Сегодня считается, что вначале, на достаточно больших красных смещениях z>30, конденсировалось темная материя. Затем в потенциальные ямы, образовавшиеся в областях повышенной плотности, натекало обычное барионное вещество. По мере охлаждения в нем возникала тепловая (Джинсовская) неустойчивость - газ разбивался на сгустки, из которых затем образовывались звезды или группы звезд. Размер такого неустойчивого сгустка (так называемая Джинсовская длина) и, соответственно, его масса зависят от плотности газа и более сильным образом - от его температуры. Температура газа зависит от действующих в нем механизмов охлаждения, а они меняются по мере химической эволюции среды.

1. Температура газа не может опуститься ниже температуры реликтового излучения - мы все погружены в космологическую тепловую баню (причем, раньше эта температура была выше - температура растет с красным смещением линейно).
2. Первое поколение звезд образовалось из космологического газа, состоявшего только из водорода и гелия и не содержавшего более тяжелых химических элементов ("металлов", как их называют астрофизики). Охлаждение такого газа идет за счет излучения молекул водорода H₂ и может понизить температуру газа до 200 K. Из такой горячей среды могут образовываться только очень массивные звезды, с характерными массами порядка 100 масс Солнца или больше.
3. Взрывы первых сверхновых обогащают среду тяжелыми элементами, и через некоторое время в действие вступают другие механизмы охлаждения. Один из наиболее эффективных - излучение молекул CO. Этот механизм позволяет снизить температуру до 10 K. В этом случае могут образовываться звезды "привычных" нам масс.

Время жизни звезд определяется их термоядерной эволюцией и не очень сильно зависит от начального химического состава вещества. Как чисто водородно-гелиевая звезда, так и звезда с солнечным химсоставом, должны иметь массу около 0.8-0.9M_o, чтобы дожить от умеренных z до сегодняшнего дня.

На графике показана зависимость характерной массы звезд M от красного смещения z. Три сплошные кривые - для среды не содержащей металлов и охлаждаемой молекулярным водородом H₂, три пунктирные - из вещества обогащенного металлами с охлаждением излучением CO. Кривые (сверху-вниз) соответствуют областям, образовавшимся из начальных флуктуаций плотности разной амплитуды (соответственно 1, 2 и 3 стандартных отклонения). Почти горизонтальная кривая показывает максимальную массу звезды, которая образуется на указанном z и не успевает закончить свою эволюцию до сегодняшнего дня.

---

Публикации с ключевыми словами: звездообразование Публикации со словами: звездообразование
См. также: CG4: глобула и галактика NGC 604: гигантские звездные ясли NGC 7714: вспышка звездообразования после столкновения галактик Туманность Конус от телескопа имени Хаббла NGC 1893 и Головастики в IC 410 Звездообразование в туманности Пакман Звезды, пыль и туманность в NGC 6559 Все публикации на ту же тему >>