Занимательно о космогонии

Томилин Анатолий Николаевич

В общем, что ни год, то все новые и новые несоответствия гипотезы «скользящей эволюции» лишали астрономов покоя. В конце концов от нее пришлось отказаться. Но диаграмма-то «Г — Р» была построена по данным наблюдения! И поэтому она осталась. Мало того, она по-прежнему играет чрезвычайно важную роль в астрофизике, став даже богаче содержанием и… увы, сложнее. Читатель сам увидит, как ее призрак будет стоять за многими рассуждениями, которые ожидают его в последующих разделах нашей книги Нет, в науке, как в образцовом хозяйстве, ничто не пропадает бесследно. Можете поверить.

Классическое направление звездной космогонии

В середине XX века специалисты по звездной астрономии разработали более или менее надежные способы оценки

возрастов отдельных скоплений. Началась новая жизнь и у диаграммы «Г — Р». Астрономы стали строить ее не для всех звезд, скажем, Галактики, сразу, а для отдельных скоплений, в которые входят звезды-ровесники. Это дало множество интересных сведений.

К нашим дням все звездное множество, входящее в Галактику, астрономы разбили на пять основных типов звездного населения.

Крайнее население первого типа объединяет самые горячие звезды спектральных классов Ои В, а также очень молодые галактические скопления и ассоциации. Сюда же относится и такой строительный материал, как космическая пыль и межзвездный нейтральный водород. В следующую группу населения того же первого типа входят обычные звезды спектральных классов Aи F, красные сверхгиганты и галактические скопления. И наконец, последняя, третья, группа населения первого типа объединяет старые звезды главной последовательности и гиганты спектральных классов Gи K.

Население второго типа разделено на две группы. Первая объединяет белые карлики, а также многие типы переменных звезд. Вторая — это имеющие почтенный возраст шаровые скопления и субкарлики.

Уже по одному виду приведенной классификации можно догадаться о схеме эволюции звезд, которой придерживаются ее авторы. Они явно исходят из того, что все молодые скопления и ассоциации соседствуют с большими массами строительного материала: пыли и газа. Эти астрономы являются сторонниками классических гипотез, утверждающих образование звезд «из газопылевых комплексов путем конденсации рассеянного вещества». Гипотезы эти разработаны достаточно подробно и отличаются лишь силами да механизмами действия тех сил, которым их авторы отдают предпочтение.

Говоря о классическом направлении звездной космогонии, важно отметить, что весь процесс рождения нового светила можно разделить на два этапа. Первый — сжатие и переход от газопылевого облака к протозвезде. И второй — включение в ее недрах термоядерных источников энергии. Но прежде всего нужно решить вопрос — почему бы это вдруг облаку, состоящему из рассеянных частиц пыли и газа, перейти в неустойчивое состояние и начать сжиматься?

Изучением условий устойчивости небесных тел занимался в свое время небезызвестный уже нам Дж. Джинс. Он был крупным физиком-теоретиком, интересующимся, в частности, вопросами излучения и кинетической теорией газов. И можно смело сказать, что именно успехи в физике заложили фундамент его будущих астрономических работ.

Из условий существования разреженной газовой туманности в межзвездной среде нетрудно сделать вывод, что есть три возможности. Первая: сохраняя равновесие, оставаться в неизменном состоянии. Вторая — рассеяться в пространстве. И третья — начать сжиматься. Все зависит от того, что больше: собственное (тепловое) движение молекул, создающее внутреннее давление, которое стремится разогнать и рассеять туманность, или суммарное притяжение всей массы вещества.

Дж. Джинс, используя свои знания в области газовой динамики, сумел вывести математический критерий неустойчивости таких туманностей. Требования оказались достаточно жесткими. Чтобы газовая туманность в межзвездном пространстве начала сжиматься, масса ее при определенной плотности должна быть примерно

в тысячу раз больше солнечной. Только тогда силы тяготения в ней станут превышать газовое давление. Читатель вправе возразить: звезд с такими массами не бывает. Сколько раз мы говорили, что даже самые массивные могут быть ненамного тяжелее Солнца. А может быть, облако, сжимаясь, запасает материал сразу на целую ассоциацию звезд?

Попробуем представить себе, как это происходит. Гигантский газопылевой комплекс сжимается сначала как единое целое. По мере загустевания критерий неустойчивости начинает выполняться и для отдельных его частей. И тогда первоначальная туманность дробится. После чего каждая часть продолжает сжиматься отдельно и вполне самостоятельно образует свою протозвезду.

Теперь давайте выберем одно из сгущений, близкое по массе к тому, из которого могло некогда образоваться Солнце, и проследим за его эволюцией дальше. Подобную задачу решали многие теоретики. И целый ряд ее этапов подробно рассчитан.

Прежде всего, что представляет собой выбранная нами часть сжимающейся пылевой туманности? Масса ее должна быть близка к солнечной. Значит, при нормальной плотности она будет иметь радиус порядка десятых долей парсека. Математически его можно записать так: 1 парсек = 3,26 светового года = 3,083 · 10 ¹³километров, следовательно, одна десятая парсека равна 3 083 000 000 000 километров.

Для дальнейшего сжатия туманности нужно, чтобы давление тяготения и в некоторой степени давление окружающего газа продолжало оставаться выше собственного внутреннего давления, вызванного тепловым движением частиц. Тогда через некоторое время туманность достигнет критической плотности и перейдет в следующую категорию — в протозвезду. Температура газа должна бы при этом повышаться, но теоретики утверждают, что она остается примерно постоянной из-за сильного охлаждения межзвездной средой.

Это очень грустное обстоятельство, потому что темное, холодное, сжимающееся облако почти ничем не выдает своего существования в глубинах вселенной. Наиболее интенсивным в этот период может быть инфракрасное излучение линии молекул водорода. Но, как назло, именно оно не доходит до земных наблюдателей, поглощаясь атмосферой Земли. Придется подождать постройки астрономической обсерватории на Луне. Или поискать другого подтверждения предполагаемых ранних фаз сжатия. Вот, например, несколько лет назад радиоастрономы обнаружили непонятное излучение с длиной волны 18,3 сантиметра. Откуда оно приходит на Землю? Чем порождается? Дело в том, что, уловив радиоволны любой частоты из космоса, исследователи в конце концов находят их источники. А тут, как ни бились, как ни искали, — ничего! В полном отчаянии кто-то из особенно эмоциональных радиоастрономов предложил назвать это излучение «мистериум». Но делу это не помогло. И вдруг советский астрофизик И. Шкловский, известный своей способностью к генерированию самых невероятных гипотез, предположил, что это и есть как раз излучение в линии двухатомной молекулы гидроксила (ОН), которое дают сжимающиеся протозвезды. Интересное предположение. Но насколько успешно удалось на этот раз пристроить «бесхозные радиоволны», покажет будущее. Если эта идея подтвердится, стоит признать, что она была блестящей.

Итак, протозвезда готова! На этом условимся считать, что начальный этап сжатия газопылевого облака закончился.

После прохождения состояния критической плотности процесс сжатия ускоряется. Через некоторое время он уже идет со скоростью свободно падающего тела. Пыль и газ наперегонки мчатся к центру сгущения. А дорога до него не близкая. Помните, мы говорили о радиусе облака…

Слово опять берут математики. Они подсчитали, что протозвезде с массой Солнца нужно примерно 200 тысяч лет, чтобы сконцентрироваться в небесное тело требуемой «звездной» плотности. Во время такого интенсивного сжатия освобождается много гравитационной энергии. Пыль и газ за ее счет разогреваются, и сжимающаяся протозвезда излучает все больше и больше электромагнитных волн, правда, пока все в том же невидимом инфракрасном диапазоне.