(3.1)

где M — масса звезды, M

= 2 1033 г — масса Солнца. С другой стороны, болометрическая светимость звезд с массой 20M достигает 1038 эрг/с (см. § 1). Следовательно, запаса ядерной энергии такой звезды хватит не больше, чем на 100 миллионов лет. В реальных условиях звездной эволюции время жизни звезды оказывается на порядок меньше этой явно завышенной оценки. Но десяток миллионов лет — это ничтожный срок для эволюции нашей звездной Галактики, возраст которой никак не меньше чем 10 миллиардов лет. Возраст массивных звезд уже соизмерим с возрастом человечества на Земле! Значит, звезды (по крайней мере, массивные с высокой светимостью) никак не могут быть в Галактике «изначально», т. е. с эпохи ее образования. Следовательно, процесс образования звезд идет перманентно. В следующих частях книги будет обсуждаться важнейший вопрос о «смерти» звезд, о конце их эволюционного пути. Оказывается, что ежегодно в Галактике «умирает» по меньшей мере 3—4 звезды. Значит, для того, чтобы «звездное племя» не «выродилось», необходимо, чтобы столько же звезд в среднем образовывалось в нашей Галактике каждый год. Для того чтобы в течение длительного времени (исчисляемого миллиардами лет) Галактика сохраняла бы неизменными свои основные особенности (например, распределение звезд по массам, или, что практически то же самое, по спектральным классам), необходимо чтобы в. ней автоматически поддерживалось динамическое равновесие между рождающимися и «гибнущими» звездами. В этом отношении Галактика похожа на первобытный лес, состоящий из деревьев всевозможных видов и возрастов, причем возраст деревьев гораздо меньше возраста леса. Имеется, правда, одно важное различие между Галактикой и лесом. В Галактике время жизни звезд с массой меньше солнечной превышает ее возраст, который составляет примерно 15 миллиардов лет. Поэтому следует ожидать постепенного увеличения числа звезд со сравнительно небольшой массой, так как они пока еще «не успели» умереть, а рождаться продолжают. Но для более массивных звезд упомянутое выше динамическое равновесие неизбежно должно выполняться.

Откуда же образуются в нашей Галактике молодые и «сверхмолодые» звезды? С давних пор, по установившейся традиции, восходящей к гипотезе Канта и Лапласа о происхождении Солнечной системы, астрономы предполагали, что звезды образуются из рассеянной диффузной газово-пылевой среды. Было только одно строгое теоретическое основание для такого убеждения — гравитационная неустойчивость первоначально однородной диффузной среды. Дело в том, что в такой среде неизбежны малые возмущения плотности, т. е. отклонения от строгой однородности. Под влиянием силы всемирного тяготения малые возмущения будут нарастать и первоначально однородная среда разобьется на несколько конденсаций. Под действием силы гравитации эти конденсации, если их масса превышает определенный предел, будут продолжать сжиматься и, как можно полагать, в конце концов превратятся в звезды.

Рассмотрим этот вопрос более подробно на одном частном, но важном примере, и сделаем количественную оценку. Положим, что у нас имеется некоторое облако радиуса R, плотность которого

и радиус R постоянны. Условием того, что облако под действием собственной гравитации начнет сжиматься, является отрицательный знак полной энергии облака. Последняя состоит из отрицательной гравитационной энергии Wg взаимодействия всех частиц, образующих облако, и положительной тепловой энергии этих частиц WT . Отрицательный знак полной энергии означает, что силы гравитации, стремящиеся сжать облако, превосходят силы газового давления, стремящиеся рассеять это облако во всем окружающем пространстве. Далее имеем:

(3.2)

где A = 8,3

107 эрг/молькельвин,  — молекулярный вес,  — средняя плотность облака. В то же время гравитационная энергия

(3.3)

Мы видим, что WT при постоянной плотности облака

и температуре T растет с ростом R как R3, в то время как WgR5, т.е. с ростом R растет гораздо быстрее. Следовательно, при данныхи T существует такое R1, что при R > R1 облако под действием собственной гравитации неизбежно будет сжиматься. Когда задана масса M облака, R1 определится формулой

(3.4)

В этом случае (т. е., если заданы масса и температура облака), если размер облака R < R1, оно будет сжиматься.

Легко убедиться, что «обычные» облака межзвездного газа с M

M и R1 пс не будут сжиматься собственной гравитацией, а газово-пылевые комплексы M103—104M, T50° и радиусом порядка десятков парсек будут. При условиях, которые реализуются для подавляющего большинства звезд, такое сжатие автоматически вызовет повышение температуры, и следовательно, давления. Увеличившееся давлением уравновесит силу гравитации, и облако перестанет сжиматься. Об этом подробно будет идти речь в § 6. Но в условиях сжимающихся облаков межзвездного газа температура в процессе сжатия не будет повышаться, по крайней мере на начальной, самой важной стадии сжатия. Это объясняется наличием у таких облаков весьма эффективно работающего «холодильника». Ниже мы увидим, что у этих плотных облаков водород, так же как и большинство других элементов, находится в молекулярном состоянии. Возбуждение столкновениями вращательных уровней молекул водорода с последующим излучением инфракрасной линии с длиной волны 28 мкм будет поддерживать температуру газа на почти постоянном уровне. Дело в том, что сжимающееся облако (до поры, до времени) прозрачно для этого инфракрасного излучения, которое тем самым покинет облако. Поэтому гравитационная энергия, освобождающаяся при сжатии облака, не будет тратиться на нагрев его вещества, а трансформировавшись в инфракрасное излучение, уйдет в мировое пространство. Будет даже некоторое понижение температуры облака, так как по мере его уплотнения греющие облако рентгеновские кванты (заполняющие галактику) будут поглощены в его наружных слоях. Кроме того, увеличивается число молекул, охлаждающих газ.

Вернемся теперь к условию гравитационного сжатия облака, списываемому формулой (3.4). Рассмотрим случай, когда масса облака равна массе Солнца, а его температура 10 К. Тогда из формулы (3.4) следует, что такое облако будет сжиматься, если его радиус меньше 0,02 парсек. Следовательно, плотность такого облака будет 2

10– 18 г/см3, а концентрация газа в нем 106 см– 3 — величина довольно значительная. Если же масса облака будет 10 солнечных масс, то, как можно убедиться, средняя концентрация частиц газа, при которой облако начинает сжиматься, будет значительно меньше, 104 см– 3. Как мы увидим ниже, облака с такой концентрацией газа действительно наблюдаются, Таким образом., для гравитационного сжатия облаков большой массы критерий, описываемый формулой (3.4), оказывается значительно «мягче». Поэтому естественно предположить, что конденсация облаков межзвездного газа в звезды происходит в несколько этапов. Сначала сжимается протяженный газово-пылевой комплекс с большой массой, например, в тысячи раз превышающей массу Солнца. Когда этот комплекс достаточно сожмется и его средняя плотность значительно увеличится, отдельные его части начнут сжиматься независимо, и комплекс распадается на ряд более мелких и менее массивных конденсаций. Этот естественный процесс качественно объясняет, почему звезды рождаются скоплениями (ассоциациями), а не «индивидуально», хотя при некоторых условиях возможно появление и одиночных звезд.

При таком механизме образования звезд из плотных облаков межзвездной среды сразу же возникает одна серьезная трудность. Дело в том, что отдельные «куски» облаков межзвездного газа движутся друг по отношению к другу со скоростью около 1 км/с. Это непосредственно следует из анализа профилей радиолинии 21 см. По этой причине облака должны обладать некоторым моментом количества движения. Если учесть огромные размеры облаков, то этот вращательный момент оказывается очень большим. Согласно законам механики, если бы облако было изолированным, то при его сжатии под влиянием собственной гравитации вращательный момент должен был сохраниться. Но это означает, что по мере сжатия облака оно должно было бы вращаться вокруг своей оси все быстрее и быстрее. Скорость осевого вращения достигла бы скорости света еще до того, как облако превратилось бы в звезду! Все эти выводы, однако, были получены в предположении, что сжимающееся облако изолировано. На самом деле это, конечно, не так. Оно окружено другими облаками и связано с ними магнитными силовыми линиями. Вот по этим-то силовым линиям и проходит «утечка» по крайней мере 90% вращательного момента облака. Пока вещество облака обладает достаточно высокой электропроводностью (для чего оно должно быть хотя бы немного ионизовано), магнитные силовые линии как бы «приклеены» к нему. Из-за этого вращательный момент, как по гибким струнам, «перекачивается» от сжимающегося облака к окружающей его межзвездной среде. Этот процесс «перекачки» вращательного момента прекратится только тогда, когда из-за возросшей плотности ионизация вещества облака сильно упадет и его электропроводность значительно уменьшится. Тогда магнитная связь облака с окружающей средой прекратится. Образовавшиеся таким образом звезды сохраняют довольно большой вращательный момент, который и наблюдается у сравнительно массивных звезд, начиная от спектрального класса О. Что же касается менее массивных звезд (вроде нашего Солнца), то они, в принципе, могут «освободиться» от избыточного вращательного момента довольно своеобразным путем, образуя вокруг себя планетные системы [ 12 ] . Однако более вероятным механизмом потери такими звездами вращательного момента является истечение вещества из их атмосфер («звездный ветер») при наличии магнитных полей!

Характерное время сжатия облака до размеров протозвезды можно оценить по простой формуле механики, описывающей свободное падение тела под влиянием некоторого ускорения. Заметим, что по мере сжатия облака величина ускорения, действующего на его частицы, будет увеличиваться. Мы, однако, будем для простоты рассуждения считать его постоянным, что не отразится на нашей оценке. При таком упрощающем предположении путь R, пройденный поверхностными слоями звезды за время t, будет равен