Войти в систему
Войти с помощью соц. сетей:
Если просто взглянуть на Млечный Путь невооруженным глазом, увидишь полосу из темных и светлых пятен, похожих на облака, которая тянется через все небо от горизонта до горизонта. Если взять обычный бинокль или любительский телескоп, при небольшом увеличении унылые темные пятна Млечного Пути превратятся в не менее темные и унылые пятна, зато на месте ярких пятен проступят бесчисленные звезды и туманности.
Галилей в своей книжке под названием «Sidereus Nuncius» («Звездный вестник» или «Астрономический вестник»), опубликованной в 1610 году в Венеции, рассказывает, как выглядят небеса, если смотреть на них в телескоп, и в том числе приводит первое в истории описание светлых пятен на Млечном Пути. Когда он упоминает свой инструмент – слово «телескоп» еще предстояло изобрести, поэтому Галилей называет его «зрительная труба», – то приходит в такое волнение, что едва сдерживается:
Третьим предметом нашего наблюдения была сущность, или материя Млечного Пути. При помощи зрительной трубы ее можно настолько ощутительно наблюдать, что все споры, которые в течение стольких веков мучили философов, уничтожаются наглядным свидетельством, и мы избавимся от многословных диспутов. Действительно, Галаксия является не чем иным, как собранием многочисленных звезд, расположенных группами. В какую бы его область ни направить зрительную трубу, сейчас же взгляду представляется громадное множество звезд, многие из которых кажутся достаточно большими и хорошо заметными. Множество же более мелких не поддается исследованию.
(Пер. И. Веселовского)
Самое увлекательное, конечно, происходит именно в «собрании многочисленных звезд». К чему интересоваться темными областями, где и звезд-то нет? Наверное, это какие-то космические дыры в бесконечную пустоту.
Только три века спустя стало понятно, что темные пятна – это густые плотные облака из газа и пыли, затмевающие далекие россыпи звезд. Именно в недрах этих облаков и таятся звездные питомники. Американский астроном Джордж Комсток задался вопросом, почему одни далекие звезды выглядят гораздо тусклее других на том же расстоянии, но кто в этом виноват, догадался лишь позднее, в 1909 году, голландский астроном Якобус Корнелиус Каптейн (1851–1922). Он написал об этом две статьи – обе назывались «О поглощении света в космосе» («On the Absorption of Light in Space»), – где привел доказательства, что облака, «межзвездная среда», которую он открыл, не просто рассеивают свет звезд: они по-разному влияют на разные части спектра звезды и ослабляют синий свет сильнее, чем красный. Из-за такого выборочного поглощения далекие звезды на Млечном Пути выглядят в среднем краснее близких.
Обычные водород и гелий, главные составляющие облаков межзвездного газа, не делают свет красным. А вот более крупные молекулы на это способны, особенно те, которые содержат углерод и кремний. А когда молекулы становятся так велики, что их уже нельзя называть молекулами, мы зовем их пылью.
С домашней разновидностью пыли знакомы, наверное, все, хотя лишь немногим известно, что в замкнутом пространстве квартиры она состоит в основном из отшелушившихся мертвых клеток кожи человека (а также домашних животных, если вы держите дома какое-нибудь млекопитающее). Насколько мне известно, космическая пыль в межзвездном пространстве ничьего эпидермиса не содержит. Зато там есть удивительный набор сложных молекул, излучение которых лежит в основном в инфракрасном и микроволновом диапазоне. В арсенале астрофизиков микроволновые телескопы появились лишь в 60-е годы XX века, а инфракрасные – и того позже, в 70-е. Так что до той поры никто не подозревал о таком химическом многообразии. В последующие десятилетия сформировалась сложная и завораживающая картина рождения звезд.
Звезды формируются далеко не во всех газовых облаках на Млечном Пути и далеко не всегда. Чаще всего облако пребывает в растерянности – не знает, что делать дальше. Хотя нет, в растерянности пребывают скорее астрофизики. Мы знаем, что облако хочет схлопнуться под собственным весом и создать звезду, а может, и несколько. Однако этому мешает вращение, а также турбулентность в недрах облака. А еще обычное давление газа, которое вы проходили на физике в школе. Схлопыванию препятствуют и галактические магнитные поля: они пронизывают облако и вцепляются во все свободно парящие заряженные частицы в газе – и тем самым лишают облако возможности свободно реагировать на собственную гравитацию. И вот что пугает: если бы мы не знали заранее, что звезды существуют, данные самых передовых исследований на сегодняшний день предоставили бы нам массу убедительных доказательств невозможности их формирования.
Подобно нескольким сотням миллиардов звезд на Млечном Пути, облака газа вращаются вокруг центра Галактики. Звезды – это крошечные крупицы всего в несколько световых секунд в поперечнике, которые плавают в просторном океане проницаемого пространства, и друг с другом они расходятся, словно корабли в ночном море. А вот газовые облака очень велики. Обычно они расстилаются на сотни световых лет, и их масса эквивалентна миллионам солнц. Пробираясь по галактике, они частенько сталкиваются, и их содержимое перемешивается. Иногда они слипаются, словно поджаренный зефир, а иногда от ярости раздирают друг друга на части – все зависит от относительной скорости и угла столкновения.
Если облако остывает до достаточно низкой температуры (меньше 100 К), составляющие его атомы перестанут пробегать мимо друг дружки (как бывает при более высоких температурах) и начнут слипаться. Последствия подобного химического перехода сказываются на всех. Растущие частички, которые содержат уже десятки атомов, начинают отражать туда-сюда видимый свет, что заметно ослабляет свет звезд, которые находятся за облаком. К тому времени, как частички превращаются в полномасштабные пылинки, они содержат уже по 10 миллиардов атомов. При таких габаритах они уже не рассеивают видимый свет от далеких звезд, а поглощают его, а затем заново испускают полученную энергию в виде инфракрасного излучения – в этой части спектра излучение беспрепятственно покидает облако. Однако поглощение видимого света создает давление, которое толкает облако в направлении, противоположном источнику света. Теперь динамическая эволюция этого облака неразрывно связана с поглощаемым звездным светом. Силы, из-за которых повышается плотность облака, впоследствии могут привести его к гравитационному коллапсу, а это, в свою очередь, приводит к рождению звезд. Тут мы сталкиваемся со странной ситуацией: чтобы создать звезду с достаточной для термоядерного синтеза температурой недр 10 миллионов градусов, нужно сначала создать в газовом облаке максимально прохладную среду.
Когда астрофизики рассказывают об этом этапе жизни облака, то могут лишь мычать и размахивать руками. Теоретики и специалисты по компьютерному моделированию сталкиваются с задачей множественных переменных: прежде чем подступиться к изучению динамического поведения больших массивных облаков с учетом всех внутренних и внешних воздействий, им нужно вложить в свои суперкомпьютерные расчеты все известные физические и химические законы. Однако трудности на этом не заканчиваются: ученые, к своему вящему унижению, упираются в то обстоятельство, что первоначальное облако в миллиарды раз больше и в сотни секстильонов раз менее плотное, чем звезда, которую мы хотим создать, так что им приходится одновременно описывать и те процессы, которые играют роль на очень маленьких масштабах, и те, что играют роль на очень больших масштабах – непосильная ноша даже для самых мощных компьютеров современности.
Впрочем, в одном мы можем быть уверены: в самых темных и плотных глубинах межзвездного облака, где температура падает до 10 градусов выше абсолютного нуля, сгустки газа все-таки схлопываются безо всякого сопротивления – и их гравитационная энергия преобразуется в тепло. Температура в области, которой вскоре предстоит стать ядром новорожденной звезды, стремительно возрастает, отчего все крупицы пыли поблизости разрушаются. В конце концов схлопывающийся газ достигает температуры в 10 миллионов градусов. При этой волшебной температуре протоны (в сущности, голые атомы водорода) разгоняются до такой скорости, что преодолевают отталкивание и связываются под влиянием сильного притяжения, которое работает на близких расстояниях и в науке называется – «сильное взаимодействие». В результате термоядерного синтеза образуется гелий, чья масса меньше суммы масс его составных частей. Согласно знаменитой формуле Эйнштейна E = mc², где E – энергия, m – масса, а c – скорость света, недостающая масса при этом превращается в огромное количество энергии. Тепло распространяется во все стороны, газ начинает светиться, и энергия, которая раньше была массой, находит выход. И хотя область раскаленного газа по-прежнему заключена в большое облако, словно в материнскую утробу, тем не менее можно смело сообщить Млечному Пути, что у него родилась звезда.
Мы знаем, что звезды бывают самой разной массы – от всего-то одной десятой массы Солнца примерно до ста его масс. По причинам, которые пока что скрыты от нас завесой тайны, гигантское облако газа содержит множество прохладных участков, причем все они образуются примерно в одно и то же время – и в каждом из них зарождается по звезде. На каждую звезду с большой массой приходится тысяча звезд с низкой массой. Но в рождении звезд участвует лишь около 1 % всего газа из первоначального облака, и поэтому нам приходится решать классическую задачу – выяснять, как и почему хвост виляет собакой.
Найти нижнюю границу массы достаточно просто. Ниже примерно одной десятой массы Солнца у схлопывающегося газа не хватит гравитационной энергии, чтобы поднять температуру недр до требуемых 10 миллионов градусов. Звезда не родится. Вместо нее получится так называемый коричневый карлик. Поскольку собственного источника энергии у него нет, со временем он тускнеет, поскольку расходует ту скудную энергию, которую заполучил в результате коллапса. Внешние газовые слои коричневого карлика так холодны, что многие крупные молекулы, которые в атмосфере более горячих звезд обычно разрушаются, существуют в них вполне благополучно. Коричневый карлик с его жалкой светимостью очень трудно найти – для этого нужны примерно те же методы, что и для регистрации планет. Более того, набрать достаточно коричневых карликов, чтобы распределить их на дополнительные категории, удалось лишь в последние годы. Верхняя граница массы тоже определяется без труда. При массе выше приблизительно ста масс Солнца звезда начинает светиться так сильно, что мощное давление ее света на крупицы пыли внутри облака отталкивает прочь любую дополнительную массу, которая и хотела бы присоединиться к звезде, а пыль тянет с собой и газ. Возникает прочная и необратимая связь между звездным светом и пылью. Воздействие давления излучения оказывается таким мощным, что светимость всего нескольких массивных звезд способна развеять почти всю массу облака, в котором они зародились, рассеять темную завесу, оголив тем самым десятки, если не сотни, новеньких звезд, своих сестричек, и выставив их на обозрение всей галактике.
Великая Туманность Ориона, расположенная чуть ниже пояса Ориона, примерно на середине его меча, и представляет собой примерно такой звездный питомник. В этом облаке в одном гигантском скоплении зарождаются тысячи звезд. Четыре из нескольких тамошних массивных звезд составляют Трапецию Ориона и стремительно опустошают огромную дыру в самой середине облака, из которого они сформировались. В телескоп им. Хаббла отлично видно новые звезды, образующиеся в тех краях, причем каждая новорожденная запелената в формирующийся протопланетный диск из пыли и других молекул, притянутых из первоначального облака. А внутри каждого диска образуется солнечная система.
Довольно долго новорожденные звезды никого не беспокоят. Однако в конце концов длительные и стойкие гравитационные возмущения огромных облаков, проходящих мимо них, заставляют скопление распасться, и составляющие скопление звезды рассеиваются среди сонмища звезд в галактике. Звезды с низкой массой живут практически вечно – так рационально они расходуют свое топливо. Звезды средней массы – вроде нашего Солнца – рано или поздно превращаются в красных гигантов и на пути к гибели раздуваются в объеме чуть ли не в сто раз. Их внешние газовые слои так слабо связаны с самой звездой, что уплывают в пространство, обнажая продукты переработки ядерного топлива, которое питало звезду на протяжении ее жизни в десять миллиардов лет. Газ, возвращающийся в космическое пространство, захватывается проходящими мимо облаками – и впоследствии участвует в дальнейших раундах формирования звезд.
Хотя звезды с самой большой массой встречаются редко, у них на руках почти все эволюционные козыри. У них самая высокая светимость (в миллион раз ярче Солнца), а следовательно, и самая короткая жизнь (всего несколько миллионов лет). И, как мы вскоре убедимся, самые массивные звезды вырабатывают десятки тяжелых элементов, по порядку перерабатывая в своих недрах водород в гелий, углерод, азот, кислород и так далее, до самого железа. И смерть у них геройская и зрелищная – это взрывы сверхновых, в пожаре которых создаются все новые элементы, а их ослепительные вспышки затмевают на время целые галактики. Энергия взрыва рассеивает свежесозданные элементы по всей галактике, пробивает дыры в заволакивающем ее газе и обогащает близлежащие облака сырьем для создания собственной пыли. Волны от взрыва сверхновой распространяются по облакам со сверхзвуковой скоростью, сжимают газ и пыль и, вероятно, создают участки высокой плотности, которые и нужны, чтобы создавались звезды.
Как мы узнаем из следующей главы, главный дар сверхновой мирозданию – то, что она засевает облака газа тяжелыми элементами, из которых потом получаются планеты, одноклеточные организмы и люди, – и получается, что благодаря тому, что облака обогащаются химическими элементами от предыдущего поколения массивных звезд, рождается новая звезда.
Войти с помощью соц. сетей: