Звезды без малейшего преувеличения можно назвать фундаментальнейшей вселенской структурной единицей. Практически все, что мы видим вокруг нас — это либо сами звезды, либо то, что ими освещено и синтезировано в их недрах... Именно они в незапамятные времена заставили человека проявить интерес к строению Космоса: наблюдение за звездами легло в основу календаря, их подсчеты позволили очертить контуры Галактики, звездные спектры убедили людей в единстве химического состава Вселенной. За 150 лет существования астрофизики накоплено огромное количество наблюдательного материала. Теория звездной эволюции по праву считается одной из наиболее разработанных астрономических теорий.

РОЖДЕНИЕ ЗВЕЗД - ВЕЛИКАЯ ЗАГАДКА МИРОЗДАНИЯ

    Обилие наблюдательной информации о звездах обусловлено тем, что они излучают главным образом в удобном для исследований «видимом» диапазоне. Это, кстати, не случайное совпадение: если бы земная атмосфера была непрозрачна в той области спектра, на который приходится максимум излучения Солнца (типичной звезды), вряд ли на Земле появились бы живые существа. А то, что их органы зрения наиболее чувствительны именно к этому диапазону электромагнитных волн — закономерное следствие приспособления к условиям окружающей среды. К сожалению, накопленный на сегодняшний день гигантский объем информации все же не позволяет до конца прояснить тайну «звездного рождения» — как облик младенца не дает возможности восстановить всю историю знакомства его родителей. Выйдя на главную последовательность, звезда «забывает» обо всей предшествующей эволюции. Непосредственные же наблюдения самых ранних этапов звездообразования существенно сложнее и при этом намного менее информативны, чем наблюдения самих звезд.
    Своим свечением звезды обязаны очень мощному механизму энерговыделения — термоядерным реакциям. Однако в тот момент, когда реакции эти только начинаются, звезда все еще окружена непрозрачной оболочкой из остатков протозвездного вещества, поэтому наземным и космическим телескопам доступно лишь инфракрасное излучение пыли, нагретой первыми «звездными лучами». А пока в недрах звезды не «заработал» термоядерный синтез, ее излучение обеспечивается почти исключительно энергией гравитационного сжатия (а также трения между собой потоков частиц прото-звездной туманности) и приходится на еще более длинноволновый, так называемый субмиллиметровый диапазон.

Казалось бы, налицо противоречие: как разреженный газ может быть горячим, а плотный — холодным, если мы все хорошо знаем, что газ при сжатии нагревается? К тому же в качестве причины «загорания» термоядерных реакций назван нагрев сжимающихся протозвездных облаков! Объяснение состоит в том, что газ при сжатии нагревается лишь в адиабатических условиях, то есть когда он лишен возможности остывать. Для межзвездного газа это условие не выполняется: в нем действует сразу несколько механизмов охлаждения. Их сущность состоит в том, что в процессе хаотического теплового движения частицы (атомы и молекулы) сталкиваются друг с другом. Иногда в результате столкновения они переходят из основного в возбужденное состояние, позаимствовав для этого часть тепловой энергии. При обратном переходе в основное состояние излучается фотон. Если среда достаточно прозрачна, он беспрепятственно уходит из системы (например, из сжимающегося облака), унося с собой часть энергии — среда остывает. Поскольку частота столкновений увеличивается с плотностью, то по мере сжатия газ остывает все эффективнее.     При начальных стадиях протозвездного сжатия эта ситуация на протяжении некоторого времени сохраняется: газ сжимается, но не нагревается, потому что избыток энергии уносится фотонами. Но через некоторое время плотность газа возрастает настолько, что он становится непрозрачным для собственного излучения, и эффективность его охлаждения резко падает. Вот тут-то и начинается нагрев, ведущий, в конечном итоге, к образованию звезды...

    Наблюдения в инфракрасном и субмиллиметровом диапазонах сопряжены со значительными техническими трудностями. Во-первых, чем длиннее волна регистрируемого излучения, тем сильнее на этой волне тепловое фоновое излучение самого телескопа, а значит, приходится прилагать большие усилия для его охлаждения. Во-вторых, разрешающая способность данного конкретного объектива — минимальное угловое расстояние между двумя раздельно видимыми точками изображения — пропорциональна длине волны, поэтому для субмиллиметровых волн приходится строить многометровые антенны, причем требования к качеству поверхности остаются очень высокими (гораздо выше, чем у «обычных» радиотелескопов). Наконец, в-третьих, прозрачность земной атмосферы в диапазоне, необходимом для наблюдения ранних стадий звездообразования, оставляет желать лучшего, то есть сложное и громоздкое оборудование приходится устанавливать в труднодоступных горных районах, а то и вовсе выводить в космос.

Распределение яркости излучения молекул оксида углерода (СО) вдоль плоскости Галактики. Считается, что по наблюдениям СО можно установить расположение молекулярных облаков.

КАРТА РАСПРЕДЕЛЕНИЯ СО ВДОЛЬ ПЛОСКОСТИ ГАЛАКТИКИ

    Поскольку достаточно чувствительные телескопы инфракрасного и субмиллиметрового диапазона с хорошим пространственным и спектральным разрешением появились лишь в последние годы, можно сказать, что углубленное изучение процессов звездообразования только начинается, и наши познания о «дотермоядерном» этапе звездной эволюции до сих пор находятся в зачаточном состоянии. Конечно, мы довольно хорошо представляем себе общую цепочку событий, ведущих к рождению звезды, но в этой цепочке по сей день отсутствуют некоторые очень важные звенья. Приходится признать, что вопрос «Как образуются звезды?» пока не получил исчерпывающего ответа.

Карта одной из ближайших к нам областей звездообразования в созвездии Тельца. Цветом показано излучение пыли, контурами — излучение молекул СО. На карту нанесены также плотные дозвездные ядра из каталога темных туманностей, составленного Беверли Линде.

СОЗВЕЗДИЕ ТЕЛЬЦА

    Впрочем, разговор о звездообразовании уместно начать с ответа на более простой вопрос: почему мы вообще считаем, что звезды образуются — не существуют вечно и не образовались некогда раз и навсегда, а продолжают возникать в настоящую эпоху? Здесь одним из признанных доказательств считается открытие так называемых Т-ассоциаций — групп переменных звезд типа Т Тельца. Как показал в 1950-е годы известный советский астрофизик В.А.Амбарцумян, члены этих групп движутся слишком быстро, чтобы взаимное притяжение могло удержать их от разлета. Через несколько миллионов лет Т-ассоциации неминуемо должны разрушиться, а значит, и образоваться они должны были относительно недавно. Кроме того, теория звездной эволюции предсказывает, что время жизни звезды зависит от ее массы, причем самые массивные звезды (в десятки раз тяжелее Солнца) живут не более нескольких миллионов лет. Между тем такие звезды известны — благодаря их огромной светимости они легко наблюдаются даже в далеких галактиках. Это опять же указывает на то, что звездообразование происходит безостановочно.
    Выяснив, что звезды Млечного Пути рождаются в настоящую эпоху, мы тем самым однозначно определяем источник «исходного сырья» для их «строительства». Галактика, по сути, состоит из звезд и межзвездного газа, поэтому звезды должны образовываться из газа — больше просто не из чего. Точнее, звезды должны рождаться там, где межзвездный газ наиболее плотен — в галактических молекулярных облаках (МО). На справедливость этого предположения указывают конкретные наблюдательные данные: молодые звезды и их скопления практически всегда связаны с обширными облаками межзвездного водорода.
    Поэтому вопрос о начальной стадии звездообразования — это на самом деле вопрос о возникновении молекулярных облаков. В настоящее время примерно половина объема Галактики заполнена горячим разреженным газом, плотность которого составляет около тысячи частиц на кубометр, а его температура достигает миллиона Кельвинов. Еще половину занимает так называемая «теплая ионизованная и нейтральная среда» — частично ионизованный газ с температурой несколько тысяч Кельвинов и плотностью около одной частицы на кубический сантиметр (или же миллион на кубометр). И все это горячее и разреженное вещество начинает время от времени сжиматься, превращаясь в облака, плотность которых превышает 10⁸ частиц на кубический метр при температуре ниже 100°С (373 К). Высокая плотность и низкая температура создают благоприятные условия для перехода газа из атомарной в молекулярную форму, и в первую очередь — для образования молекулярного водорода. Поэтому такие межзвездные облака и называют молекулярными. В них сосредоточена примерно половина всего межзвездного вещества, при этом занимаемая ими доля объема Галактики — не более 1-2%.
    В наиболее плотных частях облаков — ядрах — плотность превышает 10¹¹ частиц/м³, а температура опускается до нескольких Кельвинов. Именно эти ядра и считаются «звездными колыбелями» — зародышами одиночных звезд или звездных групп (скоплений и ассоциаций). Это подтверждается тем, что во многих подобных ядрах обнаруживаются компактные инфракрасные источники — пылевые оболочки вокруг протозвезд, нагретые их излучением. Причины образования МО из разреженного атомарного вещества пока неясны. Понятно, что вызвать его должен некий крупномасштабный процесс: чтобы получить молекулярное облако с массой в миллион масс Солнца (встречаются облака и более «тяжелые»), нужно собрать разреженное вещество из объема поперечником в тысячи световых лет. Увеличение концентрации газа в спиральных рукавах галактик заставляет предположить, что образование облаков отчасти стимулируется прохождением галактических волн плотности. С другой стороны, МО встречаются не только в рукавах, но и в «межрукавном» пространстве, и на больших расстояниях от главной галактической плоскости. Поэтому они вполне могут образовываться и под влиянием других процессов — например, столкновений крупномасштабных хаотических газовых течений.

При фотографировании в инфракрасном диапазоне видно, что, помимо известной Трапеции, в глубине Туманности Ориона скрываются тысячи других молодых звезд.

ТУМАННОСТЬ ОРИОНА

    В 70-80-е годы прошлого века МО считались довольно долгоживущими образованиями, время существования которых измеряется десятками миллионов лет. Оценки их масс, температур и размеров показывают, что одно только тепловое давление не способно противодействовать их «самогравитации»: эти облака просто обязаны катастрофически сжиматься под действием собственного веса. Поскольку конечный результат такого сжатия — появление звезд, то темп перехода газа в звезды в Галактике должен составлять порядка сотен масс Солнца в год. На самом же деле он на порядок меньше — это значит, что в облаках, помимо теплового давления, имеется еще какая-то сила, удерживающая их от сжатия. Этой силой на протяжении многих лет считалось магнитное поле. Степень ионизации вещества МО не превышает 10^-4, но и ее вполне достаточно, чтобы магнитное поле было почти «вморожено» в него. В таких условиях упругость магнитных силовых линий также препятствует гравитационному сжатию.
    Правда, при этом возникает вопрос: почему звезды все-таки образуются? Ответ на него был найден еще в 1950-е годы и кроется в слове «почти». Представьте себе газово-пылевой сгусток в молекулярном облаке: собственная гравитация стремится сжать его, но этому препятствует магнитное поле. Точнее, оно удерживает от сжатия только заряженные частицы (неионизированное вещество к магнитному полю невосприимчиво), но они через столкновения передают воздействие поля и нейтральным частицам. Передача происходит с эффективностью почти 100%, но даже малой толики неидеальности хватает, чтобы сгусток начал чуть-чуть сжиматься. При сжатии увеличивается плотность, а вместе с ней растет скорость рекомбинации ионов с электронами — степень ионизации падает. Взаимодействие магнитного поля с веществом становится менее эффективным, сжатие снова ускоряется, плотность растет еще быстрее. Быстрее становится и рекомбинация, слабеет связь вещества с магнитным полем, которое все меньше противодействует коллапсу... Наконец, наступает момент, когда взаимодействие между газом и магнитным полем почти прекращается. После этого газовый сгусток сжимается уже неудержимо — образуется зародыш звезды.

Туманность NGC 3324 (называемая также «Габриэла Мистраль» из-за сходства с профилем этой чилийской поэтессы) — часть обширного газово-пылевого комплекса, расположенного неподалеку от горячей массивной звезды η Киля и удаленного от нас на 7200 световых лет. Излучение молодых горячих светил, недавно возникших из вещества туманности, и звездный ветер, испускаемый ими, «сдувают» остатки пыли и газа, из которых формируется неровная «стена», почти непрозрачная для видимого света. Она продолжает медленно двигаться и изгибаться, «подталкиваемая» энергией излучения, но изменения в ее очертаниях мы сможем наблюдать по прошествии десятков тысяч лет. Внутри «стены» находятся сгустки материи, из которых через миллионы лет возникнут новые звезды и планетные системы. Цвет: сера — красный, водород — зеленый, кислород — голубой.

Туманность NGC 3324

    Согласно этим представлениям, в целом процесс звездообразования протекает очень медленно и потому оказывается малоэффективным: прежде, чем существенная доля массы облака перейдет в звезды, его начнет рассеивать в окружающее пространство энергетическое воздействие тех немногих светил, которые уже успели образоваться (их излучение, звездный ветер, а впоследствии — вспышки сверхновых). Сценарий рождения звезд в долгоживущих молекулярных облаках в результате медленной потери магнитной поддержки был весьма популярен и в 90-е годы прошлого века заслужил название «стандартной модели звездообразования». Но к началу века нынешнего выяснилось, что предсказания этой модели расходятся с данными наблюдений. Поскольку звездообразование в ней начинается спустя довольно значительное время (порядка 10 млн. лет) после образования самого облака, должно было наблюдаться большое количество МО, в которых формирование звезд еще не началось. На самом же деле среди многих сотен относительно плотных галактических облаков известно лишь одно-два, в которых звездообразования не происходит. В результате наблюдений складывается впечатление, что звезды начинают формироваться в молекулярном облаке практически сразу же, как только оно более или менее обособляется от окружающего горячего атомарного газа. С другой стороны, в известных областях звездообразования, все еще заполненных молекулярным газом, присутствуют лишь очень молодые звезды (их возраст, как правило, не превышает 5 млн. лет). С учетом этих данных на смену представлению о долгоживущих МО пришла гипотеза облаков-транзиентов — объектов, которые, по сути, и объектами-то не являются, а представляют собой кратковременное — по меркам возраста Вселенной — состояние межзвездного газа. Такое «условное облако» быстро формируется, быстро (частично) превращается в звезды и быстро рассеивается, так что весь цикл занимает всего 2-3 млн. лет. Движущей силой звездообразования оказывается не медленная потеря магнитной поддержки, а столкновения турбулентных потоков, в результате которых формируются гравитационно неустойчивые плотные ядра, затем сжимающиеся в звезды.
    В настоящее время более популярна именно эта модель, получившая название «гравотурбулентной». Представление о турбулентности как о движущей силе звездообразования весьма привлекательно: если вспомнить, что хаотические движения газа могут быть причиной возникновения МО, получается фактически единый механизм формирования структур в большом диапазоне пространственных масштабов — от гигантских газовых облаков поперечником в сотни световых лет до протозвездных ядер размером в десятые доли светового года. Однако сторонники стандартной «магнитной» гипотезы не спешат складывать оружие: у гравотурбулентной модели согласие с наблюдениями также далеко от идеального. В «бурлящем» молекулярном облаке дозвездные ядра также должны получаться турбулентными, с активными внутренними движениями. Между тем, многочисленные наблюдения указывают, что эти плотные ядра весьма спокойны и никакими заметными внутренними хаотическими движениями не обладают. Кроме того, в новой модели эффективность звездообразования оказывается слишком высокой — за время своей жизни облака должны успеть превратиться в звезды почти на треть, тогда как наблюдаемая эффективность не превышает нескольких процентов.
    Несложно догадаться, что наибольших успехов можно добиться, объединив оба подхода: добавление турбулентности в магнитную модель позволяет ускорить формирование протозвезд, а «внедрение» магнитного поля в модель турбулентную позволяет понизить эффективность звездообразования. Необходимы новые наблюдения индивидуальных плотных дозвездных (или беззвездных) ядер, в отношении которых модели дают различные предсказания. Исследовать эти плотные сгустки можно двумя способами. Во-первых, входящая в их состав пыль является источником теплового излучения непрерывного спектра, а во-вторых — молекулы веществ, из которых состоят сгустки, излучают в узких спектральных линиях. Набор их весьма специфичен. Здесь проявляется известная ирония Природы: молекулы водорода и атомы гелия составляют 98% массы молекулярных облаков, однако ни те, ни другие в существующих там условиях не излучают и потому остаются невидимыми! Таким образом, об облаках и о происходящих в них процессах приходится судить исключительно по характеристикам примесей. При этом молекулярные линии, безусловно, более информативны, чем непрерывный спектр пыли, однако у пыли по сравнению с молекулами есть одно важное преимущество: она хорошо перемешана с основной массой межзвездного газа. Это означает, что по распределению плотности пыли можно довольно уверенно судить и о плотности газа. К сожалению, одну только плотность знать недостаточно, а практически никакие другие параметры наблюдения пыли определить не позволяют.
    Другое дело — линии. По ним можно рассчитать и температуру газа, и его плотность, и напряженность магнитного поля (по эффекту Зеемана), и скорость движения (по эффекту Доплера), с тем, чтобы потом сравнить полученные данные с предсказаниями различных моделей и выбрать из них ту, которая согласуется с наблюдательными данными наилучшим образом. Но вот беда: найденные химические соединения (оксид углерода, аммиак, метанол и многие другие, общим числом более 130), в отличие от пыли, с основными составляющими межзвездных облаков — водородом и гелием — вовсе не перемешаны. Сейчас уже надежно установлено, что с точки зрения химического состава дозвездные ядра обладают «луковичной» структурой: в центре наблюдается высокое содержание соединений азота, а на периферии более распространены соединения углерода (СО, CS, НСО+...).
    Эту неоднородность необходимо, разумеется, учитывать при интерпретации данных. Например, при попытке определить напряженность магнитного поля по зеемановскому расщеплению линий гидроксила (ОН) нужно помнить, что поле измеряется не во всем ядре и не в его центре, а только на периферии, поскольку в центре — в силу особенностей химической эволюции — гидроксила нет. Проблема решается при помощи моделей химической эволюции дозвездных ядер, в которых рассматриваются сотни различных молекул и тысячи реакций между ними, что позволяет в подробностях воспроизводить химический состав на разных расстояниях от центра ядра. Добавив к химической модели модель образования спектральных линий (это тоже непростой процесс!), можно строить теоретические спектры, а затем «накладывать» их на реальные спектральные карты и выяснять, что в исходном сценарии эволюции ядра оказалось верным, а что нуждается в переработке.

Туманность М17 - облако межзвездного водорода, ионизированное излучением только что сформировавшегося скопления молодых звезд.

Туманность М17

    Подобное детальное исследование дозвездных ядер находится пока в зачаточном состоянии, несмотря на довольно продолжительную историю. Как уже говорилось, разрешение современных субмиллиметровых телескопов несравнимо с разрешением оптических инструментов и составляет, как правило, десятки угловых секунд. Разумеется, ни о каком подробном картировании дозвездных ядер речи идти не может, поэтому пока можно лишь с уверенностью сказать, что эти ядра действительно сжимаются — в их спектрах видны четкие признаки падения вещества по направлению к центру, то есть ядра тем или иным способом утратили гравитационную устойчивость и находятся на пути к превращению в звезды.

Глобулы Теккерея - плотные газо-пылевые сгустки, многим из которых предстоит стать звездами.

Глобулы Теккерея

    Что произойдет со сжимающимся дозвездным ядром дальше? В начале эволюции будущая звезда типа Солнца представляет собой газово-пылевой сгусток с массой в несколько солнечных, радиусом примерно в световой год и температурой порядка 7-10 К. Он вращается и сжимается со скоростью несколько десятков метров в секунду. По мере сжатия, которое длится, вероятно, до нескольких сотен тысяч лет, с ядром происходят два важных изменения: оно нагревается и «уплощается». Нагрев вызывается сжатием, а уплощение — вращением. Конечным этапом этого процесса является горячее ядро (протозвезда), окруженное газово-пылевым диском. Когда температура в центре прото-звезды превышает несколько миллионов кельвинов, в ней «загораются» термоядерные реакции. Этот момент отмечает окончание протозвездного этапа эволюции. Новорожденная звезда разметает остатки вещества, из которого она образовалась, и наконец становится видна внешнему наблюдателю. Затем в течение миллионов лет, пока не стабилизируется структура звезды и ее окружения, она наблюдается как неправильная переменная типа Т Тельца, а диск (каковые сейчас обнаружены во множестве вблизи самых разных звезд), вероятно, становится местом формирования планетной системы. Слова «звезда типа Солнца» появились в предыдущем абзаце неслучайно. К сожалению, механизм образования массивных звезд ученые представляют себе гораздо хуже (можно даже сказать — не представляют вовсе). Проблема в том, что масса протозвезды не может расти безгранично, независимо от массы исходного дозвездного ядра. Расчеты показывают, что даже в очень массивных ядрах термоядерные реакции начинают идти, когда эта масса достигает примерно 10 масс Солнца. После этого резкое повышение темпа энерговыделения останавливает дальнейший рост, а потому более массивная звезда таким способом образоваться не может... Но астрономам известны звезды с массами в десятки солнечных! Откуда же они берутся? Сейчас рассматривается несколько вариантов ответа на этот вопрос.
    Во-первых, может оказаться, что в моделях сжатия массивных дозвездных ядер просто что-то «недоучтено». Если темп падения окружающего вещества на протозвезду очень велик — не исключено, что даже энергия, выделяющаяся в термоядерных реакциях, не в силах ему противостоять. Оценить достоверность этого варианта помогли бы наблюдения самых ранних стадий образования массивных звезд, но, к сожалению, пока известны лишь дозвездные ядра, которым предстоит стать все теми же «звездами типа Солнца». Их аналоги для массивных объектов не обнаружены, хотя поиск ведется очень активно. Самыми перспективными в этом плане считаются так называемые инфракрасные темные облака — впервые наблюдавшиеся несколько лет назад плотные молекулярные сгустки, темные силуэты которых, в отличие от «обычных» молекулярных облаков, видны не на фоне звездного неба, а на инфракрасном фоновом излучении галактической плоскости.

Так будут выглядеть антенны интерферометра ALMA (иллюстрация).

    Во-вторых, энергия массивной звезды, способная остановить сферически-симметричную аккрецию (падение) вещества, может оказаться бессильной против дисковой аккреции — выпадения вещества в узком слое вдоль экваториальной плоскости протозвезды. Для подтверждения этой гипотезы хорошо бы найти хотя бы одну крупную звезду с диском, однако пока убедительных доказательств наличия у них таких дисков получить не удалось. Наконец, в-третьих, массивные протозвезды могут формироваться в результате слияния нескольких менее массивных «зародышей». В пользу этого предположения говорит тот факт, что «тяжелые» звезды всегда образуются в тесных группах и никогда — поодиночке, тогда как маломассивные довольно часто формируются в относительной изоляции. Впрочем, некоторые астрономы считают, что связь массивных звезд и скоплений может иметь обратный характер: они не образуются в скоплениях, а наоборот, скопления образуются вокруг массивных звезд, которые, в отличие от «легких», не живут сами по себе, а сильно влияют на свое окружение. Их мощный звездный ветер и ионизирующее излучение уплотняют окружающее вещество и могут провоцировать «вторичное» звездообразование, ускоряя сжатие уже существующих протозвезд и стимулируя формирование новых светил и их скоплений.
    В ближайшие годы именно изучение образования массивных звезд будет приоритетным направлением как для наблюдателей, так и длЬ теоретиков. Большие надежды возлагаются на интерферометр субмиллиметрового диапазона ALMA, который в настоящее время возводится в Андах и войдет в строй через несколько лет. Он впервые позволит взглянуть на дозвездные и протозвездные объекты с угловым разрешением, ранее достигавшимся только в оптическом и сантиметровом радиодиапазоне. Можно не сомневаться в том, что исследователей звездообразования ожидают интереснейшие открытия, и многие из них наверняка окажутся революционными.