Звезды рождаются и сегодня
Ключ к разгадке дают уже известные нам факты. Мы видели, что массивные звезды, масса которых превышает десять солнечных, быстро старятся. Они легкомысленно транжирят свой водород и уходят с главной последовательности. Поэтому, наблюдая массивную звезду, принадлежащую к главной последовательности, мы знаем, что она не может быть старой. Такую звезду отличает большая яркость: благодаря очень высокой температуре поверхности она светится голубым светом. Таким образом, голубые яркие звезды еще молоды-их возраст не превышает миллиона лет. Это, конечно, очень мало по сравнению с теми миллиардами лет, в течение которых светит наше Солнце. Итак, тот, кто желает найти, где во Вселенной рождаются звезды, должен ориентироваться по ярким голубым звездам главной последовательности. Если найти место, где недавно образовались звезды, может случиться, что звезды рождаются там и сегодня.
На небе можно обнаружить целые скопления ярких голубых звезд. Чем же они замечательны для нас? Обнаруживаются области, в которых плотность молодых звезд высока — они находятся среди старых звезд, но здесь их все же больше, чем где-либо. Складывается впечатление, что не так уж давно среди старых звезд возникли новые звезды, которые теперь медленно смешиваются со своим окружением. В то время как звезды в скоплениях расположены близко друг к другу и не расходятся, удерживаемые силой взаимного притяжения, эти молодые звезды довольно скоро «разбегаются» и «теряют друг друга из вида». К этим так называемым звездным ассоциациям привлек внимание советский астроном В. А. Амбарцумян. Могут ли они подсказать нам, как возникают звезды? Между звездами здесь можно увидеть плотные газовые и пылевые скопления. Примером может служить туманность Ориона (рис. 12.1). Здесь много ярких голубых звезд, возраст которых не превышает миллиона лет. В созвездии Стрельца молодые звезды скрыты плотными пылевыми облаками. Только при наблюдениях в длинноволновом ИК-диапазоне удалось Гансу Эльзёссеру с коллегами из испано-германской обсерватории в Калар-Альто сделать снимки сквозь облака пыли и впервые исследовать рождающиеся звезды.
Рис. 12.1. Светящаяся туманность Ориона. В области протяженностью около 15 световых лет межзвездный газ сильно уплотнен; один кубический сантиметр содержит до 10000 атомов водорода. Хотя по межзвездным меркам это очень высокая плотность, разрежение газа здесь намного выше, чем в лучших вакуумных установках на Земле. Вся масса светящегося газа составляет примерно 700 солнечных. Свечение газа в туманности возбуждается светом ярких голубых звезд. В туманности Ориона имеются звезды, возраст которых меньше миллиона лет. Наличие уплотнений позволяет считать, что образование звезд продолжается здесь до сих пор. Свет туманности, принимаемый нами сегодня, в действительности был излучен туманностью в эпоху Великого переселения народов. (Снимок Военно-морской обсерватории США, Вашингтон.)
Мы уже знаем, что пространство между звездами не совсем пусто: оно заполнено газом и пылью. Плотность газа составляет примерно один атом водорода на кубический сантиметр, а его температура соответствует минус 170 градусам Цельсия. Межзвездная пыль значительно холоднее (минус 260 градусов Цельсия). Но там, где имеются молодые звезды, дело обстоит иначе. Темные пылевые облака закрывают свет находящихся позади них звезд. Газовые облака светятся: здесь их плотность составляет десятки тысяч атомов в кубическом сантиметре, а излучение близлежащих молодых звезд разогревает их до 10000 градусов Цельсия. В радиодиапазоне можно наблюдать характерные частоты излучения сложных молекул: спирта, муравьиной кислоты. Концентрация межзвездного вещества в этих областях наводит на мысль, что звезды образуются из межзвездного газа.
В пользу этого говорят и соображения, впервые высказанные английским астрофизиком Джеймсом Джинсом,[29] современником Эддингтона. Представим себе пространство, заполненное межзвездным газом. Со стороны каждого из атомов на остальные действует гравитационная сила притяжения, и газ стремится сжаться. Этому препятствует главным образом газовое давление. Равновесие здесь в точности подобно тому, которое наблюдается внутри звезд, где гравитационные силы уравновешиваются давлением газа. Возьмем некоторое количество межзвездного газа и мысленно сожмем его. При сжатии атомы сближаются и сила притяжения возрастает. Однако газовое давление растет быстрее и сжимаемый газ стремится принять прежнее состояние. Говорят, что равновесие межзвездного газа устойчиво. Однако Джине показал, что устойчивое равновесие может нарушиться. Если одновременно сжимать достаточно большое количество вещества, то гравитационные силы могут возрастать скорее, чем газовое давление, и облако начнет сжиматься само по себе. Чтобы этот процесс происходил под действием собственных гравитационных сил облака, необходимо очень большое количество вещества: для развития неустойчивости требуется по меньшей мере 10 000 солнечных масс межзвездного вещества. Вероятно, именно поэтому молодые звезды наблюдаются всегда только группами: они, скорее всего, рождаются большими компаниями. Когда 10000 солнечных масс межзвездного газа и пыли начинают со все возрастающей скоростью сжиматься, образуются, по-видимому, отдельные уплотнения, которые дальше сжимаются сами по себе. И каждое такое уплотнение становится отдельной звездой.
Компьютерная модель рождения звезд
Процесс рождения звезды описал в своей докторской диссертации, подготовленной в Калифорнийском технологическом институте, молодой канадский астрофизик Ричард Ларсон в 1969 г. Его диссертация стала классикой современной астрофизической литературы. Ларсон исследовал образование отдельной звезды из межзвездного вещества. Полученные им решения подробно описывают судьбу отдельного газового облака.
Ларсон рассматривал шарообразное облако с массой, равной одной солнечной, и с помощью компьютера наблюдал за его дальнейшим развитием с такой точностью, какая только была тогда возможна. Взятое им облако само по себе уже было сгущением, фрагментом большого коллапсирующего объема межзвездной среды. Соответственно плотность его была выше плотности межзвездного газа: в одном кубическом сантиметре содержалось 60000 атомов водорода. Диаметр исходного облака Ларсона составлял 5 миллионов солнечных радиусов. Из этого облака образовывалось Солнце, и этот процесс по астрофизическим масштабам занимает очень недолгое время: всего 500000 лет.
Вначале газ прозрачен. Каждая частица пыли излучает постоянно свет и тепло, и это излучение не задерживается окружающим газом, а беспрепятственно уходит в пространство. Такова исходная прозрачная модель; дальнейшая судьба газового шара такова: газ свободно падает к центру; соответственно в центральной области накапливается вещество. У изначально однородного газового шара в центре образуется ядро с более высокой плотностью, которая и далее возрастает (рис. 12.2). Ускорение силы тяжести вблизи центра становится больше, и скорость падения вещества сильнее всего нарастает вблизи центра. Почти весь водород переходит в молекулярную форму: атомы водорода попарно связываются в прочные молекулы. В это время температура газа невелика и пока не возрастает. Газ все еще настолько разрежен, что все излучение проходит сквозь него наружу и не подогревает коллапсирующий шар. Только через несколько сотен тысяч лет плотность в центре возрастает до такой степени, что газ становится непрозрачным для излучения, уносящего тепло. Вследствие этого в центре нашего большого газового шара образуется горячее ядро (радиус которого составляет примерно 1/250 первоначального радиуса шара), окруженное падающим веществом. С ростом температуры возрастает и давление, и в какой-то момент сжатие прекращается. Радиус области уплотнения равен примерно радиусу орбиты Юпитера; в ядре в это время сосредоточено примерно 0,5 % массы всего вещества, участвующего в процессе. Вещество продолжает падать на относительно небольшое ядро. Падающее вещество несет энергию, которая при падении превращается в излучение. Ядро же сжимается и нагревается все сильнее.