Звезды: их рождение, жизнь и смерть

Как видно из рис. 5.12, массивные протозвезды на заключительной стадии своей эволюции, когда их светимость почти не меняется, обладают всеми характеристиками звезд-гигантов. Можно поэтому предполагать, что часть звезд-гигантов в молодых скоплениях звезд на самом деле являются протозвездами. Следует, однако, иметь в виду, что последнюю «горизонтальную» часть своего эволюционного трека протозвезды «проскакивают» очень быстро, всего лишь за несколько тысяч лет. Поэтому их должно быть довольно мало.

В заключение этого параграфа мы остановимся на интересном вопросе, касающемся возраста различных протозвезд в одной и той же ассоциации. Теория эволюции протозвезд, кратко изложенная выше, сейчас достигла такого уровня, что уже можно делать оценки их возраста по наблюдаемым характеристикам. И вот, оказывается, что возраст протозвезд сравнительно малой массы всегда заметно превышает возраст более массивных протозвезд, а также О—В звезд, находящихся в той же ассоциации. Как это объяснить? Ведь, казалось бы, в процессе гравитационной конденсации сначала должны были образоваться из газово-пылевой среды более массивные звезды. Дело в том, что в самом начале процесса «фрагментации» средняя плотность газово-пылевого комплекса была ниже, а из теории гравитационной неустойчивости следует, что меньшей средней плотности соответствуют большие массы «фрагментов», на которые распадается комплекс. В самом деле, формулу (3.4), приведенную в § 3, можно переписать в таком виде:

(5.3)

Отсюда следует, что при данной температуре масса фрагментов, эволюционирующих в протозвезды, будет тем больше, чем меньше средняя плотность. В действительности необходимо учитывать еще непрерывный рост кинетической температуры в газово-пылевом комплексе. Этот рост определяется постепенным уменьшением количества углерода в комплексе из-за его «прилипания» к пылинкам. Это очень медленный процесс, длящийся по крайней мере 10 миллионов лет. В § 3 мы видели, что углерод является основным «терморегулятором» в холодных плотных газово-пылевых комплексах. Поэтому, если его содержание уменьшается, температура газа должна неизбежно повышаться. Так как согласно формуле (5.3) масса образующихся фрагментов, превращающихся потом в протозвезды, довольно сильно зависит от температуры и слабо от плотности, то с течением времени масса протозвезд будет расти. Если, например, первоначальная температура холодного газа в плотном газово-пылевом комплексе была 6 кельвинов, то образовывались преимущественно звезды с массой меньшей, чем у Солнца. Для образования О—В звезд с массой, в десятки раз превышающей солнечную, температура газа должна подняться до 40—50 кельвинов, для чего содержание охлаждающего газ углерода должно уменьшиться примерно в 10 раз. Следует иметь в виду, что излучение вновь образующихся протозвезд также постепенно нагревает межзвездный газ. Таким образом, находит объяснение тот, казалось бы, парадоксальный факт, что в одном и том же комплексе массивные звезды образуются позже.

Когда существенная часть массы газа превратится в звезды, межзвездное магнитное поле, которое своим давлением поддерживало газово-пылевой комплекс, естественно, не будет оказывать воздействие на звезды и молодые протозвезды. Под влиянием гравитационного притяжения Галактики они начнут падать к галактической плоскости. Таким образом, молодые звездные ассоциации всегда должны приближаться к галактической плоскости. Этот теоретически предсказанный С. Б. Пикельнером эффект был подтвержден анализом результатов наблюдений, что наглядно демонстрирует происхождение звезд из межзвездной среды. Подчеркнем, что речь идет о молодых ассоциациях. Старые же ассоциации после пересечения галактической плоскости будут совершать около нее колебания с периодом 30—50 миллионов лет.

Таким образом, в последней трети XX столетия астрономия оказалась в состоянии проследить за всеми этапами важнейшего процесса образования звезд из межзвездной среды. В отличие от астрономов минувших десятилетий, разрабатывавших весьма слабо обоснованные космогонические гипотезы, современные астрономы при разработке трудных проблем эволюции космических объектов базируются на прочном фундаменте наблюдательных данных. Особую ценность представляют факты, добытые благодаря успехам «астрономии невидимого», т. е. радио- и инфракрасной астрономии. Мы далеки от того, чтобы пренебрежительно отзываться о выдающихся исследованиях классиков космогонии — Лапласа, Пуанкарэ и особенно Джинса, чья основополагающая теория гравитационной неустойчивости красной нитью проходит через всю современную космогонию. Автор просто хотел сказать, что каждая научная проблема решается в свое время и что время для решения классических проблем космогонии наступило только сейчас. Впереди, конечно, еще много работы. Об этом подробно речь шла выше. Но основополагающая идея о происхождении звезд из диффузной межзвездной среды получила подтверждение на большом фактическом материале и сейчас может рассматриваться как прочное завоевание науки.