Текст книги "Мир астрономии. Рассказы о Вселенной, звездах и галактиках"

Автор книги: Лев Мухин

сообщить о нарушении

Текущая страница: 10 (всего у книги 17 страниц)

Еще в 1938 году известный русский астроном Т. Тихов, известный своими работами по астробиологии, опубликовал статью под названием «Следствия возможного отклонения световых лучей в поле тяготения звезд». А за два года до этого Эйнштейна посетил чешский инженер-электрик Р. Манда, который предположил, что в космосе могут находиться гравитационные линзы – звезды. Эйнштейн по его просьбе провел необходимые расчеты и опубликовал небольшую заметку «Линзоподобное действие звезды на отклонение света в гравитационное поле».

Схематическое изображение квазара как центра массивной галактики.

Справедливости ради нужно сказать о том, что еще в 20-х годах нашего столетия английские астрономы О. Лодус и А. Эддингтон рассмотрели некоторые оптические эффекты, возникающие при прохождении света в гравитационном поле звезды. Эддингтон указывал даже на возможность появления двух изображений одного объекта. Сейчас имеются дополнительные свидетельства в пользу действия во Вселенной гравитационных линз.

По поводу квазаров можно сформулировать два наиболее интригующих вопроса. Связаны ли квазары генетически с ядрами галактик или это принципиально новый объект во Вселенной? Какова природа чудовищного излучения квазаров?

Попробуем разобраться с первым вопросом. Некоторые спиральные галактики имеют ядра чрезвычайной яркости. Они были открыты американским астрономом К. Сейфертом в 1943 году и называются с тех пор его именем. Возникает вопрос: не может ли яркая сейфертовская галактика, находящаяся очень далеко от нас, быть принята за квазар? Ведь на большом расстоянии можно увидеть лишь ее ядро, не заметив спиральных рукавов? И действительно: исследуя большие выборки квазаров, удалось установить в ряде случаев наличие у них дополнительной структуры вокруг наиболее яркого участка, причем иногда эта структура напоминала структуру галактик. Эти результаты убеждают нас, что квазары тем или иным образом соотносятся с ядрами галактик. Возможно, что галактики проходят через стадию квазаров, когда их ядра экстремально ярки. И тогда в ядрах других, менее ярких галактик могут находиться сейчас мертвые квазары.

Но что питает живой квазар? Каково его строение? Конечно же, при решении очередной загадки, поставленной перед нами природой, не обошлось без черной дыры. Схема здесь в общем-то идентична той, которую мы рассматривали в галактике NGC 5128.

Предполагается, что в центре квазара или в центре галактического ядра имеется компактный сверхмассивный объект – черная дыра с массой примерно в миллиард солнечных масс. Такие сверхмассивные черные дыры могут образовываться в процессе роста «обычной» черной дыры массой в несколько десятков солнечных. Впоследствии эта дыра растет, поглощая звезды, межзвездную среду и, возможно, другие черные дыры, доводя свою массу до «необходимых» значений.

Затем в результате падения газа на черную дыру образуется аккреционный диск, вместе со всеми сопутствующими явлениями, которые могут объяснить экзотические особенности ядер галактик и квазаров. О механизме «работы» аккреционного диска мы уже вкратце говорили. Более подробно этот процесс будет рассмотрен в следующей главе.

Следует ли из всего вышесказанного, что астрофизика полностью разобралась и с квазарами, и с галактиками? Мне кажется, что у читателя вряд ли сложилось подобное впечатление. Самая главная трудность состоит в том, что большая часть моделей построена на кончике пера, «руками». Ведь не следует забывать, что черные дыры до сих пор еще не открыты. Более того, существуют и альтернативные гипотезы, в частности, гипотеза академика В. Амбарцумяна, согласно которой в ядрах галактик находится особая, дозвездная форма материи, так называемые Д-тела. Бесспорно, успехи в решении этих увлекательных проблем будут обусловлены в первую очередь развитием наблюдательной техники в астрономии.

Звёзды

Небесный глобус. 1584 год.

Характеристики звезд

Более 90 процентов видимого вещества Вселенной сосредоточено в звездах. Именно звезды и планеты были первыми объектами астрономических исследований. Однако процессы эволюции звезд и их внутреннее строение были поняты сравнительно недавно. Начальной точкой в создании теории строения звезд можно считать 1926 год – год выхода в свет книги А. Эддингтона «Внутреннее строение звезд».

Астроном-наблюдатель видит абсолютное большинство звезд даже в самые сильные телескопы в виде точечных источников света. Пожалуй, лишь диск нашего Солнца позволяет реально наблюдать некоторые процессы, происходящие на поверхности звезды. Одной из важнейших характеристик звезды является ее абсолютная величина (не имеющая, конечно, никакого отношения к геометрическим размерам). Она характеризует реальную светимость звезды. О том, как определяются расстояния до звезд, мы уже говорили. Очень важную информацию о звездах, об их химическом составе, температуре приносит изучение спектров. Спектральные классы звезд обозначаются буквами латинского алфавита О, В, А, F, G, К, М, R, N. Это так называемая Гарвардская классификация.

Интересно, что английские студенты, чтобы запомнить последовательность букв, обозначающих классы звезд, придумали удобное мнемоническое правило – фразу, в которой первые буквы слов соответствуют спектральной последовательности звезд: О Be A Fine Girl, Kiss Me, Right Now («Будь хорошей девочкой, поцелуй меня сейчас же».). Ясно, что любой студент легко запомнит такую фразу. Правда, известный советский астроном профессор Б. Воронцов-Вельяминов считает, что легче запоминаются абсурдные, нелепые фразы, например: «Один бритый англичанин финики жевал, как морковь».

Эта система оказалась не очень тонкой, и астрономы разделили каждый интервал в этой последовательности еще на 10 частей. Например, наше Солнце – звезда класса G, подкласса 2. Могут быть звезды спектрального класса В0, В2 и т. д. до В9. Звезда, имеющая больший номер спектрального класса, имеет меньшую температуру поверхности.

Таким образом, в своем классе G – Солнце довольно горячая звезда. Как опытный сталевар по цвету легко определяет температуру стали, так и астроном, пользуясь законом Вина, без труда по цвету звезды определит ее температуру. Звезды красного цвета (М – в Гарвардской классификации) имеют температуру поверхности около 4000 К. Желтое Солнце нагрето уже примерно до 6000 К, а горячие звезды с температурами больше 10 тысяч К видятся нам бело-голубыми. Температуры звезд спектрального класса O достигают 40 000–50 000 К. Таким образом, спектральный класс звезды, или ее цвет, характеризует сразу же и ее температуру.

Очень важными характеристиками звезд являются их радиус и масса. Зная температуру и светимость звезды, можно без труда определить ее радиус. Действительно, из хорошо известного по школьному курсу физики закону излучения черного тела Стефана – Больцмана имеем:

L = 4πR²σT⁴,

где L – полная мощность излучения всей поверхности звезды, имеющей температуру T, σ – постоянная Больцмана.

Гораздо хуже обстоит дело с определением массы звезды. Хорошо, если звезда имеет компаньона, образуя двойную систему, и известны большая полуось орбиты и период обращения. Тогда можно использовать третий закон Кеплера и найти суммарную массу двух звезд. Если к тому же известно отношение орбитальных скоростей, можно определить массу каждой звезды. Но для тесных пар этого сделать уже нельзя.

Совсем плохо дело обстоит в случае одиночных звезд. Фактически сегодня астрономия не располагает методом независимого определения массы одиночной звезды. Сейчас астрономы пришли к следующему молчаливому соглашению: на главной последовательности звезды одинакового спектрального класса имеют равную массу. Существующие здесь неопределенности ограничивают в известной мере полноту наших знаний.

Тем не менее можно сказать, что современный астроном-наблюдатель может, в принципе, определить светимость, температуру, радиус, химический состав и массу звезды. Еще в начале века стали складываться представления о том, что эти величины не являются независимыми. Датский астроном Е. Герцшпрунг и американец Г. Рессел независимо друг от друга установили отчетливую корреляцию между светимостью звезд и их спектральным классом.

Давайте посмотрим на знаменитую диаграмму Герцшпрунга – Рессела. По оси ординат отложены абсолютные звездные величины (светимости), а по оси абсцисс – спектральные классы. Если на эту диаграмму нанести положение большого количества звезд, то образуется отчетливая и сравнительно узкая полоса Она называется «главной последовательностью». Справа и вверху от главной последовательности расположена группа гигантов, а в самом верхнем правом углу находятся сверхгиганты.

Это звезды высокой светимости, но относятся они к спектральным классам K и M, температура их поверхности сравнительно низка. Следовательно, радиусы этих звезд огромны – в десятки раз больше радиуса нашего Солнца.

В левом нижнем углу диаграммы расположены звезды малой светимости, белого цвета. Это – знаменитые «белые карлики».

Ясно, что диаграмму Герцшпрунга – Рессела можно построить и для отдельных скоплений звезд, в частности, для уже упоминавшихся шаровых скоплений. Это очень важно, поскольку считается, что все звезды скопления образовались из одного газо-пылевого облака и имеют примерно равный возраст.

Для различных скоплений вид диаграмм Герцшпрунга – Рессела может заметно отличаться. Но в любом случае диаграммы показывают на совершенно определенные закономерности в расположении звезд в них и на отчетливую связь между светимостью и спектром. Поэтому изучение диаграмм Герцшпрунга – Рессела лежит в основе теории эволюции звезд.

Если рассмотреть теперь связь между светимостью и массой, то станет ясно, что для звезд главной последовательности светимость и спектр звезды в первом приближении определяются ее массой. Этот факт чрезвычайной важности, и задача теории звездной эволюции – выявить конкретные физические механизмы, определяющие эти зависимости. Если мы еще раз посмотрим на главную последовательность, то наверняка обратим внимание на то, чем больше масса звезды, тем больше ее светимость, радиус и поверхностная температура.

В Галактике имеется как минимум два различных типа звездного населения. Население первого типа состоит из звезд, расположенных главным образом в плоскости диска Галактики, на заметных расстояниях от ее центра. Население второго типа характерно для шаровых скоплений и, соответственно, центрального района Галактики, поскольку они концентрируются главным образом к центру Млечного Пути. Звезды, имеющие различное пространственное распределение, заметно отличаются и по химическому составу. Так, например, звезды шаровых скоплений обеднены тяжелыми элементами по сравнению со звездами диска, а это свидетельствует о различии в возрасте звезд. Пространственному распределению в Галактике горячих массивных звезд очень хорошо соответствует распределение облаков межзвездного газа. Это сильный аргумент в пользу образования звезд путем конденсации газо-пылевых облаков.

Конечно же, короткая информация о типах населений и диаграмма Герцшпрунга – Рессела отнюдь не исчерпывают все характеристики звезд. Но поскольку мы сейчас переходим к новому разделу «Мира астрономии», нам нужны «ключевые слова». Мы должны узнать новую терминологию и иметь представление об основных и самых простых характеристиках звезд. С этим багажом мы уже можем отправиться в удивительно интересное путешествие по миру звезд, где многие объекты не укладываются ни в какие диаграммы и типы населений. Более того, они не укладываются и в обычные человеческие представления.

Как рождаются звезды

Рождение звезд в Галактике происходит непрерывно. С одной стороны, можно доказать неизбежность этого процесса простым примером, «на пальцах». Мы знаем, что возраст нашей Галактики порядка 10 миллиардов лет. Известно также, что ежегодно в нашей Галактике «умирает» как минимум одна звезда.

Если бы все звезды образовались одновременно, в начале жизни Галактики, то часть их к сегодняшнему дню должна была бы «умереть». Во всяком случае, все яркие массивные звезды, время жизни которых порядка десяти миллионов лет, должны были бы исчезнуть с небосвода. Поскольку мы все-таки можем любоваться россыпями звезд (в том числе и самых ярких!) на ночном небе, ясно, что в Галактике идут процессы, компенсирующие смерть звезд, а именно – их рождение.

С другой стороны, есть данные наблюдательной астрономии, напрямую свидетельствующие о рождении звезд. Как же это происходит?

Согласно общепринятой точке зрения колыбелями звезд являются газо-пылевые комплексы. Когда мы говорили о галактиках, мы упоминали о межзвездной среде. Сейчас самое время остановиться на этом вопросе подробнее. В начале XX века в астрономии было сделано выдающееся открытие, суть которого состояла в том, что межзвездное пространство отнюдь не является абсолютной пустотой, как это молчаливо предполагалось еще со времен Ньютона. Удалось установить, что межзвездное пространство заполнено газом очень малой плотности.

Интересно, что и в этом открытии основную роль сыграл эффект Доплера. Если наблюдать спектры двойных звезд, то по причине их орбитального движения вокруг общего центра масс линии в спектре будут периодически сдвигаться то в одну, то в другую сторону. Когда звезда начнет приближаться к нам, они будут немного уходить к фиолетовому концу спектра, а когда станет удаляться, линии будут испытывать красное смещение.

При наблюдениях происходило именно таким образом, за одним лишь исключением. Две линии, принадлежавшие Ca²⁺, оставались неподвижными на фоне периодических смещений всех остальных линий. Они получили название стационарных, и стало ясно, что они принадлежат не звезде, а межзвездной, неподвижной субстанции, поглощавшей излучение звезды в узких линиях.

То, что межзвездный газ был обнаружен по линиям кальция, не свидетельствует еще о том, что концентрация кальция там велика. Просто его так называемые резонансные линии поглощения находятся в видимой области спектра, в то время как линии наиболее распространенных элементов сдвинуты глубоко в коротковолновую область.

Возьмем, к примеру, водород, длина волны резонансной линии которого составляет всего 1216 ангстрем. Совершенно ясно, что эта линия в земных «условиях просто ненаблюдаема», поскольку атмосфера «зарезает» ее полностью. Поэтому большая часть информации о химическом составе межзвездного газа была получена методами внеатмосферной астрономии.

В 1972 году 90-сантиметровый телескоп специального спутника «Коперник» принес новую информацию о составе межзвездной среды. Там удалось обнаружить углерод, кислород, магний, кремний, серу, марганец и другие элементы. Было также установлено, что химический состав облаков существенно отличается от солнечного. Разумеется, в межзвездных облаках был обнаружен и самый обильный элемент Вселенной – водород. Причем очень важно, что водород может присутствовать в форме нейтрального атома (HI) и в ионизированной форме (HII). Отношение ионизированного и нейтрального водорода в различных облаках колеблется от нескольких десятых до значений менее чем 10⁷.

Мы говорили о поглощении света звезд газом. Но в межзвездной среде есть еще один важный компонент – межзвездная пыль. Давно в Млечном Пути известны получившие название «угольных мешков» области, которые сильно поглощают излучение звезд, причем поглощающая материя распределена в Галактике весьма неравномерно.

Поглощение света вызывается субмикронными частичками, пылинками, имеющими очень сложный химический состав. Они образуются из углерода, силикатов, грязного льда, могут содержать в своем составе сложные органические соединения.

Кстати, об органических соединениях в межзвездной среде. Мне здесь хочется сказать о них несколько слов. Хотя это и не имеет прямого отношения к физике образования звезд, тем не менее мы должны хорошо представлять, какие соединения входят в состав межзвездной среды.

Итак, в течение нескольких лет после открытия линии межзвездного водорода (21 см) радиоастрономы пытались найти линии других элементов. Прошло более 10 лет, прежде чем в 1963 году в космосе был открыт гидроксид (OH^–). Концентрация гидроксида сказалась в миллиард раз меньше концентрации атомов водорода. Поэтому казалось очень маловероятным обнаружить в космосе молекулы, состоящие из трех и более атомов.

Но в 1968 году в космосе обнаружили молекулы воды (H₂O) и аммиака (NH₃). Вскоре после этого открыли формальдегид (H₂CO). Это была первая молекула, содержащая два «тяжелых» атома, помимо водорода. После открытия воды, аммиака и формальдегида список межзвездных молекул стал быстро пополняться. Оказалось, что в космосе присутствуют достаточно сложные органические молекулы, содержащие до одиннадцати атомов углерода!

Это дало возможность выдвинуть гипотезу, согласно которой межзвездная среда является не только колыбелью звезд, но и колыбелью жизни. Наиболее радикальные люди сейчас даже утверждают, что межзвездная пыль представляет собой… микроорганизмы, зародившиеся в глубинах Вселенной. Это, конечно, чересчур экстравагантная идея. Заметим сейчас, что число межзвездных молекул, обнаруженных в космосе, перевалило за полсотни, а более 240 спектральных линий остаются до сих пор неидентифицированными.

Вернемся к свойствам межзвездной среды. Средняя концентрация газа в Галактике невелика – около 1 частицы в кубическом сантиметре. Это сверхвысокий вакуум, абсолютно недостижимый ни в одной лаборатории на Земле. И тем не менее это не вакуум, это среда!

В чем суть подобного парадоксального утверждения? Мы говорим о вакууме в каком-то объеме, если длина свободного пробега частичек больше, чем линейный размер этого объема. Пусть у нас в лаборатории есть объем с радиусом в 1 метр и концентрацией частиц в нем 10¹⁰ см³, что примерно соответствует лабораторному вакууму в одну миллиардную часть давления земной атмосферы. В этом случае длина свободного пробега l ~ 1/lσ, где n – концентрация частиц, а σ – сечение столкновения атомов (σ – 10^–15 см²). Мы видим, что длина свободного пробега равна примерно 10⁵ см, то есть на 3 порядка превышает радиус нашего объема. Это хороший вакуум.

А что же делается в межзвездном газе? Здесь свободный пробег огромен. При n = 1 см³, l = 3 · 10^–4 парсека. Но толщина газового диска в Галактике около 200 парсек. Следовательно, свободный пробег много меньше размеров области, в которой происходят различные физические процессы, и поэтому здесь мы имеем дело не с вакуумом, а с вполне упругой средой, к которой применимы все законы молекулярной физики и газовой динамики. К тому же эта среда обладает высокой электропроводностью, поскольку она или полностью, или частично ионизирована (зона HII). Этот факт обусловливает тесное взаимодействие газа с межзвездным магнитным полем.

Радиоастрономические наблюдения показали, что сравнительно плотные облака межзвездного нейтрального водорода (области HI) группируются вдоль спиральных рукавов Галактики. То же самое относится и к наблюдаемым зонам HII. Разумеется, температура зон HII (~ 10 000 K) намного больше температур зон HI. Ведь в HII водород ионизирован.

Что же подогревает эти зоны? Излучение массивных горячих звезд спектральных классов О и В, которые, кстати говоря, также группируются в спиральных структурах. Все это имеет прямое отношение к проблеме происхождения звезд.

Зоны HI и HII не единственный тип структурирования газа в Галактике. Мы обратим сейчас самое пристальное внимание на так называемые газо-пылевые комплексы, гигантские темные сравнительно плотные и холодные облака. Именно в них сейчас и происходит рождение звезд. Прежде чем перейти к описанию характерных свойств этих комплексов, необходимо учесть одно обстоятельство чрезвычайной важности.

Мы уже говорили о том, что в Галактике есть звезды старые и молодые. В шаровых скоплениях присутствуют, по всей видимости, наиболее старые звезды, многие из которых имеют возраст, сравнимый с возрастом Галактики. Они могли образоваться одновременно с формированием Млечного Пути. И хотя конечные стадии образования наиболее старых и молодых звезд, по всей видимости, схожи, в самом начале существуют определенные различия. Что здесь имеется в виду?

Протогалактическое облако фрагментировало на достаточно массивные образования, которые, в свою очередь, распадались потом на все более и более мелкие сгустки. Это дробление может идти до тех пор, пока не возникают сгустки звездных масс.

Очевидно, что для понимания этого процесса мы должны снова воспользоваться понятием джинсовой длины. Оценки показывают, что при сжатии протогалактического облака джинсова длина уменьшается быстрее, чем размеры облака. Факт очень существен, поскольку именно по этой причине «разрешена» фрагментация облака.

Расчеты показывают, что во время сжатия облака основные процессы разыгрываются при температуре около 10 тысяч К. При этой температуре и плотностях 10^-27–10^–24 г/см³ джинсова длина составляет 10²³–3 · 10²¹ см. Такой объем содержит от миллиарда до 30 миллионов солнечных масс.

Считается, что именно такие сгущения, находясь при почти постоянной температуре в 10 тысяч К, и претерпевали дальнейшую фрагментацию. Однако рано или поздно фрагментация должна прекратиться. Не так давно ученик Ф. Хойла, известный астрофизик М. Рис показал, что процесс фрагментации огромного облака идет лишь до определенного предела. На финише процесса фрагменты не могут иметь массу, меньшую, чем одна сотая солнечной массы. Удивительно, что эта величина зависит только от некоторых мировых постоянных (скорости света, постоянной Планка и т. д.).

Таким образом, картина каскадной фрагментации приводит нас к значению наименьших звездных масс, наблюдаемых в Галактике. В этой красивой и простой картине многое еще остается неизученным. В частности, согласно этой схеме можно было бы думать, что все звезды первого поколения должны обязательно иметь небольшие массы. Это, конечно же, не так, поскольку в модели каскадной фрагментации не учитываются сопутствующие сжатию процессы столкновения фрагментов, возникновение вихрей в облаке и т. д.

Вернемся теперь снова к газопылевым комплексам нашей Галактики. По сравнению с областями HI и HII эти облака более плотные и более холодные. Их средняя температура 5–10 К. Типичное облако имеет массу от 100 тысяч до миллиона масс Солнца и размер в 40–50 парсек. Общее их количество в Галактике оценивается величиной 5–10 тысяч.

Какова природа образования таких комплексов? Почему их температура существенно меньше температуры окружающей среды? Здесь центральную роль играют явления неустойчивости в процессах нагрева и охлаждения среды. Именно тепловая неустойчивость и приводит к образованию газо-пылевых комплексов.

Мы привыкли к тому, что давление в газе увеличивается с ростом плотности. Однако в межзвездной среде могут происходить процессы, не подчиняющиеся этому, казалось бы, незыблемому правилу. Что же это за процессы?

Представим себе, что межзвездный газ сначала полностью однороден, а его нагрев, происходящий за счет рентгеновских и ультрафиолетовых квантов, в точности компенсируется охлаждением. Тогда любой объем среды будет находиться в состоянии равновесия. Но будет ли такое равновесие устойчивым?

Чтобы ответить на этот вопрос, давайте посмотрим, как зависят скорости охлаждения и нагрева элемента объема газа от числа частиц в нем. С нагревом все просто. Ясно, что чем больше частиц в единице объема, тем больше столкновений с квантами и тем больше энергии получит выбранный нами объем газа в единицу времени.

Скорость охлаждения тоже зависит от числа частиц в объеме, но охлаждение более чувствительно к числу частиц, чем нагрев. Связано это обстоятельство с тем, что охлаждение происходит при столкновении частиц в нашем объеме, при их собственном взаимодействии. В этом случае частицы теряют энергию, высвечивая ее в виде квантов излучения, уходящих из объема газа. Газ, соответственно, охлаждается. Но, поскольку в процессе отдачи энергии в столкновении участвуют две частицы, а в процессе получения энергии только одна, легко сообразить, что действительно охлаждение происходит гораздо более эффективно.

Ну а теперь мы можем без труда понять, что будет происходить в межзвездном газе, если в каком-то объеме его случайно немного повысилась плотность. В этом случае охлаждение начнет опережать нагрев (оно более чувствительно к числу частиц в единице объема). Следовательно, температура в этом элементе упадет. Разумеется, тут же упадет и давление. В результате окружающая среда еще больше «сожмет» элемент объема, температура упадет еще ниже и т. д. Неустойчивость будет развиваться.

Естественно, этот процесс не может продолжаться бесконечно. В конце концов понижение температуры приведет к уменьшению тепловой энергии атомов в газе и, соответственно, к уменьшению эффективности охлаждения за счет возбуждения атомов при столкновениях. Поэтому рано или поздно установится равновесие нашего элемента с окружающей средой. И оно будет довольно своеобразным.

Кстати говоря, может ли здесь вообще идти речь о равновесии? Ведь температура элемента ниже, чем в окружающей среде.

Это так. Но концентрация частиц в элементе больше, и поэтому давление, которое пропорционально произведению числа частиц в единице объема на температуру, в конце концов выравнивается с давлением окружающей среды. Мы будем иметь, таким образом, равновесие по давлению.

Существуют и другие виды неустойчивости, но мы не будем сейчас на них останавливаться. Тепловая неустойчивость, как показывают оценки, приводит к образованию облаков как раз таких масс и размеров, которые совпадают с наблюдательными данными.

Теперь осталось получить из облака звезду. Для этого, естественно, необходимо, чтобы в облаке начала развиваться гравитационная неустойчивость. Этот вопрос уже обсуждался в предыдущей главе. Поэтому напомним только, что для реализации гравитационной неустойчивости размеры облака должны были быть больше критической джинсовой длины. Для малых облаков в зонах нейтрального водорода это условие не выполняется, а для мощных газопылевых комплексов оно заведомо должно выполняться. Это, кстати говоря, может свидетельствовать о том, что гравитационная неустойчивость, действует и в настоящее время.

В созвездии Ориона есть огромный газопылевой комплекс, получивший название «Молекулярное облако Ориона». Оно находится на расстоянии 500 парсек от Земли и «весит» около 500 солнечных масс. Неподалеку от этого облака расположена группа из четырех горячих звезд, хорошо видимых в небольшой телескоп.

Один из ярчайших инфракрасных источников в туманности Ориона был открыт Е. Бёклином и Д. Нойгебауэром. Он расположен чуть правее центра молекулярного облака. Этот объект, получивший название «В – N объекта», имеет небольшие размеры – всего 200 астрономических единиц. Его температура 600 К, и это, по всей видимости, и есть звезда в стадии рождения.

Нужно помнить, что поскольку ядро В – N объекта находится внутри мощной пылевой оболочки, мы можем наблюдать лишь наружные части этого объекта. Ряд наблюдений привел к выводу, что пыль окружает очень молодую горячую звезду спектрального класса В, в которой только что зажглись термоядерные реакции. Лишь поглощение света этой звезды пылью мешает нам ее видеть. Поглощение очень сильное, свет ослабляется в 10²⁰ раз!

Облако в Орионе не единственный пример рождения звезд в наше время. Наличие поблизости от облака четырех ярких звезд – подтверждение идеи о том, что звезды рождаются скоплениями, ассоциациями, причем начало этого процесса – сжатие большого газопылевого комплекса. Затем по мере увеличения плотности отдельные его участки могут начать «независимую жизнь», и комплекс фрагментирует на отдельные куски, каждый из которых дает начало жизни отдельной звезды. Эта качественная картина не исключает возможности образования одиночных звезд.

А сейчас попробуем повнимательней разобраться, почему все-таки из холодного облака при сжатии должна образоваться горячая звезда. Возьмем, к примеру, наше Солнце.

Уже сотни лет назад на Зондских островах и в особенности на Калимантане, туземцы умели добывать огонь при помощи устройства, позже получившего название пневматической зажигалки.

Что это такое? В деревянном цилиндре высверливалось отверстие небольшого диаметра, в котором могла перемещаться палочка, а на конце ее прикреплялся кусочек трута. Зазор между стенками отверстия и палочкой очень маленький. Когда палочку вставляли в отверстие и быстро опускали, трут загорался.

Почему? Да потому, что воздух, находящийся внутри, сжимался, а энергия сжатия превращалась в тепло. Кстати, на этом же принципе превращении энергии – сжатия газа в теплоту – работают дизельные двигатели. Здесь есть еще один тонкий момент. Чтобы получить достаточно высокую температуру, палочку нужно двигать быстро, иначе тепло успевало рассеяться.

Законы физики одинаковы и для пневматической зажигалки малайцев, и для двигателя Дизеля, и для огромного межзвездного облака. Вот почему при сжатии облако начнет нагреваться. Вот почему возможно образование горячей звезды из холодного облака. Ну а энергия сжатия облака во многие миллиарды раз больше, чем во всех дизельных двигателях земного шара.

Молекулярное облако Ориона.

В этом месте у читателя может возникнуть некоторое недоумение, связанное с тем, что совсем недавно мы говорили вроде бы другое. Действительно, речь шла о падении температуры при росте плотности в процессе тепловой неустойчивости. Но там излучение свободно выходило из облака. Здесь же, когда работает гравитационная неустойчивость, изменение плотности гораздо больше, чем в предыдущем случае.

Энергия сжатия превращается в излучение, которое может свободно выходить из облака в космическое пространство, пока плотность облака невелика. Поэтому сначала и температура облака повышается очень незначительно. Но чем сильнее сжатие, тем больше плотность вещества и тем труднее излучению выходить из облака.

Очень важно, что с повышением температуры начинаются изменения химического состава облака. Те молекулы, которые раньше при столкновениях высвечивали инфракрасное излучение, разваливаются. Холодильное устройство перестает работать, непрозрачность возрастает, и температура внутренних областей облака начинает повышаться. Что такое непрозрачность и почему должна повышаться температура?

Включим электрическую лампочку. Она сконструирована так, чтобы нить накаливания работала как можно дольше. Когда лампочка включена, она горячая, ее не возьмешь в руки: она и светит, и греет. Но воздух комнаты прозрачен и для видимого света, и для теплового излучения лампочки. Если теперь завернуть лампочку в хороший теплоизолирующий материал, например, в асбест, выход тепловой энергии будет затруднен, температура повысится, и лампочка перегорит быстрее. Асбест непрозрачен для излучения.