Затрагивая в беседах с учениками тему происхождения звезд, философ Сократ сказал: «Все это навсегда останется тайной для смертного, и конечно, самим богам грустно видеть стремление человека разгадать то, что они навсегда скрыли от него». Эти же слова в середине XIX века повторил в своем трактате «Популярная астрономия» Огюст Конт, добавив: «Даже температура их навсегда останется не определена». Конт не дожил всего трех лет до открытия спектрального анализа, позволяющего определить температуру всего, что способно испускать или поглощать свет.

Черное вкрапление в красной туманности («Конская голова») — самая обычная деталь во всех подобных туманностях. «Конская голова» выглядит темной из-за того, что представляет собой плотное облако пыли, расположенное перед яркой туманностью и поглощающее излученный этой туманностью свет. Подобно облакам на нашем небе, это космическое облако случайно приняло такую причудливую форму. В результате внутренних движений вид облака будет меняться, но это станет заметным только через тысячи лет
Большая туманность Ориона (M42,M43) — огромная область звездообразования
Туманность Киля (NGC3372, Розетка) возникла в результате выброса газа и пыли умирающей звездой Эта Киля в течение последних столетий ее жизни
Туманность Улитка (NGC 7293) — очень близкий пример планетарной туманности, возникающей в конце жизненного пути звезды, подобной нашему Солнцу. Газ, выброшенный в окружающее пространство звездой, напоминает завиток спирали
В процессе воссоединения двух протонов один из них превращается в нейтрон и освобождается немного энергии. Получившийся атом из одного нейтрона и одного протона называется дейтерием. Дейтерий заглатывает протон и превращается в ядро изотопа гелия (гелий-3). Далее этот изотоп вступает в соединение с таким же ядром и превращается в ядро гелия-4, испуская при этом два протона и излучая основную в протон-протонной цепочке долю энергии

Сегодня мы знаем о звездах гораздо больше, чем Конт или Сократ. Но если сейчас даже школьник в общих чертах представляет, что такое звезда, то вопрос «откуда берутся звезды» покрыт мраком. Действительно, откуда? Эта статья как раз о том, как рождаются так называемые голубые гиганты — массивные звезды, которые видны на небосклоне невооруженным глазом.

Строительный материал

Молодые звезды, то есть звезды в возрасте от миллиона до нескольких сотен миллионов лет, в основном состоят из водорода. Водород — самый ходовой строительный материал Вселенной, молекулярный кирпичик, который кладется в фундамент самых разнообразных объектов звездного мира: от межгалактического газа до голубых гигантов. Значит, для того чтобы обеспечить рождение звезды, нужно запастись немалым количеством водорода. Но как же собрать в одном месте большую массу этого строительного материала? Откуда он возьмется на бескрайних просторах Вселенной?

Первый этап — межзвездный газ

Пространство между звездами вовсе не абсолютный вакуум, оно заполнено атомами кальция, натрия, кислорода, углерода, довольно сложными молекулами, образующими пылинки, — но большей частью все-таки водородом и гелием. Это так называемый межзвездный газ, который заполняет всю нашу Галактику. Наибольшая концентрация газа — около ее плоскости, в очень тонком слое толщиной в 70 световых лет (а диаметр Галактики около 60 тысяч световых лет). Итак, основа для звезды нашлась. В дальнейшем мы будем говорить именно о нашей Галактике как о самой близкой и лучше всего изученной области Вселенной.

Второй этап — тепловая неустойчивость

Каков же механизм превращения газа в звезду? Если бы здесь был сэр Максвелл, он сказал бы, что однородный газ будет находиться в состоянии неустойчивого теплового равновесия, а значит, в нем неизбежно будут появляться как плотные области (сгущения), так и более разреженные. Хотя область и называется плотной, это название весьма условно, поскольку газ в ней не так уж и плотен: буквально несколько десятков атомов в одном кубическом сантиметре. Сгущения в газе называются газовыми облаками, и мы наблюдаем их как туманности. Газовые облака двигаются, причем средняя их скорость составляет 8 км/с, а самые шустрые разгоняются до 80 км/с. И это не опечатка! Огромная масса газа диаметром в несколько парсек (1пк = 3,26 св. лет или 30 тысяч миллиардов километров) несется по гораздо более разреженной среде со скоростью, превышающей скорость наших космических кораблей. А так как в Галактике очень много таких облаков, то в один прекрасный момент (в галактических масштабах этот момент длится несколько тысяч лет) одно газовое облако сталкивается с другим. Возникшая от этого столкновения ударная волна заставляет газ в столкнувшихся облаках сильно уплотниться, давая начало следующему этапу рождения звезды.

Третий этап — магнитное поле

Газовые облака огромны, но тем не менее их массы недостаточно для рождения звезды. Вещества в них столько же, сколько в нашем Солнце, а нужно — в несколько десятков, сотен раз больше. Что же заставляет межзвездные облака собираться вместе? Оказывается, эту задачу выполняют магнитные галактические поля. Магнитное поле нашей Галактики было открыто в конце сороковых годов прошлого века. Причина возникновения этого поля до сих пор точно не известна. Как и положено всякому уважающему себя полю, оно имеет силовые линии, то есть линии напряженности. Газовые облака могут обычно двигаться только вдоль этих линий. Чтобы понять, как же кучкуются межзвездные облака, представим себе магнитное поле в виде слабо натянутой простыни. Вот мы пускаем по этой простыне маленький мячик от пинг-понга (это наше газопылевое облако): под мячиком простыня оказывается прогнутой сильнее, появляется ямка — прогибаются силовые линии. В ямку начинают скатываться другие мячи (облака), делая ее все глубже и глубже. Такое явление называется неустойчивостью Рэлея-Джинса. То есть достаточно какой-либо первоначальной неоднородности в магнитном поле, например, влетевшего в эту неоднородность облака — и готово: высоко над (или под) плоскостью галактики висит мешок с собранным газом — газово-пылевой комплекс.

Четвертый этап — гравитация

Итак, водорода (и даже не только его) теперь в избытке. Далее в действие вступают механизмы, описанные теорией звездообразования. Основы ее заложил сэр Исаак Ньютон, а дальнейшее развитие теория получила трудами японского астрофизика Хаяши. Если у нас есть однородный газ, то в нем неизбежно начинают образовываться сгущения: места, в которых газа больше, чем в других. Но это уже не тепловая неустойчивость, как в случае с межзвездным газом, а гравитационная. Под действием гравитации к этим первоначальным сгусткам устремляются все новые и новые порции газа. Каждый сгусток — это будущая звезда. Сильно увеличившийся сгусток принимает форму шара, самую устойчивую геометрическую форму. Газовые слои перемешиваются и уплотняются, в центре шара начинает расти давление. Шар постепенно нагревается, постоянно увеличивая свою массу, получая и получая новый строительный материал. На этом этапе протозвезда еще невидима, ее заслоняют собравшиеся вокруг и сильно уплотнившиеся облака. Кстати, разглядеть такие объекты стало возможным только с появлением телескопов, работающих в инфракрасных диапазонах. Но помимо сил гравитации теперь начинают проявляться и другие силы — силы давления газа, которые стремятся растащить шар в разные стороны. Эта вечная борьба сил центробежных с силами центростремительными сопровождает звезду в течение всего времени ее существования. Если в конце концов победят первые, звезда взорвется, и мы увидим вспышку Сверхновой. Если вторые (силы гравитации) — звезда схлопнется сама в себя: появится такой загадочный объект, как черная дыра.

Пятый этап — начало термоядерной реакции

Почему звезда светится? Дело в том, что звезда — это, по сути, термоядерный реактор, в котором освобождается энергия, идущая на излучение звезды и удерживающая ее от превращения в черную дыру, от гравитационного коллапса.

Но для начала термоядерной реакции нужна очень высокая температура — 10 миллионов градусов. И только после того как протозвезда перейдет на термоядерное топливо, она сможет называться молодой звездой. Из каких же источников взять энергию для такого колоссального разогрева? Ведь речь идет о гигантской массе газа, в несколько десятков раз больше массы нашего Солнца!

В самом начале жизни протозвезды вся масса ее вещества вовлечена в движение от центра к поверхности и наоборот, а ее температура не превышает еще четырех тысяч градусов. После нескольких сотен тысяч лет сжатия (иногда меньше) конвекционные потоки слабеют, не заполняют уже всю внутренность протозвезды, а протекают более близко к поверхности. Благодаря этому температура центральной области начинает расти быстрее и примерно через миллион лет после начала сжатия достигает уровня, достаточного для легких термоядерных реакций (превращения ядер лития в бериллий), а затем и для основного протон-протонного цикла. И это уже самая настоящая молодая звезда. (Кстати, время рождения звезды зависит от ее первоначальной массы — массивные протозвезды проходят этапы быстрее.)

Детский сад

В пылевом облаке, конечно, рождается не одна единственная звездочка. Облако огромное, и первоначальных сгущений в нем обычно появляется сразу несколько десятков. Поэтому на небе возникает прекрасный объект из десятков близко расположенных звезд, светящих ярким и молодым голубым светом. Самый замечательный пример такого звездного скопления — Плеяды, небольшой островок, «детский сад звезд» в созвездии Тельца. В крупные телескопы и сейчас вокруг этих звезд видны остатки неиспользованной пыли. Пример газопылевого комплекса, в котором звезды находятся на завершающей стадии рождения, это туманность Ориона в одноименном созвездии. Кстати, самые яркие звезды созвездия Ориона произошли из одного пылевого облака, но из-за вращения нашей Галактики начали разбегаться и теперь удалены друг от друга на несколько световых лет. В туманности Змееносца звезды только появляются на свет. Они скрыты от нас огромными пылевыми облаками, коконами, в центре которых и происходит сжатие протозвезды в звезду. Конечно, в процессах рождения звезд остается еще очень много вопросов, ответы на которые должны дать следующие поколения исследователей. Надеюсь, эти ответы будут получены раньше, чем погаснут сверкающие сейчас на ночном небе звезды.

Статья «» опубликована в журнале «Популярная механика» (№5, Май 2004).