Вселенная. Вопросов больше, чем ответов

Во-первых, уплотнение газа при входе в спиральный рукав. Здесь мы немного забегаем вперед, но вынуждены это сделать. Что такое рукав спиральной галактики? Это волна уплотнения материи, стимулирующая звездообразование. Как и почему она возникла, нас сейчас не интересует. Рукава заметны именно по­тому, что в них находится множество массивных горячих звезд очень высокой светимости. Эти звезды родились в рукаве и не успели за время своей жизни его покинуть, а жизнь у массивных звезд ох какая короткая!

Обладая собственным гравитационным потенциалом, рукав несколько задерживает движение звезд, проходящих сквозь него, увеличивая тем самым свое тяготение. Что до ионизован­ного газа, то он попросту стекает в спиральный рукав по линиям галактического магнитного поля. Здесь вновь прибывший газ сталкивается с уже находящимися в рукаве газовыми облаками и уплотняет их, стимулируя звездообразование.

Во-вторых, бешеное излучение молодых горячих звезд — и ча­сто не одиночных звезд, а их скоплений — выметает газ из их бли­жайших окрестностей. При этом более плотные газово-пылевые конденсации «обжимаются», за ними образуются длинные «хво­

178

— Мир звезд —

сты» материи, похожие на рога на рис. 18, цв. вклейка, а в самих конденсациях начинается звездообразование.

В-третьих, взрывы Сверхновых образуют ударную волну, рас­пространяющуюся на десятки парсеков. Уплотняя газ, ударная волна стимулирует рождение звезд.

На практике эти три механизма нередко работают сообща. Газово-пылевой комплекс, находящийся в спиральном рукаве, уплотняется газом, втекающим в рукав. Начинается первая волна звездообразования. Если среди новорожденных звезд есть мас­сивные горячие «индивиды», обычно объединенные в так назы­ваемые ОВ-ассоциации, то их излучение запускает вторую волну звездообразования. Жизнь массивной звезды, как мы помним, коротка и нередко оканчивается вспышкой Сверхновой, ударная волна от которой запускает третью волну звездообразования. Иногда бывает так, что первая волна еще не успела добраться до конца газово-пылевого комплекса, а в нем уже идут две после­дующие.

Чаще, однако, первая волна звездообразования не оставляет достаточно газа, чтобы из него тотчас же начали формироваться звезды второй и третьей волны. Зато сплошь и рядом наблюдает­ся пространственный градиент возрастов звезд в молодых звезд­ных комплексах. Очень показательна эмиссионная туманность М17, известная также под именем «туманность Омега». В самой туманности находятся очень молодые горячие звезды (потому-то она и эмиссионная), по одну сторону от нее — рассеянное звезд­ное скопление и ОВ-ассоциация, по другую — холодное молеку­лярное облако с признаками звездообразования. Очень хорошо градиент возрастов звезд виден в крупной звездной ассоциации Ориона.

Рассмотрим в общих чертах популярную модель Хаяши- Накано. Пусть мы имеем холодное молекулярное облако одно­родной плотности, сферическое, не вращающееся и, следова­тельно, не склонное к распаду по мере сжатия. Пусть его радиус будет порядка радиуса орбиты Плутона, а масса порядка солнеч­ной. Поскольку температура облака при сжатии не увеличивает-

179

— Часть III — i

i

ся, сжатие будет очень быстрым. Изотермическое сжатие есть не , что иное, как свободное падение молекул к центру гравитации, совпадающему с центром облака. Но! В какой-то момент вре­мени плотность облака возрастает настолько, что оно перестает быть прозрачным для собственного ИК-излучения. Углерод уже не является эффективным «холодильником», и выделившееся при сжатии тепло облаку приходится сбрасывать иначе — путем конвекции. Стадия свободного падения очень коротка, всего- навсего порядка ю лет. За это время радиус облака уменьшится в 100 раз, составив около 25 ООО радиусов Солнца, а его плотность достигнет величины порядка 10^-14 г/см³. (Разумеется, процесс са­мого раннего сжатия облака до размеров орбиты Плутона займет гораздо больше времени.) Перед наступлением непрозрачности скорость сжатия облака настолько велика, что выделяющаяся энергия должна наблюдаться как кратковременная инфракрас­ная вспышка мощностью в несколько тысяч светимостей Солнца. Далее в облаке возникает конвекция, оно «закипает», и сжатие его сильно замедляется.

Но не останавливается! Отвод тепла с помощью конвектив­ных потоков на поверхность, где оно преобразуется в излучение и покидает облако, конечно, гораздо менее эффективен, нежели прямое излучение сквозь прозрачное облако, однако он далеко не нулевой. На этом этапе плотность облака становится неодно­родной, увеличиваясь к центру. Всплывая к поверхности, пото­ки горячего газа расширяются адиабатически, поэтому данный этап эволюции облака в звезду принято называть стадией адиа­батического сжатия.