Звёзды рождаются и сегодня

Ключ к разгадке дают уже известные нам факты. Известно, что массивные звёзды, масса которых превышает десять солнечных, быстро старятся. Они легкомысленно транжирят свой водород и уходят с главной последовательности. Поэтому, наблюдая массивную звезду, принадлежащую к главной последовательности, мы знаем, что она не может быть старой. Такую звезду отличает большая яркость: благодаря очень высокой температуре поверхности она светится голубым светом.

Таким образом, голубые яркие звёзды ещё молоды - их возраст не превышает миллиона лет. Это, конечно, очень мало по сравнению с теми миллиардами лет, в течение которых светит наше Солнце. Итак, тот, кто желает найти, где во Вселенной рождаются звёзды, должен ориентироваться по ярким голубым звёздам главной последовательности. Если найти место, где недавно образовались звёзды, может случиться, что звёзды рождаются там и сегодня. На небе можно обнаружить целые скопления ярких голубых звёзд. Чем же они замечательны для нас?

Обнаруживаются области, в которых плотность молодых звёзд высока - они находятся среди старых звезд, но здесь их всё же больше, чем где-либо. Складывается впечатление, что не так уж давно среди старых звёзд возникли новые звёзды, которые теперь медленно смешиваются со своим окружением.

В то время как звёзды в скоплениях расположены близко друг к другу и не расходятся, удерживаемые силой взаимного притяжения, эти молодые звёзды довольно скоро "разбегаются" и "теряют друг друга из вида". К этим так называемым звёздным ассоциациям привлёк внимание советский астроном В. А. Амбарцумян. Могут ли они подсказать нам, как возникают звёзды? Между звездами здесь можно увидеть плотные газовые и пылевые скопления. Примером может служить туманность Ориона.

Компьютерная модель рождения звёзд

Процесс рождения звезды описал в своей докторской диссертации, подготовленной в Калифорнийском технологическом институте, молодой канадский астрофизик Ричард Ларсон в 1969 г. Его диссертация стала классикой современной астрофизической литературы. Ларсон исследовал образование отдельной звезды из межзвездного вещества. Полученные им решения подробно описывают судьбу отдельного газового облака. Ларсон рассматривал шарообразное облако с массой, равной одной солнечной, и с помощью компьютера наблюдал за его дальнейшим развитием с такой точностью, какая только была тогда возможна. Взятое им облако само по себе уже было сгущением, фрагментом большого коллапси́рующего объема межзвёздной среды. Соответственно плотность его была выше плотности межзвездного газа: в одном кубическом сантиметре содержалось 60000 атомов водорода. Диаметр исходного облака Ла́рсона составлял 5 миллионов солнечных ра́диусов. Из этого облака образовывалось Солнце, и этот процесс по астрофизическим масштабам занимает очень недолгое время: всего 500000 лет. Вначале газ прозрачен. Каждая частица пыли излучает постоянно свет и тепло, и это излучение не задерживается окружающим газом, а беспрепятственно уходит в пространство. Такова исходная прозрачная модель; дальнейшая судьба газового шара такова: газ свободно падает к центру; соответственно в центральной области накапливается вещество. У изначально однородного газового шара в центре образуется ядро с более высокой плотностью, которая и далее возрастает.

Ускорение силы тяжести вблизи центра становится больше, и скорость падения вещества сильнее всего нарастает вблизи центра. Почти весь водород переходит в молекулярную форму: атомы водорода попарно связываются в прочные молекулы. В это время температура газа невелика и пока не возрастает. Газ всё еще настолько разрежё́н, что всё излучение проходит сквозь него наружу и не подогревает коллапсирующий шар. Только через несколько сотен тысяч лет плотность в центре возрастает до такой степени, что газ становится непрозрачным для излучения, уносящего тепло. Вследствие этого в центре нашего большого газового шара образуется горячее ядро (радиус которого составляет примерно 1/250 первоначального радиуса шара), окруженное падающим веществом. С ростом температуры возрастает и давление, и в какой-то момент сжатие прекращается. Радиус области уплотнения равен примерно радиусу орбиты Юпитера; в ядре в это время сосредоточено примерно 0,5% массы всего вещества, участвующего в процессе. Вещество продолжает падать на относительно небольшое ядро. Падающее вещество несет энергию, которая при падении превращается в излучение. Ядро же сжима́ется и нагревается всё сильнее. Так продолжается, пока температура не достигнет примерно 2000 градусов. При этой температуре молекулы водорода начинают распадаться на отдельные атомы. Этот процесс имеет для ядра важные последствия. Ядро вновь начинает сжима́ться и сжима́ется до тех пор, пока выделяющаяся при этом энергия не превратит все молекулы водорода в отдельные атомы.

Новое ядро лишь немногим больше нашего Солнца. На это ядро падают остатки окружающего вещества, и из него в конечном счете образуется звезда с массой, равной солнечной. С этого момента интерес представляет в основном только это ядро.

Протозвезда́

Поскольку этому ядру предстоит в конце концов превратиться в звезду, его называют протозвездой. Его излучение поглощается падающим на него веществом; плотность и температура растут, атомы теряют свои электронные оболочки - как говорят, атомы ионизуются. Снаружи пока удается увидеть не так уж много. Протозвезда окружена плотной оболочкой из падающих на нее газовых и пылевых масс, не пропускающей наружу видимое излучение; она освещает эту оболочку изнутри. Только когда основная часть массы оболочки упадет на ядро, оболочка станет прозрачной и мы увидим свет звезды. Пока остатки оболочки падают на ядро, оно сжима́ется, и температура в его недрах вследствие этого повышается. Когда температура в центре достигнет 10 миллионов градусов, начинается термоядерное горение водорода. Коллапси́рующее облако, масса которого равна массе Солнца, становится совершенно нормальной звездой главной последовательности - это, так сказать, пра-Солнце (молодое Солнце). К концу стадии протозвезды́, ещё до того, как звезда "выйдет" на главную последовательность, в её глубинах происходит конвекционный перенос энергии в более обширные области. Происходит активное перемешивание солнечного вещества.