Ознакомительная версия.
Как это ни странно, первая попытка дать ответ на вопрос, из чего образуются звезды, была сделана еще до изобретения телескопа, 400 лет тому назад! Совершил ее знаменитый астроном эпохи Возрождения Тихо Браге после наблюдения вспышки сверхновой. Он считал, что появление новой звезды связано с внезапным сгущением туманной материи, рассеянной по всему Млечному Пути.
Во многом проницательный Тихо Браге оказался прав: звезды новых поколений образуются в облаках молекулярного водорода, богатых другими молекулами и космической пылью.
Но как возникают облака?
В межзвездном газе возникают плотные и холодные сгустки, окруженные разреженной и более нагретой средой. Давление среды, в которую они погружены, не дает этим облакам раствориться в межзвездных просторах. Их может разрушить лишь интенсивное звездообразование.
Физическое состояние космической среды определяется в первую очередь процессами нагрева и охлаждения. Нагрев осуществляется разнообразными космическими лучами и электромагнитным излучением, наподобие того как происходит в СВЧ-печках. Вблизи горячих ярких звезд источником нагрева межзвездного газа может служить и излучение звезд. Охлаждение обязано главным образом столкновениям атомов и молекул друг с другом. При столкновениях происходит возбуждение атомов и молекул за счет энергии их движения, а возвращаясь в исходное состояние они излучают полученную ими энергию в виде фотонов, понижая температуру окружающей среды. Так тепловая энергия частиц превращается в излучение. Но охлаждается космическая среда из газа и пыли быстрее, ведь нагрев производится посторонними частицами – космическими лучами или фотонами, а охлаждение требует парного столкновения самих частиц газа друг с другом. Поэтому в единичном процессе нагрева участвует одна частица газа, а в единичном акте охлаждения – две.
Итак, согласно теоретическому сценарию, гигантское молекулярное облако проходит стадию конденсации с образованием многих сгустков или протозвезд. Протозвезды несколько плотнее сжатого слоя, из которого они конденсируются, но все же гораздо более разрежены и протяженны, чем образующиеся из них звезды. Каким же образом протозвезда уменьшается до типичных звездных размеров? Эту фазу рождения звезды наблюдать трудно, поскольку пыль образует вокруг звездного эмбриона оболочку, которая практически непрозрачна для видимого излучения.
Плотный фрагмент молекулярного облака, в котором еще не достигнуты температуры, необходимые для начала термоядерных реакций, т. е. превращения облака в звезду, называется в звездной космогонии протозвездой. Когда температура в центре протозвезды достигает нескольких миллионов градусов, начинаются термоядерные реакции, сжатие прекращается, и протозвезда становится звездой. В среднем в Галактике ежегодно рождаются десятки звезд с массой Солнца.
Молекулярные облака – это своеобразные фабрики по производству звезд. Диапазон масс только что произведенных простирается от сотых долей до сотни масс Солнца, причем маленькие звезды появляются значительно чаще. Примерно половина звезд рождается одиночными; остальные образуют двойные, тройные и, гораздо реже, более сложные системы. (Представьте себе, что на Земле исчезла ночь, а на небосклоне с разной скоростью в течение нескольких суток проплывают семь солнц! Правда, из-за перепадов температур в таких звездных системах зарождение жизни крайне маловероятно.)
Конечно, процесс рождения звезды длится миллионы лет, это таинство скрыто от нас в недрах темных облаков, поэтому процесс практически недоступен прямому наблюдению в обычный телескоп. Астрофизики исследуют рождение звезд в основном с помощью радиотелескопов, а также рентгеновских и инфракрасных инструментов. Недалеко то время, когда на вооружение астрономов поступят нейтринные и гравитационные детекторы, ну а сейчас им чаще всего приходится строить теоретические модели, применяя методы компьютерного моделирования.
Недавно у ученых появились прямые наблюдательные данные об удивительных волнах звездообразования, распространяющихся в больших молекулярных облаках. Это поразительное явление чем-то напоминает мерцание частиц планктона в южных морях, возникающее под воздействием волн от плывущей лодки.
Превращение протозвезды в звезду сопровождается существенными изменениями в окружающей ее среде. Это связано прежде всего с влиянием на среду излучения звезды, которое становится более коротковолновым. По мере прогрева поверхности звезды цвет испускаемого ею излучения меняется от красного к голубому, в излучении появляются и фотоны ультрафиолетовой части спектра.
Но что породило первые яркие звезды, с которых началась «цепная реакция» звездообразования? Несомненно, это связано с каким-то внешним воздействием на молекулярное облако. Может быть, на него налетело соседнее молекулярное облако – ведь облака хаотически движутся друг относительно друга в диске Галактики. Возникают две ударные волны, которые распространяются в разные стороны от поверхности соприкосновения облаков, в каждом из них формируется слой уплотненного газа, способный стать зародышем звезды. Правда, расчет показывает, что вероятность таких столкновений не очень велика, вряд ли можно ожидать во всей Галактике более одного столкновения за каждые 10 млн лет. Для наблюдаемого темпа звездообразования в молекулярных облаках этого явно недостаточно.
Другая возможность активации звездообразования связана с взрывами звезд на поздних этапах их эволюции. При таком явлении оболочка звезды, а то и весь ее материал, выбрасывается с большой скоростью, что создает в окружающей среде взрывную ударную волну. Если это произошло не очень далеко от соседнего молекулярного облака, то в этом облаке вполне может возникнуть достаточно значительное уплотнение, чтобы «поджечь запал» процесса звездообразования.
Наконец, ударные волны в молекулярных облаках могут возникнуть благодаря «галактическому прибою». Дело в том, что многие галактики напоминают детские волчки: вращение их дисков превращает возмущения газа и пыли в своеобразные спиральные волны. Эти волны «накатываются» на холодный газ облаков со скоростью большей скорости звука в газе, что и порождает ударный эффект «сверхзвукового хлопка». Мы слышим эти хлопки, когда реактивные самолеты преодолевают звуковой барьер. Причем энергия такого звукового удара может быть весьма значительна и на малой высоте способна разбивать окна и даже переворачивать автомобили.
В позапрошлом веке в астрономии произошла своеобразная научная революция. Ученые стали сходить с накатанного пути классической астрономии, их перестали интересовать ответы на вопросы типа «где это, как и куда оно движется?» на рельсы астрофизики с вопросами «что это и как оно устроено». Одной из первоочередных задач на этом пути стала задача хотя бы внешнего упорядочивания классификации наблюдаемых во Вселенной звезд. Это и привело к независимому созданию двумя астрофизиками диаграммы, которую сегодня принято в их честь называть диаграммой Герцшпрунга – Рассела (или, сокращенно, «диаграммы ГР», см. цветную вклейку).
Любой звезде на диаграмме Герцшпрунга – Рассела обязательно найдется свое место. «Нормальные» звезды, включая Солнце, расположены в пределах диагональной ветви главной последовательности (место Солнца в главной последовательности вы можете определить по его спектральному бело-желтому цвету). Над главной последовательностью находятся ветви гигантов и сверхгигантов; под ней – ветвь белых карликов. По диаграмме можно проследить и эволюцию звезд. В частности, Солнце представлено в своем нынешнем положении, а пунктиром отмечены его предыстория и дальнейшая судьба.
Звезды бывают множества типов. Есть звезды, диаметр которых в десятки раз превышает диаметр Солнца, и есть звезды размером всего лишь с большой земной город. Есть звезды настолько горячие, что основной цвет в спектре их излучения – фиолетовый, и есть настолько «холодные», что даже темно-красный свет в их спектре выражен крайне тускло.
Диаграмма ГР представляет собой график, на котором по вертикальной оси отсчитывается светимость (интенсивность светового излучения) звезд, а по горизонтальной – наблюдаемая температура их поверхностей. Оба этих количественных показателя поддаются экспериментальному измерению при условии, что известно расстояние от Земли до соответствующей звезды. Смысл диаграммы ГР заключается в том, чтобы нанести на нее как можно больше экспериментально наблюдаемых звезд (каждая из которых представлена соответствующей точкой) и по их расположению определить некие закономерности их распределения по соотношению спектра и светимости.
Отдельно – правее и выше – расположена группа звезд с очень высокой светимостью, не пропорциональной их температуре, которая относительно низка, это так называемые красные звезды-гиганты и сверхгиганты. Условно говоря, они светят, но не греют. Ниже и левее главной последовательности расположены карлики – группа относительно мелких и холодных звезд. Еще раз отметим, что подавляющее большинство звезд относится к главной последовательности, и энергия в них образуется путем термоядерного синтеза гелия из водорода.
Ознакомительная версия.
