В темном облаке

Вот как представляется сегодня процесс рождения звезды. В межзвездном облаке идет непрерывная борьба двух тенденций — сжатия и расширения. Сжатию облака способствуют его собственная гравитация и внешние силы (например, взрывы соседних звезд), а расширению — давление газа и магнитных полей внутри облака. Обычно эта борьба заканчивается победой сил сжатия. Дело в том, что звездный свет не проникает снаружи в непрозрачное облако и не нагревает его, а инфракрасное излучение молекул и пыли легко выходит из облака и уносит тепло. В результате этого «антипарникового» эффекта в наиболее плотной части облака температура опускается почти до –270°C, и давление газа падает настолько, что равновесие сил неминуемо нарушается, и эта область начинает безудержно сжиматься. Если масса сжимающегося газа невелика, то образуется одна звезда, а если газа много, то в ходе его сжатия и фрагментации рождается группа тел — звездное скопление.

Комплекс светлых и темных туманностей RCW 108, находящийся на расстоянии около 4000 световых лет в южном созвездии Жертвенник

В процессе формирования каждая звезда проходит через два характерных этапа — быстрого и медленного сжатия протозвезды. Быстрое сжатие — это практически свободное падение вещества протозвезды к ее центру. На этом этапе безраздельно царствует гравитация. И хотя при сжатии газ должен был бы нагреваться, его температура почти не меняется: избыток тепла уходит в виде инфракрасного излучения, для которого рыхлая протозвезда совершенно прозрачна. Так проходит около 100 тысяч лет, в ходе которых размер протозвезды сокращается в 100 тысяч раз, а плотность вещества возрастает в миллионы миллиардов раз — от почти полного вакуума до плотности комнатного воздуха.

И вот наступает момент, когда уплотнившаяся протозвезда становится непрозрачной для собственного инфракрасного излучения. Отвод тепла резко снижается, а продолжающееся сжатие газа приводит к его быстрому нагреву, давление возрастает и уравновешивает силу тяжести. Теперь протозвезда может сжиматься не быстрее, чем позволяет медленное охлаждение с поверхности. Эта фаза длится несколько десятков миллионов лет, но за это время размер будущей звезды уменьшается только раз в десять, а вещество сжимается примерно до плотности воды. Многих удивит, что средняя плотность Солнца составляет 1, 4 г/см3 (ровно как плотность воды в Мертвом море), а в центре она приближается к 100 г/см3, но, несмотря на это, солнечное вещество все равно остается газом, точнее — плазмой. Когда температура в недрах протозвезды достигает нескольких миллионов градусов, начинаются термоядерные реакции: водород превращается в гелий с выделением тепла, которое компенсирует его потерю с поверхности. Сжатие прекращается — протозвезда стала звездой.

Нарисованная здесь картина — это, конечно, всего лишь голая схема. Вдохнуть в нее жизнь, уточнить детали могут лишь наблюдения за реально формирующимися звездами. Но изучать рождение звезд трудно уже хотя бы из-за того, что в нашу эпоху запасы межзвездного вещества в Галактике заметно истощились. Ведь они лишь частично восполняются тем, что выбрасывают в пространство умирающие звезды. Новые светила нынче рождаются редко. За год во всей нашей огромной Галактике появляется в среднем лишь несколько звезд. Большинство областей звездообразования находятся на значительном удалении от нас и с трудом поддаются изучению. К тому же формирование звезд происходит в глубине холодных и совершенно непрозрачных для света газопылевых облаков. На 98% эти облака состоят из водорода (в виде отдельных атомов и молекул H2) и гелия. Эти газы практически не мешают прохождению света. Но остальные 2% массы, приходящиеся на более тяжелые элементы, образуют крохотные твердые частицы размером в сотые доли микрона — пылинки, которые активно поглощают и рассеивают излучение. Увидеть за этим «смогом», как формируется звезда, очень сложно.

Наиболее интересные результаты в этой области дают инфракрасные телескопы и радиотелескопы самого коротковолнового диапазона — субмиллиметрового. Принимаемое ими излучение проникает сквозь пылевую завесу, поскольку его длина волны больше размеров пылинок. Но, к сожалению, оно поглощается в земной атмосфере. Поэтому инструменты приходится устанавливать на борту самолетов, поднимающихся в стратосферу, а еще лучше — на спутниках, работающих вне атмосферы. Впрочем, и на Земле удается найти места высоко в горах, где разреженный сухой воздух не сильно мешает наблюдениям. В этом отношении очень хороши чилийские Анды. Именно там, в Южной Европейской обсерватории (Ла-Силья, Чили), установлен один из лучших наземных приборов для исследования формирующихся звезд — комплекс инфракрасных спектрографов и камер, смонтированный на 3, 6-метровом телескопе NTT (New Technology Telescope — Телескоп новой технологии).

С помощью этого инструмента испанский астроном Фернандо Комерон (Fernando Comeron) получил изображение крупного комплекса звездообразования RCW 108. Оно составлено из 600 отдельных кадров и покрывает на небе площадь, равную половине лунного диска. В научном отношении эта картина интересна тем, что подтверждает теоретическую модель «вылупления» молодых звезд из облака — так называемую «модель шампанского». Темное облако, силуэт которого ясно виден на фоне Млечного Пути, играет здесь роль непроницаемой бутылки, внутри которой новорожденные звезды разогревают окружающий газ и поднимают его давление. В конце концов, облако не выдерживает, самая тонкая его стенка («пробка») прорывается, и струя горячего газа выстреливает в окружающее пространство. Именно этот момент мы и наблюдаем на фотографии. Яркая туманность в центре облака — это горячий газ, который вырвался со скоростью около 10 км/с и устремился в направлении Солнца. (Можно не беспокоиться — Солнечной системы он никогда не достигнет. )

Если в группе молодых звезд родилось массивное светило, то именно оно начинает «править бал»: его мощное излучение и потоки газа с поверхности (звездный ветер) разогревают окружающее вещество, останавливают его сжатие и выключают процесс формирования новых светил. Как кукушонок в гнезде, массивная звезда старается расчистить пространство вокруг себя. Иногда активность массивных звезд не только останавливает звездообразование, но и приводит к полному распаду новорожденного скопления: вместе с межзвездным газом оно теряет так много массы, что молодые звезды легко преодолевают ослабленное гравитационное поле и покидают свою «колыбель».

Звездный ветер от молодого скопления Pismis 24 (вверху) сдувает газовые облака туманности NGC 6357. В вершинах характерных столбов находятся плотные протозвезды, способные устоять против звездного ветра

На заре новой физики

Первая правильная мысль о происхождении звезд принадлежит еще Ньютону. Едва поняв всеобъемлющий характер гравитации, он стал размышлять о ее роли в развитии небесных тел.

В письме преподобному Ричарду Бентли от 10 декабря 1692 года Ньютон пишет вот что: «Мне кажется, что если бы все вещество нашего Солнца и планет и все вещество Вселенной было бы равномерно рассеяно в небесных глубинах, и если бы каждая частица имела врожденное тяготение ко всем остальным, и если бы, наконец, пространство, в котором была бы рассеяна эта материя, было бы конечным, вещество снаружи этого пространства благодаря указанному тяготению влеклось бы ко всему веществу внутри и вследствие этого упало бы в середину всего пространства и образовало бы там одну огромную сферическую массу. Однако если бы это вещество было равномерно распределено по бесконечному пространству, оно никогда не могло бы объединиться в одну массу, но часть его сгущалась бы тут, а другая там, образуя бесконечное число огромных масс, разбросанных на огромных расстояниях друг от друга по всему этому бесконечному пространству. Именно так могли образоваться и Солнце, и неподвижные звезды».

В действительности даже в ограниченном пространстве межзвездного облака гравитация не может собрать все вещество в одном месте. Космос неспокоен: сквозь облако в разных направлениях движутся звуковые и ударные волны, сжимая и разрежая отдельные участки газа. Гравитация лишь подхватывает и доводит до конца сжатие отдельных фрагментов облака. Это понял и довел идею Ньютона до уровня строгой математической теории другой английский физик, Джеймс Джинс, двести лет спустя.

⇐ Предыдущая 123 4 5 Следующая ⇒