Звезды: их рождение, жизнь и смерть

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 W_g взаимодействия всех частиц, образующих облако, и положительной тепловой энергии этих частиц W_T . 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 W_T при постоянной плотности облака и температуре T растет с ростом R как R³, в то время как W_gR⁵, т.е. с ростом R растет гораздо быстрее. Следовательно, при данных и 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.