У звездной «колыбели»
Самые многочисленные небесные тела — звезды. Только в нашей Галактике их более 200 млрд. В наблюдаемой части Вселенной число звезд приблизительно равно 10 000 000 000 000 000 000 000, то есть 10 миллиардов триллионов! Сейчас уже доподлинно известно, что звезды имеют самый различный возраст: от сотен тысяч и миллионов до нескольких миллиардов лет. А это означает, что звезды рождаются и ныне — «прямо па наших глазах».
Ближайшая к нам из звездных «колыбелей» находится в Большой Туманности Ориона. Как раз там наблюдаются тусклые, окруженные пылевыми оболочками звезды, по-видимому, еще «недавно» родившиеся. В одной такой куче туманных светил астроном Хербиг (Ликская обсерватория, США) в 1954 году обнаружил две новые звезды, которых, тта снимке семилетней давности не было видно. Это открытие вроде бы подверждает правильность гипотезы об образовании звезд путем конденсации (сгущения) газоны левого межзвездного вещества.
Пространство между звездами не пусто. Оно заполнено разреженным газом и пылью. В 1 млн км3 межзвездной среды, то есть в объеме куба с ребром, равным 100 км, в среднем содержится 1 мг газа (водорода и гелия). Гораздо меньше частиц космической пыли: соотношение средних плотностей газа и пыли равно примерно 100 : 1.
Еще в межзвездном пространстве встречаются гигантские газопылевые облака, где концентрация вещества на несколько порядков выше средней межзвездном плотности. Оказывается, при определенных: условиях такой концентрации вполне достаточно для превращения холодного газопылевого облака и горячие и плотные звездные шары.
Теория образования сгустков из однородного газа была развита в 1902 году соотечественником Ньютона астрофизиком Джеймсом Джинсом (1877—1946).
Представим себе пространство, заполненное межзвездным газом. Со стороны каждого из атомов на остальные действует сила притяжения, и гая стремится сжаться. То этому препятствует газовое давление. Однако Лжи не показал: когда в этом процессе участвует очень большое количество вещества, то устойчивое равновесие газа может нарушиться. Гравитационная сила будет возрастать скорее, чем газовое давление, и облако начнет сжиматься само по себе. И по мере того, как оно сжимается со все возрастающей скоростью, в разных частях облака образуются отдельные уплотнения. В результате облако распадается на части, которые, сжимаясь дальше, превращаются в плотные и темные глобулы. Глобулы продолжают сжиматься до тех пор, пока в их центре не образуется протозвезда. Появившаяся на свет протозвезда начинает излучать (заявляет о себе!) в инфракрасном диапазоне спектра за счет энергии сжатия.
Итак, первый этап эволюции (развития) газопылевого облака завершается образованием из него скопления «зародышей» звезд, или протозвезд. Однако наблюдать протозвезду в обычный телескоп нельзя: температура ее поверхности еще очень мала — она излучает почти исключительно невидимые тепловые лучи. К тому же молодая протозвезда окружена плотной пылевой оболочкой, не пропускающей наружу оптическое (видимое) излучение.
Резкое повышение светимости происходит в результате выхода на поверхность протозвезды ударной волны, которая нагревает ее внешние слои до 3000 К. При такой температуре протозвезда выглядит уже как обычная холодная звезда красного цвета. Остатки оболочки продолжают падать на протозвезду. Она медленно сжимается, а температура в ее недрах повышается. И при достижении в центре звезды температуры около 2 млн К в ней возникают первые ядерные реакции с участием легких, быстро выгорающих элементов (литий, бериллий, бор). Вот почему на Солнце их на пять-семь порядков меньше, чем других химических элементов, например углерода, кислорода, кремния, кальция.
Когда температура в центре молодой звезды достигает 12— 14 млн К, «вспыхивает» термоядерная реакция, связанная с превращением водорода в гелий. С этого момента сила внутреннего давления разогретого газа уже полностью уравновешивает силу давления наружных слоев протозвезды. Ее дальнейшее сжатие прекращается. Протозвезда становится самой настоящей звездой!
Термоядерный механизм обеспечивает энергетику звезды на миллионы, а для маломассивных звезд — на миллиарды лет их жизни. Как мы уже знаем, положение огненного светила па диаграмме будет зависеть исключительно от его массы. Темп эволюции также определяется начальной массой звезды и протекает тем быстрее, чем массивнее звезда. Звезды типа нашего Солнца эволюционируют («живут») около 20 млрд лет, а звезды с массой в 10 раз больше солнечной — 10 млн лет!
Таким образом, более вероятно, что из гигантских облаков межзвездного вещества рождаются не отдельные звезды, а целые скопления звезд.
В нашей Галактике уже около 95% ее вещества превратилось в звезды, а из оставшегося межзвездного вещества происходит формирование новых звезд. По оценкам ученых, в настоящее время в среднем образуется пять звезд в год, и не будь источников пополнения межзвездного вещества, процесс звездообразования уже давно бы заглох.
Оказалось, что звезды не только рождаются из вещества межзвездной среды, но и сами активно поставляют свое вещество в межзвездное пространство. Наполнение окружающего пространства материей и энергией происходит во время вспышек новых и сверхновых звезд. Правда, масса выброшенного газа, даже сверхновой, сравнительно невелика (тысячные доли массы Солнца), но газ этот очень ценный: он обогащен продуктами ядерного синтеза — тяжелыми элементами, из которых формируются твердые пылинки, необходимые для построения планет и образования живого вещества.
Однако основным поставщиком вещества в межзвездную среду являются не импульсные выбросы, а постоянное истечение звездного газа из внешних оболочек звезд, получившее название звездного ветра. Наше Солнце, например, в виде солнечною ветра теряет ежегодно 20 триллионов тонн вещества. И горячие массивные звезды теряют газ очень интенсивно.
По современным представлениям самые первые звезды образовались из водорода и гелия. Водород, можно сказать, был с начала мира. Некоторое количество гелия образовалось еще во время до-звездного ядерного синтеза, то есть на начальной стадии расширения Вселенной, когда ее вещество было достаточно горячим и плотным. Химические элементы более тяжелые, чем гелий, возникли в результате ядерных реакций внутри звезд, л затем посредством звездного ветра и вспышек сверхновых они попадали в космическое пространство. Так со временем межзвездная среда обогащалась всеми химическими элементами. Поэтому молодые звезды, сформировавшиеся позднее, имели в своем составе больше тяжелых элементов, чем старые звезды. И каждая новая генерация звезд должна быть богаче тяжелыми элементами, чем предыдущая.
Казалось бы, процесс звездообразования уже раскрыт: звезды рождаются в недрах гигантских холодных газопылевых облаков. Но в этой теории долго не удавалось решить проблему «недостающего звена». Связь между сжимающимся облаком и молодой звездой обрывалась на стадии образования протозвезды. В поисках протозвезд астрономы обшаривали небо, особенно те места, где молодые горячие звезды соседствуют с туманностями. В некоторых из них были обнаружены темные объекты шаровой формы, названные глобулами. Не это ли то самые протозвезды, смоделированные на ЭВМ?
Теория подсказывала: пыль, оседающая из оболочки на протозвезду, поглощает излучение ее ядра и нагревается до нескольких сот градусов. Это тепловое излучение должно наблюдаться в инфракрасном диапазоне. И вот развитие спутниковой инфракрасной астрономии позволило обнаружить на небе около пятидесяти областей звездообразования. Скопление компактных инфракрасных источников выявлено и в туманности Ориона. Один из объектов имеет, например, температуру около 600 К. Он находится на последней стадии превращения протозвезды в настоящую звезду.
|
|
Читайте в рубрике «Небо, Солнце и звезды»: |