Возникновение звёзд (часть 1)
Рождение звезд - процесс таинственный, спрятанный от наших глаз, даже вооруженных телескопом. Лишь в середине ХХ в, астрономы поняли, что не все звезды родились одновременно в далекую эпоху формирования Галактики, что и в наше время появляются молодые звезды. В 60 - 70-ые гг. была создана самая первая, еще очень грубая теория образования звезд. Позже новая наблюдательная техника - инфракрасные телескопы и радиотелескопы миллиметрового диапазона - значительно расширила наши знания о зарождении и формировании звезд. А начиналось изучение этой проблемы еще во времена Коперника, Галилея и Ньютона.
Открытие межзвездного вещества
Газовые тучи выглядят на небе как туманные крапинки. Н. Пейреск в 1612 г. в первый раз вспомнил о Большой туманности Ориона. В меру усовершенствования телескопов были обнаружены и другие туманные пятна. В каталоге Шарля Мессье (в 1783 г.) они описаны 103, а в списках Вильяма Гершеля (в 1818 г.) отмечено уже 2500 объектов "не звездного вида". Наконец, в "Новом общем каталоге туманностей и звездных
скоплений" Джона Дрейера (в 1888 г.) значится 7840 незвездных объектов.
На протяжении трех столетий туманности, особенно спиральные, считались сравнительно близкими образованиями, связанными с формированием звезд и планет. Гершель, например, был абсолютно уверен, что он не только нашел множественное число туч дозирковой вещества, но даже собственными глазами видит, как это вещество под действием притяжения постепенно изменяет свою форму и конденсирующийся в звезды.
Как позже выяснилось, некоторые туманности действительно связаны с рождением звезд. Но в большинстве случаев светлые туманные пятна оказались не газовыми тучами, а очень далекими звездными системами. Так что оптимизм астрономов был преждевременным и путь к тайне рождения звезд стоял еще длинный.
В игру вступают физики
К середине XIX в. физики могли применить к звездам газовые законы и закон сохранения энергии. С одной стороны, они поняли, что звезды не могут светить вечно. Источник их энергии еще не был найден, но, которым бы оно не оказалось, все ровно возраст звезды видмирений и на смену старым должны рождаться новые звезды.
С другой стороны, те яркие и горячие тучи межзвездного газа, которые смогли обнаружить астрономы в свои телескопы, явно не устраивали физиков как мыслимое вещество будущих звезд. Ведь горячий газ стремится расширяться под действием внутреннего давления. И физики не были уверены, что гравитация сможет победить давление газа.
Следовательно, что же победит - давление или гравитация? В 1902 г. молодой английский физик Джеймс Джинс в первый раз исследовал уравнение движения газа с учетом гравитации и нашел, что они имеют два решения. Если масса газа имела и его притяжение слабо, а нагрет он достаточно сильно, то в нем распространяются волны сжатия и разжижения - обычные звуковые колебания. Но если тучка газа массивна и холодна, то притяжение побеждает газовое давление. Тогда туча начинает сжиматься как целое, превращаясь в плотную газовую пулю - звезду.
Критические значения массы (Мj) и размера (Кj) тучи, при которых оно теряет стойкость и начинает безудержно сжиматься, - коллапсувати, из тех пор называют джинсовскими.
Однако во времена Джинса и даже намного позже астрономы не могли указать тот газ, из которого формируются звезды. Пока они искали дозиркову вещество, физики наконец поняли, почему звезды светят. Исследования атомного ядра и открытия термоядерных реакций позволили объяснить причину длительного свечения звезд.
Найдены молодые звезды
Оказалось, что чем более массивная звезда, тем ярче она светит и, выходит, быстрее сжигает свое термоядерное горючее. Максимальный возраст массивных звезд спектральных классов Об и В составляет 10 - 30 млн. лет. Это очень имело по сравнению с возрастом других объектов Галактики. Следовательно, эти звезды родились совсем недавно и не могли далеко пойти от места своего рождения. Одно из таких мест - туманность Ориона - знакомо каждому любителю астрономии.
Большая туманность Ориона (М 42 по каталоге Мессье) - яркая эмиссионная туманность, то есть излучает светло, видимая невооруженным глазом как бледное пятно в Мече Ориона. Она удалена от Земли на 1500 светового лет и содержит скопление очень молодых звезд. У центральной, больше всего яркой ее части находятся четыре массивных горячих звезды спектрального класса О - известные Трапеция Ориона. Мощное ультрафиолетовое излучение молодых звезд вызывает свечение розридженого газа туманности.
Но самый этот газ слишком горяч, чтобы из него могли формироваться звезды. Поиски дозирковой вещества продолжались.
Из чего образуются звезды
Еще Гершель обнаружил на фоне Млечного Пути темные провалы, что он называл "дырами в небе". В конце XIX в. в Ликский обсерватории (США) астроном Эдуард Барнард начал систематическое фотографирование неба. До 1913 г. он нашел возле 200 темных туманностей. По его мнению, они являли собой тучи материи, которые поглощают светло, а совсем не промежутки между звездами, как считал Гершель.
Это предположение подтвердилось. Когда рядом с тучей межзвездного газа или внутри него нет горячей звезды, газ остается холодным и не светится. Если бы туча содержала только газ, его могли бы и не заметить. Но кроме газа в межзвездной среде в небольшом количестве (возле 1% по массе) есть мелкие твердые частицы - порошины размерами возле 1 мкм и меньше, что поглощают светло далеких звезд. Потому-то холодная туча и кажется темным «провалом в небе». Детальное изучение Млечного Пути показало, что очень часто такие «провалы» встречаются в областях зиркоутворень, подобных туманности Ориона.
В 1946 г. американский астроном Барт Бок обнаружил на фоне светлых туманностей NGC 2237 в Единорози и NGC 6611 в Щите маленькие черные пятна, который назвал глобулами.
Размер их от 0,01 до 1 пк. Они ослабляют светло лежащих за ними звезд в десятки и сотни раз. Значат, что вещество глобул в тысяче раз плотнее окружающего их газа. Их масса оценивается в границах от 0,01 до 100 масс Солнца.
После открытия глобул появилось убеждение, что тучи, что сжимаются дозирковой материи уже найденные, что они и являются непосредственными предшественниками звезд. Но вскоре стала очевидной торопливость такого вывода.
Дело в том, что оптические телескопы не дают полного представления о межзвездной среде: за их помощью мы видим лишь горячие тучи, нагретые массивными звездами (как туманность Ориона), или маленькие темные глобули на светлом фоне. И те и другие - достаточно редкие образования. Только созданы в 50-ые гг. радиотелескопы позволили обнаружить по излучению в линии 21 см атомарный водород, который заполняет почти все пространство между звездами.
Это очень разрежен газ: приблизительно один атом в кубическом сантиметре пространства (по меркам земных лабораторий - наивысший вакуум!) Но поскольку размер Галактики огромен, в ней набирается возле 8 млрд солнечных масс межзвездного газа, или приблизительно 5% от ее полной массы. Межзвездный газ более чем на 67% (по массе) состоит из водорода, на 28% из гелия, и меньше 5% приходится на все другие элементы сами исчисляемые среди которых - кислород, углерод и азот.
Межзвездного газа особенно много вблизи плоскости Галактики. Почти весь он сосредоточен в прослойке толщиной 600 световых лет и диаметром возле 30 кпк или 100 тыс. световых лет (это диаметр гапактичного диску). Но и в такой тонкой прослойке газ распределен неравномерно. Он концентрируется в спиральных рукавах Галактики, а там разбитый на отдельные значительные тучи протяжностью в парсеки и даже в десятки парсек, а массой в сотне и тысяче масс Солнца. Плотность газа в них порядку 100 атомов на кубический сантиметр, температура возле -200 С. Оказалось, что критические масса и радиус Джинса при таких условиях почти совпадают с массой и радиусом самих туч, а значат, что они готовы к коллапсу. Но главное открытие было еще впереди.
Астрономы подозревали, что при относительно высокой плотности и низкой температуре, которая царствует в межзвездных тучах, часть вещества должна объединяться в молекулы. В этом случае важнейшая часть межзвездной среды недоступна наблюдением в оптическом диапазоне.
Ультрафиолетовые наблюдения, которые начались в 1970 г., из ракет и спутников позволили открыть главную молекулу межзвездной среды - молекулу водорода (Н2). А при наблюдении межзвездного пространства радиотелескопами сантиметрового и миллиметрового диапазонов были обнаружены десятки других молекул, временами достаточно сложных, что содержат до 13 атомов. В их числе молекулы воды, аммиака, формальдегида, этилового спирта и даже аминокислоты глицирина.
Как выяснилось, возле половины межзвездного газа содержится в молекулярных тучах. Их плотность в сотне вместе больше, чем у туч атомарного водорода, а температура всего на несколько градусов выше абсолютного нуля. Именно при таких условиях возникают неустойчивые к гравитационному сжатию отдельные уплотнения в туче массой порядка массы Солнца и становится возможным формирование звезд.
Большинство молекулярных туч зарегистрировано только по радиоизлучению. Некоторые, впрочем, давно известные астрономам, например темная туманность Угольный Мешок хорошо видимая глазом в южной части Млечного Пути. Диаметр этой тучи 12 пк, но оно выглядит большим, поскольку удаленно от нас всего на 150 пк. Его масса возле 5 тыс. солнечных масс, тогда как у некоторых туч масса достигает миллиона солнечных, а размер 60 пк. В таких гигантских молекулярных тучах (их в Галактике всего несколько тысяч) и располагаются главные ячейки формирования звезд.
Ближайшие к нам области зиркоутворень - это темные тучи в созвездиях Тельца и Змееносца. Подальше расположен огромный комплекс туч в Орионе.
Жизнь черной тучи
Молекулярные тучи устроены значительно сложнее, чем знакомые нам тучи водяной пары в земной атмосфере. Внешне молекулярная туча покрыта толстой прослойкой атомарного газа, поскольку проникающее туда излучение звезд разрушает хрупкие молекулы. Но пыль, которая находится во внешней прослойке, поглощает излучение, и глубже, в темных недрах тучи, газ почти вполне состоит из молекул.
Структура туч постоянно изменяется под действием взаимных столкновений, нагревания звездным излучением, давления межзвездных магнитных полей. В разных частях тучи плотность газа отличается в тысячу раз (в столько же раз вода плотнее комнатного воздуха). Когда плотность тучи (или отдельной его части) становится настолько большой, что гравитация преодолевает газовое давление, туча начинает безудержно колапсувати. Размер его уменьшается все быстрее и быстрее, а плотность растет. Небольшая неоднородность плотности в процессе коллапса усиливается, и в результате туча фрагментирует, то есть распадается на части, каждая из которых продолжает самостоятельное сжатие.
При коллапсе растут температура и давление газа, который препятствует последующему увеличению плотности. Но пока туча остается прозрачной для излучения, она легко охлаждается и сжатие не прекращается. Большую роль в дальнейшем играет космическая пыль. Хотя по массе она составляет всего 1% межзвездного вещества, это очень важен его компонент. В темных тучах порошины поглощают энергию газа и переделывают ее в инфракрасное излучение, которое легко побросал тучу, забирая избытки тепла. Наконец через увеличение плотности отдельных фрагментов тучи газ становится меньше прозрачным. Охлаждение затруднюеться, и растущее давление останавливает коллапс. В будущем из каждого фрагмента образуется звезда, а все вместе они составят группу молодых звезд в недрах молекулярной тучи.
Коллапс плотной части тучи в звезду, а чаще - в группу звезд продолжается несколько миллионов лет (сравнительно быстро по космическим масштабам). Новорожденные звезды разогревают окружающий газ, и под действием высокого давления остатки тучи разлетаются. Именно этот этап мы видим в туманности Ориона. Но по соседству с ей продолжается формирование будущих поколений звезд. Для света эти области вполне непрозрачны и наблюдаются только с помощью инфракрасных и радиотелескопов.