Звезды: их рождение, жизнь и смерть

Наглядной иллюстрацией правильности нового взгляда на природу спиральных рукавов галактик дает фотография галактики М51, приведенная на рис. 2.9. На этой фотографии хорошо видны темные узкие полосы, идущие вдоль внутренних краев рукавов. Эти полосы обусловлены космической пылью, которая из-за ударной волны уплотняется вместе с газом, входящим в эту часть рукава.

Методом радионаблюдений на волне 21 см во всех деталях исследовалось вращение Галактики, на основании чего была построена ее динамическая модель. Неоценимым преимуществом радиоастрономических наблюдений является то, что они свободны от влияния поглощения космической пылью. Это дает возможность наблюдать облака межзвездного газа в самых отдаленных областях Галактики. Особый интерес представляют исследования ядра нашей звездной системы и окружающей его области, совершенно недоступные для оптической астрономии из-за практически полного поглощения света в этом направлении. Мы упомянули только малую часть фундаментальной важности результатов, полученных за последнюю четверть века благодаря исследованиям на волне 21 см. Без преувеличения можно сказать, что современная астрономия просто немыслима без разнообразных применении этого исключительно эффективного метода.

Большой удачей явилось и то обстоятельство, что радиолинию 21 см излучает самый распространенный элемент во Вселенной.

Рис. 2.9: Фотография галактики М 51.

Сверхтонкая структура у самого глубокого уровня — явление не такое уж распространенное у атомов. Например, этого нет у гелия, кислорода, углерода. Но еще в 1948 г. автор этой книги обратил внимание на то, что в радиоспектре Галактики следует ожидать аналогичной природы линию тяжелого изотопа водорода — дейтерия с длиной волны около 92 см. Только спустя 24 года эта слабая линия была обнаружена. Содержание дейтерия в межзвездной среде в десятки тысяч раз меньше, чем «нормального» водорода. Имеются некоторые основания полагать, что межзвездный дейтерий является «реликтом»: не исключено, что он образовался в первые 15 минут существования Вселенной, когда она представляла собой весьма горячую и плотную смесь протонов, электронов, нейтронов, нейтрино и квантов света [ 9 ] . Если это так, то современная средняя плотность Вселенной должна быть около 10^{– 31} г/см³ и Вселенная не может быть замкнутой. Вот какие важные выводы можно сделать из обнаруженной очень слабой радиолинии межзвездного дейтерия!

9

При этом предполагается, что в процессе дальнейшей эволюции вещества во Вселенной дейтерий в недрах звезд не образовывался, что далеко не очевидно (см. § 8).

Как и всякая плазма, зоны H II являются источниками теплового радиоизлучения с непрерывным спектром. На низких частотах ионы Н II непрозрачны для своего теплового излучения, а их радиоспектр описывается законом Рэлея—Джинса, согласно которому интенсивность пропорциональна квадрату частоты и первой степени температуры. На высоких частотах эти зоны прозрачны и их интенсивность, так же как и в оптических лучах, пропорциональна мере эмиссии. Однако в то время как наблюдаемая интенсивность в оптическом диапазоне сильно искажена межзвездным поглощением света, на частотах радиодиапазона влияние этого поглощения совершенно ничтожно. Только хорошие радиоизображения зон H II позволяют восстановить их истинную структуру.

Кроме непрерывного спектра, зоны Н II излучают еще радиолинии. Природа этих линий весьма своеобразна. Они возникают при переходах между соседними весьма высоко возбужденными уровнями атомов, водорода, а также других элементов. Речь идет об уровнях, для которых главное квантовое число n

100—200 и даже больше. Такие уровни «заселяются» после рекомбинаций электронов с протонами [ 10 ] . Заметим, что в лабораторных плазмах, а также в звездных атмосферах столь высокое возбуждение атомов никогда не достигается — этому мешает взаимодействие возбужденного атома с окружающими заряженными частицами. Рекомбинационные радиолинии лучше всего наблюдать на сантиметровом и миллиметровом диапазоне.

10

7 Забавно, что высоковозбужденные атомы имеют размеры 10^{– 2} см, т.е. в десятки тысяч раз больше, чем нормальные атомы, так как диаметр боровской орбиты пропорционален n²

Представляется очевидным, что линии несут в себе значительно больше информации, чем непрерывный спектр, так как исследование профилей открывает возможность изучить движение излучающих облаков. В настоящее время метод изучения зон Н II по рекомбинационным радиолиниям, причем не только водорода, но и гелия, углерода, а также других элементов, является едва ли не самым эффективным.

Глава 3 Газово-пылевые комплексы межзвездной среды — колыбель звезд

Характернейшей особенностью межзвездной среды является большое разнообразие имеющихся в ней физических условий. Там имеются, во-первых, зоны Н I и зоны Н II, кинетическая температура которых различается на два порядка. Имеются сравнительно плотные облака с концентрацией частиц газа, превышающей несколько тысяч на кубический сантиметр, и весьма разреженная среда между облаками, где концентрация не превышает 0,1 частицы на 1 см³. Имеются, наконец, огромные области, где распространяются сильные ударные волны от взрывов звезд (см. § 16), нагревающие газ до температуры 10⁶ К. В этом параграфе мы сосредоточим наше внимание на сравнительно плотных, холодных газово-пылевых комплексах, физические процессы в которых отличаются большим своеобразием.

Наряду с отдельными облаками как ионизованного, так и неионизованного газа в Галактике наблюдаются, значительно большие по своим размерам, массе и плотности агрегаты холодного межзвездного вещества, получившие название «газово-пылевых комплексов» [ 11 ] . На небе астрономам уже давно известно довольно много таких комплексов. Один из ближайших к нам и, пожалуй, лучше всего исследованный комплекс находится в созвездии Ориона (см. рис. 2.3). Он включает в себя знаменитую туманность Ориона, плотные, поглощающие свет газово-пылевые облака и ряд других примечательных объектов. Для нас самым существенным является тс, что в таких газово-пылевых комплексах происходит важнейший процесс конденсации звезд из диффузной межзвездной среды. Об этом будет идти речь ниже, здесь же мы остановимся на интересном вопросе о происхождении таких комплексов. Конечно, этим вопросом можно было бы и не интересоваться, принимая газово-пылевые комплексы как реальный наблюдательный факт. Но такой чисто эмпирический путь исследования при всей его несомненной полезности не помогает глубоко понять суть явления и заложенную в самой его природе неизбежность. Во введении мы уже подчеркивали, что современная астрофизика насквозь исторична. Нельзя считать до конца понятым происхождение звезд из диффузной межзвездной среды, если неизвестно происхождение массивных, плотных газово-пылевых комплексов. Их происхождение нельзя понять как следствие тепловой неустойчивости межзвездной среды, о которой речь шла выше. Такая неустойчивость может привести лишь к образованию отдельных облаков, вкрапленных в значительно более разреженную среду. Ключом к пониманию происхождения массивных газово-пылевых комплексов являются некоторые свойства межзвездного магнитного поля.

11

В последнее время все большее распространение получают термины «темные» и «черные» облака. «Черные» облака более плотны и в них величина поглощения света A > 5 (т. е. интенсивность оптического излучения, проходящего облако, ослабевает больше чем в 100 раз).

Речь идет прежде всего об «упругости» магнитных силовых линий этого поля. Направление этих линий в основном параллельно плоскости галактического экватора. Так как облака межзвездной среды, образовавшиеся в результате ее тепловой неустойчивости, более или менее сильно ионизованы и поэтому представляют собой проводящую среду, они не могут двигаться поперек силовых линий — это сразу же искривило бы силовые линии и вызвало силу, направленную против движения. Следовательно, облака сравнительно быстро были бы остановлены. Поэтому они могут двигаться только по силовым линиям магнитного поля, как бы «скользя» вдоль них. Теперь представим себе, что по какой-то причине, может быть даже случайно, в системе (горизонтально» простирающихся силовых линий образовалась небольшая «впадина», «ложбина». Тогда под действием силы тяжести облака будут «соскальзывать» в такую ложбину. От этого масса газа во впадине увеличится и под влиянием его тяжести «ложбина» будет прогибаться еще сильнее. Ее «склоны» станут круче, и скорость втекания облаков межзвездного газа увеличится. В результате такого своеобразного характера неустойчивости межзвездной намагниченной плазмы (так называемая «неустойчивость Рэлея — Тэйлора») в системе межзвездных силовых линий образуются глубокие «ямы», наполненные довольно плотным газом (рис. 3.1). Это и есть газово-пылевой комплекс.

Рис. 3.1: Схема, поясняющая неустойчивость Рэлея — Тэйлора.

Силовые линии в «яме» вовсе не прогибаются «до дна», т. е. до самой галактической плоскости. На каком-то расстоянии от нее они уже оказываются настолько сжатыми, что их упругость уравновешивает массу межзвездного газа, находящегося в «яме». По краям последней магнитные силовые линии довольно высоко и круто поднимаются над галактической плоскостью, образуя гигантские арки.

Следует подчеркнуть, что кинетическая температура газово-пылевых комплексов значительно ниже средней для областей Н I. Это объясняется сравнительно большой плотностью газа и связанной с ним космической пыли. Плотный газ уменьшает ионизацию, так как поглощает ионизующее мягкое рентгеновское излучение. Пыль поглощает ионизующую углерод ультрафиолетовую радиацию от звезд. Это, во-первых, приводит к уменьшению ионизации, а следовательно, и нагрева газа, а во-вторых,— и это, пожалуй, самое главное,— делает углерод нейтральным, что резко меняет тепловой баланс межзвездного газа. Дело в том, что у атомов нейтрального углерода возбужденные уровни энергии расположены еще ближе к основному уровню, чем у ионизованного углерода. Поэтому равновесная температура при новом тепловом балансе, наступающем после прекращения ионизации углерода, будет значительно ниже — всего лишь 5—10 К. Недавно выполненные наблюдения полностью подтверждают этот вывод теории (см. ниже).

Значение газово-пылевых комплексов в современной астрофизике очень велико. Дело в том, что уже давно астрономы, в значительной степени интуитивно, связывали образования конденсации в межзвездной среде с важнейшим процессом образования звезд из «диффузной» сравнительно разреженной газово-пылевой среды. Какие же основания существуют для предположения о связи между газово-пылевыми комплексами и процессом звездообразования? Прежде всего следует подчеркнуть, что уже свыше четырех десятилетий астрономам ясно, что звезды в Галактике должны непрерывно (т. е. буквально «на наших глазах») образовываться из какой-то качественно другой субстанции. Дело в том, что к 1939 г. было установлено, что источником звездной энергии является происходящий в недрах звезд термоядерный синтез (подробно об этом см. § 8). Грубо говоря, подавляющее большинство звезд излучают потому, что в их недрах четыре протона соединяются через ряд промежуточных этапов в одну альфа-частицу. Так как масса одного протона (в атомных единицах) равна 1,008, а масса ядра гелия (альфа-частицы) равна 4,0039, то избыток массы, равный 0,007 атомной единицы на протон, должен выделиться как энергия. Тем самым определяется запас в звезде ядерной энергии, которая постепенно тратится на излучение. В самом благоприятном случае чисто водородной звезды этот запас первоначально был