Рождение звезд М.: Эдиториал урсс. 2001 (Фрагмент)

Рождение звезд

Ранние представления о звездах

Древние о природе звезд

Несмотря на кажущуюся неизменность звездного неба, древние люди задумывались о происхождении звезд. Вероятно, повседневный опыт, говорящий о неизменном зарождении и гибели всего сущего, привел их к мысли о дозвездной Вселенной. В халдейской легенде говорится:
В то время, когда в вышине не было того, что называется небом, а внизу того, что зовут землей, существовал только Апсу (океан), отец их, и Тиамат (хаос), праматерь. Не различались ни день, ни ночь ... Царила тьма, покрытая тьмой (Аррениус 1911). Подобные взгляды можно найти в легендах и мифах многих народов. Мысль о дозвездной эволюции мира есть не что иное, как первая наивная идея о происхождении звезд.
Древнегреческие философы догадывались о единстве природы звезд и Солнца и об их физическом состоянии. Так, Анаксагор (V в. до н.э.) считал, что "Солнце - раскаленная металлическая глыба или камень... во много раз больше Пелопоннеса" (Рожанский, 1972). В этом высказывании по крайней мере два качества Солнца - большой размер и высокая температура - подмечены верно.
Аристотель (IV в. до н.э.) в трактате "О небе" считал звезды шарообразными, хотя давал этому чисто умозрительное обоснование. Вопроса о происхождении звезд он не ставил. Но уже Цицерон (I в. до н.э.) не сомневался, что Солнце - большая и близкая звезда и что все звезды рождаются из тончайшего огненного эфира, заполняющего Вселенную. Развития эти взгляды не получили, поскольку победившее христианство канонизировало довольно примитивный взгляд на происхождение звезд: "И сказал Бог: да будут светила на тверди небесной для освещения земли..."
В течение полутора тысячелетий ни в Европе, ни на Востоке, куда надолго перемещался центр научной мысли, не возникло новых идей о природе звезд. Для этого нужны были новые наблюдательные данные.

Рождение науки о звездах

Тяготение и гипотеза аккумуляции звезд

Хотя идея о конденсации разреженного космического вещества в звезды, как мы видели, высказывалась не раз, начиная с античных философов и вплоть до вихревой идеи Декарта, научной гипотезой она стала только после открытия И.Ньютоном всемирного тяготения. Через 5 лет после опубликования ньютоновых "Начал" молодой капеллан, будущий глава Тринити-колледжа в Кембридже Ричард Бентли (1662-1742), готовясь к проповеди в защиту существования Бога, обратился в письме к Великому Физику с вопросом, не может ли сила тяготения быть причиной образования звезд. Ньютон в письме от 10 декабря 1692 г. ответил ему:
Мне кажется, что если бы все вещество нашего Солнца и планет и все вещество Вселенной было бы равномерно рассеяно в небесном пространстве, и если бы каждая частица имела врожденное тяготение ко всем остальным, и если бы, наконец, пространство, в котором рассеяна эта материя, было бы конечным, то вещество в наружной его части благодаря указанному тяготению влеклось бы ко всему веществу внутри и вследствие этого упало бы в середину 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, если предположить, что вещество было светящимся по своей природе.

Вспомним, что у Ньютона не было сомнения в подобии Солнца и звезд, хотя их физическую природу он представлял весьма туманно: как и Анаксагор, он считал звезды твердыми раскаленными телами, однажды нагретыми (Богом?) и затем излучающими запас тепла. В третьей, незавершенной книге ньютоновой "Оптики" находим несколько вопросов для дальнейшего изучения, которое произведут другие. Обратим внимание на Вопрос 11:

На фоне такого неполного представления о физическом состоянии звезд гипотеза Ньютона об их формировании путем гравитационной аккумуляции вещества выглядит очень сильной. Впрочем, не будем забывать и о роли Ричарда Бентли в этой истории.

Развитие гипотезы аккумуляции

К блестящей гипотезе Бентли-Ньютона постепенно добавлялись новые космогонические идеи. Жан-Жак Дорту де Мэран в "Физическом и историческом трактате о северном сиянии" (1733) обратил внимание на солнечную корону: он предположил, что потоки солнечного вещества, вторгаясь в атмосферу Земли, становятся причиной ее свечения. А далее он допустил, что у некоторых звезд эти потоки могут быть значительно сильнее и заключил, что вещество, выбрасываемое такими звездами, могло бы выглядеть как туманные пятна в небесах (Уитни 1975).

Большое космогоническое заблуждение

Любопытно, что даже в конце XIX в., когда первые опыты по астрофотографии привели к открытию множества новых туманностей, а спектроскопия доказала газообразное состояние большинства из них, в своих космогонических выводах астрономы не продвинулись далее Гершеля. Как и прежде, они выстраивали туманности в морфологические последовательности: от бесформенных, аморфных до круглых, концентрированных, которые, имели в своем центре "сгустившуюся новорожденную звезду". Именно с такой точки зрения рассматривались планетарные туманности и спиральные галактики.
К примеру, в ночь с 20 на 21 августа 1885 г. в центре Туманности Андромеды появилась яркая оранжевая точка, которая была воспринята как возгорание новорожденной звезды. Известно даже, что Э.Хартвиг из обсерватории Дерптского университета (ныне г. Тарту, Эстония), первым обнаруживший эту вспышку, воскликнул: В этой туманности уже есть центральное солнце!.. У исследователей переменных звезд объект получил обозначение S And. Значительно позже стало известно, что это была вспышка сверхновой.
Целое столетие яркие туманности считались предками звезд. Это было крупнейшее заблуждение в истории звездной космогонии. О нем стали догадываться только после создания Дж.Джинсом в 1902 г. физической теории рождения звезд. И лишь развитие спектральной техники на крупных телескопах положило конец этому заблуждению: наблюдая спиральные туманности, В.Слайфер на Ловелловской обсерватории (США) показал, что они движутся с огромными скоростями и не имеют отношения к околосолнечному окружению. В 1917 г. он пришел к убеждению, что это звездные острова во Вселенной и "твердо заявил, что изученные им туманности - это явно не те объекты, из которых могли формироваться солнечные системы, подобные нашей" (Шаров и Новиков 1989).

Гравитационная неустойчивость

Как мы помним, идея Бентли и Ньютона о гравитационном скучивании дозвездного вещества в звезды носила качественный характер и не связывала между собой физические характеристики дозвездного вещества и формирующихся из него звезд. Ньютон не мог отыскать эту связь, поскольку он рассматривал задачу о скучивании при наличии только силы тяготения, которая в отсутствие противодействующих сил увеличивает любое отклонение плотности от однородной.
К концу XIX в. были развиты кинетическая теория газа и термодинамика, которые позволили на новом уровне вернуться к задаче о гравитационной неустойчивости дозвездного вещества. Ее решил молодой английский физик Джеймс Хопвуд Джинс (1877-1946). В работе "Устойчивость сферической туманности" (1902) он впервые записал уравнения газодинамики с учетом гравитации, обнаружив, что в этом случае они имеют два типа решений: помимо коротковолновых звуковых колебаний, которые обычно возникают при возмущении плотности или скорости газа, в присутствии гравитации стало возможным катастрофическое сжатие уплотнений большого размера. Критические размер (RJ) и масса (MJ) этих уплотнений называют теперь джинсовскими.
Хотя формулы Джинса получены со множеством упрощающих предположений, именно они являются фундаментом современной космогонии. После Джинса теорию гравитационной неустойчивости развивали Е.М.Лившиц, С.Чандрасекар, А.Б.Северный, Я.Б.Зельдович, Дж.Силк и др. Сейчас это вполне детальная теория, учитывающая вращение и расширение газовой среды, присутствие в ней звезд, магнитного поля и космических лучей. Однако рафинированные формулы редко находят практическое применение, поскольку из наблюдений, как правило, удается извлечь лишь важнейшие параметры протозвездной среды: плотность и температуру. Поэтому простые формулы
Джинса часто используются для оценки параметров гравитационно-неустойчивых конденсаций. Хотя значение MJ формально есть минимальное значение их массы, принято считать его характерным значением, поскольку обычно возмущения плотности малых масштабов являются наиболее сильными.
Получив эти формулы, Дж.Джинс был воодушевлен простотой и наглядностью результата:
Предположим, что в начале времен все пространство было заполнено газом... Тогда можно доказать, что газ не оставался бы равномерно распределенным в пространстве, а немедленно стал бы собираться в шары. Мы можем вычислить, сколько газа потребуется для образования каждого шара. ... 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 той же машиной (Джинс 1933).

Трудно удержаться от удивления: фактически, оптимизм Джинса был основан на интуиции, ибо о физических условиях в протозвездной среде тогда не было известно ничего! Впрочем, сам Джинс замечает:

Из (\ref{Mj}) видно, что значение $M_J$ чувствительно к температуре среды. В начале века были известны лишь яркие туманности с температурой в тысячи кельвинов, о гравитационной неустойчивости которых не может быть речи (табл. \ref{faces}).

Таблица. Основные фазы МЗС и их параметры Джинса

Год
открытия

Температура,

Теория Джинса ясно показала, что эмиссионные туманности не могут быть местами формирования звезд. Но более холодных и плотных туманностей в начале ХХ в. астрономы еще не знали. В таком случае, где и из чего рождаются звезды?

Именно поэтому Джинс считал справедливой длинную шкалу эволюции. Но открытое Э.Хабблом расширение Вселенной привело ко второй, короткой шкале эволюции (109 лет. Вначале она считалась столь короткой потому, что Э.Хаббл завысил значение Н0 почти на порядок; позже космологическая шкала времени удлинилась до 1010 лет, но для Джинса и это время оставалось коротким. Затем такую же шкалу возраста Солнца (1010 лет) дала теория термоядерных реакций. А детальное рассмотрение динамической эволюции ОВ-ассоциаций и кратных звездных систем позволило В.А. Амбарцумяну заключить, что возраст, по крайней мере, массивных О и В звезд не превышает нескольких десятков миллионов лет. И хотя не все аргументы Джинса были опровергнуты (например, в те годы не было ясно, как успели прорелаксировать звезды в галактическом диске; это и до сих пор не совсем ясно), все же короткая шкала времени победила. Стало очевидно, что звезды рождаются в современную эпоху, но где и из чего они формируются, по-прежнему было неясно.

Открытие межзвездного вещества

"Дыры в небесах"

Внимательный наблюдатель, В.Гершель не мог не заметить темных беззвездных провалов на фоне Млечного Пути. Но мог ли он догадаться, что вызваны они поглощением света в холодных межзвездных облаках, именно тех, где формируются звезды? Его сестра Каролина в письме сыну В.Гершеля Джону, тоже известному астроному, рассказывала: Однажды вечером, когда ваш отец изучал небо в созвездии Скорпиона, он после долгого напряженного разглядывания вдруг воскликнул: "Здесь, вероятно, дыра в небе!". Эти темные "дыры", окруженные звездными облаками, В.Гершель в 1783 г. воспринял как признак распада Галактики на части в результате гравитационного скучивания звезд. Вслед за ним многие астрономы придерживались этой мысли до конца ХIХ в.
Но случались и удивительно прозорливые предположения. Одно из них принадлежит В.Я.Струве (1793-1864); продолжая изучение Галактики методом "звездных черпков" Гершеля, он высказал уверенность в существовании межзвездного поглощения света и оценил его величину в 0.5m/кпк. Лишь столетие спустя была доказана справедливость этого предположения и довольно высокая точность оценки Струве. Поглощение света стало первым свидетельством существования холодного межзвездного вещества.
Еще более определенное предсказание сделал "отец астрофизики" итальянец Анджело Секки (1818-1878), впервые систематически применивший спектроскоп в астрономии и давший в 1863 г. первую и довольно удачную спектральную классификацию звезд. С помощью спектроскопа Секки установил различие между двумя типами туманностей: одни из них оказались звездными системами, а другие - газовыми облаками. Всерьез заинтересовавшись черными пустотами в Млечном Пути, которые Гершель считал "провалами в небесах", Секки настаивал на том, что это гигантские облака темных газов, проецирующиеся на светлый фон далеких звезд. Однако еще полстолетия астрономы склонны были разделять взгляды Гершеля и находили гипотезу Секки "маловероятной".

Межзвездные облака

В начале ХХ в. Э.Барнард начал систематическое фотографирование неба на Ликской обсерватории и в 1913 г. опубликовал прекрасные снимки Млечного Пути. На них он обнаружил 349 светлых и темных туманностей, а позже составил отдельный каталог 182 темных туманностей, выразив убеждение, что это облака поглощающей свет материи, а не промежутки между звездными облаками, как считал Гершель.
В 1909 г. Г.А. Тихов обнаружил покраснение звезд, т.е. открыл селективное межзвездное поглощение. В 1913 г. В.Слайфер нашел отражательные туманности в Плеядах. В 1922 г. М.Вольф разработал метод изучения темных туманностей путем подсчета звезд в направлении туманности и вне ее. В 1930 г. Р.Трюмплер обнаружил рост линейных диаметров рассеянных скоплений с расстоянием от Солнца и объяснил это неучетом межзвездного поглощения света. Он оценил величину поглощения в 0.7m/кпк и указал, что поглощающее вещество может иметь много локальных неоднородностей.
В.А. Амбарцумян и Ш.Г. Горделадзе в 1938 г. определили по поглощению света, что средний диаметр диффузных облаков около 5 пк, а всего их в Галактике (108. Но такие облака полупрозрачны: в среднем каждое поглощает свет на 0,3m. Поэтому предшественниками звезд их не считали.
Наконец, в 1946 г. Барт Бок и Э.Рейли обнаружили на фоне светлых туманностей NGC 2237 в Единороге и NGC 6611 в Щите маленькие черные пятна, названные ими глобулами. Размер этих плотных конденсаций от 0,005 до 1 пк, и они ослабляют свет в десятки и сотни раз. Их масса оценивается от 0,01 до 100 М¤. Сразу после открытия глобулы были признаны как непосредственные предшественники звезд. Появилось убеждение, что сжимающиеся облака звездной массы уже найдены и требуется лишь теория для описания этого процесса. Поспешность такого заключения вскоре выяснилась, но за это время теоретики предложили немало интересных идей.

Новые идеи о формировании звезд

Теория пылевых конденсаций

В 40-е годы межзвездная среда (МЗС) представлялась как сравнительно однородный разреженный газ с плотностью (10-24 г/см3 и температурой (104 К. Но при этом MJ (106 M¤, что казалось несовместимым с формированием звезд и даже рассеянных скоплений. Пытаясь обойти эту трудность, космогонисты уделяли большое внимание межзвездной пыли: ей отводилась не только роль охладителя, способного понизить температуру МЗС до 100 К, но и важная динамическая роль в балансе сил гравитации и давления. Дело в том, что, в отличие от газа, пыль не вносит вклада в давление МЗС, а в гравитацию - вносит. Пока пыль равномерно перемешана с газом, ее вклад в плотность вещества невелик, порядка 2% от массы МЗС (именно столько составляют элементы тяжелее гелия, в основном формирующие пыль). Но всегда ли газ и пыль хорошо перемешаны?