Рисунок 6. Молекулярное облако Барнард 68 в созвездии Змееносца. Изображение получено с помощью 8,2-метрового телескопа «Анту» комплекса VLT в Чили
Некоторые из них выглядят как огромные черные провалы. Когда английский астроном Уильям Гершель увидел их в свой телескоп, он подумал, что эти «дыры в небесах» – разрывы в структуре Галактики11. Сам по себе газ, конечно, прозрачен, но содержащиеся в облаке пылинки, размером всего в несколько микрон, поглощают практически все оптическое излучение, падающее на них, и облако становится абсолютно черным для наблюдателя. Другие туманности в телескопы выглядят совсем иначе. Например, о туманности в созвездии Ориона тот же Гершель в 1774 году писал как о «бесформенном огненном тумане, хаотической материи будущих солнц». Он правильно предположил, что в таких облаках происходит процесс звездообразования.
Пройдет 270 лет со дня рождения Гершеля, когда в космос отправится космический телескоп «Гершель» – самый крупный из когда-либо запущенных в космос инфракрасных телескопов. В 2013 году он завершил свою работу, благодаря ему мы многое узнали о процессе формирования звезд, планет и галактик и получили впечатляющие фотографии далеких облаков газа. Как оказалось, эти облака состоят в основном из молекулярного водорода и гелия, пыли и частиц различных видов льда (в основном водяного). Внутри облака́ имеют неоднородную структуру: газ концентрируется в длинные нитеобразные структуры – филаменты, – которые находятся в постоянном движении.
Типичная масса молекулярного межзвездного облака составляет от миллиона до сотен миллионов масс Солнца, а значит, теоретически каждое из них может породить миллионы звезд. Однако такого большого количества звезд из них не формируется: молекулярные облака являются довольно устойчивыми структурами и не склонны к процессам звездообразования. Их равновесие поддерживает внутреннее давление мощных турбулентных вихрей газа. Турбулентные потоки препятствуют разрушению молекулярных облаков под действием сил гравитации, но в относительно малых масштабах влияние этих потоков не столь велико, и коллапс небольших облаков газа все же происходит – так инициируется процесс образования звезд. Например, если рядом с таким облаком, находящимся на грани коллапса, или внутри него взрывается сверхновая или облако сталкивается с другим облаком, то равновесие может быть нарушено.
Считается, что наше Солнце родилось около 4,6 миллиарда лет назад12 в результате взрыва сверхновой в окрестностях одного из таких молекулярных облаков. Волны сжатия, распространяющиеся по межзвездному газу, приводят к значительному повышению концентрации вещества, и равновесие в некоторых частях облака нарушается. То место, где это происходит, становится центром притяжения, и к нему стекается газ из соседних областей – происходит коллапс участка облака. Размер этого участка газопылевого облака, газ из которого формирует звезду, составляет тысячи астрономических единиц. Коллапс облака напоминает процесс формирования снежного кома, несущегося с горы: газ поступает в центр коллапса все быстрее, его становится все больше. Когда масса газа достигает около 7–8 % от массы Солнца, примерно через десять тысяч лет, начинаются термоядерные реакции и зажигается новая звезда. Но это не единственный возможный путь образования звезд. Исследования некоторых ученых показывают, что инициировать звездообразование могут также столкновения филаментов внутри газопылевого облака13.
Коллапсирующее облако формирует тонкий диск, окружающий центр коллапса – будущую звезду. Образовавшиеся диски называют протопланетными, потому что в них в скором времени начнется «стройка» планет. Почему вещество оседает на диск, а не равномерно окружает протозвезду? Причины тут две. Первая состоит в том, что коллапс облака из-за неравномерности распределения газа происходит в каком-то одном из трех измерений, причем этот коллапс, опять же из-за неравномерности распределения, придает материи коллапсирующего облака начальное вращение. Вторая причина более фундаментальна: уменьшение радиуса коллапсирующего облака приводит к тому, что скорость его вращения увеличивается[16], и тут на авансцену выходят центробежные силы. Они препятствуют аккреции (падению)[17] вещества на протозвезду в плоскости вращения и не мешают его падению во всех остальных направлениях. С течением времени масса звезды увеличивается, а в экваториальной плоскости вращения формируется тонкий диск.
16
Это вызвано тем, что для всех участков облака должна сохраняться такая физическая величина, как угловой момент, пропорциональный скорости этого участка и расстоянию до центра вращения. Если радиус вращения уменьшается, то скорость должна возрасти, чтобы угловой момент не изменился.
17
Поэтому протопланетные диски называют также аккреционными. Аккреционные диски возникают не только вокруг звезд, а могут окружать даже черные дыры.