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

Теория аккреции

Но вернемся в 40-е годы. Если, как тогда думали, звездообразование стимулируется путем концентрации пыли, то звезды должны почти целиком состоять из тяжелых элементов. Однако спектры звезд доказывали, что, по крайней мере, их верхние слои в основном состоят из водорода и гелия. Как это объяснить?
Карл Вейцзеккер предположил, что из переобогащенного пылью вещества формируются лишь ядра звезд, а затем на них происходит аккреция чистого газа, содержащего мало пыли. Именно тогда Фред Хойл заложил основы теории аккреции, которая потребовалась не только для объяснения химического состава звездных атмосфер, но и для оправдания концентрации наиболее молодых и массивных звезд вблизи межзвездных облаков в виде ОВ-ассоциаций. Предполагалось, что, пройдя сквозь облако, даже старая звезда сможет существенно пополнеть и омолодиться за счет аккреции свежего газа. При этом, как легко понять, наибольшую массу приобретают самые медленно движущиеся звезды. И это замечательно согласуется с наблюдениями: массивные звезды имеют наименьшие хаотические скорости среди всех прочих звезд. А расходящиеся в разных направлениях от облака "омолодившиеся" звезды должны выглядеть как ОВ-ассоциация!
Красивая была теория: она вообще не требовала формирования новых звезд в нашу эпоху. Однако... к этому времени уже были открыты глобулы. Вначале Б.Бок и его коллеги полагали, что это протозвезды, формирующиеся путем концентрации пыли под действием механизма Спитцера-Уиппла. Но после того, как в 1951 г. по излучению в линии 21 см в межзвездном пространстве был обнаружен нейтральный водород, Ян Оорт указал, что глобулы в основном состоят из газа с малой примесью пыли. Таким образом, сжатие газовых облаков в звезды находило наблюдательное подтверждение. Но роль гравитационной неустойчивости в этом процессе еще не была ясна.

Теория обжимания темных конденсаций

Тогда же Бирман и Шлютер (1954), а также Оорт и Спитцер (1955) предложили новый сценарий формирования звезд. Они показали, что если в неоднородной МЗС появляется яркая ОВ-звезда, то она быстро создает вокруг себя ионизованную область (зону Стремгрена), в которой непрогретыми остаются лишь непрозрачные уплотнения газа. Если температура диффузного газа возрастает в 100 раз (от 100 до 104 К), то во столько же раз в начале этого процесса возрастает и давление (позже оно уменьшается из-за расширения горячего пузыря). Нагретый газ обжимает небольшие холодные уплотнения, а затем они могут продолжить сжатие за счет самогравитации.
Но влияние горячей звезды этим не ограничивается: ее излучение будет нагревать обращенную к звезде сторону сжимающихся облаков. Разогретый газ, оттекая, вызовет реактивный эффект, в результате чего эти облака получат ускорение в сторону от горячей звезды. По мнению авторов сценария именно так могли бы формироваться расширяющиеся ассоциации молодых звезд. Поскольку скорость оттекающего газа (V0) при температуре 104 К близка к 10 км/с, примерно до такой же скорости могли бы ускоряться и сами облака - будущие звезды (согласно формуле Циолковского, их скорость V ( V0 ln(m0/m), где V0 ( 10 км/с, а m0 и m - соответственно начальная и конечная масса облачка). Так изящно объяснялось видимое расширение ОВ-ассоциаций из одного центра, хотя в действительности члены ассоциации никогда в нем не присутствовали, а сформировались довольно далеко друг от друга.
Поскольку механизм звездообразования Бирмана-Шлютера и Оорта-Спитцера заключается в сжатии холодного облака окружающим горячим газом, потребовалось модифицировать теорию гравитационной неустойчивости для этого случая, что и было сделано незамедлительно (Эберт 1955, Боннор 1956, Местел и Спитцер 1956, Мак-Кри 1957). Оказалось, что учет внешнего давления, вращения и магнитного поля, хотя и приводит к любопытным эффектам, но не изменяет существенно критерий гравитационной неустойчивости Джинса.

Теория фрагментации

Нетрадиционные теории звездообразования

Теория гравитационной неустойчивости и фрагментации была достаточно хорошо разработана математически, но не имела надежных наблюдательных оснований. Поэтому в 50-е годы было предложено несколько альтернативных теорий рождения звезд.
Так, Крат (1952) полагал, что звезды образуются путем концентрации темных планетообразных тел с массами (1023 г. Подобной точки зрения придерживались также Юри (1956) и Хуанг (1957). В целом этот подход основан на идеях планетной космогонии о первичной коагуляции ядер планет из твердых планетезималей и последующем гравитационном захвате легких элементов в форме газа. В отношении звезд этот подход развития не получил.
Амбарцумян (1953) высказал гипотезу о происхождении звезд в результате распада гипотетических дозвездных тел неизвестной природы. В отличие от прочих, конденсационных гипотез это была единственная эруптивная гипотеза звездообразования, пытавшаяся c единой позиции объяснить расширение звездных ассоциаций, а также вспышечную активность и потерю вещества молодыми звездами и даже активность ядер галактик.
Основным аргументом гипотезы Амбарцумяна было расширение ассоциаций, которое, как казалось, противоречит идее гравитационной фрагментации. Рассуждения основывались на том, что полная механическая энергия гравитационно связанного облака отрицательна и в процессе фрагментации может лишь уменьшаться. В то же время, энергия звездной ассоциации положительна. В этом Амбарцумян увидел серьезное противоречие, возможно даже неразрешимое в рамках традиционной физики.
Поэтому Амбарцумян выдвинул идею о загадочных Д-телах как предшественниках звезд и звездных систем. В Советском Союзе эта гипотеза широко популяризировалась, хотя большинство астрономов ее не принимало. За рубежом гипотеза Амбарцумяна осталась малоизвестной, поскольку уже в 1950-е было предложено несколько достаточно простых механизмов, способных объяснить происхождение расширяющихся ассоциаций в рамках обычной физики.

Физика звезд: основные этапы

Активное накопление физических данных о звездах началось с того момента, когда в руках у астрономов оказались фотопластинка (1850 г.) и спектроскоп (1860 г.), позволившие приступить к созданию "стеклянных библиотек" звездных спектров (1872 г.). Оптический телескоп со спектрографом, а позже - компьютер, были и остаются основными инструментами проникновения в недра звезд. Лишь в самом конце ХХ века к ним добавился нейтринный телескоп.
Теория внутреннего строения и эволюции звезд в основном была создана за 100 лет - с 1870 по 1970 г.; в эти же годы сформировалась и современная физика, ставшая теоретическим фундаментом науки о звездах. Последние десятилетия ХХ века были особенно плодотворны для изучения процесса рождения звезд и многообразных финальных стадий звездной эволюции. На пороге нового тысячелетия мы еще не можем и, вероятно, никогда не сможем сказать, что решены все проблемы звездной эволюции. Но, тем не менее, с гордостью повторяем слова И.С. Шкловского: Мы - первое поколение людей, которое узнало, как рождаются, живут и умирают звезды.

Атмосферы звезд

Химический состав

Более того, чтобы привести свою теорию жидких звезд в согласие с наблюдениями, Джинс полагал, что внутренние области звезд состоят из трансурановых элементов с атомными номерами около 95. Разумеется, он не мог знать, что все актиноиды нестабильны, а времена жизни трансурановых элементов не превышают 108 лет. Современному физику только в страшном сне может привидеться звезда, состоящая, скажем, из плутония (). Но нужно отдать должное фантазии и теоретической изощренности Джинса: исходя из абсурдных (на наш современный взгляд) предположений о химическом составе звезд, он согласовал существовавшие в то время представления об их устойчивости, переносе излучения и происхождении двойных и планетных систем.

Внутреннее строение звезд

В начале ХХ в. немецкий астрофизик Роберт Эмден, опубликовал книгу "Газовые шары", завершившую первый этап построения математической теории звезд. Не зная ничего об источниках звездной энергии и предположив весьма простую политропную связь между плотностью и давлением газа (P ( (1+1/n), Лейн, Риттер и др. в конце XIX в. лишь на основе уравнения гидростатического равновесия рассчитали структуру самогравитирующих газовых шаров. Физикам были известны случаи "политропного" поведения газа, например, изотермическое или адиабатическое (характерное для конвективной атмосферы). Поэтому интерес к исследованию политропных конфигураций, их равновесию, устойчивости и колебаниям был велик.
Когда физическая теория звезд в целом была завершена (1970 г.), Я.Б. Зельдович и И.Д. Новиков так характеризовали ее первый этап:
С современной точки зрения политропный закон никогда не реализуется точно, но политропная теория дает хорошие приближения в отсутствие точных численных расчетов. Политропная теория позволяет также понять некоторые качественные особенности теории звезд. Даже закоренелый релятивист должен знать основные элементы этой теории.

Добавим, что теория политропных конфигураций оказалась весьма полезна даже при изучении динамики звездных скоплений и галактик.

Трудно не согласиться с пафосом этих слов, но в то же время нельзя не улыбнуться прогнозу вечно теоретической судьбы новой науки о звездных недрах. Уже сегодня мы имеем нейтринный портрет солнечных недр, пусть еще весьма скверный, но ведь и первая фотография солнечной поверхности была весьма грубой, а спустя столетие мы узнали мельчайшие детали всех прозрачных оболочек Солнца. Кто будет сегодня сомневаться, что физика звездных недр в ближайшее время станет нормальной наблюдательной астрономической дисциплиной?

\caption{ Первый нейтринный портрет Солнца, полученный в 1998 г. на установке СуперКамиоканде (Япония). Экспозиция 500 сут. Размер кадра 90°(90°. Хотя качество изображения пока не очень хорошее, здесь мы впервые видим не поверхность, а ядро звезды.}

Создавая теорию внутреннего строения звезд, астрофизики, как и положено, сначала думали о равновесии, а затем уже об устойчивости своих моделей. Поэтому в ранних работах Эддингтона мы находим расчет параметров равновесных конфигураций с массами 150-680 М¤ и даже некоторые оценки для звезд с массой около 107 М¤! Однако уже сам Эддингтон понимал, что с ростом массы возрастает температура и вклад давления излучения в баланс равновесия звезды, а это должно приводить к потере устойчивости, возникновению растущих радиальных колебаний и сбросу оболочки звезды. В конце 1950-х П.Леду, М.Шварцшильд и Р.Херм теоретически нашли верхний предел массы устойчивой звезды - около 60 М¤, что к неудовольствию теоретиков оказалось ниже масс уже обнаруженных гигантских звезд.