Оказывается — углерод. Его уникальные свойства таковы, что, поглощая высокоэнергичные кванты и переходя в возбужденное состояние, атом углерода спонтанно излучает затем кванты инфракрасного излучения, для которого газово-пылевой комплекс прозрачен. Таким образом, тепловая энергия не накапливается внутри газово-пылевого комплекса, а сбрасывается вовне, и газ остается холодным, а значит, выполняется условие отрицательности полной энергии облака.
Такое облако уже должно начать сжиматься, почти не нагреваясь при этом, поскольку избыток тепла опять-таки сбрасывается при помощи углерода и будет сбрасываться до тех пор, пока облако останется прозрачным к ИК-излучению. Можно сказать на вполне устоявшемся научном жаргоне, что углерод в данном случае выполняет роль «холодильника». Если облако сферично,
177
однородно и лишено момента вращения, то теоретически оно должно сконденсироваться в одну титаническую протозвезду. Но так не бывает. Г азово-пылевые комплексы далеко не сферичны, не однородны и не лишены момента вращения, причем отдельные их части имеют разные скорости движения. Следовательно, по мере сжатия облако будет делиться на все более мелкие фрагменты, «затравками» которых послужат местные неоднородности. Впоследствии эти фрагменты имеют все шансы стать звездами.
На практике, однако, имеется достаточно большое количество холодных молекулярных облаков, находящихся в квазиу- стойчивом состоянии — «и надо бы начать сжиматься, да что-то не хочется». Таким облакам часто требуется посторонняя сила, побуждающая облако к сжатию. Какого рода может быть эта «братская помощь» со стороны?
Во-первых, уплотнение газа при входе в спиральный рукав. Здесь мы немного забегаем вперед, но вынуждены это сделать. Что такое рукав спиральной галактики? Это волна уплотнения материи, стимулирующая звездообразование. Как и почему она возникла, нас сейчас не интересует. Рукава заметны именно потому, что в них находится множество массивных горячих звезд очень высокой светимости. Эти звезды родились в рукаве и не успели за время своей жизни его покинуть, а жизнь у массивных звезд ох какая короткая!
Обладая собственным гравитационным потенциалом, рукав несколько задерживает движение звезд, проходящих сквозь него, увеличивая тем самым свое тяготение. Что до ионизованного газа, то он попросту стекает в спиральный рукав по линиям галактического магнитного поля. Здесь вновь прибывший газ сталкивается с уже находящимися в рукаве газовыми облаками и уплотняет их, стимулируя звездообразование.
Во-вторых, бешеное излучение молодых горячих звезд — и часто не одиночных звезд, а их скоплений — выметает газ из их ближайших окрестностей. При этом более плотные газово-пылевые конденсации «обжимаются», за ними образуются длинные «хво
178
сты» материи, похожие на рога на рис. 18, цв. вклейка, а в самих конденсациях начинается звездообразование.
В-третьих, взрывы Сверхновых образуют ударную волну, распространяющуюся на десятки парсеков. Уплотняя газ, ударная волна стимулирует рождение звезд.
На практике эти три механизма нередко работают сообща. Газово-пылевой комплекс, находящийся в спиральном рукаве, уплотняется газом, втекающим в рукав. Начинается первая волна звездообразования. Если среди новорожденных звезд есть массивные горячие «индивиды», обычно объединенные в так называемые ОВ-ассоциации, то их излучение запускает вторую волну звездообразования. Жизнь массивной звезды, как мы помним, коротка и нередко оканчивается вспышкой Сверхновой, ударная волна от которой запускает третью волну звездообразования. Иногда бывает так, что первая волна еще не успела добраться до конца газово-пылевого комплекса, а в нем уже идут две последующие.
Чаще, однако, первая волна звездообразования не оставляет достаточно газа, чтобы из него тотчас же начали формироваться звезды второй и третьей волны. Зато сплошь и рядом наблюдается пространственный градиент возрастов звезд в молодых звездных комплексах. Очень показательна эмиссионная туманность М17, известная также под именем «туманность Омега». В самой туманности находятся очень молодые горячие звезды (потому-то она и эмиссионная), по одну сторону от нее — рассеянное звездное скопление и ОВ-ассоциация, по другую — холодное молекулярное облако с признаками звездообразования. Очень хорошо градиент возрастов звезд виден в крупной звездной ассоциации Ориона.
Рассмотрим в общих чертах популярную модель Хаяши- Накано. Пусть мы имеем холодное молекулярное облако однородной плотности, сферическое, не вращающееся и, следовательно, не склонное к распаду по мере сжатия. Пусть его радиус будет порядка радиуса орбиты Плутона, а масса порядка солнечной. Поскольку температура облака при сжатии не увеличивает-
179
— Часть III — i
i
ся, сжатие будет очень быстрым. Изотермическое сжатие есть не , что иное, как свободное падение молекул к центру гравитации, совпадающему с центром облака. Но! В какой-то момент времени плотность облака возрастает настолько, что оно перестает быть прозрачным для собственного ИК-излучения. Углерод уже не является эффективным «холодильником», и выделившееся при сжатии тепло облаку приходится сбрасывать иначе — путем конвекции. Стадия свободного падения очень коротка, всего- навсего порядка ю лет. За это время радиус облака уменьшится в 100 раз, составив около 25 ООО радиусов Солнца, а его плотность достигнет величины порядка 10-14 г/см3. (Разумеется, процесс самого раннего сжатия облака до размеров орбиты Плутона займет гораздо больше времени.) Перед наступлением непрозрачности скорость сжатия облака настолько велика, что выделяющаяся энергия должна наблюдаться как кратковременная инфракрасная вспышка мощностью в несколько тысяч светимостей Солнца. Далее в облаке возникает конвекция, оно «закипает», и сжатие его сильно замедляется.
Но не останавливается! Отвод тепла с помощью конвективных потоков на поверхность, где оно преобразуется в излучение и покидает облако, конечно, гораздо менее эффективен, нежели прямое излучение сквозь прозрачное облако, однако он далеко не нулевой. На этом этапе плотность облака становится неоднородной, увеличиваясь к центру. Всплывая к поверхности, потоки горячего газа расширяются адиабатически, поэтому данный этап эволюции облака в звезду принято называть стадией адиабатического сжатия.
При этом, согласно теореме о вириале, лишь половина освободившейся в результате сжатия гравитационной энергии будет излучена в пространство — вторая половина пойдет на нагрев облака. Кипя, оно будет продолжать сжиматься до тех пор, пока в его центре не начнутся ядерные реакции, и даже некоторое время после этого. Как мы знаем, при повышении температуры в первую очередь начинают идти реакции на легких ядрах с низким кулоновским барьером. Это главным образом реакции
l80
превращения дейтерия в гелий. Для начала ядерной реакции им достаточно миллиона градусов. Но мы помним также и то, что этих ядер мало, выгорают они быстро и способны лишь приостановить сжатие на недолгое время. Сжатие протозвезды остановится лишь тогда, когда заработают ядерные реакции на водороде, и не просто заработают, а обеспечат достаточное энерговыделение, чтобы давление света скомпенсировало гравитацию. В этот момент протозвезда становится молодой звездой главной последовательности.
Сколько же времени проходит от начала гравитационного сжатия до «посадки» звезды на главную последовательность? По-разному. Это время сильно зависит от массы протозвезды. Расчеты показывают, что для массы, равной массе Солнца, оно составляет около 50 млн лет, для вдвое меньшей массы — уже 155 млн лет, а протозвезда с массой в 15 масс Солнца станет звездой всего-навсего за 6о тыс. лет.
Модель Хаяши-Накано, как и большинство других моделей эволюции протозвезд, разумеется, крайне упрощена, поскольку не учитывает вращения протозвездного облака, градиента плотности, магнитных полей и др. Учет вращения, например, приводит к образованию вокруг звезды газово-пылевых (протопла- нетных) дисков. Что и подтверждается: протопланетные диски обнаружены методами инфракрасной астрономии у многих молодых звезд.
Любопытны модели формирования массивных звезд. Расчеты показали, что чем протозвездное облако массивнее, тем меньшая часть его массы превратится в звезду и тем большая часть внешней оболочки сжимающегося облака будет остановлена инфракрасным излучением народившейся в центре облака протозвезды и начнет расширяться. Массивные звезды рождаются окруженными плотным «коконом» газопылевой материи, причем масса «кокона» может в разы превышать маесу звезды. Излучение ионизует и «расталкивает» вещество «кокона», но к тому времени, когда оно станет прозрачным, протозвезда уже превратится в звезду. Поэтому мы не можем наблюдать массив
181
ные протозвезды методами оптической астрономии — эти протозвезды скрыты от нас толщей непрозрачной материи. Но они проявляют себя как «точечные» инфракрасные источники и — на определенной стадии своей эволюции — как космические источники мазерного излучения, наблюдаемого в радиодиапазоне. Рабочим телом космического мазера является вещество «кокона», а накачку осуществляет излучение протозвезды.
При меньших массах протозвезд «коконы» невелики, а сроки дрейфа к главной последовательности длинны, так что покров темного вещества успевает худо-бедно развеяться в пространстве, сделав протозвезды видимыми. На что они похожи?
Беглый взгляд причисляет их к красным гигантам — сильно проэволюционировавшим звездам, — но спектр говорит иное. В нем есть линии поглощения лития, чего нет ни у Солнца, ни у типичных красных гигантов. Что и понятно: у лития низкий кулоновский барьер, поэтому в «нормальных» звездах он давно выгорел вслед за дейтерием. Кроме того, эти странные красные гиганты, известные как звезды типа Т Тельца, быстро и хаотично меняют свой блеск и, что еще важнее, всегда наблюдаются в скоплениях, погруженных в плотные облака газово-пылевой межзвездной среды. Часто, хотя и не всегда, Т-ассоциации совпадают с О-ассоциациями, т. е. группами заведомо молодых горячих звезд. Все наблюдательные факты говорят в пользу того, что звезды типа Т Тельца суть не что иное, как протозвезды.