<<
>>

Рождение звезд

Идею о формировании звезд из разреженного межзвездного вещества обсуждал еще И. Ньютон (1643-1727), но окончательно убедиться в ее справедливости позволили астрономические наблюдения лишь во второй половине XX в.

С помощью инфракрасных и радиотелескопов не только были найдены подходящие облака межзвездного газа, но и удалось проследить за тем, как эти облака теряют устойчивость и сжимаются силой тяготения, начиная свое превращение в звезды. Оказалось, что непосредственно перед началом сжатия температура газа в недрах таких облаков составляет всего 10-30 К, а иногда даже 3-5 К, то есть это самые холодные объекты во Вселенной. Состоят они в основном из молекул водорода и атомов гелия. Прочие химические элементы представлены в небольшом количестве и сосредоточены главным

образом в пылинках размером около 0,1 мкм. Хотя по «межзвездным стандартам» эти облака считаются весьма плотными, по земным меркам они очень разрежены: среднее расстояние между пылинками составляет несколько метров, а в 1 м3 газа присутствует около 2 млрд молекул, что в 1016 раз меньше, чем в воздухе при нормальных условиях. Поэтому газово-пылевая туманность, из которой 5 млрд лет назад образовалось Солнце, была примерно в 10 млн раз больше современного размера нашего светила.

Хотя по земной привычке мы называем области концентрации межзвездного газа «облаками», следует понимать, что по своему поведению они существенно отличаются от привычных для нас атмосферных облаков. Например, земные облака плавают в атмосфере, поскольку их плотность практически такая же, как у окружающего воздуха, а межзвездные облака в сотни раз плотнее межоблачной среды и поэтому движутся по галактическим орбитам как индивидуальные объекты, практически как звезды. Но главное различие между атмосферными и межзвездными облаками — в их массе: у межзвездных облаков она достигает миллионов масс Солнца, что делает гравитацию важнейшим фактором их эволюции.

Небольшие облака в течение некоторого времени способны противостоять силе тяжести. Но, случайно сталкиваясь и сливаясь друг с другом, они увеличивают свою массу и вместе с ней — роль гравитации.

Начав сжиматься под действием собственного тяготения, облако уже не может вернуться к исходному состоянию равновесия. Дело в том, что с уменьшением размера облака (Р) сила тяготения (GM/R2) нарастает значительно быстрее, чем противодействующая ей сила газового давления (Р). Причина этого состоит в очень эффективном охлаж-


дении вещества: все выделяющееся при сжатии тепло покидает облако в виде инфракрасного излучения пыли. Правда, при сжатии облако становится все менее прозрачным для излучения, поскольку количество поглощающих частиц на пути луча возрастает (рR ~ M/R2). Но пока облако не достигло очень высокой плотности, при которой инфракрасным квантам трудно его покинуть, температура в нем держится на почти постоянной и очень низкой отметке — всего несколько кельвинов. Поэтому градиент давления (выталкивающая сила) растет довольно медленно (P/R ~ р T/R ~ р4^3), а вес элемента объема облака возрастает заметно быстрее (рM/R2 ~ р5^3).

По мере сжатия облака и роста его плотности сила тяготения все сильнее доминирует над силой газового давления. По этой причине скорость сжатия облака непрерывно возрастает, и примерно за полмиллиона лет его размер уменьшается в тысячу раз. Объем облака при этом уменьшается в миллиард раз, и во столько же раз возрастает средняя плотность газа. Из-за того, что сжатие протекает неоднород-

Таблица 5.1

Этапы эволюции Солнца (по: Bodenheimer 1989, р. 708)

* Указано время, прошедшее от предшествующего этапа.

но, плотность быстрее всего нарастает в центральных областях.

Это приводит к тому, что именно в центре облака вещество становится непрозрачным для инфракрасного излучения, и это резко снижает эффективность охлаждения. Центральные области начинают быстро нагреваться, и давление газа внутри них начинает расти гораздо быстрее, чем раньше, замедляя сжатие. Вскоре давление становится настолько большим, что сжатие совсем прекращается, и внутри облака образуется гидростатически равновесное ядро — зародыш звезды, масса которого составляет всего несколько процентов от массы облака. За пределами ядра газ по-прежнему прозрачен для инфракрасного излучения и продолжает практически свободно падать к центру. Сжимающееся облако, внутри которого сформировалось равновесное ядро, называют протозвездой.

Падающий со скоростью несколько километров в секунду газ оболочки наталкивается на неподвижное вещество ядра и резко тормозится вплоть до полной остановки. При этом его кинетическая энергия переходит в тепло, около 50% которого идет на разогрев газа, а остальное излучается наружу. Вначале это излучение состоит из инфракрасных фотонов, но по мере того, как расут масса ядра и его температура, в спектре излучения появляется все больше квантов видимого света. Однако толстая внешняя оболочка непрозрачна для видимого света, который поглощается пылинками и переизлучается в инфра-

Рис. 5.11. В центре этого снимка, охватывающего область размером около 4 св. лет, в окружении туманных волокон видна звезда Т Тельца (Т Таи), прототип интересного класса переменных звезд. Все звезды типа Т Тельца молоды - не старше нескольких миллионов лет. По массе они похожи на Солнце, но пребывают пока в процессе формирования. Вблизи звезды Т Таи расположено светлое газово-пылевое облако, известное как «переменная туманность Хинда» (Hind’s Variable Nebula, NGC 1555/1554). Звезда и туманность находятся на расстоянии более 400 св. лет от нас, на краю молекулярного облака.

Их блеск сильно меняется, но не всегда синхронно, что добавляет таинственности этой интересной области неба. Наблюдения в ИК-диапазоне показали, что звезда Т Таи входит в состав кратной системы и что в связанной с ней туманности Хинда также может скрываться очень молодая звезда.

красном диапазоне. Поэтому для внешнего наблюдателя протозвезда выглядит как яркий, но довольно холодный источник инфракрасного излучения; пылевой «кокон» скрывает зародыш звезды от оптических телескопов.

Расчеты показывают, и наблюдения это подтверждают, что ежегодно из оболочки протозвезды на ее ядро падает примерно газа. Поделив исходную массу облака (М) на эту величину, мы увидим, что длительность стадии протозвезды составляет около 105 лет. Когда оболочка почти полностью выпадает на ядро и становится прозрачной, ядро как бы «вылупляется из кокона» — происходит превращение протозвезды в молодую звезду.

Внешне молодые звезды очень похожи на «взрослые» звезды, хотя температура в их недрах еще недостаточно высока для протекания ядерных реакций.

Чтобы компенсировать потерю тепла, уходящего с излучением, молодые звезды вынуждены медленно сжиматься: при этом выделяется тепло за счет работы силы тяготения. Часть этого тепла уносит излучение, а другая его часть разогревает внутренние слои звезды, поддерживая этим состояние гидростатического квазиравновесия («квази-» — поскольку звезда все же медленно сжимается).

Когда температура в центре молодой звезды превысит несколько миллионов градусов, начинаются ядерные реакции, в результате которых водород превращается в гелий. С ростом ядерного энерговыделения сжатие замедляется, и в конце концов «термоядерный реактор» звезды берет на себя все «расходы» по поддержанию ее светимости.

Сжатие звезды прекращается, ее наблюдаемые параметры надолго стабилизируются, и молодая звезда превращается во «взрослую» звезду главной последовательности.

Молодому Солнцу понадобилось около 30 млн лет медленного сжатия, чтобы температура в его центре выросла до величины, близкой к современному значению. Чем больше масса молодой звезды, тем быстрее заканчиваются ее сжатие и превращение в звезду главной последовательности. Например, звездам с массой 10 М© для этого требуется около 300 тыс. лет, а звезды с массой 0,1 М© — «вечно молодые»: время их сжатия превышает 15 млрд лет, т. е. возраст Вселенной, поэтому, когда бы они ни родились, достигнуть взрослого состояния им пока не удалось.

Рис. 5.13. Изображения двойной звезды Gliese 229 в созвездии Заяц, полученные 1,5-метровым телескопом Паломарской обсерватории (слева) и космическим телескопом «Хаббл» (яркий луч, уходящий вправо вниз, - результат дифракции света на элементах телескопа). Эта система, удаленная от нас на 6,3 пк, состоит из красного карлика Gliese 229А спектрального класса M1V (слева на обоих снимках) и коричневого карлика Gliese 229В (маленький справа). Обнаруженный в 1994 г., он с 1996 г. считается первым надежно отождествленным коричневым карликом. Его эффективная температура около 1000 К, спектральный класс — T6,5V, светимость — 6 • 10~6 L©, масса — от 25 до 65 масс Юпитера, а размер почти точно равен размеру Юпитера. Он обращается вокруг своего более массивного компаньона по орбите радиусом около 40 а. е. Большая разница в размерах изображений двух звезд объясняется только огромным различием яркостей: их истинные размеры различаются всего в 5 раз.

Облака с массой меньшевообще никогда не превратятся в

настоящие звезды. При их сжатии плотность в центральных областях растет гораздо быстрее температуры, и это приводит к тому, что движение электронов в газе приобретает своеобразный характер, определяемый законами квантовой механики.

Свойства вырожденного электронного газа, с которыми мы познакомимся чуть ниже, таковы, что при той же плотности он обладает большим давлением, чем «классический» газ, свойства которого изучают в школьном курсе физики. Поэтому температура вырожденного газа очень медленно увеличивается при сжатии, и это не позволяет недрам маломассивных облаков нагреться до такого уровня, при котором термоядерные реакции смогли бы поддерживать светимость звезды. Такие объекты, промежуточные по своим свойствам между звездами и планетами, имеют эффективную температуру менее 2000 К и по цвету напоминают спелую вишню, хотя их почему-то назвали не вишневыми, а коричневыми карликами

(см. раздел 4.3.3). Открыты коричневые карлики были сравнительно недавно. Проще всего они обнаруживаются как спутники близких маломассивных звезд (рис. 5.13), поскольку имеют очень низкую светимость и рядом с яркими звездами практически незаметны, а вне двойных систем их трудно отличить от миллиардов далеких тусклых звезд.

Для коричневых карликов уже введены специальные спектральные классы, объединяющие объекты с температурой 1300-2000 К (класс L) и 700-1300 К (класс Т). Остывая, такие объекты движутся вниз по температурной шкале, поэтому обнаружение еще более холодных карликов — всего лишь вопрос техники. В 2008 г. международная команда астрономов (Р. Delorme и др.) опубликовала исследование коричневого карлика CFBDS J005910.83—011401.3[II], температура которого оказалась всего около 620 К, а масса — от 15 до 30 масс Юпитера. Чтобы изучить этот объект, удаленный от Солнца всего лишь на 13 пк, понадобилась вся мощь современной астрономии — новейшая инфракрасная техника и совместные усилия нескольких телескопов диаметром от 3,5 до 10 метров. Оказалось, что по спектру карлик CFBDS0059 сильно отличается от ранее изученных коричневых карликов. В то время как L-карлики демонстрируют наличие пыли и аэрозолей в верхней атмосфере, а Т-карлики имеют в своем спектре признаки паров воды, метана (СН4) и молекулярного водорода (Н2), в спектре нового объекта видны полосы аммиака (NH3), обязанные своим появлением его экстремально низкой температуре. Это подталкивает астрономов к введению нового спектрального класса Y, прототипом которого предлагается сделать объект CFBDS0059, присвоив ему подкласс Y0. Подобные и еще более прохладные коричневые карлики могут стать связующим звеном в непрерывной цепочке — от самых горячих звезд до наиболее холодных планет-гигантов.

Эволюция коричневых карликов, как и эволюция планет-гигантов типа Юпитера, сводится сначала к медленному сжатию, а затем к остыванию при практически неизменном размере. Казалось бы, в этом смысле они не отличаются от планет. Но все же это и не планеты, поскольку в эволюции объекта с массой от 0,07 до 0,013 М0 существует короткая термоядерная стадия, в ходе которой в его недрах «сгорает» редкий изотоп водорода — дейтерий (D -gt; 3Не). Этот краткий эпизод термоядерного горения не задерживает надолго гравитационное сжатие объекта. Температура его поверхности на этом коротком этапе не превышает 2 800 К. Но поскольку в планетах, по определению, вообще не должно происходить термоядерных реакций ни на каком этапе их эволюции, за такими объектами закрепилось название «коричневые карлики», представляющее их как особую группу между звездами и планетами. 

<< | >>
Источник: В. Г. Сурдин. Звёзды. 2009

Еще по теме Рождение звезд:

  1. 6.4 ДЕНЬ РОЖДЕНИЯ И ГИБЕЛЬ ГАГАРИНА
  2. РОЖДЕНИЕ В ТАЙНОЙ СХВАТКЕ
  3. Нейтронные звезды
  4. ОБРАЗОВАНИЕ ХИМИЧЕСКИХ ЭЛЕМЕНТОВ В ЗВЕЗДАХ
  5. История звезды с массой в 7 раз больше солнечной
  6. История второй звездной пары: возникновение белого карлика
  7. Звезды рождаются и сегодня
  8. Рождение звезд в природе
  9. Возникновение двойной звездной системы
  10. ЗВЕЗДНЫЕ ВЕКА ЧЕЛОВЕЧЕСТВА В. Г. Сурдин