Мы уже говорили о том, что в Галактике есть звезды старые и молодые. В шаровых скоплениях присутствуют, по всей видимости, наиболее старые звезды, многие из которых имеют возраст, сравнимый с возрастом Галактики. Они могли образоваться одновременно с формированием Млечного Пути. И хотя конечные стадии образования наиболее старых и молодых звезд, по всей видимости, схожи, в самом начале существуют определенные различия. Что здесь имеется в виду?
Протогалактическое облако фрагментировало на достаточно массивные образования, которые, в свою очередь, распадались потом на все более и более мелкие сгустки. Это дробление может идти до тех пор, пока не возникают сгустки звездных масс.
Очевидно, что для понимания этого процесса мы должны снова воспользоваться понятием джинсовой длины. Оценки показывают, что при сжатии протогалактического облака джинсова длина уменьшается быстрее, чем размеры облака. Факт очень существен, поскольку именно по этой причине «разрешена» фрагментация облака.
Расчеты показывают, что во время сжатия облака основные процессы разыгрываются при температуре около 10 тысяч К. При этой температуре и плотностях 10-27–10–24 г/см3 джинсова длина составляет 1023–3 · 1021 см. Такой объем содержит от миллиарда до 30 миллионов солнечных масс.
Считается, что именно такие сгущения, находясь при почти постоянной температуре в 10 тысяч К, и претерпевали дальнейшую фрагментацию. Однако рано или поздно фрагментация должна прекратиться. Не так давно ученик Ф. Хойла, известный астрофизик М. Рис показал, что процесс фрагментации огромного облака идет лишь до определенного предела. На финише процесса фрагменты не могут иметь массу, меньшую, чем одна сотая солнечной массы. Удивительно, что эта величина зависит только от некоторых мировых постоянных (скорости света, постоянной Планка и т. д.).
Таким образом, картина каскадной фрагментации приводит нас к значению наименьших звездных масс, наблюдаемых в Галактике. В этой красивой и простой картине многое еще остается неизученным. В частности, согласно этой схеме можно было бы думать, что все звезды первого поколения должны обязательно иметь небольшие массы. Это, конечно же, не так, поскольку в модели каскадной фрагментации не учитываются сопутствующие сжатию процессы столкновения фрагментов, возникновение вихрей в облаке и т. д.
Вернемся теперь снова к газопылевым комплексам нашей Галактики. По сравнению с областями HI и HII эти облака более плотные и более холодные. Их средняя температура 5–10 К. Типичное облако имеет массу от 100 тысяч до миллиона масс Солнца и размер в 40–50 парсек. Общее их количество в Галактике оценивается величиной 5–10 тысяч.
Какова природа образования таких комплексов? Почему их температура существенно меньше температуры окружающей среды? Здесь центральную роль играют явления неустойчивости в процессах нагрева и охлаждения среды. Именно тепловая неустойчивость и приводит к образованию газо-пылевых комплексов.
Мы привыкли к тому, что давление в газе увеличивается с ростом плотности. Однако в межзвездной среде могут происходить процессы, не подчиняющиеся этому, казалось бы, незыблемому правилу. Что же это за процессы?
Представим себе, что межзвездный газ сначала полностью однороден, а его нагрев, происходящий за счет рентгеновских и ультрафиолетовых квантов, в точности компенсируется охлаждением. Тогда любой объем среды будет находиться в состоянии равновесия. Но будет ли такое равновесие устойчивым?
Чтобы ответить на этот вопрос, давайте посмотрим, как зависят скорости охлаждения и нагрева элемента объема газа от числа частиц в нем. С нагревом все просто. Ясно, что чем больше частиц в единице объема, тем больше столкновений с квантами и тем больше энергии получит выбранный нами объем газа в единицу времени.
Скорость охлаждения тоже зависит от числа частиц в объеме, но охлаждение более чувствительно к числу частиц, чем нагрев. Связано это обстоятельство с тем, что охлаждение происходит при столкновении частиц в нашем объеме, при их собственном взаимодействии. В этом случае частицы теряют энергию, высвечивая ее в виде квантов излучения, уходящих из объема газа. Газ, соответственно, охлаждается. Но, поскольку в процессе отдачи энергии в столкновении участвуют две частицы, а в процессе получения энергии только одна, легко сообразить, что действительно охлаждение происходит гораздо более эффективно.
Ну а теперь мы можем без труда понять, что будет происходить в межзвездном газе, если в каком-то объеме его случайно немного повысилась плотность. В этом случае охлаждение начнет опережать нагрев (оно более чувствительно к числу частиц в единице объема). Следовательно, температура в этом элементе упадет. Разумеется, тут же упадет и давление. В результате окружающая среда еще больше «сожмет» элемент объема, температура упадет еще ниже и т. д. Неустойчивость будет развиваться.