая светимость звезды оказалась на порядок ниже предсказанного в модели.
Также исследовали, обратили внимание, что ещё ряд новых звезд ведут себя необычно.
Так в 1936 году звезда в созвездии Ориона примерно шестнадцатой звездной величины за полгода повысила свою яркость более чем в сто раз и достигла десятой звездной величины.
В 1966 году американский астроном Джордж Хербиг обратил внимание, что для новой звезды этот объект ведёт себя не очень обычно. После вспышки в 1936 году яркость звезды нисколько не уменьшилась, и оставалась столь же яркой.
Данная звезда получила имя FU Ориона. Это имя является обычным для переменных звезд, которые всегда обозначаются двумя латинскими буквами и названием созвездия.
Также американский астроном обратил внимание на то, что эта звезда связана с молекулярным облаком и процессом звездообразования.
В 1944 году была обнаружена звезда EX Волка с похожими свойствами. На этой звезде также была замечена вспышка, пусть и не такая яркая. И эта вспышка длилась по времени гораздо меньше (всего несколько лет).
В результате Хербигом в конце 1980-ых годов был сделан вывод, что на этих звездах наблюдаются схожие родственные явления, связанные с процессом звездообразования.
В итоге первые звезды получили наименование фуоров из-за своего прототипа FU Ориона.
Вторые, ради созвучия, наречены были эксорами.
Ответом на вопросы, связанные с падением светимости, или наоборот её очень большой яркостью, стало мнение, появившееся в конце 1980-ых годов.
Данное мнение заключается в том, что в результате некоего механизма происходит накапливание вещества. Это приводит к небольшому темпу аккреции и очень маленькой светимости звезды. Потом некий механизм заставляет это вещество падать на звезду, что приводит к возрастанию уровня аккреции. Максимальным уровнем аккреции считается значения порядка 10-4–10-3 масс Солнца в год.
Причины проблем со светимостью
Причинами таких явлений считаются особенности, связанные с физикой аккреционного диска и иными небесными телами:
- массивный, гравитационно- неустойчивый диск может приводить к рождению сгустков – будущих планет и падения их на звёзды. Что приводит к ярким вспышкам.
- к возмущению структуры могут приводить уже сформировавшиеся планеты, наподобие Юпитера.
- причиной вспышек может быть воздействие второй звезды- компаньона. Так, звезда FU Ориона является двойной. В результате воздействие второй звезды может приводить к таким возмущениям.
В реальности, скорее всего, происходит реализация нескольких механизмов.
В настоящее время исследование подобных вспышек довольно популярная тема в науке. На данный момент ясно, что звезды типа фуор и эксор являются совершенно неминуемой стадии в развитии звездно-планетной системы.
Считается возможным, что через подобный процесс прошла и наша Солнечная система, поскольку в ходе анализа строения раннего вещества Солнечной системы были выявлены особенности, которые могут быть объяснены сильными вспышками светимости на юном Солнце в прошлом.
