Вселенная. Вопросов больше, чем ответов — страница 30 из 72

Замечательного английского ученого Джеймса Джинса мож­но было бы назвать Аристотелем от астрофизики, подразуме­вая не только его огромный вклад в науку, но и масштабные за­блуждения, вызывавшие в начале XX века ожесточенные споры. Согласно космогонической гипотезе Джинса, в непосредствен­ной близости от Солнца некогда пролетела другая звезда, вырвав своим тяготением из Солнца струю материи, каковая впослед­ствии и сконденсировалась в планеты. «Длинная струя материи, вырванная из недр Солнца, — писал Джинс, — была, вероятно, плотнее всего в ее средних частях, так как эти части были извер­жены в то время, когда вторая звезда находилась на наимень­шем расстоянии, и поэтому ее действие было всего сильней. Мы можем представить себе эту струю, по крайней мере схематично, в форме сигары, т. е. с утолщением посередине и более тонкой по краям; поэтому при образовании в ней сгущений те из них, кото­рые были ближе к ее середине, оказались, вероятно, более бога-

172

тьгми материей, чем появившиеся у ее краев. Этим объясняется, по-видимому, почему обе наиболее массивные планеты, Юпитер и Сатурн, занимают как раз среднее положение в последователь­ности планет».

Расчеты, однако, показали, что, во-первых, орбиты получив­шихся таким образом планет будут сильно эксцентричными, чего не наблюдается, а во-вторых и в-главных, вырванный из Солнца газ полностью рассеется в пространстве и никаких пла­нет вообще не будет. Не говоря уже о том, что, согласно Джинсу, количество планетных систем в Галактике удручающе мало — ведь случайные тесные сближения звезд происходят в ней край­не редко.

Таким образом, гипотеза Джинса прошла по разряду экзоти­ки, так и не став теорией. Обратим внимание на то, что в приве­денной выше цитате Джинс употребляет слова «вероятно» и «по- видимому», как и пристало добросовестному ученому, излага­ющему идею, которая пока не «испытана на прочность». Получил бы Джинс, живи он в наше время, грант на исследования при та­кой сдержанности в формулировках — большой вопрос.

Но, казалось бы, при чем тут планеты, раз мы говорим о звез­дах? Но в том-то и дело, что происхождение звезд и планет в рам­ках одного процесса сейчас никем не оспаривается.

Дольше других продержалась гипотеза В.А. Амбарцумяна, согласно которой звезды образуются в результате не конден­сации материи, а напротив, распада каких-то ненаблюдаемых сверхплотных объектов. Эта гипотеза непринужденно объясня­ла, почему звезды рождаются обычно не поодиночке, а целыми скоплениями, зато оставляла полную неясность касательно при­роды вышеупомянутых сверхплотных объектов — прародителей звезд. И хотя эта гипотеза давно отвергнута, астрономы «бюра- канской школы» еще долго придерживались ее «из соображений традиции». Любопытный пример верности «школе» в ущерб на­учной истине!

Итак, звезды конденсируются из межзвездной среды. Что же это такое — межзвездная среда?

173

— Часть III —

Иногда ее можно наблюдать визуально в виде светлых — эмис- ■ сионных и отражательных — и темных туманностей. Большая туманность Ориона доступна в хорошую ночь даже невооружен­ному глазу. С появлением мало-мальски приличных телескопов число известных астрономам туманностей стало быстро расти. В частности, они сбивали с толку «ловцов комет». Один из них, Шарль Мессье, был вынужден составить каталог неподвижных туманных объектов, чтобы не путать их с кометами. Этим ката­логом, насчитывающим всего 109 объектов, иногда пользуются до сих пор. Всякому человеку, интересующемуся наблюдатель­ной астрономией, вне зависимости от того, любитель он или профессионал, известно, что Mi — это Крабовидная туманность, М15 — шаровое скопление в Пегасе, М33 — галактика, извест­ная как туманность Треугольника, и т. д. И хотя в этот и гораз­до более поздний и подробный каталог Дрейера попали самые разнообразные туманные объекты, значительная часть которых оказалась звездными скоплениями или далекими галактиками, начало изучения незвездной космической материи было поло­жено.

«Здесь, вероятно, дыра в небе!» — воскликнул однажды У. Гершель, наблюдая темную туманность в созвездии Скорпиона. Он и далее продолжал считать подобные туманности «дырами», лишенными звезд участками неба и трактовал их как признаки распада Галактики под действием скучивания звезд в скопления. Вслед за великим Гершелем этого мнения придерживались поч­ти все астрономы первой половины XIX века. Однако в «Этюдах звездной астрономии» В Л. Струве, изданных в 1847 году, была высказана уверенность в существовании межзвездного погло­щения света, довольно точно оцененного в половину звездной величины на парсек, и таким образом было открыто межзвезд­ное вещество, не входящее в известные астрономам туманности. В 1909 году Г.А. Тихов обнаружил покраснение звезд, тем более интенсивное, чем дальше от нас звезда. Следовательно, межз­вездное поглощение сильнее проявляется на более коротких волнах видимого света.

174

Изучать межзвездную среду проще всего методами спектро­скопии. Для этого берут какую-либо достаточно удаленную звез­ду хорошо изученного типа и смотрят, какие линии поглощения добавились к ее собственным линиям, известным, что называ­ется, наперечет. Эти новые линии могли добавиться только на пути света от звезды к наблюдателю, т. е. должны принадлежать межзвездной среде. Звезда, собственно, является лишь «прожек­тором», просвечивающим насквозь слой вещества. И пусть это вещество крайне разрежено, зато слой громаден, так что веще­ства в нем предостаточно.

Иное дело — эмиссионные туманности, светящие за счет воз­буждения атомов и молекул газа очень горячими звездами. Их спектр можно получить непосредственно.

В 1930 году Р. Трюмплер указал, что «поглощающее веще­ство может иметь много локальных неоднородностей». Так оно и оказалось. Это обстоятельство сильно затруднило правильную оценку расстояний до галактических объектов и, следователь­но, поставило под сомнение многие наработки астрофизиков. Изучение межзвездной среды перестало быть всего лишь «одной из» областей интереса астрономов и превратилось в область весьма насущную.

Мало-помалу выяснилось, что межзвездная материя — газ и пыль — распределена по Галактике крайне неравномерно. Вне облаков плотность межзвездного газа весьма мала — не более

0,1 атома на 1 см³. В облаках же плотность газа превышает 1 атом на 1 см³ и может быть на много порядков больше. Из-за специ­фической тепловой неустойчивости межзвездный газ не может находиться в неком промежуточном состоянии, и «зародыш» об­лака с плотностью, скажем, 0,3 атома на 1 см³ либо рассеется в пространстве, либо сожмется до такой плотности, при которой облако станет устойчивым.

Любопытен состав межзвездной среды. Здесь, разумеется, преобладает водород — атомарный и молекулярный. Достаточно много также дейтерия, гелия-3 и гелия-4, атомарного кислорода, углерода. Есть натрий, кремний, железо и т. д. Но есть и молеку­

175

лы — гидроксил, циан, моноокись углерода и др. Всего извест­но более 50 видов межзвездных молекул. Среди них есть даже 13-атомная молекула цианодекапентина HC_uN.

Межзвездные пылинки крайне малы. Часто это всего лишь агрегаты, состоящие из нескольких сотен или тысяч атомов — преимущественно углерода. Известна склонность этого эле­мента к образованию сложных структур, из которых наиболее известны фуллерены. Реакции с образованием молекул идут главным образом на поверхности пылинок, но главная функция пыли вовсе не в этом. И не в том, что она мешает астрономам наблюдать удаленные объекты и путает расчеты. Суть в том, что межзвездная пыль играет колоссальную роль в звездообразо­вании.

Сама пыль — тоже порождение звезд. Взрывные процессы,

о которых мы расскажем ниже, планетарные туманности, неко­торые красные гиганты, называемые также «коптящими» звез­дами, а также звезды типа Вольфа-Райе — вот основные постав­щики пыли в межзвездную среду. Ясно, что самые первые звез­ды Вселенной сконденсировались при полном или практически полном неучастии пыли.

Но зададимся сначала вопросом: всякое ли газопылевое об­лако будет сжиматься под действием собственной гравитации, что рано или поздно приведет к конденсации его в звезды? Нет, далеко не всякое. Для того чтобы облако начало сжиматься, его полная энергия, являющаяся суммой положительной тепловой энергии и отрицательной гравитационной энергии, должна быть отрицательной.

Решающее значение здесь принадлежит размерам облака R, ибо тепловая энергия зависит от R в кубе, тогда как гравита­ционная — от R в пятой степени. Следовательно, при данных плотности и температуре облака существует такое Ri, что при R>Ri облако неизбежно будет сжиматься. Из этого следует, что небольшие газопылевые облака с массой порядка солнечной и радиусом, скажем, 1 пк сжиматься не будут (во всяком случае без постороннего воздействия), а крупные облака, называемые

176

газово-пылевыми комплексами, — сжиматься будут. И это при том, что плотность первых выше, чем плотность вторых.

Сказанное верно для небольших температур, так как тепловая энергия облака зависит, разумеется, и от температуры. Массивное и протяженное, но горячее облако сжиматься не будет.

Казалось бы, вдали от звезд царит «космический холод». Но это не так. «Вдали» здесь весьма относительное. Вокруг горячих О- и В-звезд простираются обширные зоны ионизованного во­дорода — так называемые зоны Н II. Межзвездная среда в них нагрета до тысяч и десятков тысяч кельвинов, так что никакого звездообразования там нет и не предвидится. Облака неионизо- ванного водорода НI также подчас имеют температуру, исчисля­ющуюся сотнями кельвинов, что для звездообразования, прямо скажем, многовато. Лишь гигантские холодные облака молеку­лярного водорода, нагретые всего лишь до нескольких десятков кельвинов, способны к конденсации в звезды. Но что охлаждает эти облака, пронизанные, разумеется, высокоэнергетическим излучением звезд? Ясно ведь, что газово-пылевой комплекс с характерным размером в десятки пк нагревается не только сна­ружи, но и изнутри, поскольку такой объем пространства обяза­тельно содержит в себе немало звезд.