Стоит подчеркнуть, что нарисованная выше картина рождения кратных звезд является предельно упрощенной, не учитывающей ни влияния магнитных полей, ни вихревых движений в сжимающемся облаке. Впрочем, главное для нашей задачи – понять в общих чертах, как возникла Солнечная система, поэтому такое упрощение, пожалуй, не является чрезмерным.
Важно следующее: звезды, как правило, рождаются не поодиночке, а кратными системами, чаще всего в составе молодого рассеянного скопления, которое, в свою очередь, входит в состав звездной ассоциации, содержащей сотни тысяч, если не миллионы звезд, а та, в свою очередь, нередко является частью звездного комплекса с характерным поперечником 600 пк. Почему мы говорим о рассеянных скоплениях вроде показанного на рис. 12 (см. цветную вклейку)? Потому что в наше время в Галактике уже давно не образуются шаровые скопления, содержащие сотни тысяч звезд. Все шаровые скопления Галактики (рис. 13), а их известно более 130, – старые объекты, содержащие старые звезды. Шаровые скопления рождались на самых ранних этапах жизни Галактики, когда диффузная материя для их создания имелась в избытке. Теперь же в Галактике содержится слишком мало газа (не более 10 % от массы Галактики[11]). Сравнительно молодые шаровые скопления попадаются лишь в небольших неправильных галактиках, где скорость звездообразования вообще замедлена, но не у нас. В нашей Галактике в современную эпоху рождаются лишь рассеянные скопления, содержащие обычно несколько десятков или сотен звезд.
Рис. 13. Шаровое скопление М3
Сказанное не означает, что в Галактике невозможно рождение одиночных звезд. Астрономам давно известны глобулы – маленькие темные туманности с массами, не сильно отличающимися от массы Солнца, и значительными (для туманностей) плотностями. Согласно расчетам, некоторые из глобул в перспективе должны начать сжиматься (если уже не сжимаются). На практике же глобулы с «пограничным» значением радиуса, массы и температуры могут весьма долго пребывать в «подвешенном» состоянии, не сжимаясь и не рассеиваясь. Облаку могут помочь начать сжатие следующие факторы.
1. Втекание газово-пылевой материи в спиральный рукав. При этом втекающие облака газа сталкиваются с «застрявшим» в рукаве газом, благодаря чему происходит уплотнение среды.
2. Взрыв сверхновой звезды. Выброшенная взрывом газовая оболочка сверхновой расширяется в пространстве со скоростью от 1000 до 10 000 км/с (в зависимости от типа сверхновой). Ударная волна стимулирует звездообразование.
3. Излучение молодых, очень горячих О-звезд высокой светимости. Давление света «обжимает» уже имеющиеся конденсации газа в окрестностях звезды, повышая их плотность и запуская процесс звездообразования. Если учесть огромную светимость 0-звезд, то понятие «окрестности» надо распространить на целые парсеки.
Эти факторы универсальны – они действуют не только на глобулы, но и на огромные молекулярные облака. В таких облаках часто наблюдается волна звездообразования, а нередко и несколько волн, инспирированных, например, несколькими вспыхнувшими сверхновыми. За прошедшей волной наблюдается градиент возрастов молодых звезд.
Подавляющее большинство звезд рождается группами, а не порознь. Не менее 50 % звезд нашей Галактики входит в состав кратных систем; если же взять только горячие звезды, то этот процент доходит до 70. Кроме того, обычно рождается целое рассеянное скопление, а не одиночная звезда.
Таким образом, наше Солнце хоть в чем-то звезда не совсем типичная, поскольку одиночная и не входящая в скопление. Хотя и таких звезд в Галактике хватает. Впрочем, рассеянные скопления – образования относительно (по космологическим меркам) недолговечные. Слабость взаимного притяжения звезд в рассеянном скоплении мало-помалу приводит к разрушению скопления за счет гравитационного влияния окружающих звезд. Является ли рассеянное скопление богатым, содержащим более тысячи звезд, или представляет собой убогую систему всего-навсего из полудюжины звезд, финал один – разрушение. Просто-напросто на гравитационное «растаскивание» богатого и компактного рассеянного скопления уйдет больше времени.