Фундаментальные проблемы

Начиная с конца 60-х годов астрофизики создают с помощью ЭВМ все более сложные численные модели событий, происходящих между двумя наблюдаемыми стадиями звездообразования. Эти модели основываются на системах уравнений, которые описывают поведение газа и пыли туманностей под влиянием разных сил. Для решения уравнений может потребоваться примерно триллион математических операций. Даже на быстродействующей ЭВМ расчет одной модели может занять несколько месяцев.

Среди важнейших усовершенствований теории — использование все более реалистичных описаний исходного (родительского) облака. В ранних моделях принималось, что оно сферически- симметрично и не вращается. На следующем этапе модель усложнилась: предполагалось, что облако вращается, но остается осе симметричным. В современных моделях исходное облако вращается и полностью несимметрично.

Эти модели показали, что коллапсируюшее облако должно пройти две стадии быстрого сжатия (называемого динамическим коллапсом). За каждой стадией динамического коллапса следует стадия аккреции окружающего вещества на устойчивое ядро. На любой стадии динамического коллапса облако может распасться (фрагментировать) на две или большее число протозвезд. Фрагментирует облако или нет, зависит от таких переменных параметров, как его размеры и скорость вращения. Облако может также коллапсировать с образованием одиночной протозвезды.

Одиночные звезды редки: в противоположность тому, что можно увидеть невооруженным глазом на ночном небе, большинство звезд двойные. Двойная система состоит из двух компонентов, обращающихся относительно

друг друга и часто находящихся настолько близко, что их невозможно наблюдать отдельно без большого телескопа или специальных спектральных приборов. Солнце, как одиночная звезда, — представитель меньшинства. Поэтому облака, которые не фрагментируют, особенно интересны: они могут представлять модель образования нашей Солнечной системы.