Глубокое погружение в хаотичный процесс звездообразования.
Как и у людей, рождение звезд – дело нелегкое. История рождения звезд, подобных Солнцу, начинается с огромных межзвездных облаков, которые разрушаются под действием собственной чудовищной гравитации, и включает в себя огромные пароксизмы света и звука (да, в космосе есть звук). Но когда пыль рассеивается (в буквальном смысле), остается звездная печь, работающая на ядерном топливе, которая будет ярко гореть миллиарды лет в окружении целой семьи планет, использующих эту энергию для всего – от создания климата до возникновения жизни. Историю звездообразования астрономы смоделировали совсем недавно благодаря наблюдениям, сделанным с помощью самых мощных телескопов в мире. Эта история не только объясняет усеянное звездами ночное небо, но и помещает Землю и ее обитателей в правильный космический контекст.
Межзвездная среда
Чтобы понять историю звездообразования, нам необходимо определить космическую ситуацию. В нынешнюю космологическую эпоху большая часть “нормальной материи” во Вселенной (за исключением “темной”) находится в галактиках, подобных Млечному Пути (хотя в обширных областях между галактиками тоже много чего находится). Галактики, подобные нашей, состоят как из звезд, так и из межзвездного газа (также называемого межзвездной средой, или МЗС). Например, в Млечном Пути насчитывается более 100 миллиардов звезд и примерно в 10 миллиардов раз больше межзвездного вещества, чем у Солнца. Именно межзвездное вещество имеет значение для образования новых звезд, а межзвездная среда может принимать различные формы.
Часть межзвездного газа равномерно распределена в разреженных облаках атомарного водорода при “теплых” температурах в 8 000 кельвинов(7726.85 Цельсия). Другая форма межзвездного вещества – сверхгорячий, миллионноградусный “корональный газ”. Этот материал состоит из высокоионизированных атомов (т. е. атомов, лишенных части электронов), оставшихся после сверхновых – апокалиптических взрывов звезд, гораздо более массивных, чем Солнце. Однако ни теплый атомарный, ни горячий корональный виды межзвездного газа не принимают непосредственного участия в рождении звезды. Обе формы МЗС, как мы увидим, слишком тонко распределены и имеют слишком высокую температуру, чтобы процесс звездообразования мог происходить в их областях.
Именно межзвездный газ в виде молекулярных облаков является центром звездообразования. Потому что это самые плотные и холодные области МЗС. При температуре в десятки градусов выше нуля газ в этих облаках может химически соединяться с такими веществами, как угарный газ, аммиак и молекулярный водород (отсюда и название “молекулярные облака”). После образования молекул плотность в облаках достаточно высока, чтобы защитить их от расщепления фоновым звездным ультрафиолетовым излучением, заполняющим межзвездное пространство.
Почему же низкие температуры и высокая плотность так важны для звездообразования? Ответ заключается в “вечной войне” между гравитацией и давлением во Вселенной. Облака удерживаются против собственного веса (собственной “самогравитации”) за счет теплового давления. Давление выталкивает облако наружу, поддерживая его в “надутом” состоянии, подобно тому, как воздушный шар надувается под действием теплового давления воздуха, давящего на его резиновую оболочку.
Чтобы превратить межзвездный материал в звезду, нужно собрать достаточно массы, чтобы сумма собственного гравитационного притяжения пересилила тепловое давление облака и вызвала гравитационный коллапс. Ключевой момент физики заключается в том, что холодный газ обладает меньшим тепловым давлением, чем горячий.
Не менее важно и то, что плотное облако обладает большей собственной гравитацией, чем такое же по размеру разреженное облако (больше материала на кубический метр – больше внутреннее гравитационное притяжение). Если сложить все это вместе, то плотные, холодные молекулярные облака – единственная межзвездная среда, в которой может происходить гравитационный коллапс. Именно поэтому молекулярные облака служат звездными яслями (питомниками) для Млечного Пути.
Гравитационный коллапс и рождение протозвезд
Типичные молекулярные облака могут содержать более миллиона Солнц. Они также могут простираться на сотни световых лет. Из-за огромных размеров молекулярные облака не распадаются как единое целое. Если бы это произошло, то появились бы звезды массой в миллион солнечных масс. Вместо этого самые крупные звезды сегодня примерно в 100 раз превышают массу Солнца. Поэтому, чтобы изучить формирование звезд, подобных Солнцу, нам нужно сосредоточиться на небольших областях большого молекулярного облака.
Молекулярные облака не являются статичными структурами, они наполнены турбулентностью (т.е. случайными завихрениями, подобно водоворотам в быстротекущей реке). Турбулентность создает локальные условия высокой плотности – считайте их “облаками”, – в которых самогравитация может превзойти тепловое давление и вызвать коллапс. Именно в тот момент, когда гравитация начинает “побеждать”, и начинается звездообразование. Молекулярный газ и пыль начинают падать внутрь к центру облака.
Газ и пыль ускоряются по мере падения и в конце концов достигают скорости более 35 000 км в час. По мере сближения с центром облака падающий материал становится плотнее. Поначалу частицы газа остаются холодными, пока они движутся внутрь. Тепло, полученное в результате столкновений, когда газ опускается вниз, излучается в виде света. Эти фотоны могут вырваться из сжимающегося облака в космос (и попасть в наши телескопы).
Однако в конце концов падающий материал становится настолько плотным, что начинает удерживать большую часть собственной энергии. В том числе и тепло, выделяемое при столкновении материала на гиперзвуковых скоростях с быстро растущим и плотным центральным объектом, который теперь по праву можно назвать “протозвездой”. Мощные ударные волны (разновидность звука) образуются на поверхности протозвезды, когда потоки газа обрушиваются на ее поверхность. Хотя большая часть энергии, генерируемой этими ударными волнами, остается в протозвезде, часть энергии успевает вырваться наружу, что дает астрономам ключевую подсказку о возникновении протозвезды.
Путешествие от протозвезды к звезде
Однако протозвезда – это еще не звезда, и разница заключается в характеристиках ядра. Звезда, подобная Солнцу, питается за счет термоядерных реакций. В ядре зрелой звезды, такой как Солнце, плотность и температура настолько высоки, что ядра водорода многократно сталкиваются друг с другом и превращаются в гелий, следующий по тяжести элемент в периодической таблице. Для образования одного ядра гелия (два протона и два нейтрона) требуется четыре ядра водорода (каждое из которых состоит из одного протона).
В ходе термоядерных реакций, управляющих превращением водорода в гелий, небольшое количество массы водорода преобразуется в энергию (благодаря эйнштейновскому E = mc2). Звезды, как и облака, из которых они родились, используют тепловое давление, чтобы бороться с собственной сокрушительной гравитацией. Это давление обеспечивается за счет энергии, выделяемой в ядерных реакциях.
Когда протозвезда начинает формироваться в центре падающего водоворота молекулярного облака, температура в ее центре и плотность не настолько высоки, чтобы запустить ядерные реакции, подобные солнечным. Однако, как ни странно, протозвезды могут быть гораздо ярче Солнца. Их светимость – временное явление, заимствованное из энергии падения начального облака (тех самых ударных волн) и более медленного сокращения массы протозвезды. Чтобы действительно стать зрелой звездой, протозвезды должны набрать больше массы за счет падения. Они также должны дождаться сжатия, чтобы повысить плотность ядра и увеличить центральную температуру выше критических 10 миллионов градусов Кельвина, когда могут начаться устойчивые термоядерные реакции с выделением гелия.
Если бы гравитационное падение – это все, что связано со звездообразованием, астрономам было бы проще. Однако в рождении звезд участвует еще один ключевой игрок, помимо гравитации и теплового давления. Угловой момент, который можно представить как вращение, не только меняет основную историю звездообразования, но и является причиной того, что мы с вами находимся на пригодной для жизни планете, чтобы рассказать об этом.
Турбулентность молекулярных облаков означает, что каждое облако, готовое к гравитационному коллапсу, уже вращается в ту или иную сторону (вспомните все вращающиеся вихри, когда вы энергично размешиваете воду в ванне). Угловой момент – это мера вращения облака, и фундаментальные законы физики говорят нам, что он сохраняется. Это означает, что когда облако изменяет размер, разрушаясь, оно не может потерять (или приобрести) свой первоначальный спиновый момент. Сохранение углового момента имеет важные последствия для нашей истории звездообразования.
Каждый, кто когда-либо наблюдал за олимпийским фигурным катанием, видел этот принцип в действии: когда фигурист входит во вращение с вытянутыми руками, а затем прижимает руки, скорость вращения увеличивается. Это и есть сохранение углового момента. Если вы вращаетесь и становитесь меньше, вы должны вращаться быстрее. Однако стоит обратить внимание на то, насколько быстрее вращается фигурист после того, как его размер изменился всего на одну длину руки. Когда вращающееся облако коллапсирует до протозвезды, оно уменьшается в 1 миллион раз или даже больше. Этого более чем достаточно, чтобы изменить архитектуру коллапса.
Когда вращающееся облако разрушается, весь газ не падает прямо на протозвезду. Вместо этого ось вращения определяет “экватор” облака (экватор должен быть перпендикулярен оси вращения). Падающее вращающееся вещество из экваториальных областей облаков не может упасть прямо на звезду. Вместо этого оно движется вокруг оси вращения так быстро, что выходит на орбиту вокруг протозвезды, а не падает на нее.
Таким образом, вокруг протозвезды образуется диск из газа и пыли. Эта структура, называемая аккреционным диском, будет служить резервуаром для материала, который медленно вращается по спирали и в конце концов частично попадает в протозвезду. Изначально это была теоретическая конструкция (этого требовало сохранение углового момента), но теперь астрономы с помощью радиотелескопа ALMA получили потрясающие изображения с высоким разрешением этих дисков в звездообразующих регионах по всей Галактике.
Внешний вид этих дисков напрямую связан с тем, что изучают такие астрономы, как я. Аккреционные диски – это место, где формируются планеты. Когда пыль и газ обращаются вокруг протозвезды, начинается длинная череда взаимодействий. Пылинки сталкиваются, образуя более крупные пылинки, которые затем сталкиваются, образуя крупинки, которые затем образует камни, затем валуны, и так далее, вплоть до планет. Очевидно, что процесс образования планет не ограничивается только этим.
История формирования планет сложна, увлекательна и все еще находится в стадии изучения. Но для нашей истории звездообразования важно то, что, хотя она начинается с облака межзвездного газа протяженностью в несколько световых лет, а заканчивается планетами. И на некоторых из этих планет возникнет жизнь, поэтому история звездообразования заканчивается не только планетами, но и нами с вами.
Адам Франк – профессор астрофизики Рочестерского университета и ведущий эксперт по заключительным стадиям эволюции таких звезд, как Солнце.
Читайте также: Темная материя может формировать взрывающиеся звезды – их обнаружение может помочь выяснить, из чего она состоит
