Классификация светил по звездным населе́ниям была произведена в 1940-х годах Ва́льтером Бааде, немецким астрономом, эмигрировавшим
в Соединенные Штаты. Наблюдая за звездами галактики Андромеды, он установил, что в зависимости от положения они обладают разными характеристиками, в частности, у
находящихся на спиральных ветвях синяя окраска, тогда как у других — красная. У синих звезд температура и масса выше, но время эволюции короче. Это молодые
звёзды. И наоборот, у красных звезд температура и масса меньше, а период эволюции продолжительнее, то есть это старые звёзды.
Из-за разницы в возрасте у звёзд населений I и
II разный химический состав. Звёзды населения II бедны металлами, так как они
образовывались в «первобытной» межзвездной среде, не засоре́нной последующими
поколениями звезд. Звёзды населения I (например, Солнце) богаче металлами,
которые во времена их образования уже были, и происходят от взрывов сверхновых.
Другой фактор, различающий население, — движение звезд. Звёзды населения II
движутся по сильно вытянутым орбитам, пересекающим плоскость галактики, тогда
как орбиты звезд населения I находятся на плоскости галактики и имеют почти
круглую форму. Поэтому население II называют ещё населением га́ло, тогда как
население I — населением диска. Классические примеры объектов населения I —
звёзды главной последовательности, находящиеся на галактической плоскости, в частности на спиральных ветвях, принадлежащие, например, рассеянным звездным
скоплениям или звездным ассоциациям. К этому населению принадлежат различные типы цефеидов. К нему также относятся диффузные облака́, объединенные в звездные
скопления. Населению же II принадлежат звёзды шаровых скоплений (в основном
находящиеся в гало галактики) и переменные звёзды типа RR Лиры и W Девы. На ветвях Галактики находятся молодые звёзды.
Мы познакомились с решениями Ларсона, которые получены для идеализированной задачи, поддающейся расчету на ЭВМ. Но соответствует ли описанный процесс действительности? Реализуется ли он в природе на самом деле?
Вернемся к небу, туда, где возникают звезды - вернемся к
ярким, голубым, а значит, молодым звездам! Будем искать следы образования звезд, объекты, существование которых следует ожидать на основании решений Ларсона.
Яркие голубые звезды очень горячи, температура на их поверхности достигает 35000 градусов. Соответственно их излучение обладает очень высокой энергией. Это
излучение способно срывать электроны с атомов водорода в межзвездном газе, оставляя положительно заряженные атомные ядра. Водород ионизуется - яркие
массивные звезды ионизуют окружающие газовые массы. В нашей Галактике эти области выдают себя своим свечением, которое возникает, когда ионизованные атомы
водорода захватывают обратно электроны и при этом излучают свет. Тепловое излучение этих областей может быть обнаружено также в радиодиапазоне.
Преимущество измерений в радиодиапазоне состоит в том, что радиосигналы не искажаются поглощающими массами пыли. Лучшим примером такого участия на небе,
где свечение межзвездного вещества возбуждается яркими массивными звездами, является опять же туманность Ориона. Есть ли здесь объекты, имеющие какое-либо
отношение к процессам, рассчитанным Ларсоном? Львиную долю своего времени жизни протозвезда скрыта под пылевой оболочкой, которая медленно оседает на нее. Пыль
поглощает излучение ядра; при этом она нагревается до нескольких сотен градусов и излучает в соответствии с этой температурой. Это тепловое излучение должно
наблюдаться в ИК - диапазоне. В 1967 г. Эрик Беклин и Джерри Нойгебауэр из Калифорнийского технологического института в Пасадене открыли в туманности
Ориона инфракрасную звезду, светимость которой была примерно в 1000 раз выше светимости Солнца, а температура излучения составляла 700 градусов. Диаметр
объекта составлял около 1000 диаметров Солнца. Именно так должна была бы выглядеть газопылевая оболочка протозвезды.
В последнее время выяснилось, что в тех областях нашего
Млечного Пути, где наиболее вероятно образование новых звезд, имеются компактные источники, излучающие не только в инфракрасном, но и в радиодиапазоне. В
туманности Ориона боннский радиоастроном Петер Мецгер с коллегами обнаружил области высокой плотности водорода, откуда исходит особенно мощное
радиоизлучение. В этих областях концентрация свободных электронов, отделенных от атомов водорода, в сотню раз выше, чем в окружающем пространстве. По сравнению с
туманностью Ориона размеры излучающего объекта чрезвычайно малы: они оцениваются в 500000 диаметров Солнца, примерно вчетверо меньше, чем диаметр облака,
падающего на ядро в модели Ларсона. Кроме того, в туманности Ориона обнаружены объекты небольших размеров, откуда исходит молекулярное излучение, прежде всего
излучение молекул воды. Молекулы излучают в радиодиапазоне, и это излучение может приниматься с помощью радиотелескопов. Оказывается, что пространственные
размеры этих объектов составляют всего лишь 1000 диаметров Солнца. Вспомним, что у Ларсона исходный диаметр облака составлял несколько миллионов солнечных
радиусов! Таким образом, молекулярное излучение должно, по-видимому, исходить от ядра протозвезды. Конечно, следует быть осторожным в интерпретациях такого рода.
С уверенностью можно лишь утверждать, что в туманности Ориона наблюдаются объекты, которые, ничем не выдавая себя в видимом свете, обладают весьма
значительной концентрацией газа и пыли, что в точности соответствует облакам в модели Ларсона. Есть, однако, и другие свидетельства в пользу того, что
наблюдаемые источники ИК - и радиоизлучения действительно являются протозвездами. Так, группа австрийского астронома Вернера Чарнутера повторила
усовершенствованными методами расчеты модели Ларсона. Были рассчитаны, в частности, процессы, связанные с возникновением ИК - излучения. Совпадение с
наблюдениями оказалось поразительным: всё говорит о том, что мы действительно наблюдаем протозвезды, смоделированные на ЭВМ. Коль скоро мы так вплотную
приблизились к разгадке возникновения звёзд, можно задать вопрос, удастся ли в рамках этой модели объяснить образование всех 100 миллиардов звёзд нашей Галактики?
Рождение звезд в природе
Итак,
мы пришли к выводу, что звёзды рождаются, когда облако, состоящее в основном из
межзвездного газа и пыли, сжимается и уплотняется под действием собственной гравитации и именно этот процесс приводит к образованию звёзд. С помощью
оптических телескопов можно увидеть эти зоны, они похожи на темные пятна на ярком фоне. Их называют «гигантскими комплексами молекулярных облаков»,
потому что водород входит в их состав в форме молекул. Эти ко́мплексы, или системы, наряду с шаровыми звездными скоплениями, представляют собой самые
крупные структуры в Галактике, их диаметр иногда достигает 1300 световых лет.
Для изучения их особенностей ученые используют мощные радиотелескопы, с помощью которых можно уловить слабое миллиметровое излучение, исходящее от молекулярных облаков. Ближайшая к нам (Солнечной системе) зона
активного звездообразования - это, как уже было сказано, туманность
Ориона, её можно увидеть даже невооруженным глазом.
Теперь из наблюдений известно, что молодые звёзды всегда находятся в молекулярном газе, а рядом с уже образовавшимися молодыми звездами в
молекулярных облаках соседствуют и так называемые дозвё́здные я́дра — плотные газопылевые сгустки, по наблюдению спектров которых можно заключить, что они
сжима́ются. Это обстоятельство подтверждает теоретическое предположение о источнике материи для звезд.
Однако, механизм изначального появления этих
сгустков-уплотнений в равномерно распределённом в пространстве межзвёздном газе до сих пор однозначно не ясен. На этот счёт существует две основных
теории. Согласно одной из них, молекулярные облака удерживаются от сжатия магнитным полем (магнитное поле в молекулярных облаках действительно обнаружено
по анализу спектров), а дозвёздные я́дра появляются там, где сила магнитного поля по каким-то причинам уступает силе гравитационного сжатия. Согласно другой
версии, движущей силой звездообразования является наблюдаемая в облаках
турбулентность: дозвё́здные я́дра образуются там, где случайно сталкиваются
хаотические потоки вещества. Однако объем наблюдательных данных пока слишком мал, чтобы можно было с уверенностью отдать предпочтение одному из этих
механизмов, возможно даже, что оба этих механизма участвуют в формировании сгустков межзвёздного газа.
Упрощённо, чтобы описать последовательность процессов образования, будем считать, что первые галактики образовались из-за того, что материя была распределена́ во Вселенной неравномерно, затем в галактиках
постепенно начали формироваться звёзды в результате сжатия газовых облаков под действием гравитации.
Более молодые звёзды, их называют «звёздное население I»,
образовались из остатков, получившихся в результате вспышек старых звезд, их
называют «звёздное население II». Вспышка взрывного характера вызывает ударную
волну, которая доходит до ближайшей туманности и провоцирует её сжатие.
Таким образом, происходит сжатие части туманности. Одновременно с этим процессом начинается образование плотных темных газопылевых
облаков круглой формы. Их называют «глобулы Бо́ка». Бок - американский астроном голландского происхождения
(1906-1983 г.) - впервые описал глобулы. Масса глобул примерно в 200 раз превышает массу нашего Солнца. По мере того как глобула Бо́ка продолжает сгущаться, её
масса увеличивается, притягивая к себе благодаря гравитации материю из соседних областей. В связи с тем, что внутренняя часть глобулы сгущается быстрее, чем
внешняя, глобула начинает разогреваться и вращаться. Через несколько сотен тысяч лет, во время которых происходит сжатие, образуется протозвезда.
Итак,
мы пришли к выводу, что звёзды рождаются, когда облако, состоящее в основном из
межзвездного газа и пыли,