Мы уже многое понимаем в механизмах развития природных объектов, но загадка рождения большинства из них до сих пор не решена. Биологи размышляют над возникновением новых видов и самой жизни, геологи спорят о генезисе нефти, минералов и самих планет, астрономы же бьются над происхождением звезд, галактик и самой Вселенной. Впрочем, кое-что проясняется — звезды приоткрывают тайны своего возникновения.
Известно, что в недрах звезд действуют природные термоядерные реакторы, синтезирующие из легких химических элементов более тяжелые. Например, из водорода образуется гелий, из гелия — углерод и т. д. Протекание этих реакций в недрах Солнца сегодня прямо регистрируется на Земле (а точнее — под землей) нейтринными детекторами. Установлено также, сколько времени живут звезды и как заканчивается их жизнь: чем массивнее звезда, тем ярче она светит и быстрее сжигает свое ядерное горючее. Если звезды типа Солнца живут около 10 миллиардов лет, то гиганты, которые в 10 раз массивнее, полностью сгорают всего за 25 миллионов лет. А вот карлики с массой в половину солнечной должны жить почти 100 миллиардов лет — много больше нынешнего возраста Вселенной.
В конце жизни звезда обычно сбрасывает с себя верхний слой вещества. Массивные светила делают это взрывным образом, становясь сверхновыми, а маломассивные — спокойно, окутывая себя медленно расширяющейся планетарной туманностью. Но в любом случае в конце эволюции от звезды остаются разлетающееся газовое облако и плотный компактный объект — белый карлик , нейтронная звезда или черная дыра .
Отдельные детали в этой картине могут измениться, но в целом ход жизни звезды надежно прослеживается, в том числе с помощью компьютерных моделей. «Дайте мне звезду, и я предскажу ее судьбу!» — может воскликнуть астроном. Легко сказать — «дайте!» Но как именно рождаются звезды? Понятно, что они формируются при сжатии облаков газа, заполняющих межзвездное пространство, однако подробности процессов, приводящих к рождению звезд разных типов, до сих пор во многом остаются загадочными.
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.
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/см 3 (ровно как плотность воды в Мертвом море), а в центре она приближается к 100 г/см 3 , 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 H 2) 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».
На заре новой физикиПервая 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.
Остановка карусели
Хотя многие выводы теории звездообразования уже подтверждены наблюдениями, остаются и нерешенные проблемы. Например, неясно, как протозвезды избавляются от «лишнего вращения». В силу случайного, турбулентного характера движения газа любая часть межзвездного облака медленно вращается. Когда она сжимается, стремясь стать звездой, то по закону сохранения момента импульса вращение ускоряется — все помнят, как фигуристы ускоряют свое вращение, прижимая руки к телу. Если бы не было механизмов торможения, центробежная сила вообще не позволила бы звезде родиться.
Один из таких механизмов обеспечивает газовое трение: внутренние, быстро вращающиеся области протозвезды трутся о внешние, передавая им энергию своего движения. Сами они при этом тормозятся, получая возможность сжиматься дальше и стать звездой, а внешние области, наоборот, раскручиваются и остаются вращаться в виде тонкого диска, из которого позже образуются планеты. Жизнь этого протопланетного диска сама по себе очень интересна и слабо изучена. Например, на некотором этапе эволюции диска вдоль его оси вращения в обе стороны могут «выстреливаться» тонкие струи газа.
Наблюдения показывают, что протопланетные диски часто встречаются у формирующихся звезд. Да и наличие «готовых» планетных систем, которых в окрестностях Солнца уже открыто более двух сотен, подтверждает идею о перераспределении углового момента между звездой и веществом будущих планет. Однако природа никогда не ограничивается использованием одной, даже самой хорошей, идеи. Как говорят физики, если в природе что-то не запрещено, то оно обязательно происходит. А не запрещено быстро вращающейся протозвезде в некоторый момент разделиться пополам, превратив момент импульса одного тела во взаимное орбитальное движение двух тел. Но это означает, что вместо одной звезды родится две? Именно так! Уже давно астрономы заметили, что почти половина всех звезд предпочитает жить парами. Наше Солнце — одиночная звезда, но это, скорее, исключение из правил. Если внимательно присмотреться, то кроме большого количества двойных звезд обнаруживаются и тройные, и четырехкратные, и даже 6-кратные (такова, например, звезда Кастор, альфа Близнецов). Похоже, что последовательное деление протозвезд при сжатии эффективно помогает им бороться с центробежными силами и приводит к рождению миниатюрных звездных коллективов.
Что скрывает тарантул?Туманность Тарантул, расположенная в соседней галактике Большое Магелланово Облако, удалена от нас на 170 тысяч световых лет, но сияет так ярко, что различима даже невооруженным глазом. Ее поперечник составляет почти 1000 световых лет. Более крупных очагов звездообразования нет ни в нашей, ни в ближайших галактиках. В центре снимка, полученного 8-метровым телескопом VLT Европейской Южной обсерватории в Чили, расположено скопление молодых, массивных и очень горячих звезд Рэдклиф 136 (R 136), чье мощное излучение и сильные звездные ветры как раз и заставляют туманность сиять. Возраст этого скопления всего 2—3 миллиона лет, поэтому его наиболее массивные звезды еще живы. А таких звезд там более 200, причем массы некоторых превышают 50 масс Солнца; такие тяжеловесы формируются крайне редко.
Правее и выше центра на этом фото видно другое скопление ярких массивных звезд — Ходж 301. Его возраст около 20 миллионов лет. Поэтому наиболее массивные звезды в нем уже закончили свой жизненный путь и взорвались как сверхновые, выбросив с огромной скоростью вещество и создав вокруг скопления сеть запутанных волокон. Вскоре там ожидаются новые взрывы, так как в скоплении Ходж 301 наблюдаются три красных сверхгиганта, которые в течение ближайших трех миллионов лет тоже закончат свою жизнь гигантским фейерверком.
В то время как одни звезды умирают в этом «космическом пауке», другие там только зарождаются. Множество темных облаков, легко различимых на светлом фоне, указывает нам, где происходят охлаждение и сжатие газа, готового дать жизнь следующим поколениям звезд. Фактически Тарантул — это гигантский инкубатор, где рождаются звезды всевозможных масс, не только тяжеловесы, но и такие, как Солнце (хотя нам издалека видны только гиганты). В некоторых местах этого облака происходит удивительный процесс повторного, стимулированного звездообразования: мощное излучение и взрывы массивных звезд порождают ударные волны, которые сжимают окружающий газ, создавая тем самым условия для формирования звезд следующего поколения.
Этапы формирования звезды
Происхождение гигантов
Биологу трудно изучать жизнь баобаба — для этого надо прожить тысячи лет. Гораздо проще изучить муху-дрозофилу: сегодня родилась, через неделю дала потомство, через две умерла. То же и со звездами. Маломассивные звезды существуют миллиарды лет, практически не изменяясь, а звезды большой массы быстро формируются, недолго живут и ярко умирают. Астрономы любят изучать массивные звезды. Но насколько массивной может быть звезда? Этот вопрос не дает астрономам покоя на протяжении многих десятилетий. Если мы правильно понимаем физику рождения и жизни звезды, слишком массивными звезды быть не могут. Правда, история астрономии уже полстолетия доказывает, что физику эту мы как раз понимаем не совсем правильно.
С ростом массы звезды быстро возрастает температура ее недр и увеличивается давление излучения на внешние слои. Это должно приводить к потере устойчивости, возникновению растущих колебаний звезды и сбросу ее оболочки. В 1959 году Мартин Шварцшильд и его коллеги теоретически оценили предельную массу звезды в 60 масс Солнца, что уже тогда противоречило наблюдениям, поскольку известная с 1922 года двойная звезда Пласкетта имеет полную массу около 150 солнечных, а значит, ее главный компонент как минимум в 75 раз массивнее Солнца.
Теорию стали улучшать: учли ряд деталей, и теоретический порог массы повысился до 100 солнечных. Но астрономы-наблюдатели тоже не сидели без дела. Они определили, что звезда P Лебедя по светимости почти в миллион раз превосходит Солнце. Такую звезду давление собственного света разорвало бы на части, если бы ее масса была менее 80—100 солнечных — на самой грани допустимого. Теоретики напряглись. А наблюдатели между тем обнаружили, что существуют звезды с еще большей светимостью. Например, мощность излучения эты Киля (η Carinae), находящейся в туманности NGC 3372, в 5 миллионов раз превосходит солнечную. Масса такого «прожектора» не может быть меньше 200 масс Солнца. У теоретиков опустились руки: им-то никак не удавалось «сделать» звезду с массой более 150 солнечных.
А наблюдатели тем временем не унимались: в ядре небольшого звездного скопления Пишмиш 24 (Pismis 24), удаленного от нас примерно на 8000 световых лет, они обнаружили светило, судя по мощности его излучения, превосходящее Солнце по массе раз в 200, а то и 300! Тут уже теоретики не выдержали: «Не верим!» — и заставили наблюдателей внимательнее присмотреться к звезде-тяжеловесу. Международная группа астрономов под руководством Х.М. Апелланиса (J.M. Apellaniz, Институт астрофизики Андалусии, Испания), используя 6,5-метровый телескоп «Магеллан» и космический телескоп« «Хаббл», обнаружила, что звезда-то двойная! Рядом друг с другом, обращаясь вокруг общего центра масс, живут две упитанные звезды, каждая примерно в 100 раз массивнее Солнца. В этом же скоплении нашлась еще одна столь же массивная звезда. Само по себе это крайне любопытно: три медведя в одной берлоге! Таких массивных звезд в Галактике всего не более дюжины, а тут сразу три в одном месте. Но это дело случая, а главное здесь в том, что теория внутреннего строения звезд выдержала проверку — массы звезд не превосходят 150 масс Солнца (оказалось, что и массу эты Киля сначала немного преувеличили — она тоже не превышает 150 масс Солнца).
Казалось бы, все в порядке и астрономы могут спать спокойно (разумеется, днем, поскольку ночью они работают). Но нет — спокойно могут спать только специалисты по внутреннему строению звезд. А те, кто изучает формирование звезд, заснуть не могут. Дело в том, что протозвезда по мере увеличения массы быстро наращивает мощность излучения и начинает активно отталкивать от себя новые порции вещества. Расчеты показывают, что звезды с массой более 15—20 масс Солнца вообще рождаться не могут. Но они есть! Может быть, эти тяжеловесы образуются позже, например, при слипании нескольких молодых звезд? Пока неясно. Над этой проблемой еще предстоит поработать.
Обманчивая простотаБазовая теория формирования и эволюции звезд была создана в 1920-е годы в основном усилиями двух выдающихся английских физиков — Джеймса Джинса и Артура Эддингтона. Были получены изящные уравнения, описывающие все основные характеристики самосветящихся газовых шаров. Чрезвычайно воодушевленный результатами своих исследований — прежде всего их наглядностью и простотой, — Джинс писал: «...для нас ясно, почему все звезды имеют очень сходный вес; это потому, что все они образованы одинаковым процессом.
Они, пожалуй, похожи на фабричные изделия, сделанные одною и тою же машиной». Более осторожный Эддингтон практически соглашался с ним: «Разумно надеяться, что в не слишком отдаленном будущем мы сможем понять такую простую вещь, как звезда». Правда, один из старших товарищей заметил на это Эддингтону: «Если на вас посмотреть с расстояния нескольких световых лет, то и вы показались бы чрезвычайно простым». Жизнь доказала справедливость этой реплики. В 1960 году известный исследователь звезд американский астроном Мартин Шварцшильд писал: «Чем больше мы познаем действительное состояние такого сложного физического образования, каким является звезда, тем более запутанным оно нам представляется».
Коперник был не прав?
Тогда как массивные звезды за счет своего мощного излучения и звездного ветра активно избавляются от окружающего их вещества, звезды умеренной массы пускают это вещество в дело — из него формируются планетные системы. Ныне уже нет сомнений, что рождение большинства звезд сопровождается рождением планет. Означает ли это, что Солнце — типичная звезда, а Солнечная система — типичная система планет?
В эпоху Коперника астрономы низвели Землю с «Олимпа Вселенной» до роли одной из множества планет. И каждый последующий век лишь подтверждал нашу заурядность, которую даже стали называть принципом Коперника: Солнце оказалось заурядной звездой, каких миллиарды, а наш звездный дом — Галактика — ничем, казалось бы, не выделялся среди миллионов других «островных вселенных».
Принцип Коперника подтверждался даже в мелочах: открытый на Земле закон тяготения Ньютона оказался применимым ко всем космическим объектам и стал «законом всемирного тяготения»; спектральные исследования доказали, что все небесные тела сложены из знакомых нам на Земле элементов Таблицы Менделеева. Еще несколько десятилетий назад от ученых можно было услышать, что космос единообразен, а то и вовсе однообразен; что большинство звезд — копии нашего Солнца, что рядом с каждой из них наверняка найдется планета, похожая на Землю, а на ней, глядишь, — и братья по разуму... Но астрономы все внимательнее вглядывались в окружающий космос, и он казался им, как говорила Алиса, «все страньше и страньше».
Выяснилось, что среди миллиардов звезд почти невозможно найти светило, похожее на Солнце и имеющее столь же спокойный характер. Наша Галактика среди подобных ей крупных звездных систем также оказалась на редкость «мирной», практически не проявляющей активности: даже расположенная в ее ядре массивная черная дыра ведет себя весьма тихо. Солнце со своими планетами движется в Галактике не абы как, а счастливо избегая мест скопления новорожденных звезд, среди которых немало активных, а значит, опасных для нашей биосферы. Последнее, что долго не удавалось выяснить астрономам, — насколько типична наша планетная система и часто ли у других звезд встречаются планеты, подобные Земле. Найти планеты вблизи иных звезд всегда представлялось задачей невероятно сложной.
Но последнее десятилетие ХХ века подарило астрономам долгожданное открытие: в 1991—1996 годах были найдены первые планетные системы у звезд разного типа, включая даже нейтронные звезды — радиопульсары. И тут выяснилось, что в большинстве своем экзопланетные системы совершенно не похожи на нашу. В них планеты-гиганты типа Юпитера оккупируют «зону жизни» — область вокруг звезды, где температурные условия на планете позволяют существовать жидкой воде — главному условию развития жизни земного типа. Но на самих газовых гигантах-«юпитерах» жизнь развиться не может (у них даже нет твердой поверхности), а маленькие планеты земного типа эти гиганты из «зоны жизни» выпихивают. Теперь ясно, что Солнечная система нетипична, а возможно, и уникальна: ее планеты-гиганты, движущиеся по круговым орбитам вне «зоны жизни», позволяют длительное время существовать в этой зоне планетам земного типа, одна из которых, Земля, имеет биосферу. По-видимому, другие планетные системы крайне редко обладают этим качеством. Для тех, кто надеется быстро найти братьев по разуму, это неприятное известие. Но Галактика велика, в ней постоянно рождаются звезды, а значит, и планеты. Вокруг нас миллиарды звезд, окруженных планетами (теперь мы в этом уверены!). Среди них обязательно найдутся копии Земли, а возможно, даже более благоприятные для жизни места.
Единственная известная звезда, на одной из планет которой существует жизнь. По современным представлениям, планеты образуются именно в момент рождения звезд. Поэтому, если мы поймем, как образовалась наша Солнечная система , мы сможем узнать, вокруг каких звезд есть планеты и где во Вселенной их следует искать. Тогда можно было бы начать целенаправленный поиск братьев по разуму в просторах космоса.
Согласно научным представлениям XVII века, которые считаются верными до сих пор, звезды рождаются внутри темных межзвездных облаков газа и пыли. По версии француза - Бюффонэ, предложенной им в 1745 году, вещество, из которого образовались планеты, оторвалось от Солнца в результате прохождения рядом с ним какого-то небесного тела. Но, по расчетам астрономов, такие события во Вселенной очень редки, и в таком случае вероятность образования планет из звезд, а следовательно, и разумной жизни, была бы крайне мала. По современной версии, причиной образования звёзд из межзвездных облаков являются взрывы сверхновых. Взрывная волна гонит перед собой межзвездное вещество, оно сжимается, и силы гравитации начинают образовывать плотное облако; сжатие ведет к нагреву вещества. За десять миллионов лет температура достигает 10-15 миллионов градусов. При такой температуре начинаются термоядерные реакции, то есть процесс превращения водорода в более тяжелые элементы. Газ облака начинает излучать теплоту и свет. Это излучение препятствует дальнейшему сжатию облака. Таким образом, устанавливается равновесие центростремительных гравитационных сил и центробежных сил термоядерного синтеза. Когда в плотном газовом облаке достигается это состояние, тогда и рождается звезда. В протозвезде температура и давление в центре максимальны, а на периферии минимальны.
В процессе образования звезды поверхность ее сохраняет постоянную температуру около 4000 градусов Цельсия. На этом этапе звезда очень слабо излучает в оптическом диапазоне, но сильно в инфракрасном. Затем температура поверхности поднимается выше 4000 градусов Цельсия, звезда «взрастает» и начинает ярко светить.
Считается, что Солнце родилось приблизительно 4,5 миллиарда лет назад. Современная теория строения звезд основана на четырех уравнениях английского ученого Артура Стенли Эддингтона (1882 - 1944 г.). Он первым объяснил, какие источники энергии питают звезды, и почему они светят. Это та энергия, которая содержится внутри атомного ядра. Он показал, что при температуре в миллионы градусов становится возможным синтез атомных ядер, В этом процессе выделяется энергия.
При синтезе гелия из водорода семь тысячных долей массы Солнца превращается в энергию. Эта энергия и питает Солнце и дает ему возможность светить в течение миллиардов лет. Именно этой энергии мы обязаны своей жизнью. Звезды, в том числе и Солнце, это газовые шары, находящиеся в равновесии. Газ звезд состоит в основном из водорода (70-75%) и гелия (7%), а также содержит примеси более тяжелых элементов. Когда образовалось Солнце, оно было окружено громадным вращающимся облаком, состоявшим из частиц графита и кремния, а также частиц более тяжелых элементов. Столкновения мелких частиц привели к образованию песчинок, затем камешков. На ранних стадиях образования Солнечной системы они объединялись в тела типа астероидов и уже имели диаметр несколько километров. Эти системы астероидов были нестабильны и объединялись в группы, которые под действием сил взаимного притяжения и образовали планеты. Их образованию способствовало также магнитное поле вокруг Солнца.
Сначала состояла из множества астероидов и планет, вращавшихся вокруг Солнца по очень сложным орбитам. Во времена, когда Солнечная система была еще молода, то есть три миллиарда лет назад, бомбардировали планеты. Следы этих жестоких ударов о поверхность до сих пор видны на планетах, лишенных атмосферы. На Земле следы этих ударов стерло влияние атмосферы, но некоторые можно видеть до сих пор (например, кратер, образовавшийся в результате удара астероида в штате Аризона, США).
Вскоре после рождения Солнце пережило стадию повышенной активности, когда его масса быстро уносилась солнечным ветром и за несколько миллионов лет уменьшилась вдвое. В этой стадии газы и пыль, из которых образовались Солнце и планеты, были отброшены на периферию Солнечной системы.
По представлениям современной науки, большинство звезд должны образовывать планетные системы и механизм их образования похож на вышеописанный. К сожалению, планеты, в отличие от звезд, не светят, поэтому мы не можем их увидеть даже в телескоп. Но современные астрономические наблюдения смогли зафиксировать планетарные диски вокруг звезд, в которых проходит стадия образования планет. Например, в современную эпоху идет интенсивный процесс планетообразования у звезды Вега. Она в пять раз моложе Солнца, и именно в этом возрасте у звезд образуются планеты. В Ориона в современную эпоху происходит процесс бурного звездообразования и образования планет. Помимо наличия планет, для зарождения на них жизни необходим еще ряд условий, в том числе тот же спектральный состав, температура и размер, что и у Солнца. Радиус Солнца составляет примерно 700 миллионов метров, температура на его поверхности 5,5-6 тысяч градусов Цельсия, оно имеет желтый цвет. Вега, например, звезда голубая, то есть она имеет иной спектральный состав. У таких известных звезд, как Альфа Центавра, Сириус и Арктур, есть планеты, но жизнь на них не может существовать, во всяком случае, в привычной для нас форме, так как эти звезды имеют параметры, отличные от параметров Солнца.
Учитывая все эти факторы, можно сказать, что вероятность жизни во Вселенной равна приблизительно одной десятимиллиардной, то есть на планетах одной из десяти миллиардов звезд может существовать жизнь. Вы представляете, как нам повезло, ведь жители Земли вытащили единственный из десяти миллиардов гарантирующий жизнь лотерейный билет!
Звезды, как и люди, могут быть новорожденными, молодыми, старыми. Каждый миг умирают одни звезды и образуются другие. Обычно самые юные из них похожи на Солнце. Они находятся на стадии формирования и фактически представляют собой протозвезды. Астрономы называют их звездами типа Т - Тельца, по имени своего прототипа. По своим свойствам - например, светимости - протозвезды являются переменными, поскольку их существование еще не вошло в стабильную фазу. Вокруг многих из них находится большое количество материи. От звезд типа Т исходят мощные ветровые потоки.
Протозвезды: начало жизненного цикла
Если на поверхность протозвезды падает вещество, оно быстро сгорает и превращается в тепло. Как следствие, температура протозвезд постоянно увеличивается. Когда она поднимается настолько, что в центре звезды запускаются ядерные реакции, протозвезда обретает статус обыкновенной. С началом протекания ядерных реакций у звезды появляется постоянный источник энергии, который поддерживает ее жизнедеятельность в течение длительного времени. Насколько долгой будет жизненный цикл звезды во Вселенной, зависит от ее первоначального размера. Однако считается, что у звезд, диаметром с Солнце, энергии хватит на то, чтобы безбедно существовать в течение приблизительно 10 млрд лет. Несмотря на это, случается и так, что даже более массивные звезды живут всего лишь несколько миллионов лет. Это происходит по причине того, что сжигают они свое топливо гораздо быстрее.
Звезды нормальных размеров
Каждая из звезд представляет собой сгустки горячего газа. В их глубинах постоянно происходит процесс выработки ядерной энергии. Однако не все звезды похожи на Солнце. Одно из главных различий заключается в цвете. Звезды бывают не только желтыми, но и синеватыми, красноватыми.
Яркость и светимость
Различаются они и по таким признакам, как блеск, яркость. То, насколько яркой окажется наблюдаемая с поверхности Земли звезда, зависит не только от ее светимости, но и от удаленности от нашей планеты. Учитывая расстояние до Земли, звезды могут обладать совершенно различной яркостью. Этот показатель колеблется от одной десятитысячной блеска Солнца до яркости, сопоставимой более чем с миллионом Солнц.
Большая часть звезд находится на нижнем отрезке этого спектра, являясь тусклыми. Во многих отношениях Солнце является среднестатистической, типичной звездой. Однако, по сравнению с другими, оно обладает гораздо большей яркостью. Большое количество тусклых звезд могут наблюдаться даже невооруженным глазом. Причина, по которой звезды отличаются по яркости, заключается в их массе. Цвет, блеск и изменение яркости во времени определяется количеством вещества.
Попытки объяснить жизненный цикл звезд
Люди издавна пытались проследить жизнь звезд, однако первые попытки ученых были достаточно робкими. Первым достижением было применение закона Лейна к гипотезе Гельмгольца-Кельвина о гравитационном сжатии. Это принесло в астрономию новое понимание: теоретически температура звезды должна повышаться (ее показатель обратно пропорционален радиусу звезды) до тех пор, пока увеличение плотности не замедлит процессы сжатия. Тогда расход энергии будет выше, чем ее приход. В этот момент звезда начнет стремительно остывать.
Гипотезы о жизни звезд
Одна из оригинальных гипотез о жизненном цикле звезды была предложена астрономом Норманом Локиером. Он считал, что звезды возникают из метеорной материи. При этом положения его гипотезы опирались не только на имеющиеся в астрономии теоретические выводы, но и на данные спектрального анализа звезд. Локиер был убежден в том, что химические элементы, которые принимают участие в эволюции небесных тел, состоят из элементарных частиц - «протоэлементов». В отличие от современных нейтронов, протонов и электронов, они обладают не общим, а индивидуальным характером. Например, согласно Локиеру, водород распадается на так называемый «протоводород»; железо становится «протожелезом». Описать жизненный цикл звезды пытались и другие ученые-астрономы, например, Джеймс Хопвуд, Яков Зельдович, Фред Хойл.
Звезды-гиганты и звезды-карлики
Звезды больших размеров являются самыми горячими и яркими. На вид они обычно белые или голубоватого оттенка. Несмотря на то что они обладают гигантскими размерами, топливо внутри них сгорает настолько быстро, что они лишаются его за каких-то несколько миллионов лет.
Звезды небольших размеров, в противоположность гигантским, обычно не столь яркие. Они обладают красным цветом, живут достаточно долго - в течение миллиардов лет. Но среди ярких звезд на небосклоне есть также красные и оранжевые. Примером может послужить звезда Альдебаран - так называемый «глаз быка», находящийся в созвездии Тельца; а также в созвездии Скорпиона. Почему же эти холодные звезды способны конкурировать по яркости с раскаленными звездами, наподобие Сириуса?
Так происходит из-за того, что когда-то они очень сильно расширились, и по своему диаметру стали превосходить огромные красные звезды (сверхгиганты). Огромная площадь позволяет этим звездам излучать на порядок больше энергии, чем Солнце. И это несмотря на тот факт, что их температура намного ниже. К примеру, диаметр Бетельгейзе, находящейся в созвездии Ориона, в несколько сотен раз больше диаметра Солнца. А диаметр обыкновенных красных звезд обычно не составляет и десятой части размера Солнца. Такие звезды называют карликами. Эти виды жизненного цикла звезд может проходить каждое небесное светило - одна и та же звезда на разных отрезках своей жизни может быть и красным гигантом, и карликом.
Как правило, светила, подобные Солнцу, поддерживают свое существование за счет находящегося внутри водорода. Он превращается в гелий внутри ядерной сердцевины звезды. Солнце располагает огромным количеством топлива, однако даже оно не бесконечно - за последние пять миллиардов лет была израсходована половина запаса.
Время жизни звезд. Жизненный цикл звезд
После того как внутри звезды исчерпываются запасы водорода, приходят серьезные перемены. Остатки водорода начинают сгорать не внутри ее ядра, а на поверхности. При этом все больше сокращается время жизни звезды. Цикл звезд, по крайней мере, большинства из них, на этом отрезке переходит в стадию красного гиганта. Размер звезды становится больше, а ее температура - напротив, меньше. Так появляется большинство красных гигантов, а также сверхгигантов. Этот процесс входит в состав общей последовательности происходящих со звездами изменений, которые ученые назвали эволюцией звезд. Цикл жизни звезды включает все ее стадии: в конечном счете все звезды стареют и умирают, а продолжительность их существования напрямую определяется количеством топлива. Большие звезды заканчивают свою жизнь огромным, эффектным взрывом. Более скромные, наоборот, погибают, постепенно сжимаясь до размеров белых карликов. Затем они просто угасают.
Сколько по времени живет средняя звезда? Жизненный цикл звезды может длиться от менее 1,5 млн лет и до 1 млрд лет и более. Все это, как было сказано, зависит от ее состава и размеров. Звезды, подобные Солнцу, живут от 10 до 16 млрд лет. Очень яркие звезды, наподобие Сириуса, живут относительно недолго - всего лишь несколько сотен миллионов лет. Схема жизненного цикла звезды включает в себя следующие этапы. Это молекулярное облако - гравитационный коллапс облака - рождение сверхновой звезды - эволюция протозвезды - окончание протозвездной фазы. Затем следуют этапы: начало стадии молодой звезды - середина жизни - зрелость - стадия красного гиганта - планетарная туманность - этап белого карлика. Последние две фазы свойственны звездам малого размера.
Природа планетарных туманностей
Итак, мы рассмотрели кратко жизненный цикл звезды. Но что представляет собой Превращаясь из огромного красного гиганта в белого карлика, иногда звезды сбрасывают внешние слои, и тогда ядро звезды становится обнаженным. Газовая оболочка начинает светиться под действием энергии, излучаемой звездой. Название свое эта стадия получила за счет того, что светящиеся газовые пузыри в этой оболочке часто похожи на диски вокруг планет. Но на самом деле они ничего общего с планетами не имеют. Жизненный цикл звезд для детей может не включать всех научных подробностей. Можно лишь описать основные фазы эволюции небесных светил.
Звездные скопления
Астрономы очень любят исследовать Есть гипотеза, что все светила рождаются именно группами, а не поодиночке. Так как звезды, принадлежащие к одному скоплению, обладают схожими свойствами, то и различия между ними являются истинными, а не обусловленными расстоянием до Земли. Какие бы изменения не приходились на долю этих звезд, свое начало они берут в одно и то же время и при равных условиях. Особенно много знаний можно получить, изучая зависимость их свойств от массы. Ведь возраст звезд в скоплениях и их удаленность от Земли примерно равны, поэтому отличаются они только по этому показателю. Скопления будут интересны не только профессиональным астрономам - каждый любитель будет рад сделать красивую фотографию, полюбоваться их исключительно красивым видом в планетарии.
Звезды были всегда привлекательны для человека. Когда-то в древние времена они были объектом поклонения. А современные исследователи на основании изучения этих небесных тел смогли предсказать, как Вселенная будет существовать в будущем. Звезды привлекают человека своей красотой, таинственностью.
Ближайшая звезда
В настоящее время уже собрано большое количество интересных фактов о звездах. Пожалуй, каждому читателю будет любопытно узнать, что ближайшим небесным телом данной категории по отношению к Земле является Солнце. Звезда находится на расстоянии в 150 млн км от нас. Солнце классифицируется астрономами как желтый карлик, по научным меркам оно является звездой средней величины. Ученые предполагают, что солнечного топлива хватит еще на 7 млрд лет. А вот когда оно закончится, то наша звезда быстро превратится в красного гиганта. Размеры Солнца будут увеличены во много раз. Оно поглотит ближайшие планеты - Венеру, Меркурий, а возможно и Землю.
Формирование светил
Еще один интересный факт о звездах заключается в том, что все светила имеют одинаковый химический состав. Все звезды содержат в себе те же вещества, из которых состоит вся Вселенная. В значительной степени они созданы из одного и того же материала. Например, Солнце на 70 % состоит из водорода и на 29 % из гелия. С вопросом о составе светил тесно связано и то, как рождаются звезды. Как правило, процесс появления звезды начинается в газовом облаке, состоящем из холодного молекулярного водорода.
Постепенно оно начинает все больше сжиматься. Когда сжатие происходит по частям, фрагментированно, из этих кусков и образуются звезды. Материал все больше уплотняется, собираясь в шар. При этом он продолжает сжиматься, ведь на него действуют силы собственной гравитации. Этот процесс происходит до той поры, пока температура в центре не станет способна запустить процесс ядерного синтеза. Исходный газ, из которого состоят все звезды, был изначально сформирован во время Большого Взрыва. На 74 % это водород, а на 29 % - гелий.
Влияние противоположных сил в звездах
Мы рассмотрели, как рождаются звезды, однако не менее интересны и те законы, которые управляют их жизнью. Каждое из светил будто находится в конфликте с самим собой. С одной стороны, они обладают гигантскими массами, вследствие чего звезда постоянно сжимается под силой тяжести. С другой стороны, внутри светила находится раскаленный газ, который оказывает огромное давление. Процессы ядерного синтеза вырабатывают огромное количество энергии. Прежде чем попасть на поверхность звезды, фотоны должны пройти через все ее слои - иногда этот процесс занимает до 100 тыс. лет.
Те, кто хотят знать все о звездах, наверняка заинтересуются, что происходит со светилом в течение его жизни. Когда оно становится более ярким, то постепенно превращается в красного гиганта. Когда же процессы ядерного синтеза внутри светила прекращаются, то уже ничто не может сдержать давление тех слоев газа, которые ближе к поверхности. Звезда разрушается, преобразуюсь в белого карлика или черную дыру. Вполне возможно, что те светила, которые мы имеем возможность наблюдать на ночном небосклоне, уже давно не существуют. Ведь они расположены очень далеко от нас, и чтобы свет достиг Земли, требуются миллиарды лет.
Самая большая звезда
Немало интересных фактов о звездах можно узнать, изучая загадочный мир Вселенной. Глядя на ночное небо, усыпанное яркими светилами, легко почувствовать себя крошечным. Самая большая звезда находится в Она называется UY Щита. С самого момента своего открытия она считается самой большой, превзойдя таких гигантов, как Бетельгейзе, VY Большого Пса. Размер ее радиуса в 1700 раз превышает солнечный и составляет 1 321 450 000 миль.
Если поставить это светило вместо Солнца, то первое, что оно сделает - это уничтожит пять ближайших планет и выйдет за пределы орбиты Юпитера. Этот факт может положить в свою копилку знаний каждый, кто хотел бы знать все о звездах. Есть астрономы, которые считают, что UY Щита могла бы добраться даже до Сатурна. Можно только порадоваться тому, что расположена она на расстоянии в 9500 световых лет от Солнечной системы.
Двойные системы звезд
Светила на небосклоне образовывают между собой различные скопления. Они могут быть густыми или же, наоборот, рассеянными. Одним из первых достижений в астрономии, которое произошло после изобретения было открытие двойных звезд. Оказывается, светила, как и люди, предпочитают образовывать между собой пары. Первым из таких дуэтов была пара Мицар в созвездии Большой Медведицы. Открытие принадлежит итальянскому астроному Ричолли. В 1804 году астроном В. Гершель составил каталог с описанием 700 двойных звезд. Считается, что большая часть таких светил расположена в галактике Млечный путь.
Желающие узнать все о звездах могут заинтересовать определением двойной звезды. По сути это два светила, которые обращаются по одной и той же орбите. У них один центр масс, и эти звезды связаны между собой гравитационными силами. Интересно, что помимо двойных, во Вселенной существуют системы из трех, четырех, пяти и даже шести членов. Последние встречаются очень редко. Пример - это Кастор, основная Состоит он из 6 объектов. Двойной спутник вращается по орбите вокруг пары светил, также являющихся парными.
Зачем нужно группировать светила в созвездия
Продолжаем рассматривать самые интересные факты о звездах. Вся разбита на особые участки. Они и называются созвездиями. В древности люди называли созвездия названиями животных - например, Лев, Рыба, Змея. Также были распространены и названия различных мифологических героев (Орион). В настоящее время астрономы также используют данные названия для того, чтобы обозначить один из 88 участков огромного неба.
Созвездия и звезды на небе нужны для того, чтобы облегчить поиск различных объектов. Также на картах созвездий обычно обозначается и эклиптика - пунктирная линия, которая обозначает траекторию движения Солнца. 12 созвездий, которые расположены вдоль этой линии, получили название Зодиакальных.
Самая близкая звезда к Солнечной системе
Ближайшее к нам светило - это альфа Центавра. Данная звезда очень яркая, она похожа на наше Солнце. По размерам она немного уступает ему, и ее свет имеет слегка оранжевый оттенок. Это обусловлено тем, что температура на ее поверхности немного ниже - порядка 4800 о С, в то время как температура нашего светила достигает 5800 о С.
Другие светила-соседи
Еще одним нашим соседом является звезда под названием Барнарда. Она была названа в честь астронома Эдварда Барнарда, о котором ходили слухи, что он является самым зорким наблюдателем на земле. Это скромное светило находится в созвездии Змееносца. Согласно классификации, эта звезда является красным карликом, одним из самых распространенных в космосе типов звезд. Недалеко от Земли также расположено немало красных карликов, например, Лаланд 21 185, а также UV Кита.
Около Солнечной системы расположена еще одна звезда - Вольф 359. Находится она в созвездии Льва, ученые относят ее к красным гигантам. Недалеко от Солнца также расположен и яркий Сириус, который иногда называют «Собачьей звездой» (находится он в созвездии Большого Пса). В 1862 г. астрономы обнаружили, что Сириус является двойным светилом. Звезды Сириус А и Сириус В вращаются относительно друг друга с периодом в 50 лет. Среднее расстояние между светилами примерно в 20 раз больше, чем расстояние от Земли до Солнца.
Лишь в середине XX в. астрономы поняли, что не все звёзды родились одновременно в далёкую эпоху формирования Галактики, что и в наше время появляются молодые звёзды.
В 60–70-е гг. была создана самая первая, ещё очень грубая теория образования звёзд. Позднее новая наблюдательная техника – инфракрасные телескопы и радиотелескопы миллиметрового диапазона – значительно расширила наши знания о зарождении и формировании звёзд.
А начиналось изучение этой проблемы ещё во времена Коперника, Галилея и Ньютона.
ОТВЕТ НЬЮТОНА НА ВОПРОС МОЛОДОГО СВЯЩЕННИКА
– НЕ МОЖЕТ ЛИ СИЛА ТЯГОТЕНИЯ ОБЪЯСНИТЬ ПРОИСХОЖДЕНИЕ ЗВЁЗД? –
Из ответного послания Ньютона молодому священнику от 10 декабря 1692 г.:
«…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 Солнце и неподвижные звёзды…».
С того времени идея Ньютона почти никем и никогда не оспаривалась. Но понадобилось три столетия, чтобы великая догадка стала надёжной теорией, прочно опирающейся на наблюдения.
ОТКРЫТИЕ МЕЖЗВЁЗДНОГО ВЕЩЕСТВА
Что имел в виду Ньютон, говоря о веществе, распределённом в пространстве?
Действительно, межзвёздное вещество было открыто сразу после изобретения телескопа.
Газовые облака выглядят на небе как туманные пятнышки. Н. Пейреск в 1612 г. впервые упомянул о Большой туманности Ориона. По мере совершенствования телескопов были обнаружены и другие туманные пятна. В каталоге Шарля Мессье (1783 г.) их описано 103, а в списках Уильяма Гершеля (1818 г.) отмечено уже 2500 объектов «не звёздного вида». Наконец, в «Новом общем каталоге туманностей и звёздных скоплений» Джона Дрейера (1888 г.) значится 7840 незвёздных объектов.
В течение трёх столетий туманности, особенно спиральные, считались сравнительно близкими образованиями, связанными с формированием звёзд и планет. Гершель, например, был абсолютно уверен, что он не только нашёл множество облаков дозвёздного вещества, но даже собственными глазами видит, как это вещество под действием тяготения постепенно изменяет свою форму и конденсируется в звёзды.
Как позже выяснилось, некоторые туманности действительно связаны с рождением звёзд. Но в большинстве случаев светлые туманные пятна оказались не газовыми облаками, а очень далёкими звёздными системами. Так что оптимизм астрономов был преждевременным и путь к тайне рождения звёзд предстоял ещё долгий.
В ИГРУ ВСТУПАЮТ ФИЗИКИ
К середине XIX в. физики могли применить к звёздам газовые законы и закон сохранения энергии. С одной стороны, они поняли, что звёзды не могут светить вечно. Источник их энергии ещё не был найден, но, каким бы он ни оказался, всё равно век звезды отмерен и на смену старым должны рождаться новые звёзды.
С другой стороны, те яркие и горячие облака межзвёздного газа, которые смогли обнаружить астрономы в свои телескопы, явно не устраивали физиков как предполагаемое вещество будущих звёзд. Ведь горячий газ стремится расширяться под действием внутреннего давления. И физики не были уверены, что гравитация сможет победить давление газа.
Итак, что же победит – давление или гравитация? В 1902 г. молодой английский физик Джеймс Джине впервые исследовал уравнения движения газа с учётом гравитации и нашёл, что они имеют два решения. Если масса газа мала и его тяготение слабо, а нагрет он достаточно сильно, то в нём распространяются волны сжатия и разрежения – обычные звуковые колебания. Но если облако газа массивное и холодное, то тяготение побеждает газовое давление. Тогда облако начинает сжиматься как целое, превращаясь в плотный газовый шар – звезду. Критические значения массы (Mj) и размера (Ry) облака, при которых оно теряет устойчивость и начинает неудержимо сжиматься – коллапсировать, с тех пор называют джинсовскими.
Однако во времена Джинса и даже гораздо позже астрономы не могли указать тот газ, из которого формируются звёзды. Пока они искали дозвёздное вещество, физики наконец поняли, почему звёзды светят. Исследования атомного ядра и открытие термоядерных реакций позволили объяснить причину длительного свечения звёзд.
НАЙДЕНЫ МОЛОДЫЕ ЗВЁЗДЫ
Оказалось, что чем массивнее звезда, тем ярче она светит и, значит, быстрее сжигает своё термоядерное горючее. Максимальный возраст массивных звёзд спектральных классов О и В составляет 10-30 млн лет. Это очень мало в сравнении с возрастом других объектов Галактики. Следовательно, эти звёзды родились совсем недавно и не могли далеко уйти от места своего рождения. Одно из таких мест – туманность Ориона – знакомо каждому любителю астрономии.
Большая туманность Ориона (М42 по каталогу Мессье) – яркая эмиссионная, т. е. излучающая свет, туманность, видимая невооружённым глазом как бледное пятно в Мече Ориона. Она удалена от Земли на 1500 световых лет и содержит скопление очень молодых звёзд. В центральной, наиболее яркой её части находятся четыре массивные горячие звезды спектрального класса О – известная Трапеция Ориона. Мощное ультрафиолетовое излучение молодых звёзд вызывает свечение разреженного газа туманности. Но сам этот газ слишком горяч, чтобы из него могли формироваться звёзды. Поиски дозвёздного вещества продолжались.
ИЗ ЧЕГО ОБРАЗУЮТСЯ ЗВЁЗДЫ?
Ещё Гершель обнаружил на фоне Млечного Пути тёмные провалы, которые он называл «дырами в небесах». В конце XIX в. на Ликской обсерватории (США) астроном Эдуард Барнард начал систематическое фотографирование неба. К 1913 г. он нашёл около 200 тёмных туманностей. По его мнению, они представляли собой облака поглощающей свет материи, а вовсе не промежутки между звёздами, как считал Гершель.
Это предположение подтвердилось. Когда рядом с облаком межзвёздного газа или внутри него нет горячей звезды, газ остаётся холодным и не светится. Если бы облако содержало только газ, его могли бы и не заметить. Но помимо газа в межзвёздной среде в небольшом количестве (около 1% по массе) есть мелкие твёрдые частицы – пылинки размерами около 1 мкм и меньше, которые поглощают свет далёких звёзд. Потому-то холодное облако и кажется тёмным «провалом в небесах». Детальное изучение Млечного Пути показало, что очень часто такие «провалы» встречаются в областях звездообразования, подобных туманности Ориона.
В 1946 г. американский астроном Барт Бок обнаружил на фоне светлых туманностей NGC 2237 в Единороге и NGC 6611 в Щите маленькие чёрные пятна, которые назвал глобулами. Размер их от 0,01 до 1 пк. Они ослабляют свет лежащих за ними звёзд в десятки и сотни раз. Это значит, что вещество глобул в тысячи раз плотнее окружающего их газа. Их масса оценивается в пределах от 0,01 до 100 масс Солнца.
После открытия глобул появилось убеждение, что сжимающиеся облака дозвёздной материи уже найдены, что они-то и являются непосредственными предшественниками звёзд. Но вскоре стала очевидной поспешность такого заключения.
Дело в том, что оптические телескопы не дают полного представления о межзвёздной среде: с их помощью мы видим лишь горячие облака, нагретые массивными звёздами (как туманность Ориона), или маленькие тёмные глобулы на светлом фоне. И те и другие – довольно редкие образования. Только созданные в 50-е гг. радиотелескопы позволили обнаружить по излучению в линии 21 см атомарный водород, заполняющий почти всё пространство между звёздами.
Это очень разреженный газ: примерно один атом в кубическом сантиметре пространства (по меркам земных лабораторий – высочайший вакуум!) Но поскольку размер Галактики огромен, в ней набирается около 8 млрд солнечных масс межзвёздного газа, или примерно 5% от её полной массы. Межзвёздный газ более чем на 67% (по массе) состоит из водорода, на 28% из гелия, и менее 5% приходится на все остальные элементы, самые обильные среди которых - кислород, углерод и азот.
Межзвёздного газа особенно много вблизи плоскости Галактики. Почти весь он сосредоточен в слое толщиной 600 световых лет и диаметром около 30 кпк, или 100 тыс. световых лет (это диаметр галактического диска). Но и в таком тонком слое газ распределён неравномерно. Он концентрируется в спиральных рукавах Галактики, а там разбит на отдельные крупные облака протяжённостью в парсеки и даже в десятки парсек, а массой в сотни и тысячи масс Солнца. Плотность газа в них порядка 100 атомов на кубический сантиметр, температура около -200°С. Оказалось, что критические масса и радиус Джинса при таких условиях почти совпадают с массой и радиусом самих облаков, а это значит, что они готовы к коллапсу. Но главное открытие было ещё впереди.
Астрономы подозревали, что при относительно высокой плотности и низкой температуре, царящей в межзвёздных облаках, часть вещества должна объединяться в молекулы. В этом случае важнейшая часть межзвёздной среды недоступна наблюдениям в оптическом диапазоне.
Начавшиеся в 1970 г. ультрафиолетовые наблюдения с ракет и спутников позволили открыть главную молекулу межзвёздной среды – молекулу водорода (Н^). А при наблюдении межзвёздного пространства радиотелескопами сантиметрового и миллиметрового диапазонов были обнаружены десятки других молекул, порой довольно сложных, содержащих до 13 атомов. В их числе молекулы воды, аммиака, формальдегида, этилового спирта и даже аминокислоты глицина.
Как выяснилось, около половины межзвёздного газа содержится в молекулярных облаках. Их плотность в сотни раз больше, чем у облаков атомарного водорода, а температура всего на несколько градусов выше абсолютного нуля. Именно при таких условиях возникают неустойчивые к гравитационному сжатию отдельные уплотнения в облаке массой порядка массы Солнца и становится возможным формирование звёзд.
Большинство молекулярных облаков зарегистрировано только по радиоизлучению. Некоторые, впрочем, давно известны астрономам, например тёмная туманность Угольный Мешок, хорошо видимая глазом в южной части Млечного Пути. Диаметр этого облака 12 пк, но оно выглядит большим, поскольку удалено от нас всего на 150 пк. Его масса около 5 тыс. солнечных масс, тогда как у некоторых облаков масса достигает миллиона солнечных, а размер 60 пк. В таких гигантских молекулярных облаках (их в Галактике всего несколько тысяч) и располагаются главные очаги формирования звёзд.
Ближайшие к нам области звездообразования – это тёмные облака в созвездиях Тельца и Змееносца. Подальше расположен огромный комплекс облаков в Орионе.
ЖИЗНЬ ЧЁРНОГО ОБЛАКА
Молекулярные облака устроены значительно сложнее, чем знакомые нам облака водяного пара в земной атмосфере. Снаружи молекулярное облако покрыто толстым слоем атомарного газа, поскольку проникающее туда излучение звёзд разрушает хрупкие молекулы. Но находящаяся в наружном слое пыль поглощает излучение, и глубже, в тёмных недрах облака, газ почти полностью состоит из молекул.
Структура облаков постоянно изменяется под действием взаимных столкновений, нагрева звёздным излучением, давления межзвёздных магнитных полей. В разных частях облака плотность газа различается в тысячу раз (во столько же раз вода плотнее комнатного воздуха). Когда плотность облака (или отдельной его части) становится настолько большой, что гравитация преодолевает газовое давление, облако начинает неудержимо коллапсировать. Размер его уменьшается всё быстрее и быстрее, а плотность растёт. Небольшие неоднородности плотности в процессе коллапса усиливаются, и в итоге облако фрагментирует, т. е. распадается на части, каждая из которых продолжает самостоятельное сжатие.
При коллапсе возрастают температура и давление газа, что препятствует дальнейшему увеличению плотности. Но пока облако прозрачно для излучения, оно легко остывает и сжатие не прекращается.
Большую роль в дальнейшем играет космическая пыль. Хотя по массе она составляет всего 1% межзвёздного вещества, это очень важный его компонент. В тёмных облаках пылинки поглощают энергию газа и перерабатывают её в инфракрасное излучение, которое легко покидает облако, унося излишки тепла.
Наконец из-за увеличения плотности отдельных фрагментов облака газ становится менее прозрачным. Остывание затрудняется, и возрастающее давление останавливает коллапс. В будущем из каждого фрагмента образуется звезда, а все вместе они составят группу молодых звёзд в недрах молекулярного облака.
Коллапс плотной части облака в звезду, а чаще - в группу звёзд продолжается несколько миллионов лет (сравнительно быстро по космическим масштабам). Новорождённые звёзды разогревают окружающий газ, и под действием высокого давления остатки облака разлетаются.
Именно этот этап мы видим в туманности Ориона. Но по соседству с ней продолжается формирование будущих поколений звёзд. Для света эти области совершенно непрозрачны и наблюдаются только с помощью инфракрасных и радиотелескопов.
ОБЛАКО СТАНОВИТСЯ ЗВЕЗДОЙ
Рождение звезды длится миллионы лет и скрыто от нас в недрах тёмных облаков, так что этот процесс практически недоступен прямому наблюдению. Астрофизики пытаются исследовать его теоретически, с помощью компьютерного моделирования.
Превращение фрагмента облака в звезду сопровождается гигантским изменением физических условий: температура вещества возрастает примерно в 106 раз, а плотность – в 1020 раз. Колоссальные изменения всех характеристик формирующейся звезды составляют главную трудность теоретического рассмотрения её эволюции. На стадии подобных изменений исходный объект уже не облако, но ещё и не звезда. Поэтому его называют протозвездой (от греч. «протос» - «первый»).
В общих чертах эволюцию протозвезды можно разделить на три этапа, или фазы.
Первый этап – обособление фрагмента облака и его уплотнение – мы уже рассмотрели.
Вслед за ним наступает этап быстрого сжатия. В его начале радиус протозвезды примерно в миллион раз больше солнечного. Она совершенно непрозрачна для видимого света, но прозрачна для инфракрасного излучения с длиной волны больше 10 мкм. Излучение уносит излишки тепла, выделяющегося при сжатии, так что температура не повышается и давление газа не препятствует коллапсу. Происходит быстрое сжатие, практически свободное падение вещества к центру облака.
Однако по мере сжатия протозвезда делается всё менее прозрачной, что затрудняет выход излучения и приводит к росту температуры газа. В определённый момент протозвезда становится практически непрозрачной для собственного теплового излучения. Температура, а вместе с ней и давление газа быстро возрастают, сжатие замедляется.
Повышение температуры вызывает значительные изменения свойств вещества. При температуре в несколько тысяч градусов молекулы распадаются на отдельные атомы, а при температуре около 10 тыс. градусов атомы ионизуются, т. е. разрушаются их электронные оболочки. Эти энергоёмкие процессы на некоторое время задерживают рост температуры, но затем он возобновляется. Протозвезда быстро достигает состояния, когда сила тяжести практически уравновешена внутренним давлением газа. Но поскольку тепло всё же понемногу уходит наружу, а иных источников энергии, кроме сжатия, у протозвезды нет, она продолжает потихоньку сжиматься и температура в её недрах всё увеличивается.
Наконец температура в центре протозвезды достигает нескольких миллионов градусов и начинаются термоядерные реакции. Выделяющееся при этом тепло полностью компенсирует охлаждение протозвезды с поверхности. Сжатие прекращается. Протозвезда становится звездой .
«ПЕРВЫЙ КРИК» НОВОРОЖДЁННОЙ ЗВЕЗДЫ
Формирующиеся и очень молодые звёзды часто окружены газопылевой оболочкой – остатками вещества, не успевшими ещё упасть на звезду. Оболочка не выпускает изнутри звёздный свет и полностью перерабатывает его в инфракрасное излучение. Поэтому самые молодые звёзды обычно проявляют себя лишь как инфракрасные источники.
На начальном этапе жизни «поведение» звезды очень сильно зависит от её массы. Низкая светимость маломассивных звёзд позволяет им надолго задержаться на стадии медленного сжатия, «питаясь» только гравитационной энергией. За это время оболочка успевает частично осесть на звезду, а также сформировать околозвёздный газопылевой диск. Эволюция же массивной звезды протекает так быстро, что звезда проживает большую часть жизни, окружённая остатками своей протозвёздной оболочки, которую часто называют газопылевым коконом.
КАКИЕ ЗВЁЗДЫ РОЖДАЮТСЯ
Молекулярные облака, эти «фабрики по производству звёзд», изготовляют звёзды всевозможных типов.
Диапазон масс новорождённых звёзд простирается от нескольких сотых долей до 100 масс Солнца, причём маленькие звёзды образуются значительно чаще, чем крупные. В среднем в Галактике ежегодно рождается примерно десяток звёзд с общей массой около пяти масс Солнца.
Примерно половина звёзд рождаются одиночными; остальные образуют двойные, тройные и более сложные системы. Чем больше компонентов, тем реже встречаются такие системы. Известны звёзды, содержащие до семи компонентов, более сложные пока не обнаружены.
Причины появления двойных и кратных звёзд вполне понятны: исходное вращение газового облака не позволяет ему сжаться в одну компактную звезду. Чем больше сжимается облако, тем быстрее оно вращается (известный «эффект фигуристки», который является следствием закона сохранения момента количества движения). Нарастающие при сжатии центробежные силы сначала делают облако плоским, как ватрушка, а затем вытягивают в «дыню» и разрывают пополам. Каждая из половинок, сжимаясь дальше, продолжает двигаться по орбите вокруг общего центра масс. Если дальнейшее сжатие не разрывает её на части, то образуется двойная звезда, а если деление продолжается – рождается более сложная кратная система.
МОЛОДЫЕ ЗВЁЗДНЫЕ КОЛЛЕКТИВЫ
Большой интерес представляют не только индивидуальные и кратные молодые звёзды, но и их коллективы. Молодые звёзды сконцентрированы вблизи экваториальной плоскости Галактики, что совсем не удивительно: именно там находится слой межзвёздного газа. На нашем небосводе молодые звёзды большой светимости и нагретые ими газовые облака пролегли полосой Млечного Пути. Но если тёмной летней ночью внимательно посмотреть на небо, можно заметить, что в Млечном Пути выделяются отдельные «звёздные облака». Насколько они реальны и какую ступень в эволюции вещества отражают? Эти обширные группировки молодых звёзд получили название звёздные комплексы. Их характерные размеры – несколько сот парсек.
Исторически первыми были обнаружены и исследованы более компактные группы молодых звёзд – рассеянные скопления, подобные Плеядам. Эти сравнительно плотные группы из нескольких сот или тысяч звёзд, связанных взаимной гравитацией, успешно противостоят разрушающему влиянию гравитационного поля Галактики. Их происхождение не вызывает споров: предками таких скоплений являются плотные ядра межзвёздных молекулярных облаков. Рассеянные скопления понемногу теряют свои звёзды, но всё же живут довольно долго: в среднем около 500 млн лет, а иногда и несколько миллиардов.
Часто молодые плотные скопления окружены разреженной короной из таких же молодых звёзд. Нередко подобные короны встречаются и сами по себе, без центрального скопления. Их называют звёздными ассоциациями.
Обычно на фоне Млечного Пути выделяются лишь самые массивные и яркие члены ассоциации - звёзды спектральных классов О и В. Поэтому такие группировки именуются ОВ-ассоциациями. У некоторых из них замечены признаки расширения со скоростью 5-10 км/с, которое началось с самого рождения звёзд. Причина расширения, вероятно, в том, что массивные горячие звёзды сразу после своего появления разогревают окружающий газ и изгоняют его из области звездообразования. С уходом газа эти области лишаются 70-95% своей массы и уже не могут удержать быстро движущиеся звёзды, которые вслед за газом покидают место своего рождения.
Ассоциации недолговечны: через 10-20 млн лет они расширяются до размера более 100 пк и их уже невозможно выделить среди звёзд фона. Это создаёт иллюзию, что ассоциации - редкие группировки звёзд. В действительности они рождаются не реже скоплений, просто разрушаются быстрее.
Процесс формирования звёзд очень сложен и во многом ещё до конца не изучен.
Известны галактики, богатые межзвёздным веществом, но почти лишённые молодых звёзд. А в других системах формирование звёзд происходит так интенсивно, что напоминает взрыв. Понять, какие причины стимулируют звездообразование или, напротив, приглушают его, ещё только предстоит.
