ТОПИКИ - Электронная библиотека

Сурдин В.Г.
Рождение звезд
М.: Эдиториал УРСС. 2001 (Фрагмент)
Ранние представления о звездах
Астрономы всегда считали звезды главным населением Вселенной. И хотя
внегалактические исследования последних десятилетий убедили нас в
существовании гораздо больших масс невидимого и очевидно незвездного
вещества, тем не менее именно звезды и их системы остаются важнейшим
предметом астрономических исследований, поскольку играют наиболее динамичную
роль на современной космической сцене.
И пусть космологи говорят, что "непосредственно наблюдаемые в телескопы
великолепные узоры гигантских галактических миров - это лишь жалкая малая
видимая часть истинной невидимой структуры мира" (Новиков 1990). Даже страшно
представить себе, как была бы бедна Вселенная без звезд - холодная, химически
примитивная, лишенная жизни. Эволюция звезд, их рождение, жизнь и смерть это великая драма современной Вселенной. Когда-то в прошлом звезд не было. В
далеком будущем они, по-видимому, полностью исчезнут. Но сейчас именно звезды
определяют лицо нашего мира. Проникнуть в загадку их рождения - проблема
достойная того, чтобы посвятить ей жизнь.
Древние о природе звезд
Несмотря на кажущуюся неизменность звездного неба, древние люди задумывались
о происхождении звезд. Вероятно, повседневный опыт, говорящий о неизменном
зарождении и гибели всего сущего, привел их к мысли о дозвездной Вселенной. В
халдейской легенде говорится:
В то время, когда в вышине не было того, что называется небом, а внизу того,
что зовут землей, существовал только Апсу (океан), отец их, и Тиамат (хаос),
праматерь. Не различались ни день, ни ночь ... Царила тьма, покрытая тьмой
(Аррениус 1911). Подобные взгляды можно найти в легендах и мифах многих
народов. Мысль о дозвездной эволюции мира есть не что иное, как первая
наивная идея о происхождении звезд.
Древнегреческие философы догадывались о единстве природы звезд и Солнца
и об их физическом состоянии. Так, Анаксагор (V в. до н.э.) считал, что
"Солнце - раскаленная металлическая глыба или камень... во много раз больше
Пелопоннеса" (Рожанский, 1972). В этом высказывании по крайней мере два
качества Солнца - большой размер и высокая температура - подмечены верно.
Аристотель (IV в. до н.э.) в трактате "О небе" считал звезды
шарообразными, хотя давал этому чисто умозрительное обоснование. Вопроса о
происхождении звезд он не ставил. Но уже Цицерон (I в. до н.э.) не
сомневался, что Солнце - большая и близкая звезда и что все звезды рождаются
из тончайшего огненного эфира, заполняющего Вселенную. Развития эти взгляды
не получили, поскольку победившее христианство канонизировало довольно
примитивный взгляд на происхождение звезд: "И сказал Бог: да будут светила на
тверди небесной для освещения земли..."
В течение полутора тысячелетий ни в Европе, ни на Востоке, куда надолго
перемещался центр научной мысли, не возникло новых идей о природе звезд. Для
этого нужны были новые наблюдательные данные.
Рождение науки о звездах
В эпоху великих географических открытий резко усиливается интерес к
практической, мореходной астрономии. Выделяются средства на строительство
обсерваторий, ведутся систематические наблюдения и, как результат, делаются
фундаментальные открытия, не имеющие отношения к навигации.
В 1572 г. Тихо Браге отмечает появление на небе новой звезды; в 1604 г.
аналогичное открытие делают И.Кеплер, Г. Галилей и Д.Фабрициус. И хотя в
действительности эти события не были связаны с рождением звезд, а, напротив,
означали их гибель, именно эти наблюдения впервые показали, что мир
"неподвижных" звезд также подвержен эволюции.
Тихо считал, что отрытая им звезда сконденсировалась из разреженного
вещества Млечного Пути. Это была смелая идея. Даже 40 лет спустя Кеплер
(1982) не соглашался с ним, он писал: "В будущем они [ученые - В.С.]
воздержатся от того, чтобы вместе с Браге рассматривать кометы и новые звезды
как порождение Млечного Пути, если только они не желают говорить нелепости о
гибели совершенных и вечных небесных тел".
Но открывший звездную природу Млечного Пути Галилей высказывался в
"Диалогах" более смело: он считал "звезды не чем иным, как только более
плотными частями небес, а если это так, то плотность звезд должна почти
бесконечно превосходить плотность остального небесного пространства; это
очевидно из того, что небо в высшей степени прозрачно, а звезды в высшей
степени непрозрачны" (Галилей, 1948, с. 13). И далее: "Если существуют такие
противоположности [плотности - В.С.] среди небесных тел, то они также
необходимо должны быть возникающими и уничтожаемыми" (там же, с. 48).
С изобретением телескопа было открыто межзвездное вещество. В 1612 г.
Н.Пейреск (1580-1637) впервые упомянул о "Большой туманности Ориона", а
С.Мариус (1570-1624) первым в Европе описал Туманность Андромеды. Следующие
три века спиральные туманности считались сравнительно близкими образованиями,
связанными с формированием звезд и планет.
Совершенствовался телескоп - обнаруживались новые туманности: в списке
Э.Галлея (1714 г.) их 6, у В.Дерхэма (1733 г.) уже 16, Н.Лакайль (1755 г.)
отметил 42 объекта, в каталоге Ш.Мессье и П.Мешена (1783 г.) описано 103
туманности, а в списках В.Гершеля (1818 г.) уже 2500 объектов незвездного
вида. Наконец, в "Новом общем каталоге туманностей и скоплений" Дж.Дрейера
(1888 г.) значится 7840 незвездных объектов, среди которых многие
действительно связаны с рождением звезд. Для освоения этого огромного
эмпирического материала требовалась теория.
И космогоническая мысль не стояла на месте: еще не был собран наблюдательный
материал, достаточный для классификации и теоретического обобщения, а первые
сценарии формирования звезд уже начали появляться. Рене Декарт (1596-1650)
сформулировал свою космогоническую идею, в которой главную роль играет
вихревое движение эфира, захватывающее и сжимающее вещество будущих звезд и
планет. Вихревое движение играло в космогонии Декарта ту же роль, которую в
более поздних теориях стала играть сила всемирного тяготения. Христиан
Гюйгенс (1629-1695), разделяя мнение Декарта, иллюстрирует природу тяготения
опытом с вращающейся жидкостью, в которой взвешены частицы. Этот опыт мы
наблюдаем каждый раз, помешивая чай в стакане: отброшенные сначала к стенкам
сосуда чаинки по окончании помешивания устремляются к центру.
Несмотря на красивую модель, вихревая концепция тяготения не смогла правильно
описать движение небесных тел. Во второй половине XVII в. трудами Джованни
Борелли (1608-1679), Х.Гюйгенса, Роберта Гука (1635-1703) и Исаака Ньютона
(1643-1727) было открыто всемирное тяготение.
Тяготение и гипотеза аккумуляции звезд
Хотя идея о конденсации разреженного космического вещества в звезды, как мы
видели, высказывалась не раз, начиная с античных философов и вплоть до
вихревой идеи Декарта, научной гипотезой она стала только после открытия
И.Ньютоном всемирного тяготения. Через 5 лет после опубликования ньютоновых
"Начал" молодой капеллан, будущий глава Тринити-колледжа в Кембридже Ричард
Бентли (1662-1742), готовясь к проповеди в защиту существования Бога,
обратился в письме к Великому Физику с вопросом, не может ли сила тяготения
быть причиной образования звезд. Ньютон в письме от 10 декабря 1692 г.
ответил ему:
Мне кажется, что если бы все вещество нашего Солнца и планет и все вещество
Вселенной было бы равномерно рассеяно в небесном пространстве, и если бы
каждая частица имела врожденное тяготение ко всем остальным, и если бы,
наконец, пространство, в котором рассеяна эта материя, было бы конечным, то
вещество в наружной его части благодаря указанному тяготению влеклось бы ко
всему веществу внутри и вследствие этого упало бы в середину пространства и
образовало бы там одну огромную сферическую массу. Однако, если бы это
вещество было равномерно распределено по бесконечному пространству, оно
никогда не могло бы объединиться в одну массу, но часть его сгущалась бы тут,
а другая там, образуя бесконечное число огромных масс, разбросанных на
огромных расстояниях друг от друга по всему этому бесконечному пространству.
Именно так могли образоваться и Солнце и неподвижные звезды, если
предположить, что вещество было светящимся по своей природе.
Вспомним, что у Ньютона не было сомнения в подобии Солнца и звезд, хотя их
физическую природу он представлял весьма туманно: как и Анаксагор, он считал
звезды твердыми раскаленными телами, однажды нагретыми (Богом?) и затем
излучающими запас тепла. В третьей, незавершенной книге ньютоновой "Оптики"
находим несколько вопросов для дальнейшего изучения, которое произведут
другие. Обратим внимание на Вопрос 11:
Не являются ли Солнце и неподвижные звезды обширными землями, чрезвычайно
нагретыми, причем их жар сохраняется величиною этих тел ... испарению в дым
их частиц препятствует не только их твердость, но еще большой вес и плотность
атмосфер, сжимающих тела очень сильно со всех сторон и конденсирующих пары и
выдыхания, подымающиеся из тел? ...
Та же тяжесть атмосферы может сгущать пары и испарения, исходящие от тел на
Солнце, как только они начинают подниматься, и заставляет их тотчас же падать
на Солнце ... Тот же вес атмосферы может препятствовать уменьшению солнечного
шара, которое осуществляется только излучением света и небольшого количества
паров и выдыханий (Ньютон 1927, с.267).
На фоне такого неполного представления о физическом состоянии звезд гипотеза
Ньютона об их формировании путем гравитационной аккумуляции вещества выглядит
очень сильной. Впрочем, не будем забывать и о роли Ричарда Бентли в этой
истории.
Развитие гипотезы аккумуляции
К блестящей гипотезе Бентли-Ньютона постепенно добавлялись новые
космогонические идеи. Жан-Жак Дорту де Мэран в "Физическом и историческом
трактате о северном сиянии" (1733) обратил внимание на солнечную корону: он
предположил, что потоки солнечного вещества, вторгаясь в атмосферу Земли,
становятся причиной ее свечения. А далее он допустил, что у некоторых звезд
эти потоки могут быть значительно сильнее и заключил, что вещество,
выбрасываемое такими звездами, могло бы выглядеть как туманные пятна в
небесах (Уитни 1975).
А немного позже молодой Иммануил Кант (1724--1804) разработал концепцию
превращения разреженных туманностей в звезды и планеты, изложив ее анонимно в
"Общей естественной истории и теории неба" (1755). В те же годы появились
"Теория Вселенной" (1750) Томаса Райта (1711-1786) и "Космологические письма
об устройстве Вселенной" (1761) Иоганна Ламберта (1728-1777). В них
высказывались правильные догадки о форме и движении Млечного Пути, о звездной
природе эллиптических туманностей, а также предсказывалось существование
физических двойных звезд и систем, состоящих из галактик.
Неоценим вклад в наблюдательную космогонию Вильяма Гершеля (1738-1822),
создавшего крупнейшие для своего времени телескопы и обнаружившего множество
новых объектов: планету, спутники, двойные и кратные звезды, звездные
скопления, туманности. Разнообразные наблюдаемые формы туманностей Гершель
стремился свести в единую эволюционную цепь на основе теории тяготения. Ему
казалось, что разные туманности демонстрируют последовательные стадии
сгущения разреженного межзвездного вещества в звезды, и что заметны даже
эволюционные изменения отдельных туманностей (например, в Орионе), которые за
многолетний период наблюдений якобы поменяли форму. Разумеется, это были лишь
кажущиеся изменения. Но, несмотря на наивность теоретических обобщений,
Гершель заложил фундамент наблюдательной космогонии.
Большое космогоническое заблуждение
Любопытно, что даже в конце XIX в., когда первые опыты по астрофотографии
привели к открытию множества новых туманностей, а спектроскопия доказала
газообразное состояние большинства из них, в своих космогонических выводах
астрономы не продвинулись далее Гершеля. Как и прежде, они выстраивали
туманности в морфологические последовательности: от бесформенных, аморфных до
круглых, концентрированных, которые, имели в своем центре "сгустившуюся
новорожденную звезду". Именно с такой точки зрения рассматривались
планетарные туманности и спиральные галактики.
К примеру, в ночь с 20 на 21 августа 1885 г. в центре Туманности Андромеды
появилась яркая оранжевая точка, которая была воспринята как возгорание
новорожденной звезды. Известно даже, что Э.Хартвиг из обсерватории Дерптского
университета (ныне г. Тарту, Эстония), первым обнаруживший эту вспышку,
воскликнул: В этой туманности уже есть центральное солнце!.. У исследователей
переменных звезд объект получил обозначение S And. Значительно позже стало
известно, что это была вспышка сверхновой.
Целое столетие яркие туманности считались предками звезд. Это было крупнейшее
заблуждение в истории звездной космогонии. О нем стали догадываться только
после создания Дж.Джинсом в 1902 г. физической теории рождения звезд. И лишь
развитие спектральной техники на крупных телескопах положило конец этому
заблуждению: наблюдая спиральные туманности, В.Слайфер на Ловелловской
обсерватории (США) показал, что они движутся с огромными скоростями и не
имеют отношения к околосолнечному окружению. В 1917 г. он пришел к убеждению,
что это звездные острова во Вселенной и "твердо заявил, что изученные им
туманности - это явно не те объекты, из которых могли формироваться солнечные
системы, подобные нашей" (Шаров и Новиков 1989).
Гравитационная неустойчивость
Как мы помним, идея Бентли и Ньютона о гравитационном скучивании дозвездного
вещества в звезды носила качественный характер и не связывала между собой
физические характеристики дозвездного вещества и формирующихся из него звезд.
Ньютон не мог отыскать эту связь, поскольку он рассматривал задачу о
скучивании при наличии только силы тяготения, которая в отсутствие
противодействующих сил увеличивает любое отклонение плотности от однородной.
К концу XIX в. были развиты кинетическая теория газа и термодинамика, которые
позволили на новом уровне вернуться к задаче о гравитационной неустойчивости
дозвездного вещества. Ее решил молодой английский физик Джеймс Хопвуд Джинс
(1877-1946). В работе "Устойчивость сферической туманности" (1902) он впервые
записал уравнения газодинамики с учетом гравитации, обнаружив, что в этом
случае они имеют два типа решений: помимо коротковолновых звуковых колебаний,
которые обычно возникают при возмущении плотности или скорости газа, в
присутствии гравитации стало возможным катастрофическое сжатие уплотнений
большого размера. Критические размер (RJ) и масса (MJ) этих уплотнений
называют теперь джинсовскими.
Хотя формулы Джинса получены со множеством упрощающих предположений, именно
они являются фундаментом современной космогонии. После Джинса теорию
гравитационной неустойчивости развивали Е.М.Лившиц, С.Чандрасекар,
А.Б.Северный, Я.Б.Зельдович, Дж.Силк и др. Сейчас это вполне детальная
теория, учитывающая вращение и расширение газовой среды, присутствие в ней
звезд, магнитного поля и космических лучей. Однако рафинированные формулы
редко находят практическое применение, поскольку из наблюдений, как правило,
удается извлечь лишь важнейшие параметры протозвездной среды: плотность и
температуру. Поэтому простые формулы
Джинса часто используются для оценки параметров гравитационно-неустойчивых
конденсаций. Хотя значение MJ формально есть минимальное значение их массы,
принято считать его характерным значением, поскольку обычно возмущения
плотности малых масштабов являются наиболее сильными.
Получив эти формулы, Дж.Джинс был воодушевлен простотой и наглядностью
результата:
Предположим, что в начале времен все пространство было заполнено газом...
Тогда можно доказать, что газ не оставался бы равномерно распределенным в
пространстве, а немедленно стал бы собираться в шары. Мы можем вычислить,
сколько газа потребуется для образования каждого шара. ... Для нас ясно,
почему все звезды имеют очень сходный вес; это потому, что все они образованы
одинаковым процессом. Они, пожалуй, похожи на фабричные изделия, сделанные
одною и той же машиной (Джинс 1933).
Трудно удержаться от удивления: фактически, оптимизм Джинса был основан на
интуиции, ибо о физических условиях в протозвездной среде тогда не было
известно ничего! Впрочем, сам Джинс замечает:
При современном состоянии наших знаний любая попытка диктовать окончательные
решения по основным проблемам космогонии была бы ничем иным, как чистым
догматизмом.
Из (\ref{Mj}) видно, что значение $M_J$ чувствительно к температуре среды. В
начале века были известны лишь яркие туманности с температурой в тысячи
кельвинов, о гравитационной неустойчивости которых не может быть речи (табл.
\ref{faces}).
Таблица. Основные фазы МЗС и их параметры Джинса
Год
открытия
Фаза
Температура,
К
Плотность,
см-3
MJ ,
M¤
RJ ,
пк
1920
Теплая, HI-HII
8000
0.25
1(108
2(103
1950
Прохладная, HI
80
40
2(103
7
1970
Горячая, HII
3(105
0.002
5(1011
2(105
1975
Холодная, H2
10
103
4
0.3
Теория Джинса ясно показала, что эмиссионные туманности не могут быть местами
формирования звезд. Но более холодных и плотных туманностей в начале ХХ в.
астрономы еще не знали. В таком случае, где и из чего рождаются звезды?
Сам Джинс вообще не был уверен, что звезды рождаются в нашу эпоху. Он искал
(и находил!) доказательства длинной шкалы эволюции Вселенной, в соответствии
с которой возраст Вселенной и всех ее основных объектов - галактик и звезд составляет 1013-1014 лет. Это было второе крупное заблуждение космогонии,
длившееся три десятилетия. Но аргументы выглядели весьма серьезно:
* не имея детального представления о ядерных реакциях, но уже догадываясь,
что они служат источником энергии звезд, Джинс оценивал запас энергии Солнца
как E¤ = M¤ c2, а его время жизни, естественно, как t¤=E¤/L¤=2(1013 лет;
* основываясь на распределении пространственных скоростей звезд и орбитальных
элементов двойных систем, которые в те годы казались близкими к равновесным,
Джинс считал Галактику хорошо прорелаксировавшей системой, а для этого
требуется не менее 1013 лет;
* оценка радиоизотопного возраста земных пород в те годы составляла (1013
лет.
Именно поэтому Джинс считал справедливой длинную шкалу эволюции. Но открытое
Э.Хабблом расширение Вселенной привело ко второй, короткой шкале эволюции
(109 лет. Вначале она считалась столь короткой потому, что Э.Хаббл завысил
значение Н0 почти на порядок; позже космологическая шкала времени удлинилась
до 1010 лет, но для Джинса и это время оставалось коротким. Затем такую же
шкалу возраста Солнца (1010 лет) дала теория термоядерных реакций. А
детальное рассмотрение динамической эволюции ОВ-ассоциаций и кратных звездных
систем позволило В.А. Амбарцумяну заключить, что возраст, по крайней мере,
массивных О и В звезд не превышает нескольких десятков миллионов лет. И хотя
не все аргументы Джинса были опровергнуты (например, в те годы не было ясно,
как успели прорелаксировать звезды в галактическом диске; это и до сих пор не
совсем ясно), все же короткая шкала времени победила. Стало очевидно, что
звезды рождаются в современную эпоху, но где и из чего они формируются, попрежнему было неясно.
Открытие межзвездного вещества
"Дыры в небесах"
Внимательный наблюдатель, В.Гершель не мог не заметить темных беззвездных
провалов на фоне Млечного Пути. Но мог ли он догадаться, что вызваны они
поглощением света в холодных межзвездных облаках, именно тех, где формируются
звезды? Его сестра Каролина в письме сыну В.Гершеля Джону, тоже известному
астроному, рассказывала: Однажды вечером, когда ваш отец изучал небо в
созвездии Скорпиона, он после долгого напряженного разглядывания вдруг
воскликнул: "Здесь, вероятно, дыра в небе!". Эти темные "дыры", окруженные
звездными облаками, В.Гершель в 1783 г. воспринял как признак распада
Галактики на части в результате гравитационного скучивания звезд. Вслед за
ним многие астрономы придерживались этой мысли до конца ХIХ в.
Но случались и удивительно прозорливые предположения. Одно из них принадлежит
В.Я.Струве (1793-1864); продолжая изучение Галактики методом "звездных
черпков" Гершеля, он высказал уверенность в существовании межзвездного
поглощения света и оценил его величину в 0.5m/кпк. Лишь столетие спустя была
доказана справедливость этого предположения и довольно высокая точность
оценки Струве. Поглощение света стало первым свидетельством существования
холодного межзвездного вещества.
Еще более определенное предсказание сделал "отец астрофизики" итальянец
Анджело Секки (1818-1878), впервые систематически применивший спектроскоп в
астрономии и давший в 1863 г. первую и довольно удачную спектральную
классификацию звезд. С помощью спектроскопа Секки установил различие между
двумя типами туманностей: одни из них оказались звездными системами, а другие
- газовыми облаками. Всерьез заинтересовавшись черными пустотами в Млечном
Пути, которые Гершель считал "провалами в небесах", Секки настаивал на том,
что это гигантские облака темных газов, проецирующиеся на светлый фон далеких
звезд. Однако еще полстолетия астрономы склонны были разделять взгляды
Гершеля и находили гипотезу Секки "маловероятной".
Межзвездные облака
В начале ХХ в. Э.Барнард начал систематическое фотографирование неба на
Ликской обсерватории и в 1913 г. опубликовал прекрасные снимки Млечного Пути.
На них он обнаружил 349 светлых и темных туманностей, а позже составил
отдельный каталог 182 темных туманностей, выразив убеждение, что это облака
поглощающей свет материи, а не промежутки между звездными облаками, как
считал Гершель.
В 1909 г. Г.А. Тихов обнаружил покраснение звезд, т.е. открыл селективное
межзвездное поглощение. В 1913 г. В.Слайфер нашел отражательные туманности в
Плеядах. В 1922 г. М.Вольф разработал метод изучения темных туманностей путем
подсчета звезд в направлении туманности и вне ее. В 1930 г. Р.Трюмплер
обнаружил рост линейных диаметров рассеянных скоплений с расстоянием от
Солнца и объяснил это неучетом межзвездного поглощения света. Он оценил
величину поглощения в 0.7m/кпк и указал, что поглощающее вещество может иметь
много локальных неоднородностей.
В.А. Амбарцумян и Ш.Г. Горделадзе в 1938 г. определили по поглощению света,
что средний диаметр диффузных облаков около 5 пк, а всего их в Галактике
(108. Но такие облака полупрозрачны: в среднем каждое поглощает свет на 0,3m.
Поэтому предшественниками звезд их не считали.
Наконец, в 1946 г. Барт Бок и Э.Рейли обнаружили на фоне светлых туманностей
NGC 2237 в Единороге и NGC 6611 в Щите маленькие черные пятна, названные ими
глобулами. Размер этих плотных конденсаций от 0,005 до 1 пк, и они ослабляют
свет в десятки и сотни раз. Их масса оценивается от 0,01 до 100 М¤. Сразу
после открытия глобулы были признаны как непосредственные предшественники
звезд. Появилось убеждение, что сжимающиеся облака звездной массы уже найдены
и требуется лишь теория для описания этого процесса. Поспешность такого
заключения вскоре выяснилась, но за это время теоретики предложили немало
интересных идей.
Новые идеи о формировании звезд
Теория пылевых конденсаций
В 40-е годы межзвездная среда (МЗС) представлялась как сравнительно
однородный разреженный газ с плотностью (10-24 г/см3 и температурой (104 К.
Но при этом MJ (106 M¤, что казалось несовместимым с формированием звезд и
даже рассеянных скоплений. Пытаясь обойти эту трудность, космогонисты уделяли
большое внимание межзвездной пыли: ей отводилась не только роль охладителя,
способного понизить температуру МЗС до 100 К, но и важная динамическая роль в
балансе сил гравитации и давления. Дело в том, что, в отличие от газа, пыль
не вносит вклада в давление МЗС, а в гравитацию - вносит. Пока пыль
равномерно перемешана с газом, ее вклад в плотность вещества невелик, порядка
2% от массы МЗС (именно столько составляют элементы тяжелее гелия, в основном
формирующие пыль). Но всегда ли газ и пыль хорошо перемешаны?
Л.Спитцер (1941) и Ф.Уиппл (1946) предложили радиативный механизм
формирования пылевых конденсаций. Они считали, что это может происходить в
два этапа: сначала случайно возникшее локальное повышение плотности газа
приводит к ускоренному росту пылинок, а затем, когда их размер достигает
длины волны света, и они начинают чувствовать его давление, вступает в
действие механизм радиативной неустойчивости. Суть его в следующем: из-за
поглощения света пылью уплотнение становится менее прозрачным, чем окружающее
его разреженное вещество. Поэтому излучение окружающих звезд будет сильнее
давить на пылинки снаружи и вдавливать их внутрь флуктуации. Столкновения с
атомами газа притормозят движение пылинок, но остановить его не смогут.
Оценки указывали, что при стационарном распределении газа пыль
сконцентрируется к центру флуктуации за 107 - 108 лет. Предполагалось, что
этот механизм сможет существенно увеличить плотность флуктуации, не изменяя
давления в ней и, следовательно, приведет к заметному уменьшению значения MJ.
Детальные расчеты показали, что пылевые конденсации не могут быть слишком
маленькими, иначе их разрушит тепловое движение атомов газа; в то же время их
максимальный исходный размер ограничен толщиной спиральных рукавов Галактики.
Поэтому предсказанный диапазон масс пылевых конденсаций составил от 10-3 до
200 M¤. Не правда ли, прекрасное согласие с диапазоном звездных масс! Однако
30 лет спустя радионаблюдения обнаружили в облаках сильное турбулентное
движение вещества, которое хорошо перемешивает пыль с газом менее чем за 106
лет. Следовательно, механизм радиативной концентрации пыли не должен
работать! А замечательное совпадение теории с наблюдениями оказалось
случайным.
Теория аккреции
Но вернемся в 40-е годы. Если, как тогда думали, звездообразование
стимулируется путем концентрации пыли, то звезды должны почти целиком
состоять из тяжелых элементов. Однако спектры звезд доказывали, что, по
крайней мере, их верхние слои в основном состоят из водорода и гелия. Как это
объяснить?
Карл Вейцзеккер предположил, что из переобогащенного пылью вещества
формируются лишь ядра звезд, а затем на них происходит аккреция чистого газа,
содержащего мало пыли. Именно тогда Фред Хойл заложил основы теории аккреции,
которая потребовалась не только для объяснения химического состава звездных
атмосфер, но и для оправдания концентрации наиболее молодых и массивных звезд
вблизи межзвездных облаков в виде ОВ-ассоциаций. Предполагалось, что, пройдя
сквозь облако, даже старая звезда сможет существенно пополнеть и омолодиться
за счет аккреции свежего газа. При этом, как легко понять, наибольшую массу
приобретают самые медленно движущиеся звезды. И это замечательно согласуется
с наблюдениями: массивные звезды имеют наименьшие хаотические скорости среди
всех прочих звезд. А расходящиеся в разных направлениях от облака
"омолодившиеся" звезды должны выглядеть как ОВ-ассоциация!
Красивая была теория: она вообще не требовала формирования новых звезд в нашу
эпоху. Однако... к этому времени уже были открыты глобулы. Вначале Б.Бок и
его коллеги полагали, что это протозвезды, формирующиеся путем концентрации
пыли под действием механизма Спитцера-Уиппла. Но после того, как в 1951 г. по
излучению в линии 21 см в межзвездном пространстве был обнаружен нейтральный
водород, Ян Оорт указал, что глобулы в основном состоят из газа с малой
примесью пыли. Таким образом, сжатие газовых облаков в звезды находило
наблюдательное подтверждение. Но роль гравитационной неустойчивости в этом
процессе еще не была ясна.
Теория обжимания темных конденсаций
Тогда же Бирман и Шлютер (1954), а также Оорт и Спитцер (1955) предложили
новый сценарий формирования звезд. Они показали, что если в неоднородной МЗС
появляется яркая ОВ-звезда, то она быстро создает вокруг себя ионизованную
область (зону Стремгрена), в которой непрогретыми остаются лишь непрозрачные
уплотнения газа. Если температура диффузного газа возрастает в 100 раз (от
100 до 104 К), то во столько же раз в начале этого процесса возрастает и
давление (позже оно уменьшается из-за расширения горячего пузыря). Нагретый
газ обжимает небольшие холодные уплотнения, а затем они могут продолжить
сжатие за счет самогравитации.
Но влияние горячей звезды этим не ограничивается: ее излучение будет
нагревать обращенную к звезде сторону сжимающихся облаков. Разогретый газ,
оттекая, вызовет реактивный эффект, в результате чего эти облака получат
ускорение в сторону от горячей звезды. По мнению авторов сценария именно так
могли бы формироваться расширяющиеся ассоциации молодых звезд. Поскольку
скорость оттекающего газа (V0) при температуре 104 К близка к 10 км/с,
примерно до такой же скорости могли бы ускоряться и сами облака - будущие
звезды (согласно формуле Циолковского, их скорость V ( V0 ln(m0/m), где V0 (
10 км/с, а m0 и m - соответственно начальная и конечная масса облачка). Так
изящно объяснялось видимое расширение ОВ-ассоциаций из одного центра, хотя в
действительности члены ассоциации никогда в нем не присутствовали, а
сформировались довольно далеко друг от друга.
Поскольку механизм звездообразования Бирмана-Шлютера и Оорта-Спитцера
заключается в сжатии холодного облака окружающим горячим газом, потребовалось
модифицировать теорию гравитационной неустойчивости для этого случая, что и
было сделано незамедлительно (Эберт 1955, Боннор 1956, Местел и Спитцер 1956,
Мак-Кри 1957). Оказалось, что учет внешнего давления, вращения и магнитного
поля, хотя и приводит к любопытным эффектам, но не изменяет существенно
критерий гравитационной неустойчивости Джинса.
Теория фрагментации
К середине 1950-х теория Джинса была дополнена понятием фрагментации, т. е.
делении, разбиении среды на части. Ввел его Фред Хойл (1953), который начал
анализ проблемы звездообразования с догалактической чисто водородной среды
плотностью (10-27 г/см3 и показал, что ее температура должна быть (105-106 К,
а значение MJ ( 1010-1011 M¤. Эти объекты по массе напоминают галактики, но
что будет с ними дальше по мере сжатия?
Хойл считал, что сжатие прозрачного облака происходит изотермически и,
следовательно, значение MJ ( T3/2 (-1/2 в нем уменьшается. Когда значение MJ
становится вдвое меньше начального, у облака появляется возможность
разделиться пополам, на два фрагмента. Деление произойдет, если форма облака
достаточно несферична, что может иметь место, например, в результате
вращения. В процессе сжатия каждого из образовавшихся фрагментов условие
деления может реализоваться вновь. А затем вновь, и вновь... Наступит ли
этому конец?
Формула Джинса указывает, что при изотермическом сжатии RJ ( MJ ( (-1/2. Если
облако с джинсовской массой образовалось при плотности (0, то его первое
деление может произойти при плотности (, когда MJ (0 = 2MJ (, т.е. при ( =
4(0. При этом радиус фрагмента в 1.5-2 раза меньше, чем у исходного облака
(точное значение зависит от геометрии сжатия и деления). В итоге оптическая
толща фрагмента (( ( R() в 2-2.5 раза больше, чем была у материнского облака;
и такое увеличение оптической толщи происходит регулярно по мере
фрагментации. Ясно, что на определенном этапе сжимающиеся фрагменты
становятся непрозрачными, теплоотвод излучением затрудняется, и температура
начинает расти. В пределе, при адиабатическом сжатии температура растет очень
быстро (T ( ((-1} ( (2/3), что приводит к росту критической массы (MJ ( T3/2
(-1/2 ( (1/2). На этом фрагментация прекращается.
Хойл справедливо отметил, что значение минимальной массы звезды (Mmin)
зависит от состава вещества. Прозрачность чистого водорода высока, что
приводит к малому значению Mmin у звезд первого поколения. Появляющиеся позже
тяжелые элементы возбуждаются и ионизуются при сравнительно низких
температурах, тем самым увеличивая непрозрачность вещества и значение Mmin.
Для облаков солнечного химического состава Хойл получил значение Mmin " 1.6
M¤, а для чисто водородных протозвезд Mmin " 0.34 M¤. Он не настаивал на
точности этих чисел, но лишь демонстрировал возможности теории гравитационной
фрагментации. Конечная стадия иерархического дробления облака была названа
Хойлом протозвездой.
В более поздних исследованиях значение минимальной массы было уточнено: в
присутствии пыли Mmin " 0.01 M¤. К тому же простая теория Хойла подверглась
критике (см.: Силк 1982), поскольку она не учитывала влияния магнитного поля,
негомологичность коллапса, аккрецию газа на фрагменты, их взаимное слипание
(коагуляцию) и другие физические процессы. Но все же именно классический
сценарий фрагментации, предложенный Хойлом и развитый Хантером (1962), сделал
теорию гравитационной неустойчивости самосогласованной теорией формирования
космических тел.
Нетрадиционные теории звездообразования
Теория гравитационной неустойчивости и фрагментации была достаточно хорошо
разработана математически, но не имела надежных наблюдательных оснований.
Поэтому в 50-е годы было предложено несколько альтернативных теорий рождения
звезд.
Так, Крат (1952) полагал, что звезды образуются путем концентрации темных
планетообразных тел с массами (1023 г. Подобной точки зрения придерживались
также Юри (1956) и Хуанг (1957). В целом этот подход основан на идеях
планетной космогонии о первичной коагуляции ядер планет из твердых
планетезималей и последующем гравитационном захвате легких элементов в форме
газа. В отношении звезд этот подход развития не получил.
Амбарцумян (1953) высказал гипотезу о происхождении звезд в результате
распада гипотетических дозвездных тел неизвестной природы. В отличие от
прочих, конденсационных гипотез это была единственная эруптивная гипотеза
звездообразования, пытавшаяся c единой позиции объяснить расширение звездных
ассоциаций, а также вспышечную активность и потерю вещества молодыми звездами
и даже активность ядер галактик.
Основным аргументом гипотезы Амбарцумяна было расширение ассоциаций, которое,
как казалось, противоречит идее гравитационной фрагментации. Рассуждения
основывались на том, что полная механическая энергия гравитационно связанного
облака отрицательна и в процессе фрагментации может лишь уменьшаться. В то же
время, энергия звездной ассоциации положительна. В этом Амбарцумян увидел
серьезное противоречие, возможно даже неразрешимое в рамках традиционной
физики.
Поэтому Амбарцумян выдвинул идею о загадочных Д-телах как предшественниках
звезд и звездных систем. В Советском Союзе эта гипотеза широко
популяризировалась, хотя большинство астрономов ее не принимало. За рубежом
гипотеза Амбарцумяна осталась малоизвестной, поскольку уже в 1950-е было
предложено несколько достаточно простых механизмов, способных объяснить
происхождение расширяющихся ассоциаций в рамках обычной физики.
Физика звезд: основные этапы
Активное накопление физических данных о звездах началось с того момента,
когда в руках у астрономов оказались фотопластинка (1850 г.) и спектроскоп
(1860 г.), позволившие приступить к созданию "стеклянных библиотек" звездных
спектров (1872 г.). Оптический телескоп со спектрографом, а позже компьютер, были и остаются основными инструментами проникновения в недра
звезд. Лишь в самом конце ХХ века к ним добавился нейтринный телескоп.
Теория внутреннего строения и эволюции звезд в основном была создана за 100
лет - с 1870 по 1970 г.; в эти же годы сформировалась и современная физика,
ставшая теоретическим фундаментом науки о звездах. Последние десятилетия ХХ
века были особенно плодотворны для изучения процесса рождения звезд и
многообразных финальных стадий звездной эволюции. На пороге нового
тысячелетия мы еще не можем и, вероятно, никогда не сможем сказать, что
решены все проблемы звездной эволюции. Но, тем не менее, с гордостью
повторяем слова И.С. Шкловского: Мы - первое поколение людей, которое узнало,
как рождаются, живут и умирают звезды.
Атмосферы звезд
Задача теории звездных атмосфер состоит в том, чтобы истолковывать спектры
звезд. Исторически центр тяжести этой работы перемещался от интерпретации
общей формы спектра, фактически, - от объяснения цвета звезд к выяснению
мельчайших спектральных деталей; от исследования стационарных деталей спектра
к выяснению его динамических, временных особенностей. С практической точки
зрения этому способствовал рост чувствительности и разрешающей способности
спектральных приборов. Теоретической основой физики звездных атмосфер стали
законы квантовой механики и математические методы теории переноса излучения,
значительно усиленные во второй половине ХХ века вычислительными
возможностями компьютера.
Формула Планка позволила в начале века оценивать температуры звезд по форме
их оптических спектров. Созданная в 1920-е годы теория ионизации атомов
(М.Саха) дала возможность определять химический состав звездных атмосфер.
Развитый в 1930-е годы метод кривых роста позволил определять плотность газа
и величину турбулентной скорости в атмосфере. Повысив качество спектров,
астрономы стали измерять напряженность магнитного поля и скорости вращения
звезд. Метод моделей атмосфер позволил вычислять силу тяжести на поверхности
звезды.
Особенно важным для звездной спектроскопии оказался вынос телескопов за
пределы атмосферы для наблюдения УФ-излучения (( < 3000 A); важную роль здесь
сыграл международный спутник IUE (1978-96). В УФ-области много резонансных
линий, позволяющих изучать физические условия и динамику звездных атмосфер.
Объединив данные об УФ и мягком рентгеновском излучениях звезд, удалось
многое узнать о звездном ветре, хромосферах и коронах звезд разной массы, а
также об аккреции вещества на молодые звезды.
Перечисленные возможности основываются на частотном анализе спектра, т.е. на
разложении света по длине волны. Систематически проводя эти, казалось бы,
рутинные исследования, наблюдая вновь и вновь одни и те же объекты, астрономы
обнаружили, что спектры многих звезд нестационарны - их вид меняется со
временем. Уже первые измерения лучевых скоростей и фотометрия переменных
звезд позволила многое узнать о движении их наружных слоев и создать теорию
их радиальных пульсаций. А тонкий временной анализ формы спектральных линий
дает еще больше: обнаружены сильные вариации химического состава, температуры
и магнитного поля на поверхности звезд, а развитие гелиосейсмологии и
звездной сейсмологии обещает надежные методы "просвечивания" звезд.
В течение всего ХХ в. развивалась спектральная классификация звезд. В 1920-е
годы утвердилась гарвардская система с ее знаменитой спектральной
последовательностью O-B-A-F-G-K-M, в основном отражающей температуру
фотосферы, и дополнительными классами R, N и S, в значительной мере
отражающими вариации химического состава у весьма холодных звезд с
температурой атмосферы около 3000 К. Но развитие спектральной классификации
на этом не прекратилось: появление инфракрасных приемников и обнаружение с их
помощью коричневых карликов привело в конце 1990-х годов к введению нового
спектрального класса L для звезд с эффективной температурой менее 2000 К.
Спектр L-карликов характеризуется сильной полосой поглощения CrH, сильными
линиями редких щелочных металлов Cs и Rb, а также широкими линиями калия и
натрия.
Химический состав
В начале ХХ в., как и сегодня, единственным прямым указателем химического
состава звезд служили их оптические спектры. Пока не была создана теория
возбуждения и ионизации атомов, эти спектры интерпретировали весьма
произвольно, полагая, что в атмосфере звезды полнее представлены те атомы,
чьи линии в спектре наиболее заметны. Например, сложилось убеждение, что
состав Солнца близок к составу Земли или даже земной атмосферы.
Для теории внутреннего строения звезд предположение об их химическом, а
точнее - атомном составе имеет серьезное значение. В то время как давление в
центре звезды почти однозначно определяется ее массой и радиусом, плотность и
температура могут быть найдены только при дополнительных предположениях о
составе вещества и характере тепловых потоков в нем. Чем больше частиц
заключено в единице массы вещества, тем выше давление при заданной
температуре. Предположив, что Солнце состоит из молекул воздуха, Роберт Эмден
в 1907 г. нашел, что температура в его центре должна быть около 455 млн. К.
Заметим: современные расчеты с высокой точностью дают центральную температуру
Солнца 16 млн К. С развитием физики выяснилось, что любые молекулы и
большинство атомов разрушаются при таких температурах, увеличивая этим число
частиц на единицу массы, а значит снижая расчетную температуру.
В 1920-е годы температуру в центре Солнца уже полагали равной 30-60 млн. К. К
счастью, этого было достаточно для полной ионизации большинства атомов, что
сильно облегчало определение среднего молекулярного веса (, т.е. количества
нуклонов, приходящихся на одну частицу газа, включая как "голое" ядро, так и
свободные электроны. Для полностью ионизованного элемента ( = A/(Z+1), где A
- атомный вес, Z - атомное число, т.е. заряд ядра, равный числу электронов у
атома. Например, у полностью ионизованного водорода ( = 0,5, у гелия - 1,33,
а у всех остальных элементов - от 1,8 до 2,5. Тот факт, что значение ( для
полностью ионизованного вещества почти не зависит от его атомного состава,
вызвал у теоретиков восторг, близкий к эйфории. Эддингтон решил (1927) не
считаться с "досадными исключениями" в виде водорода и гелия; в своих
расчетах он принял ( = 2,2. Демонстрируя мощь теории, он описывал
воображаемого физика, живущего под облаками Юпитера и, не имея возможности
наблюдать звезды, тем не менее, способного предсказывать их свойства: Для
такого предсказания не нужно знать химического состава звезд, если только
исключить крайние случаи (т.е. избыток водорода).
Возможность исключить из теории свободный параметр ( и авторитет Эддингтона
увлекли в те годы многих астрономов:
Как мы знаем, атомные веса всех элементов, кроме водорода, приблизительно
вдвое больше их атомных чисел. Поэтому, как впервые указал Эддингтон, общее
число электронов и ядер во вполне расщепленном атоме всякого элемента (кроме
водорода) должно быть равно приблизительно половине атомного веса данного
атома. Но по-видимому мы можем не считаться с возможностью существования
звезд, состоящих преимущественно из водорода (Дж.Джинс, 1929).
Более того, чтобы привести свою теорию жидких звезд в согласие с
наблюдениями, Джинс полагал, что внутренние области звезд состоят из
трансурановых элементов с атомными номерами около 95. Разумеется, он не мог
знать, что все актиноиды нестабильны, а времена жизни трансурановых элементов
не превышают 108 лет. Современному физику только в страшном сне может
привидеться звезда, состоящая, скажем, из плутония (). Но нужно отдать
должное фантазии и теоретической изощренности Джинса: исходя из абсурдных (на
наш современный взгляд) предположений о химическом составе звезд, он
согласовал существовавшие в то время представления об их устойчивости,
переносе излучения и происхождении двойных и планетных систем.
Итак, в начале века легкие элементы - водород и гелий - оказались на
некоторое время "изгнаны" из звезд. Понадобилось немало трудов, чтобы
утвердилось их подавляющее присутствие в звездных недрах. Этот случай дал
астрономам хороший урок: не всегда "просто" означает "правильно". В середине
1930-х годов в составе солнечной атмосферы уже находили не менее 60%
водорода. Сегодня мы принимаем состав Солнца и других звезд его поколения
таким: 75% водорода, 23% гелия и 2% всех остальных элементов.
Атомный состав звездного вещества влияет не только на давление газа, но и на
степень его прозрачности для излучения. В модели Эддингтона, в которой
непрозрачность подчиняется закону Крамерса, светимость (L) звезды очень
сильно зависит от ее массы (M) и химического состава ((); и в значительно
меньшей степени - от радиуса (R): L ( M5,5 (7,5/R0,5. Поэтому привести модель
в соответствие с наблюдаемой зависимостью между массой и светимостью звезд
можно подбором химического состава. А если из двух звезд одинаковой массы
одна - нормальная звезда главной последовательности, а вторая - красный
гигант, то объяснить большое различие их светимостей также можно было,
предположив, что нормальная звезда состоит почти из чистого водорода, а
гигант - в основном из тяжелых элементов. Астрономы даже придумали сценарии
формирования и эволюции звезд, приводящие к различиям их атомного состава на
разных этапах жизни. Но постепенно выяснилась ошибочность такого подхода.
Теория термоядерных реакций и неоднородные (по химическому составу) модели
звезд решили все принципиальные проблемы.
Сейчас, в начале ХХI в. представления о химическом составе звезды существенно
уточнились. Уже в середине XX в. выяснилось резкое деление звезд Галактики и
соседних спиральных систем на два типа: звезды диска (население I) в целом
подобны Солнцу, а звезды гало (население II) содержат раз в 100 меньше
тяжелых элементов, движутся по более хаотичным орбитам и заметно старше
Солнца. В последние годы и это деление считают слишком грубым: среди звездных
населений I и II выделяются многочисленные подгруппы, различающиеся
химическим составом и параметрами орбит. Обнаружились даже звезды с
нестабильными элементами в атмосфере, например, с технецием! Вероятно, это
открытие обрадовало бы Джинса.
Внутреннее строение звезд
В начале ХХ в. немецкий астрофизик Роберт Эмден, опубликовал книгу "Газовые
шары", завершившую первый этап построения математической теории звезд. Не
зная ничего об источниках звездной энергии и предположив весьма простую
политропную связь между плотностью и давлением газа (P ( (1+1/n), Лейн,
Риттер и др. в конце XIX в. лишь на основе уравнения гидростатического
равновесия рассчитали структуру самогравитирующих газовых шаров. Физикам были
известны случаи "политропного" поведения газа, например, изотермическое или
адиабатическое (характерное для конвективной атмосферы). Поэтому интерес к
исследованию политропных конфигураций, их равновесию, устойчивости и
колебаниям был велик.
Когда физическая теория звезд в целом была завершена (1970 г.), Я.Б.
Зельдович и И.Д. Новиков так характеризовали ее первый этап:
С современной точки зрения политропный закон никогда не реализуется точно, но
политропная теория дает хорошие приближения в отсутствие точных численных
расчетов. Политропная теория позволяет также понять некоторые качественные
особенности теории звезд. Даже закоренелый релятивист должен знать основные
элементы этой теории.
Добавим, что теория политропных конфигураций оказалась весьма полезна даже
при изучении динамики звездных скоплений и галактик.
Однако теперь мы понимаем, что при исследовании звезд главной
последовательности удачей Эмдена и его предшественников был не столько выбор
политропного уравнения состояния газа, сколько то, что в качестве звездного
вещества был выбран газ! Астрофизикам следующего поколения уже было далеко не
очевидным газовое состояние звездных недр. Напомним хотя бы теорию жидких
звезд Дж. Джинса, развитую им для того, чтобы, во-первых, объяснить
происхождение тесных двойных систем путем деления звезды при сжатии, а вовторых, чтобы понять устойчивость звезд в рамках гипотезы о ядерном источнике
их энергии, активность которого не зависит от температуры (наподобие
радиоактивного распада). Лишь А. Эддингтону удалось вернуться к газовым
звездам, постепенно убедив в плодотворности этого подхода и своих коллег.
Никто из астрофизиков тех лет не мог даже мечтать получить прямую информацию
из звездных недр. Весьма характерны слова Сергея Вавилова, написанные им в
1928 г. в предисловии к книге Эддингтона "Звезды и атомы":
250 лет тому назад Ньютон создавал на основе астрономических фактов
теоретическую физику. Сейчас положение изменилось: на фундаменте новой физики
вырастает современная теоретическая астрономия - наука о внутреннем строении
звезд. Эта наука навсегда останется теоретической, ибо никогда мы не увидим
звездных недр, и потому она должна строиться на прочной основе физических
законов. Все содержание новой физики - теория квантов, теория
относительности, учение о строении вещества, теория электронов,
радиоактивность - бросается на завоевание новой области. Теоретическая
астрономия в точном смысле слова - прикладная физика.
Трудно не согласиться с пафосом этих слов, но в то же время нельзя не
улыбнуться прогнозу вечно теоретической судьбы новой науки о звездных недрах.
Уже сегодня мы имеем нейтринный портрет солнечных недр, пусть еще весьма
скверный, но ведь и первая фотография солнечной поверхности была весьма
грубой, а спустя столетие мы узнали мельчайшие детали всех прозрачных
оболочек Солнца. Кто будет сегодня сомневаться, что физика звездных недр в
ближайшее время станет нормальной наблюдательной астрономической дисциплиной?
\caption{ Первый нейтринный портрет Солнца, полученный в 1998 г. на установке
СуперКамиоканде (Япония). Экспозиция 500 сут. Размер кадра 90°(90°. Хотя
качество изображения пока не очень хорошее, здесь мы впервые видим не
поверхность, а ядро звезды.}
Создавая теорию внутреннего строения звезд, астрофизики, как и положено,
сначала думали о равновесии, а затем уже об устойчивости своих моделей.
Поэтому в ранних работах Эддингтона мы находим расчет параметров равновесных
конфигураций с массами 150-680 М¤ и даже некоторые оценки для звезд с массой
около 107 М¤! Однако уже сам Эддингтон понимал, что с ростом массы возрастает
температура и вклад давления излучения в баланс равновесия звезды, а это
должно приводить к потере устойчивости, возникновению растущих радиальных
колебаний и сбросу оболочки звезды. В конце 1950-х П.Леду, М.Шварцшильд и
Р.Херм теоретически нашли верхний предел массы устойчивой звезды - около 60
М¤, что к неудовольствию теоретиков оказалось ниже масс уже обнаруженных
гигантских звезд.
К 1970 г. теоретики учли рассеяние энергии колебаний в ударных волнах и
некоторые другие эффекты; это повысило ожидаемый предел устойчивых масс до
100 M¤, что до сих пор хорошо согласуется с наблюдениями двойных. Но изучение
некоторых одиночных звезд указывало на то, что могут существовать значительно
большие массы. Теоретики продолжают моделировать процессы в таких звездах в
поиске механизмов их стабилизации.
Источники энергии звезд
Об источнике солнечного тепла серьезно задумывался еще Ньютон. В XIX в.
вычисления показали, что если бы Солнце целиком состояло даже из такого
калорийного топлива, как уголь, то его горение (при наличии кислорода)
продолжалось бы не более 3000 лет. Первая по настоящему плодотворная идея о
гравитационном сжатии как источнике энергии звезд была развита Майером,
Гельмгольцем и лордом Кельвином в середине XIX в. Расчет показал, что сжатие
Солнца могло поддерживать его нынешнюю светимость 20-30 млн лет. Как пишет
Эддингтон (1928): Даже в то время такой срок был найден слишком малым, но
Кельвин убеждал геологов и биологов, что они должны уложить земную историю в
пределы этого срока. Поскольку других источников энергии не было видно,
гипотезу гравитационного сжатия не оспаривали даже в начале ХХ в., хотя
геологи без колебания указывали возраст Земли в миллиарды лет. При этом дата
творения, предложенная лордом Кельвином, упоминалась не с большим уважением,
чем библейская, - пишет Эддингтон.
Теперь мы знаем, что выделение энергии гравитационного сжатия преобладает
лишь на ранних и поздних этапах эволюции звезд; длительного излучения
нормальной звезды оно обеспечить не может.
В начале ХХ в. в качестве источника энергии обсуждался радиоактивный распад
урана, имеющий довольно высокую калорийность (0,00025mc2), но требующий
весьма редких химических элементов в качестве горючего. Дж.Джинс предполагал
даже, что в недрах звезд могут быть неизвестные трансурановые элементы,
испытывающие в результате распада "полное уничтожение и превращение в
излучение". Эта идея также не оправдалась в отношении нормальных звезд, но
как любая здравая идея она не была забыта и спустя много лет нашла свое место
совсем в другом контексте: распад ядер умеренной массы (Ni, Co) служит для
объяснения кривых блеска сверхновых I типа, а распад гипотетических
сверхтяжелых ядер предлагался для объяснения таинственных гамма-вспышек.
В 1927 г. Эддингтон в книге "Звезды и атомы" писал:
"Мы не найдем никаких существенных запасов энергии, пока не начнем
рассматривать электроны и атомные ядра; здесь необходимая энергия может
освободиться при перегруппировке протонов и электронов в атомных ядрах
(превращение элементов) и гораздо большая энергия - при их аннигиляции...
Точка зрения, по которой энергия звезды возникает при построении других
элементов из водорода, имеет большое преимущество, ибо не существует сомнений
относительно возможности этого процесса, тогда как мы не имеем доказательств
того, что в природе может происходить аннигиляция материи... С моей точки
зрения существование гелия служит самым лучшим доказательством того, что
гелий может образовываться. Протоны и электроны, образующие его атом, должны
были быть собраны воедино в какое-то время в каком-то месте, и почему бы этим
местом не могли быть звезды? ... Я отдаю себе отчет в том, что многие критики
не считают условия в звездах достаточно подходящими для превращения элементов
- звезды не достаточно горячи. Этим критикам мы советуем следующее: пусть
пойдут и поищут местечко погорячее".
Трудно было послать своих оппонентов еще дальше. Но проблема от этого не
исчезала: даже при температуре в десятки миллионов кельвинов, которую
предсказывают для недр Солнца политропные модели, соударения протонов друг с
другом еще слишком слабы для протекания ядерных реакций: мешает кулоновское
отталкивание. Только с рождением квантовой механики стала очевидной
возможность подбарьерных переходов; идея туннельного эффекта принадлежит
Георгию Гамову (1928 г.). И все же поразительно медленно "тлеет" термоядерное
горение в недрах звезд: в среднем 100 млрд. лет ждет протон того мгновения,
когда ему доведется вступить в реакцию.
Перелом в проблеме источника звездной энергии наступил в 1932 г., когда были
открыты нейтрон и позитрон. Довольно быстро К.Вейцзеккер указал возможные
пути термоядерного синтеза (1938 г.): протон-протонную реакцию и углеродноазотный цикл; Г.Гамов и Э.Теллер дали метод расчета скоростей реакций, а
Г.Бете и К.Кричфилд проделали детальный расчет горения водорода (1939 г.),
дающий энергетический выход 0,007mc2. Теоретически проблема источника энергии
звезд при этом была решена. Но экспериментальная проверка затянулась на
полстолетия: лишь в 1970-х удалось зарегистрировать прямой продукт
термоядерных реакций в недрах Солнца - нейтрино, и только в 1998 г.
прояснилась причина трехкратного дефицита потока нейтрино по сравнению с
предсказанием теоретической модели Солнца - нейтрино имеет массу покоя, а
значит, может испытывать превращения по пути от Солнца к Земле.
Эволюция звезд
О том, как изменялось представление о сложности процесса звездной эволюции,
говорит ряд высказываний первопроходцев этой области:
Мы осознали, что необычно высокая температура звездных недр не только не
препятствует их исследованию, но скорее устраняет ряд трудностей. При земных
температурах вещество имеет сложные свойства, которые ставят изрядные
препятствия их изучению; но разумно надеяться, что в не слишком отдаленном
будущем мы сможем понять такую простую вещь, как звезда (А.Эддингтон, 1926).
Свойства звезд зависят от самых простых и основных законов природы и даже при
современном состоянии знания могли бы быть теоретически выведены при помощи
общих физических принципов, если бы мы даже никогда не видали ни одной
звезды" (Г.Н.Ресселл и др., 1927).
Тот, кто решается толковать об эволюции звезд, должен быть оптимистом и
обладать чувством юмора (Ц.Пейн-Гапошкина, 1952).
Если вселенная управляется простыми универсальными законами, то разве чистое
мышление оказалось бы не способным открыть эту совокупность законов? Тогда не
нужно было бы опираться на наблюдения, которые приходится производить с таким
трудом. Хотя законы, которые мы стремимся открыть, быть может, и совершенны,
но человеческий разум далек от совершенства: предоставленный самому себе, он
склонен заблуждаться, чему мы видим печальное подтверждение среди
бесчисленных примеров прошлого. Действительно, мы очень редко упускали
возможность впасть в заблуждение; только новые, полученные из наблюдений
данные, с трудом отвоеванные у природы, возвращали нас на правильный путь. В
теории эволюции звезд они особенно необходимы, чтобы двигаться вперед, не
впадая в серьезные ошибки (М.Шварцшильд, 1958).
Действительно, теория звездной эволюции развивалась весьма извилистым путем,
испытывала драматические повороты, и она все еще далека от своего завершения.
Напомним некоторые ее этапы.
Сэр Норман Локьер, открывший на Солнце гелий и, как утверждают, единственный
из астрономов, хорошо знакомый с современной ему физикой, первым высказал
мысль (1899-1902), что звезда горячее всего в середине своей жизни. Начав
эволюцию в виде разреженного облака, сжимающаяся звезда в соответствии с
законом Джонатана Лейна (1819-1880) повышает свою температуру и светит за
счет выделяющейся гравитационной энергии до тех пор, пока ее вещество ведет
себя как идеальный газ. Достигнув высокой плотности, вещество звезды теряет
свойства идеального газа и практически перестает сжиматься, лишаясь таким
образом источника внутренней энергии. С этого момента начинается остывание
звезды как жидкого или твердого тела.
Э.Герцшпрунг и Г.Рассел, обнаружившие закономерность в распределении звезд на
плоскости "температура - светимость" (которую мы теперь называем "диаграммой
Герцшпрунга-Рассела") попытались интерпретировать ее с помощью идей Локьера.
Рассел предположил (1913 г.), что красные гиганты находятся на ранней стадии
эволюции: выделившись из межзвездной среды и сжимаясь, эти звезды становятся
все горячее и достигают максимума температуры в области спектрального класса
В, на верхнем конце главной последовательности. В этот момент средняя
плотность звезды достигает значения ( 1 г/см3, законы идеального газа
становятся неприменимы, и звезда начинает остывать, двигаясь вниз по главной
последовательности и постепенно сжимаясь, подобно жидкому или твердому телу.
В пользу этой теории говорили низкие плотности красных гигантов и рост
плотностей звезд вдоль главной последовательности в сторону красных карликов.
Поэтому "теория сжатия и остывания" (ее также называли "теорией гигантов и
карликов") получила широкое признание.
Однако к началу 1920-х годов у теории гигантов-карликов возникли трудности:
прежде всего неясен был источник энергии; гравитационного сжатия не хватало.
В 1919 г. Резерфорд произвел в лаборатории Кавендиша первое ядерное
превращение; возникло подозрение, что именно этот процесс является источником
энергии звезд. Уже в 1920 г. Эддингтон в публичном выступлении заявил: То,
что возможно в лаборатории Кавендиша, не может оказаться слишком трудным для
Солнца. В 1939 г. проблема источника энергии звезд была решена.
Как видим, до начала 1920-х годов эволюция звезды рассматривалась прежде
всего как изменение ее физических характеристик - плотности, температуры. В
конце 1930-х уже было совершенно ясно, что термоядерные реакции поддерживают
физические условия в центре звезды относительно стабильными (особенно
температуру), но приводят к изменению ее химического состава. Это и должно
служить причиной эволюции звезды.
Первую теорию звездной эволюции, основанную на ядерной энергетике,
разработали Г.Гамов и Э.Теллер в 1937-40 гг. Они полагали, что звезда
сохраняет химическую однородность и эволюционирует до полного выгорания
водорода. При этом монотонно возрастает ее средний молекулярный вес (() и
звезда движется вверх по главной последовательности, или, как говорили в те
годы, - вверх вдоль основного ряда звезд.
Как видим, строгая зависимость между светимостью и спектральным классом у
большинства звезд - главная последовательность - завораживала многих
исследователей. Как будто бы сама природа указала эволюционный путь звезд.
Вот только в каком направлении вдоль этой последовательности происходит
эволюция? Гамов и Теллер считали, что вверх, поскольку меняется химический
состав звезды. Вейцзеккер и Хойл тоже считали, что звезды движутся вверх, но
из-за аккреции межзвездного вещества, вызывающей рост их массы. Однако была и
другая точка зрения.
Она восходит к 1920-м годам, когда измерения Ф.Сирса окончательно доказали,
что наиболее массивные звезды движутся наиболее медленно. Казалось, что этим
надежно обосновано равнораспределение звезд по кинетической энергии, для
установления которого, как рассчитал Дж.Джинс, требуется не менее 1013 лет.
Чтобы прожить такое время, звезда должна полностью превратить свое вещество в
излучение; при этом ее эволюционный путь, естественно, представлялся как
движение вниз по главной последовательности.
Были и другие причины рассматривать потерю массы как главную причину эволюции
звезд. Б.А.Воронцов-Вельяминов в 1931 г. указал, что потеря звездами вещества
может иметь большую эволюционную роль не только для межзвездной среды, но и
для самих звезд. Развивая эту идею, В.Г.Фесенков в 1949 предложил
оригинальную теорию эволюции, разработанную А.Г.Масевич, В.С.Сорокиным и др.
Они полагали, что звезды рождаются массивными, а затем теряют вещество в виде
звездного ветра и движутся вниз по главной последовательности. Чтобы
объяснить наблюдаемое распределение звезд по светимости, нужно было
предположить темп потери массы пропорциональным светимости звезды, что
выглядело вполне естественно. Однако эти модели основывались на предположении
о полном перемешивании звезды, которое скоро было опровергнуто.
Впрочем, первые указания на химическую неоднородность звезд появились
довольно рано и были связаны с объектами вне главной последовательности. Речь
идет о цефеидах.
Еще в конце 1920-х стало ясно, что причина переменности блеска цефеид
заключается в их пульсациях. Ранее эти звезды считали тесными двойными,
окруженными газовой оболочкой: переменность лучевой скорости приписывали
орбитальному движению, а переменность блеска - повышенной температуре
лидирующего полушария звезды-спутника, нагретого набегающими потоками газа.
Однако позже, сопоставив вычисленный радиус цефеид с периодом и диапазоном
изменения скорости, убедились в противоречивости гипотезы двойной звезды и
поняли, что цефеида - одиночная пульсирующая звезда, а ее период определяется
средней плотностью вещества (как период собственных колебаний каждого
самогравитирующего тела). После этого Эддингтон весьма изящно
продемонстрировал, что источником энергии цефеид не может быть гравитационное
сжатие: отсутствие заметного изменения периода пульсаций у цефеид с высокой
точностью указывало, что их плотность не меняется, а значит, не происходит
сжатия.
Таким образом цефеида как звезда-гигант представляла в те годы крайне
противоречивый объект: гравитационный источник энергии отвергался прямыми
наблюдениями, а модели с однородным химическим составом имели слишком низкую
температуру в центре, чтобы ядерный источник энергии смог обеспечить высокую
светимость звезды. Так постепенно рождалась мысль о звездах с неоднородным
химическим составом.
Э.Эпик (1938 г.), а также К.Кричфилд и Г.Гамов (1939 г.) предположили, что
звезда-гигант состоит из компактного гелиевого ядра и потяженной водородной
оболочки. Химическая неоднородность оказалась плодотворной идеей. М.Шёнберг и
С.Чандрасекар построили (1942 г.) модель звезды со скачком химического
состава и показали, что вследствие выгорания водорода в ядре оно становится
изотермическим и растет до тех пор, пока давление оболочки не заставит его
сжаться; если ядро гелиевое, а оболочка водородная, то масса ядра не может
превысить 10-12% от полной массы звезды (предел Шёнберга-Чандрасекара). При
этом выделяется большая гравитационная энергия, отчего оболочка расширяется и
снижает свою эффективную температуру.
Теория красных гигантов развивалась трудами Гамова и Келлера (1945 г.), Хаяши
(1949 г.), Сэндиджа, Хойла и М.Шварцшильда (1952-55 г.); последние, в
частности, выполнили подробные расчеты моделей звезд с неоднородным
химическим составом и обосновали быстрый уход звезды с главной
последовательности в область красных гигантов в процессе сжатия
изотермического ядра состарившейся звезды и возникновения у нее слоевого
источника горения. Они показали, что сжатие гелиевого ядра останавливается в
тот момент, когда его температура достигнет ( 108 K и начнется горение гелия
в процессе 3(-реакции, в ходе которой три ядра гелия объединяются в ядро
углерода. Мартин Шварцшильд (сын Карла Шварцшильда и племянник Роберта
Эмдена) пришел к выводу, что красные гиганты имеют протяженную конвективную
оболочку, в которой происходят мощные турбулентные движения, генерирующие
сильный звездный ветер. Теперь мы знаем, что именно красные гиганты служат
главными поставщиками вещества в межзвездную среду.
В те же годы Сэндидж вместе с Х.Арпом и У.Баумом построил первую
фотоэлектрическую диаграмму цвет-величина для звезд шарового скопления М92,
на которой кроме ветви красных гигантов и асимптотической ветви гигантов ясно
выделялась главная последовательность. В 1955 г. Ф.Хойл и М.Шварцшильд
рассчитали эволюционный путь звезды от главной последовательности в область
красных гигантов и объяснили диаграмму цвет-величина звездных скоплений.
Дальнейшее развитие теории требовало учета слоевых источников энергии; модели
усложнялись, и расчет становился очень громоздким. К счастью, гражданским
ученым уже становились доступны электронные вычислительные машины. Последние
четыре десятилетия ХХ века именно возможности компьютеров определяли развитие
теории эволюции звезд.
Стремительный компьютер позволяет сжать миллиарднолетнюю эволюцию звезды в
несколько часов вычислительного времени. Но наблюдать воочию перемены в
эволюционном статусе звезд астрономы долгое время и не мечтали. Единственным
исключением были вспышки сверхновых. Это вполне естественно: особенно быстрые
перемены звезда испытывает в начале и в конце своей жизни.
В начале 1960-х, моделируя формирование звезд, Чуширо Хаяши предсказал их
стремительное возгорание на заключительной стадии коллапса. Астрономам даже
показалось, что они уже наблюдали этот процесс в 1937 г. у звезды FU Ориона.
Но за прошедшие с тех пор годы эта звезда монотонно меркнет, доказывая, что
она и подобные ей молодые звезды неоднократно испытывают такие вспышки.
Теоретики тоже согласны: модель Хаяши была слишком проста - в
действительности процесс рождения звезды растянут на значительно большее
время.
Однако упорные наблюдения принесли плоды "с другого края" звездной эволюции:
некоторые переменные звезды-цефеиды, пересекая полосу неустойчивости на
диаграмме Герцшпрунга-Рассела, демонстрируют медленное изменение периода
пульсаций; обнаружено также несколько звезд на стадии окончания ядерного
горения. Это переменные звезды FG Стрелы, V605 Орла, V886 Геркулеса и так
называемая звезда Сакураи.
Открытый японским астрономом Юкио Сакураи в 1996 г. быстро возгорающийся
объект вначале был принят за вспышку новой, но оказался, как считают многие,
маломассивной звездой в процессе гелиевой вспышки, у которой прямо на наших
глазах формируется протяженная пылевая оболочка. В течение 1997 г.
температура звезды понизилась с 7500 К до 4300 К и в спектре появились
сильные полосы молекулярного углерода, т.е. звезда стала типичной углеродной.
По-видимому, именно так происходит переход звезды в стадию переменной типа R
Северной Короны; характерная особенность этих звезд - регулярный выброс в
межзвездное пространство облаков графитовой или силикатной пыли, которая
конденсируется в их протяженных атмосферах.
Переменная FG Стрелы за 100 лет изменила свой спектральный класс от O до K,
понизила эффективную температуру от 50 000 до 4600 К и сильно изменила
химический состав атмосферы в результате развившегося в ее глубинах
конвективного перемешивания вещества. Проходя в 1970-х годах через полосу
неустойчивости она продемонстрировала усиливающиеся пульсации. Есть основания
считать, что эта звезда, как и звезда Сакураи, претерпевает последнюю вспышку
в слоевом гелиевом источнике, сопровождаемую расширением оболочки; это один
из последних эпизодов в жизни ядра планетарной туманности. Как и звезда
Сакураи, FG Стрелы систематически выбрасывает, начиная с 1992 г., облака
углеродной пыли.
Переменная звезда V886 Геркулеса за 150 лет прошла половину пути от стадии
красного гиганта к ядру молодой планетарной туманности. Оболочка этой
туманности уже сформировалась, началась ее ионизация; примерно через 100 лет
звезда достигнет температуры 50 000 К.
Обнаружены и новорожденные планетарные туманности, такие как Henize 1357
(туманность Скат), разогретая оголившейся центральной звездой за два
последние десятилетия. Как видим, систематические наблюдения небесных
объектов дают все больше доказательств их эволюции.
Формирование звезд
В начале этой главы мы уже обсуждали эволюцию взглядов на происхождение
звезд. В следующих главах содержатся современные данные о процессе
звездообразования. Поэтому здесь мы коснемся этой проблемы коротко.
Итак, начало современному учению о формировании звезд дала переписка Бентли с
Ньютоном (1692 г.). Догадка Ньютона, развитая Кантом и Лапласом, оказалась
настолько привлекательной, что астрономы начали искать и находить
"протозвездные объекты" - туманности на разных стадиях превращения в звезды.
Разнообразные наблюдаемые формы туманностей В.Гершель пытался свести в единую
эволюционную цепь. На протяжении всего XIX столетии яркие туманности считали
предками звезд. Это было крупнейшее заблуждение в истории звездной
космогонии. О нем стали догадываться только после работы Джинса "Устойчивость
сферической туманности" (1902 г.), заложившей основу физической теории
рождения звезд. Стало ясно, что гравитация не играет роли в динамике
эмиссионных туманностей (т.е. ярких, горячих и разреженных облаков газа), а
значит, не может приводить к их распаду на протозвезды. Спиральные туманности
также не оправдали надежд космогонистов: спектральные наблюдения Слайфера
показали, что это звездные острова - гигантские галактики, а вовсе не
протозвездные диски.
Не имея наблюдательных фактов о формировании звезд в нашу эпоху, теоретики
нашли этому объяснение: наивные оценки длительности ядерной эволюции звезд (t
( M¤c2/L¤ = 2(1013 лет) позволили предположить, что все звезды родились в
раннюю космологическую эпоху и живут до сих пор. Но постепенно накапливались
факты против этой примитивной картины: выяснилась относительно невысокая
эффективность ядерных реакций (<1% от mc2); обнаружились звезды высокой
светимости, сжигающие свое топливо за сотню миллионов лет; наконец, изучение
динамической эволюции ОВ-ассоциаций и кратных звезд позволило В.А.Амбарцумяну
заключить, что возраст массивных О и В звезд не превышает нескольких десятков
миллионов лет. Стало очевидно, что звезды рождаются в нашу эпоху, хотя
оставалось неясным, где именно, а также из чего они формируются.
В первой половине ХХ века о межзвездной среде было известно очень мало, но
даже после обнаружения в межзвездном пространстве по линии излучения 21 см
облаков нейтрального водорода (1950 г.) вопрос о протозвездном веществе все
еще был открыт. Только в 1970 г. были открыты молекулы СО и Н2, а к 1975 г.
окончательно выяснилось, что холодный молекулярный газ собран в массивные
облака, которые и служат "родильными домами" звезд.
Первые эволюционные треки протозвезд, приближающихся на диаграмме
Герцшпрунга-Рассела к главной последовательности, были рассчитаны Хенье и др.
(1955 г.). Оказалось, что при сжатии протозвезды ее светимость медленно
увеличивается, а после того, как становится существенным выделение
термоядерной энергии, светимость немного уменьшается. В предсказанных местах
диаграммы действительно обнаружились звезды типа Т Тельца в рассеянных
скоплениях.
В 1960-70-е годы усилиями Ч.Хаяши, Р.Ларсона, П.Боденхаймера и др. была
создана первая, еще очень грубая теория формирования звезд, начиная со стадии
разреженного и прозрачного (для инфракрасного излучения) облака. Развившаяся
вслед за этим новая наблюдательная техника, - телескопы инфракрасного и
миллиметрового диапазонов, - значительно расширила знания о зарождении и
формировании звезд. Оказалось, что рождение звезды сопровождается
удивительными процессами: формированием околозвездных дисков и струйными
выбросами "лишнего" вещества. Механизмы этих явлений еще предстоит понять.
Двойные звезды
До середины ХХ в. по поводу формирования двойных звезд астрономы
придерживались теории деления вращающихся тел при их сжатии, созданной
трудами А.Пуанкаре, Дж.Дарвина и Дж.Джинса. Согласно простейшему варианту
этой теории, форму сжимающейся протозвезды описывает последовательность фигур
равновесия самогравитирующих вращающихся однородных (жидких) тел. В ходе
сжатия такое тело принимает форму все более сплюснутого эллипсоида. При
сжатии больше критического и при наличии внешних возмущений сплюснутый
эллипсоид может превратиться в кольцо или в эллипсоид, вытянутый
перпендикулярно оси вращения. Продолжая сжиматься, вытянутый эллипсоид может
принять гантелеобразную форму и разделиться пополам.
Учитывая, что сжимающееся облако (протозвезда) не очень похожа на
твердотельно вращающееся однородное тело, Джинс обобщил эту модель для
газообразных тел. В ходе сжатия такая модель также теряет устойчивость, но
иным образом: и с ее экватора под действием центробежной силы начинает
истекать вещество, формируя вокруг будущей звезды диск. В диске под действием
гравитационной неустойчивости может сформироваться одно или несколько тел спутников центрального светила.
В начале 1950-х эти взгляды подверглись ревизии: сохранение момента при
сжатии было признано невозможным - слишком он велик у межзвездных облаков по
сравнению со звездами. Были развиты новые подходы, основанные на теории
гравитационной фрагментации, принимавшие во внимание исходную турбулентность
облака и взаимодействие образовавшихся в нем фрагментов друг с другом. Но в
целом теория формирования двойных и кратных звезд развивалась медленно. Даже
появление компьютеров не дало принципиально новых решений (как это было,
например, в теории строения и эволюции звезд). В 1990-е годы стало ясно, что
большинство формирующихся и молодых звезд умеренной массы окружены
околозвездными дисками. В плотных протоскоплениях молодые звезды могут
взаимодействовать с дисками соседних звезд, теряя при этом кинетическую
энергию и, возможно, объединяясь в пары. Этот процесс был детально рассмотрен
А.Боссом, Д.Лином, И.Острайкер (1991-1994).
Жизнь в тесной двойной системе накладывает отпечаток на всю последующую
эволюцию звезды: присутствие соседнего тела вносит новое измерение в картину
эволюции, превращая ее из одномерного и ставшего уже банальным жизнеописания
в увлекательный и запутанный детектив. В 1970-90-е годы именно это
направление выделилось в теории эволюции звезд.
Продукты звездной эволюции
С эволюцией нормальных звезд связаны продукты их жизнедеятельности - белые
карлики и планетарные туманности, нейтронные звезды и остатки сверхновых,
черные дыры. Не сразу астрономы поняли, что "умершие" звезды могут проявлять
высокую активность и демонстрировать удивительные зигзаги эволюции. Впрочем,
одиночные белые карлики и одиночные нейтронные звезды (обнаруженные в самом
конце ХХ в.) выглядят довольно спокойными. Но их присутствие в тесной двойной
системе создает удивительные астрономические объекты, к которым было
приковано внимание исследователей звезд последней трети ХХ в.
Как ни странно, но даже изучение планетарных туманностей недавно получило
новый импульс. Наземные наблюдения высокой четкости и космические снимки
продемонстрировали удивительное строение многих из них: обнаружились тонкие
струи и спирали, многокомпонентные оболочки, сильная стратификация химических
элементов. Мир планетарных туманностей предстал таким своеобразным, что для
объяснения даже основных типов его населения понадобятся большие усилия.
Многие физики экстра-класса, создававшие в середине столетия ядерное оружие,
увлеклись затем проблемой сверхновых звезд. Ни одна другая астрономическая
задача, пожалуй, не испытала такого интеллектуального штурма. В результате за
короткое время была создана теория ядерного горения в вырожденном веществе,
развиты схемы быстрого и медленного захвата нейтронов, позволившие объяснить
происхождение химических элементов; было рассчитано взаимодействие оболочек
сверхновых с межзвездной средой. Но о самих механизмах взрыва сверхновых до
сих пор идут дискуссии и предлагаются новые, чрезвычайно элегантные сценарии,
отбор из которых, вероятно, предстоит сделать уже в XXI-м веке.
Колоссальные достижения получены при изучении нейтронных звезд - пульсаров.
Они настолько четко рассказывают о своем поведении, что наблюдая их, удалось
многое узнать о сверхплотном веществе, сверхсильных магнитных полях и даже
доказать существование гравитационных волн.
Значительно труднее развивается астрофизика черных дыр: сомнений в их
существовании у астрономов уже не осталось, но вывести из наблюдений их
свойства пока не удается; теория черных дыр пока не получила от наблюдателей
сколько-нибудь интересных фактов.
Мир звезд представляется нам сейчас настолько разнообразным и сложным, что у
специалистов при слове звезда уже не возникает ни какой ассоциации: к
существительному звезда требуется добавить хотя бы одно прилагательное нормальная, пульсирующая, вырожденная, нейтронная, массивная, формирующаяся,
и т.п. Только тогда у специалиста появился более или менее определенный образ
звезды как физического объекта. Канули в Лету те времена, когда определение
"звезда - это газовый шар" считалось самодостаточным; мир звезд оказался
столь же неисчерпаем, как ... да-да, именно - как атом. Вспомним удивление
Эддингтона, заканчивающего свою книгу "Звезды и атомы" описанием вырожденных
белых карликов, живущих по законам квантовой механики: Я не думал, когда
начинал эту книгу о звездах и атомах, что она кончится намеком на звездуатом. Мир звезд оказался так же неисчерпаем, как наше желание и способность
познавать его.
Знаменитый физик Р.Фейнман не так давно писал:
Век, в который мы живем, это век открытия основных законов природы, и это
время уже никогда не повторится. Это удивительное время, время волнений и
восторгов, но этому наступит конец.
Известно, что далеко не все физики разделяют такой прогноз Фейнмана в
отношении фундаментальной науки. Но даже если количество основных законов
природы конечно, разрешенные ими возможности природы не поддаются
воображению. Даже в мире таких простых объектов, как звезды, нас ждет еще
невероятное количество удивительного и неожиданного. По существу, наше
проникновение в мир звезд еще только начинается.
Основные события в изучении физики звезд
Краткая хронология звездной астрофизики
До начала ХХ века
ГОД
СОБЫТИЕ
1572
Явление сверхновой, впервые научно описанное Тихо Браге.
1596
Д.Фабриций впервые описал наблюдение переменной звезды.
1610-11
По движению пятен обнаружено вращение Солнца (Г.Галилей, И.Фабриций,
Х.Шейнер).
1692
Ньютон формулирует идею гравитационной неустойчивости первичного вещества
Вселенной с целью объяснить происхождение звезд.
1755
Кант изложил свою небулярную гипотезу о происхождении небесных тел, позже
независимо развитую Лапласом (1796).
1779
Первый каталог двойных звезд (Х.Майер) и начало их изучения (В.Гершель).
1783
Джон Митчелл, затем Лаплас (1795) отметили принципиальную возможность
существования столь массивных объектов, что гравитация не позволяет даже лучу
света покинуть их поверхность - предсказание черных дыр.
1786
Составлены первые каталоги переменных звезд (Э.Пиготт), звездных скоплений и
туманностей (В.Гершель).
1802
У.Волластон обнаружил темные линии в спектре Солнца, которые позже детально
описал Й.Фраунгофер (1814).
1835-39
Первые измерения параллаксов звезд (Ф.Бессель, В.Струве, Т.Хендерсон).
1836
Первые фотометрические измерения блеска звезд (Дж.Гершель).
1844
По неравенствам в собственном движении Сириуса и Проциона Ф.Бессель
заподозрил наличие у них невидимых спутников, как позже выяснилось - белых
карликов.
1848
Ю.Майер, один из создателей закона сохранения энергии, высказал гипотезу, что
излучение Солнца поддерживается постоянным падением на него метеоритов,
отдающих Солнцу свою кинетическую энергию.
1850
У.Бонд и Дж.Бонд получили первую фотографию звезды (Веги).
1854
Г.Гельмгольц предположил, что источником солнечной энергии служит его
непрерывное сжатие под действием собственной силы тяжести. Но У.Томсон (лорд
Кельвин) вычислил (1861), что гравитационное сжатие может обеспечить
светимость Солнца на современном уровне в течение всего лишь 20 млн лет, что
противоречит данным о возрасте Земли.
1859-62
Р.Бунзен и Г.Кирхгоф разработали метод спектрального анализа. Кирхгоф
измерил положение тысяч фраунгоферовых линий в спектре Солнца, отождествил их
с линиями известных элементов и доказал, что недра Солнца горячее его
атмосферы, опровергнув существовавшее тогда мнение о холодном ядре Солнца.
У.Хёггинс и А.Секки начали спектроскопическое изучение звезд.
1862
А.Кларк при испытании 46-см рефрактора открыл слабый спутник Сириуса, как
выяснилось позже, - первый белый карлик Сириус В.
1862
У.Томсон (лорд Кельвин) ввел понятие конвективного равновесия и рассмотрел
адиабатическую конвекцию в атмосфере Земли. М.Фей предположил, что конвекция
может быть основным механизмом переноса энергии внутри Солнца.
1863-68
А.Секки провел первую (визуальную) классификацию спектров 4000 звезд,
разделив их на 5 классов приблизительно в порядке убывания температуры
поверхности (это подтвердилось позже).
1868
У.Хёггинс впервые (визуально) измерил смещение линий в спектре звезды
(Сириуса) и оценил её лучевую скорость, используя формулу Доплера.
1869
Дж.Лейн (Лэн) теоретически исследует внутреннее строение Солнца и сжатие
газового шара под действием собственной гравитации. На основе гипотезы о
конвективном равновесии он впервые рассчитывает структуру политропной звезды.
Пытаясь по значению солнечной постоянной определить температуру поверхности
Солнца, он получает 30000 К (закон Стефана тогда не был известен; он был
опубликован только в 1879).
1872
Г.Дрэпер получил первую фотографию спектра звезды - Веги.
1878-83
А.Риттер в большой серии статей развил математическую теорию
самогравитирующих политропных газовых шаров. Он независимо вывел основное
уравнение звездной структуры, именуемое обычно уравнением Лейна-Эмдена (или
Лэна-Эмдена), и решил его для ряда показателей политропы. Он впервые получил
уравнение для потенциальной и внутренней энергии звезды, связанные в
равновесии теоремой о вириале. Он рассмотрел также пульсации газовых шаров с
целью объяснения переменных звезд.
1878-89
Опубликованы теоретические работы М.Тизена, Э.Бетти, А.Шустера, Дж.Хилла и
Дж.Дарвина о структуре изотермических шаров и политропов.
1885
Первое наблюдение вспышки звезды за пределом Галактики - Э.Хартвиг наблюдал
сверхновую в М 31.
1888-90
Дж.Килер провел надежные (визуальные) измерения лучевых скоростей звезд.
Г.Фогель и Ю.Шейнер разработали методику фотографического измерения лучевых
скоростей.
1894
А.Белопольский открыл периодическое изменение лучевых скоростей цефеид.
ХХ век
1900
М.Планк положил начало квантовой теории и вывел закон распределения энергии в
спектре абсолютно черного тела.
1902
Дж.Джинс создал теорию гравитационной неустойчивости неподвижной однородной
газовой среды.
1904
Дж.Джинс предположил, что источником энергии звезд служит то, что
положительно и отрицательно заряженные элементарные частицы, притягиваясь и
"обрушиваясь" друг на друга, превращают всю свою массу в энергию излучения. В
1905 теория относительности Эйнштейна дала количественную оценку (E = mc2)
идее полной аннигиляции вещества.
1905-07
Э.Герцшпрунг открыл, что звезды поздних спектральных классов разделяются на
гиганты и карлики.
1906
К.Шварцшильд развил теорию лучистого равновесия звездных атмосфер.
1907
Опубликована фундаментальная книга Р.Эмдена "Газовые шары", содержащая общую
теорию равновесия политропных конфигураций. Приняв в качестве модели Солнца
политропу с индексом n = 3/2, Эмден получил центральную температуру 12 млн. К
и плотность 8,3 г/см3. Светимость Солнца тогда считалась равной 7,8(1026 Вт,
а температура фотосферы - около 7000 К. Современные расчеты дают центральную
температуру Солнца 16 млн. К и плотность 160 г/см3.
1908
Дж.Хейл открыл магнитное поле на Солнце (в пятнах).
1911-14
К.Шварцшильд и Г.Рассел построили диаграмму спектр-светимость, сыгравшую
огромную роль в изучении эволюции звезд.
1914
У.С.Адамс, анализируя спектр Сириуса В, показал, что он имеет такую же
высокую температуру, как сам Сириус. До этого Сириус В относили к красным
звездам и объясняли его малый блеск низкой температурой. При измеренной
Адамсом высокой температуре вычисленный радиус Сириуса В оказался меньше, чем
у Земли. Возникло понятие белый карлик.
1914-19
Х.Шепли и А.Эддингтон разрабатывают теорию пульсаций политропных звезд.
1916
А.Эддингтон начинает разработку теории внутреннего строения звезд и
демонстрирует большую роль давления излучения в равновесии массивных звезд.
1918-24
Опубликован 9-томный "Каталог Гарвардской обсерватории" (Henry Draper
Catalogue, HD), содержащий классификацию спектров 225300 звезд, проделанную
Энни Кэннон.
1920
При помощи интерферометра, смонтированного на 100-дюймовом рефлекторе
обсерватории Маунт-Вилсон, А.Майкельсон и Ф.Пиз провели первое прямое
измерение диаметра звезды (Бетельгейзе).
1920-25
Создана теория ионизации атомов (М.Саха) и применена к истолкованию звездных
спектров и изучению атмосфер звезд (Г.Рассел, А.Милн, С.Пейн-Гапошкина).
1921
Эддингтон высказал предположение, что верхний предел светимости достигается у
тех звезд, у которых направленная внутрь сила тяжести уравновешивается
направленным наружу давлением излучения. Модель Эддингтона объясняет
зависимость масса-светимость для звезд главной последовательности (1924).
Издана книга Эддингтона "Внутреннее строение звезд" (1926).
1922
Обнаружена двойная горячая звезда Пласкетта (HD 47129) с полной массой около
150 М¤ и массой главного компонента 80-90 М¤.
1922-29
А.Шустер, К.Шварцшильд, Э.Милн и А.Эддингтон разработали теорию переноса
излучения в атмосферах звезд.
1929
Г.А.Шайн и О.Струве определили скорости вращения звезд. Р.Аткинсон и
Ф.Хоутерманс предположили, что источником энергии звезд служат реакции
ядерного синтеза; вместе с Г.Гамовым они ввели термин термоядерные реакции.
1931
М.Миннарт и Ч.Слоб для определения состава звездных атмосфер ввели метод
кривых роста, основанный на зависимости эквивалентной ширины спектральной
линии поглощения от числа атомов, формирующих линию.
1932
Опубликован "Новый общий каталог двойных звезд" (ADS) Р.Эйкина.
1934
Ф.Цвикки, В.Бааде и Г.Минковский выделили в самостоятельный класс и начали
изучать сверхновые звезды. В.Бааде и Ф.Цвикки высказали предположение, что
вспышки сверхновых связаны с рождением нейтронных звезд.
1937
Дж.Койпер при изучении звездной эволюции впервые использовал диаграмму
спектр-величина для рассеянных скоплений.
1937
Г.Волков и Р.Оппенгеймер впервые рассчитывают модель нейтронной звезды.
1937-40
Г.Гамов построил первую теорию звездной эволюции, основанную на ядерных
источниках энергии.
1938-39
К.Вейцзеккер, Г.Бете, Г.Гамов, К.Кричфилд и Э.Теллер открыли протон-протонный
и углеродно-азотный циклы термоядерного синтеза. Г.Бете создал количественную
теорию ядерных источников звездной энергии.
1939
Р.Оппенгеймер и Х.Снайдер чисто математически предсказывают черные дыры.
Интерес астрономов к этим объектам просыпается лишь в начале 1960-х, а сам
термин черная дыра впервые произнес Джон Уилер в 1968 г.
1940
Дж.Гринстейн заметил особенности в спектре ( Стрельца; это привело к обширным
исследованиям обилия элементов в звездах. Б.Стрёмгрен начал разработку метода
моделей для изучения звездных атмосфер.
1942
Н.Мейол и Я.Оорт показали, что Крабовидная туманность является остатком
Сверхновой 1054 г. М.Шёнберг и С.Чандрасекар нашли теоретический предел массы
изотермического ядра звезды, заложив этим основу теории красных гигантов.
1942-49
Б.В.Кукаркин на основе изучения переменных звезд выделил в Галактике
различные подсистемы.
1944
В.Бааде разрешил на звезды центральную часть галактики М 31, что позволило
ему выделить два типа звездного населения.
1946
Дж.Койпер впервые получил инфракрасные спектры звезд (до длины волны 2,5
мкм). Х.Бэбкок впервые обнаружил магнитное поле у звезды (78 Девы).
1946-48
Г.Гамов разработал теорию образования химических элементов в звездах путем
последовательного захвата нейтронов.
1947
В.А.Амбарцумян показал, что наличие звездных ассоциаций свидетельствует о
продолжающемся формировании звезд в Галактике.
1950
Только советские ученые, владеющие наиболее действенным методом познания методом материалистической диалектики, - в состоянии действительно научно
разрешить сложные вопросы эволюции звезд, - А.Б.Северный
1952
П.Меррилл обнаружил в спектрах некоторых холодных звезд линии нестабильного
элемента технеция.
1953
С.А.Жевакин показал, что главный источник неустойчивости цефеид связан со
слоем дважды ионизованного гелия. Но этой идее основана современная теория
пульсирующих звезд.
1954-56
М.Уолкер открыл оптическую переменность бывшей новой DQ Her с периодом 71 с.
Это стало прямым указанием на присутствие в двойной системе белого карлика.
1957
Джеффри и Маргерит Бербидж, Уильям Фаулер, Фред Хойл и Эл (Эластер) Камерон
создают современную теорию нуклеосинтеза: происхождение химических элементов
получает объяснение как результат термоядерных реакций в недрах звезд.
1959
Получен теоретический верхний предел на массу устойчивой звезды, равный около
60 М¤ (предел Леду-Шварцшильда-Херма).
1961-65
Ч.Хаяши доказал, что оболочки протозвезд на поздней (адиабатической) стадии
сжатия должны быть полностью конвективными (стадия Хаяши). Вместе с коллегам
он рассчитал первые модели сжатия протозвезд из первоначально однородного
облака, демонстрировавшие мощную вспышку в момент остановки сжатия ядра.
1962
Открыт первый галактический источник рентгеновского излучения (Р.Джиакони,
Х.Гурский, Ф.Паолини, Б.Росси).
1965
Д.Михалас, С.Стром и Е.Эврет на смену методу кривых роста разработали метод
моделей атмосфер звезд, основанный на компьютерном расчете сеток моделей,
неоднородных по температуре и плотности. Параметрами модели служат
эффективная температура и сила тяжести на поверхности звезды, а на выходе
модель дает профиль оптического спектра.
1966-67
Я.Б.Зельдович, И.Д.Новиков и И.С.Шкловский предсказали, что черные дыры и
нейтронные звезды могут быть мощными источниками рентгеновского излучения при
аккреции на них звездного или межзвездного вещества.
1967
Открыты радиопульсары (Джоселин Белл и Энтони Хьюиш), отождествленные с
теоретически предсказанными ранее нейтронными звездами.
1968
Раймонд Дэвис с коллегами начал измерять поток нейтрино от Солнца в
экспериментах с хлорсодержащим детектором, идея которого принадлежит
Б.М.Понтекорво (1946). В 1970-е годы группа Дэвиса надежно зарегистрировала
поток нейтрино, рождающихся в ходе термоядерных реакций в ядре Солнца, но он
оказался примерно втрое меньше предвычисленного.
1969
Р.Ларсон создал численные модели сжатия неоднородных протозвезд,
демонстрировавшие более спокойный характер эволюции, чем модели Хаяши.
1972
Обнаружение рентгеновских источников в составе двойных звезд; часть из них
связана с нейтронными звездами, а часть, по-видимому, - с черными дырами.
1975
Обнаружены гигантские молекулярные облака - основные области формирования
звезд. В Галактике их около 6000, а масса каждого 105 - 106 М¤.
1979
5 марта гамма-детекторы семи космических аппаратов зафиксировали рекордно
мощный импульс продолжительностью 0,2 с, после которого в течение трех минут
наблюдалось затухающее мягкое рентгеновское излучение, пульсирующее с
периодом 8 с. К 2003 году обнаружилась дюжина подобных источников в Галактике
и Магеллановых Облаках. Одни вспыхивают раз в несколько лет; другие - сотни
раз в год. Объекты названы магнитарами: нет сомнения, что вспышки связаны с
перестройкой чрезвычайно мощного магнитного поля (до 1015 Гс) нейтронной
звезды.
1987
23 февраля Ян Шелтон обнаружил вспышку сверхновой II типа SN 1987A в соседней
галактике Большое Магелланово Облако. Благодаря ее близости впервые удалось
зарегистрировать поток нейтрино и другие многочисленные детали взрыва и
последовавших за ним событий.
1997-98
После трех десятилетий безрезультатных поисков обнаружены коричневые карлики
- звезды, имеющие столь малую массу и низкую температуру ядра, что
термоядерные реакции в них не идут. Их массы менее 7% солнечной, а
температура атмосферы обычно не превышает 2000 К.
1997-98
Синхронные наблюдения гамма- и рентгеновских спутников и наземных
обсерваторий доказали внегалактическую природу гамма-всплесков, считавшихся
одной из сложнейших астрономических загадок с момента их первой регистрации 2
июля 1967 г. Доказано, что вспышки происходят в очень далеких галактиках и,
вероятно, вызваны взрывами "гиперновых", связанными с коллапсом ядра
массивной звезды или слиянием двух нейтронных звезд. Высокая яркость гаммавсплесков требует механизма фокусировки излучения.
1998
На подземном водонаполненном детекторе Супер-Камиоканде (Япония), повидимому, открыты осцилляции мюонного нейтрино, что указывает наличие у
нейтрино (хотя бы одного сорта) массы покоя. Это серьезно облегчает решение
проблемы дефицита солнечных нейтрино.
2002
Наблюдения в Садберийской нейтринной обсерватории (Канада) подтвердили, что
благодаря осцилляции солнечные электронные нейтрино изменяют свой аромат
(т.е. сорт). Проблема дефицита солнечных нейтрино решена.
http://www.gordon.ru/konkurssite/texts/svg01.doc