Помоги проекту - поделись книгой:
Прежде всего, сильно нагретые облака ионизованного газа сжиматься не будут. Бешеное излучение горячих ОВ-звезд, находящихся в этих облаках или вблизи них, нагревает облака настолько, что сила собственной гравитации облака полностью уравновешивается кинетической энергией атомов. Газ в таких облаках, известных как эмиссионные туманности, полностью ионизован и имеет температуру порядка нескольких тысяч кельвинов. Пылинки – и те разрушаются под действием мощного ультрафиолетового излучения горячих звезд. Хороший пример такой туманности – Большая туманность Ориона (рис. и на цветной вклейке).
Не будут сжиматься и неионизованные атомарные облака с температурой в несколько сотен кельвинов. Конденсация под действием собственной гравитации возможна лишь для холодных молекулярных облаков (они потому и молекулярные, что холодные) с температурой в несколько десятков кельвинов.
Но станет ли сжиматься, например, облако с массой газа, равной массе Солнца, температурой 20 К и поперечником в 1 парсек[10]? Нет, не будет по причинам, которые установил замечательный английский физик Джеймс Джинс еще в 1902 году. При определенной температуре и определенной плотности сферического (для простоты) облака существует критическое (джинсовское) значение его радиуса, при превышении которого облако начнет сжиматься. Из полученных Джинсом формул следует, что взятое мною для примера маломассивное облако сжиматься не будет, а вот облако той же плотности и температуры, но с поперечником в десятки парсеков – будет.
Дело в том, что тепловая энергия облака зависит от его радиуса в кубе, тогда как гравитационная энергия – от радиуса в пятой степени. Следовательно, при определенной плотности облака и определенной его температуре существует такой радиус облака, при превышении которого облако обязательно начнет сжиматься, и тем «охотнее», чем больше его размеры (при заданных значениях температуры и плотности).
Отсюда ясно, что прежде всего начнут конденсироваться громадные холодные облака молекулярного водорода, известные как газово-пылевые комплексы. Каждый такой комплекс может породить тысячи звезд.
Почему тысячи, а не одну суперсверхгигантскую – достаточно понятно. Во-первых, внутри газово-пылевого комплекса поперечником в десятки парсеков неизбежно содержится несколько тысяч звезд, разогревающих среду вокруг себя, несмотря ни на какие «старания» межзвездного углерода. Таким образом, газово-пылевая среда комплекса неоднородна изначально. Во-вторых, формы газово-пылевых комплексов далеки от сферических, и разные их части имеют свои хаотические скорости. При сжатии комплекс неизбежно будет фрагментирован на отдельные, уже более плотные, облака со скоростями относительно друг друга порядка десятков км/с. В свою очередь, эти облака, сжимаясь, разделятся на более мелкие облака. Из каждого такого облака в дальнейшем сформируется рассеянное звездное скопление. Наконец, достаточно маленькое и плотное облако, имеющее, однако, заметный момент вращения, также разделится надвое, а затем, глядишь, и начетверо. Получится четверная звездная система.
Если посмотреть в бинокль на звезду Эпсилон Лиры, то отчетливо видно, что эта звезда, кажущаяся одиночной невооруженному глазу, распадается на две звезды примерно равной яркости. Однако взгляд в телескоп с диаметром объектива от 100 мм при увеличении не менее 100–150 крат при ясном небе и отсутствии значительной турбуленции в атмосфере раскрывает истинную картину: каждая из двух звездочек также является двойной! То есть звезда Эпсилон Лиры – четверная, состоящая из двух пар, причем все четыре звезды имеют примерно одинаковый блеск. Расстояние между парами – значительное (почти 3,5 угловой минуты), тогда как расстояние между компонентами в парах значительно меньше – около 2 секунд дуги. Это означает, что сжимающееся облако, породившее четверную систему, имея некоторый начальный момент вращения, вращалось все быстрее (по закону сохранения момента количества движения), пока не разделилось на два почти равных по массе облака. Впоследствии каждое из этих облаков после еще более сильного сжатия, сопровождавшегося ускорением вращения, также разделилось примерно пополам.
Другой вариант – тройная система Альфа Центавра. Компонент А этой системы весьма похож на Солнце и принадлежит к тому же спектральному классу, компонент В – оранжевая звездочка класса Ki, а слабый компонент С – знаменитая Проксима Центавра – красный карлик 11-й звездной величины класса М5. Из-за близости к нам Проксима Центавра заметно удалена на звездном небе от компонент А и В, которые, «как порядочные», обращаются вокруг общего центра масс сравнительно недалеко друг от друга. У астрономов возникал даже вопрос: а принадлежит ли вообще Проксима Центавра системе Альфа Центавра? Ответ: скорее да, чем нет. Ведь в пространстве все три звезды движутся в одном направлении с примерно равными скоростями. По всей видимости, период обращения Проксимы Центавра вокруг общего центра масс тройной системы превышает миллион лет.
Как можно интерпретировать рождение подобной системы? Вероятно, на периферии протозвездного облака с самого начала существовало локальное уплотнение, которое в конце концов обособилось и породило компоненту С, чье расстояние от А и В составляет примерно 0,2 светового года. Основное же прото-звездное облако (точнее, его плотная центральная часть) разделилось уже гораздо позднее.
Еще более удивительная система – Кастор (Альфа Близнецов). В телескоп она разрешается на две компоненты с небольшой разницей в блеске. Вокруг этих двух звезд, обращающихся вокруг общего центра тяжести, движется по удаленной орбите спутник – слабая красная звездочка. И каждая из этих трех звезд является спектрально-двойной, то есть настолько тесной звездной парой, что ее двойственность выявляется лишь спектроскопическими методами. Здесь примерно та же ситуация, что и с системой Альфа Центавра, только каждое из трех протозвездных облаков успело до рождения звезды разделиться надвое, чему, несомненно, «помог» избыток момента вращения.
У любознательного читателя может возникнуть вопрос: а что будет, если сжимающееся протозвездное облако, имеющее массу, скажем, 10 тыс. масс Солнца, окажется сферическим и практически не вращающимся? «Этого не может быть», – ответит астроном. «Ну а все-таки если?..»
Неужели родится звезда чудовищной массы и совершенно невообразимой светимости?
Нет, не родится. Теоретические расчеты показывают, что предел массы для звезды – около 100 солнечных масс. Светимость ее при этом составит порядка миллиона солнечных. Характерный пример: переменная-сверхгигант Р Лебедя. Звезда большей массы и, естественно, еще большей светимости будет просто-напросто разрушена собственным излучением. Теоретические выкладки подтверждаются наблюдениями: звезды с массами более 100 солнечных во Вселенной не обнаружены. Астрономов долго интриговал объект R136a в Большом Магеллановом Облаке. Выглядя звездой, он имеет массу порядка 2000 солнечных, что резко противоречит теории. Так что же, теория неверна? Отнюдь. Просто данный объект оказался не звездой, а тесным скоплением из минимум 70 молодых горячих звезд. Выяснилось это лишь с помощью космического телескопа им. Хаббла…
«Большие неприятности» гарантированы звезде и в том случае, если ее масса превышает 70 солнечных масс. К примеру, звезда Эта Киля находится на грани устойчивости и погружена в туманность, состоящую из вещества, выброшенного звездой при вспышке. Как видим, чрезмерно массивная звезда пытается как-то подстроить свою структуру под «общий стандарт», избавляясь от излишков вещества. Кстати, Эта Киля – вероятный кандидат в сверхновые. Не исключено, что она взорвется в течение ближайших одной-двух тысяч лет.
Стоит подчеркнуть, что нарисованная выше картина рождения кратных звезд является предельно упрощенной, не учитывающей ни влияния магнитных полей, ни вихревых движений в сжимающемся облаке. Впрочем, главное для нашей задачи – понять в общих чертах, как возникла Солнечная система, поэтому такое упрощение, пожалуй, не является чрезмерным.
Важно следующее: звезды, как правило, рождаются не поодиночке, а кратными системами, чаще всего в составе молодого рассеянного скопления, которое, в свою очередь, входит в состав звездной ассоциации, содержащей сотни тысяч, если не миллионы звезд, а та, в свою очередь, нередко является частью звездного комплекса с характерным поперечником 600 пк. Почему мы говорим о рассеянных скоплениях вроде показанного на рис. 12 (см. цветную вклейку)? Потому что в наше время в Галактике уже давно не образуются шаровые скопления, содержащие сотни тысяч звезд. Все шаровые скопления Галактики (рис. 13), а их известно более 130, – старые объекты, содержащие старые звезды. Шаровые скопления рождались на самых ранних этапах жизни Галактики, когда диффузная материя для их создания имелась в избытке. Теперь же в Галактике содержится слишком мало газа (не более 10 % от массы Галактики[11]). Сравнительно молодые шаровые скопления попадаются лишь в небольших неправильных галактиках, где скорость звездообразования вообще замедлена, но не у нас. В нашей Галактике в современную эпоху рождаются лишь рассеянные скопления, содержащие обычно несколько десятков или сотен звезд.
Сказанное не означает, что в Галактике невозможно рождение одиночных звезд. Астрономам давно известны
1. Втекание газово-пылевой материи в спиральный рукав. При этом втекающие облака газа сталкиваются с «застрявшим» в рукаве газом, благодаря чему происходит уплотнение среды.
2. Взрыв сверхновой звезды. Выброшенная взрывом газовая оболочка сверхновой расширяется в пространстве со скоростью от 1000 до 10 000 км/с (в зависимости от типа сверхновой). Ударная волна стимулирует звездообразование.
3. Излучение молодых, очень горячих О-звезд высокой светимости. Давление света «обжимает» уже имеющиеся конденсации газа в окрестностях звезды, повышая их плотность и запуская процесс звездообразования. Если учесть огромную светимость 0-звезд, то понятие «окрестности» надо распространить на целые парсеки.
Эти факторы универсальны – они действуют не только на глобулы, но и на огромные молекулярные облака. В таких облаках часто наблюдается волна звездообразования, а нередко и несколько волн, инспирированных, например, несколькими вспыхнувшими сверхновыми. За прошедшей волной наблюдается градиент возрастов молодых звезд.
Подавляющее большинство звезд рождается группами, а не порознь. Не менее 50 % звезд нашей Галактики входит в состав кратных систем; если же взять только горячие звезды, то этот процент доходит до 70. Кроме того, обычно рождается целое рассеянное скопление, а не одиночная звезда.
Таким образом, наше Солнце хоть в чем-то звезда не совсем типичная, поскольку одиночная и не входящая в скопление. Хотя и таких звезд в Галактике хватает. Впрочем, рассеянные скопления – образования относительно (по космологическим меркам) недолговечные. Слабость взаимного притяжения звезд в рассеянном скоплении мало-помалу приводит к разрушению скопления за счет гравитационного влияния окружающих звезд. Является ли рассеянное скопление богатым, содержащим более тысячи звезд, или представляет собой убогую систему всего-навсего из полудюжины звезд, финал один – разрушение. Просто-напросто на гравитационное «растаскивание» богатого и компактного рассеянного скопления уйдет больше времени.
Хорошие примеры для сравнения – всем известные Плеяды (рис. 14 на цветной вклейке) и несколько менее известные Гиады. Семь звезд Плеяд хорошо видны невооруженным глазом, образуя фигуру в виде маленького ковшика. На самом деле там не менее 300 звезд, погруженных в отражательную туманность, не имеющую генетической связи со скоплением. Плеяды, имея возраст около 100 млн. лет, еще остаются довольно компактными. Иное дело – Гиады, окружающие красный Альдебаран в созвездии Тельца (Альдебаран не входит в Гиады, он расположен вдвое ближе к нам и просто случайно проецируется на скопление). Возраст Гиад – 1 млрд лет, и они широко разбросаны по небу. По сути это уже не рассеянное скопление, а просто группа звезд, движущихся по Галактике более-менее в одном направлении. Еще более разительный пример старого скопления – звезды созвездия Волосы Вероники, когда-то располагавшиеся гораздо теснее друг к другу. Их уже никто не называет скоплением, слишком уж далеко они разошлись в пространстве.
Вряд ли можно сейчас установить, родилось ли Солнце в составе рассеянного скопления или возникло в результате сжатия одиночной глобулы, – слишком уж много прошло времени. Без малого 5 млрд лет – срок совершенно запредельный для рассеянного скопления, столько времени они не живут. Зато одиночность Солнца оказалась благоприятным фактором для возникновения и развития жизни на Земле. В двойных звездных системах устойчивые планетные орбиты возможны либо вокруг одной из звезд (если пара широкая), либо (при тесной паре) вокруг центра масс всей системы. При этом вероятность попадания землеподобной планеты в область температур, благоприятных для развития жизни, гораздо ниже, чем в случае одиночной звезды. В нашей же системе орбиты планет оставались стабильными на протяжении миллиардов лет. Одной из планет повезло оказаться как раз на нужном удалении от Солнца, чтобы на ее поверхности развилась жизнь…
Как же из сжимающегося газово-пылевого облака рождаются звезды? К настоящему времени астрофизиками разработано довольно много моделей конденсации газово-пылевой туманности в звезду. Старая джинсовская модель, не учитывавшая ни движения межзвездной среды, ни магнитных полей, ни ударных волн, ни многого другого, подверглась многочисленным модификациям, но в целом устояла. Однако эта модель, доказывающая неизбежность сжатия некоторых облаков межзвездной среды, ничего не говорит о конкретных процессах, сопровождающих сжатие.
Динамику сжатия протозвезды с массой, равной массе Солнца, впервые исследовали Ч. Хаяши и Т. Накано в 1965 году. Эта модель, ставшая классической, предполагает важные упрощения: предполагается, что протозвездное облако сферично и однородно по плотности и температуре. Таких чудес в природе не бывает, однако модель Хаяши – Накано вполне пригодна для описания общих закономерностей сжатия облака.
Этап первый: подготовительный процесс. Протозвездное облако с параметрами, допускающими сжатие, долго «раздумывает», сжиматься ему или нет. В ряде наблюдаемых объектов сжатие, возможно, уже идет, но настолько вяло, что обнаружить его не удается. И если не последует «толчка» со стороны вроде ударной волны, процесс «раздумья» может затянуться на многие миллионы лет.
Этап второй, напротив, скоротечен: быстрое (за время порядка 10 лет) сжатие облака. Причем чем дальше, тем выше скорость сжатия. Вопрос для школьников: что происходит при сжатии газа? Ответ: газ нагревается. Так вот: на данном этапе никакого нагрева облака не происходит. Выходит, школьные учебники врут? Нисколько: классические газовые законы имеют дело с идеальным газом, в котором происходят абсолютно упругие столкновения молекул без каких-либо иных взаимодействий между ними. В протозвездном облаке это не так. Вспомним о роли углерода. Поглощая высокоэнергичные фотоны, он затем испускает кванты излучения с энергиями, соответствующими инфракрасному диапазону, для которого облако пока еще прозрачно. Так что избыток энергии благополучно канализируется в окружающее пространство. Сжатие облака на данном этапе является изотермическим. Этот этап также называют этапом свободного падения.
Этап третий. Он наступает, когда вещество протозвездного облака, норовящее упасть на центр его массы и «схлопнуться» в точку, достигает такой плотности, что становится непрозрачным к собственному инфракрасному излучению. Для этого оно должно сжаться раз в сто по сравнению с первоначальным состоянием. С этого момента времени процесс сжатия облака хоть и продолжится, но будет сопровождаться нагревом. При этом недра облака станут горячее его поверхности, и разовьется конвекция. Горячие «пузыри» газа будут всплывать из глубин к поверхности, отдавать избыток тепла межзвездной среде и снова «нырять» обратно. Всплывая и попадая в область пониженного давления, газ расширяется адиабатически. Адиабатическим же становится распределение температуры, плотности и давления в облаке. Облако теряет однородность, его центральные области становятся плотнее и горячее периферии.
По так называемой теореме о вириале половина тепловой энергии облака уйдет в пространство, а вторая половина пойдет на нагрев газа, прежде всего в центральных областях. Нагреваясь, облако все-таки будет продолжать сжиматься, но уже гораздо медленнее, чем на этапе свободного падения. Надо заметить, что вещество периферии будет продолжать свободно падать на формирующееся ядро. Последнее будет иметь массу порядка 0,01 солнечной, радиус 6000 солнечных и температуру около 2100 К. Падая на ядро со скоростью около 1 км/с, газ резко тормозится, его кинетическая энергия переходит в тепло и разогревает ядро еще и снаружи. Масса ядра растет, что приводит к его сжатию и выделению тепла по всему объему. После достижения температуры 10 ООО К вещество начинает ионизовываться (диссоциация молекул и разрушение пылинок происходят гораздо раньше), и центральная часть ядра вновь резко сжимается. Образуется более плотное и горячее внутреннее ядро. После полной ионизации температура и давление во внутреннем ядре стабилизируются. Сжатие внутреннего ядра на время останавливается при массе опять-таки около 0,01 солнечной и радиусе порядка 1000 солнечных.
Как будет выглядеть такая звезда со стороны? Если в ядре пылинки давно разрушены, то на периферии – нет. Температура ядра протозвезды (теперь ее уже можно так назвать) превысит температуру фотосферы звезды спектрального класса А, однако никакого оптического источника мы не увидим – помешает пыль окружающего протозвезду газово-пылевого «кокона». Но мы увидим инфракрасный источник излучения и – возможно – космический мазер.
Что такое лазер, знают все; мазеры несколько менее известны. Мазер – это источник когерентного излучения с длиной волны, определяемой разницей соответствующих энергетических уровней молекул рабочего вещества. Поглощая жесткие кванты «накачки», рабочее вещество затем спонтанно излучает кванты совершенно определенной длины волны. В Галактике известно немало «точечных» мазерных источников излучения. «Рабочим веществом» некоторых из них является молекулярный водород Н2, других – гидроксил ОН (в условиях межзвездной газово-пылевой среды могут подолгу существовать молекулы, нестабильные на Земле, и не только гидроксил), а «накачку» осуществляет излучение ядра протозвезды.
Может случиться так (особенно с маломассивными протозвездами), что окружающий протозвезду «кокон» довольно быстро станет прозрачным. В модели Хаяши-Накано газ, падающий на внутреннее ядро протозвезды, порождает ударную волну, распространяющуюся из глубины к периферии. Ударная волна разогревает наружные слои протозвезды, разрушая пылинки, и инфракрасный источник превращается в оптический. Таких волн может быть довольно много. Наблюдатель увидит периодические яркие вспышки молодой звезды.
И действительно, подобные объекты наблюдаются. Они известны как фуоры, получившие название от их характерного представителя в созвездии Ориона: FU Ori. В 1936–1937 годах эта звезда за 120 суток увеличила свой блеск на 6 звездных величин (в 250 раз!) и до сих пор не вернулась в исходное состояние, потускнев лишь на 4 звездные величины. Для возврата к первоначальной, «естественной» светимости должно пройти не менее 100 лет от времени вспышки. Время между вспышками неизвестно, но уж точно более 100 лет. Вообще внезапное увеличение блеска на 3–6 звездных величин и удержание нового значения блеска в течение длительного времени – характернейшая черта фуоров. Не менее характерно и то, что фуоры часто погружены в плотные пылевые облака, где как раз есть все основания подозревать процесс рождения звезд. Фуоры имеют спектр F и G сверхгигантов с признаками быстрого вращения и теряют вещество в виде звездного ветра, а некоторые выбрасывают тонкие длинные джеты (струи вещества) или объекты Хербига – Аро (небольшие эмиссионные туманности неправильной формы).
Астрономам известны также звезды типа Т Тельца, почти всегда встречающиеся группами и обычно погруженные в туманности. Эти звезды похожи на красные и оранжевые гиганты, то есть звезды на заключительной стадии эволюции, когда водород в их центральных областях уже выгорел. Но почему в таком случае они образуют группы? Ведь срок водородных реакций в звезде резко различен у звезд разной массы. Это что же, в каком-то рассеянном скоплении имелись лишь звезды одинаковой массы, эволюционировавшие синхронно, причем успевшие проэволюционировать за время существования рассеянного скопления?
Если бы на небе существовала лишь одна Т-ассоциация, еще ладно – каких только «уродцев» не бывает! В каждом «порядочном» правиле есть исключения. Но как быть, если Т-ассоциаций известно множество?
Вывод был однозначен: звезды типа Т Тельца – очень молодые объекты. Об этом помимо прочего свидетельствуют их переменность и погруженность в газово-пылевые облака. Теоретические модели говорят о том же самом. По сути звезды типа Т Тельца – еще не звезды, а протозвезды, светящие за счет чего угодно, но только не ядерных реакций на водороде. Для этого их недра еще недостаточно разогреты. Существует хорошо обоснованное предположение, что фуоры – это те же звезды типа Т Тельца, только находящиеся в активной фазе.
Итак, наступает момент, когда протозвезда превращается сначала в инфракрасный, а затем и в оптический источник. Правда, по какой-то причине протозвезды сильно напоминают красные гиганты – или даже желтые сверхгиганты, каковы фуоры. А почему, собственно, если светимость звезды и ее спектральный класс вроде бы однозначно определяются ее массой?
Так-то оно так, но лишь для тех звезд, в недрах которых идут ядерные реакции на водороде. И здесь придется сделать отступление.
С давних времен астрономами предпринималось попытки не только классифицировать звезды (скажем, по спектральному классу), но и выявить какие-либо связи между параметрами звезд. Например, зависимость «масса – светимость» оказалась практически линейной (в логарифмическом масштабе) – разумеется, с разбросом, вызванным отчасти «странностями» некоторых звезд, которые ведь не сходят с одного конвейера, а отчасти и неуверенным определением абсолютной звездной величины звезды[12], так как расстояние до звезд определяется, понятное дело, с некоторой погрешностью. В 1911–1914 годах датский астроном Э. Герцшпрунг составил диаграмму «цвет – звездная величина» для скоплений Плеяды и Гиады. Примерно тем же независимо занимался американский астроном Г. Рессел. В дальнейшем после кропотливейшей работы была составлена знаменитая диаграмма «спектр-светимость» (называемая также диаграммой Герцшпрунга – Рессела), без которой теперь обходится редкая книга по астрономии (рис. 15). Каждая точка на диаграмме – звезда.
Пусть читателя не вводит в заблуждение разница между понятиями «цвет» и «спектр». Никакой принципиальной разницы нет. И цвет, и спектр звезды определяется температурой ее излучающей поверхности, а указанная температура – прежде всего массой звезды. Кстати, показатель цвета звезды – вполне законная и легко измеряемая физическая величина. Так что если вам встретится диаграмма «цвет – светимость» или, что то же самое, «цвет – звездная величина», не смущайтесь – речь идет о той же самой диаграмме Герцшпрунга – Рессела, просто ось абсцисс проградуирована иначе.
При беглом взгляде на диаграмму бросается в глаза
За счет чего светят протозвезды? Ведь их светимость порой в сотни раз выше, чем полагается при их массах?
Главным образом, за счет продолжающегося медленного сжатия. Потенциальная энергия слоев, лежащих выше, при их опускании просто-напросто переходит в тепловую энергию частиц. Но температура в ядре звезды типа Т Тельца еще недостаточна для «возгорания» водорода. Для протон-протонной реакции требуется температура хотя бы 4–5 млн К, а такой температуры в ядре еще нет. Правда, при меньших (порядка 1 млн К) температурах идут реакции на дейтерии и литии, но они не способны остановить сжатие. Дейтерия и лития просто мало. Типичный состав межзвездной среды, идущей на образование звезд, в нашу эпоху примерно таков: на 1000 атомов приходятся 900 атомов водорода, 90 атомов гелия и лишь 10 атомов других элементов. Где уж малочисленным атомам дейтерия и лития обеспечить энерговыделение, способное остановить сжатие протозвезды! Заметим в скобках, что лития в межзвездной среде в нашу эпоху гораздо меньше, чем было в догалактическую (но уже «вещественную») эру существования Вселенной. Мы помним, что вещество, из которого возникло Солнце (и, конечно, все звезды, формирующееся в наше время), имеет «вторичное происхождение», то есть в прошлом побывало (и не раз) в недрах звезд более ранних поколений. По этой причине лития в межзвездной среде в нашу эпоху очень мало. Дейтерия несколько больше, и именно он горит в ядре протозвезды, все равно, впрочем, не конкурируя по энерговыделению с процессом сжатия!
Между прочим, в середине XIX века великий Гельмгольц, не имевший, понятное дело, никакого представления о ядерных реакциях, предложил медленное сжатие как причину светимости Солнца. Гипотеза не прошла, так как предполагала чрезмерно большой (просто-напросто превышающий радиус орбиты Земли) радиус Солнца во вполне уже исследованные геологами эпохи, конкретно – в миоцене 18 млн лет назад. Понятно, что это не лезло ни в какие ворота. Однако для протозвезд теория Гельмгольца оказалась верной.
На рис. 16 показаны теоретические эволюционные треки для протозвезд разной массы. Звезды солнечной массы дрейфуют влево-вниз, пока не «наткнутся» на главную последовательность; массивные протозвезды дрейфуют влево, практически не меняя своей высокой светимости, а маломассивные протозвезды резко «ныряют» вниз, пока опять-таки не упрутся в главную последовательность и не займут на ней свое, определяемое прежде всего массой место.
Слово «резко» в отношении маломассивных протозвезд употреблено в том смысле, что их трек крутой, а не в том, что процесс превращения маломассивной протозвезды в красный карлик главной последовательности проходит быстро. Как раз наоборот: чем массивнее протозвезда, тем скорее она «садится» на главную последовательность, причем зависимость здесь резко нелинейная. Например, для протозвезды солнечной массы это время составляет около 50 млн лет, для протозвезды вдвое меньшей массы – уже 155 млн лет, а протозвезда с массой в 15 солнечных масс станет нормальной звездой всего-навсего за 60 тысяч лет.
Маломассивные протозвезды остаются полностью конвективными вплоть до главной последовательности; у звезд солнечной массы еще до достижения главной последовательности развивается лучистое ядро, причем это происходит тем раньше, чем протозвезда массивнее. Газ в лучистом ядре очень горяч, полностью ионизован и практически беспрепятственно пропускает излучение. Ядро Солнца остается лучистым и поныне.
Расчеты показывают, что протозвезда солнечной массы, недавно «севшая» на главную последовательность, будет несколько отличаться от привычного нам Солнца. Ее эффективная температура составит 5800 К (что близко к современному значению эффективной температуры Солнца), но светимость очень молодой звезды будет ниже: около 0,7 нынешней светимости Солнца. В дальнейшем по мере «выгорания» водорода звезда эволюционирует
3. Рождение планет. Немного о Земле
Звезда без «свиты» – просто звезда, и о какой бы то ни было системе здесь говорить не приходится. Систему для одиночной звезды образуют она сама и обращающиеся вокруг нее тела. Естественно, людей издревле интересовала прежде всего Земля: как и почему она появилась, как устроена и чего от нее ждать в будущем. В высшей степени примечательно то, что в большинстве религий Земля не существовала вечно (на худой конец, была «пуста и безвидна»), – вечным был лишь Хаос (по мнению древних греков – не беспорядочная путаница, а безграничная унылая пустота), из которого сознательным усилием того или иного бога и было построено все мироздание. Как ни хочется обрисовать здесь верования древних, вышутив их и проиллюстрировав, например, рисунками Жана Эффеля, я этого делать не стану, и вовсе не из какого-то повышенного уважения к адептам той или иной религии. Наоборот, уважения прежде всего достойна работа человеческой мысли, направленная на объекты, лежащие вне сферы материального благополучия, и создавшая первые, пусть наивные картины мира.
Никакая научно-популярная книга о космогонии (рождении Солнечной системы) не обходится без упоминания о космогонической гипотезе Канта – Лапласа. Строго говоря, немецкий философ Кант и французский астроном Лаплас независимо друг от друга выдвинули гипотезу о конденсации Солнца из межзвездной среды. Правда, предположения Канта и Лапласа расходились в некоторых «мелочах»: Кант считал исходную туманность пылевой и холодной, тогда как Лаплас – газовой и горячей, притом быстро вращающейся. (Как мы теперь знаем, неправы были оба.) По Лапласу, туманность, сжимаясь под действием собственной гравитации, вращалась все быстрее и быстрее, и в конце концов под действием центробежной силы от ее экватора начали отделяться кольца, каковые в конце концов сконденсировались в планеты. Таким образом, планеты образовались раньше Солнца (в гипотезе Канта – наоборот).
Несмотря на все различия, в обеих гипотезах есть фундаментальное сходство: Солнечная система возникла в результате закономерного развития туманности – потому эта концепция и называется гипотезой Канта – Лапласа.
Шаг вперед по сравнению с наивными представлениями древности? Конечно. Громадный шаг. Но уже через несколько десятилетий стало ясно, что эта гипотеза скорее всего «не проходит» и если верна, то лишь в самой основе. Дело в том, что основной момент количества движения в Солнечной системе сосредоточен в движении планет, чего никак не может быть при отделении колец от вращающегося облака. Солнце, надо сказать, вращается довольно медленно (особенно по сравнению с горячими звездами главной последовательности), имея экваториальную скорость вращения около 2 км/с, и его момент количества движения невелик. Если взять суммарный момент количества движения планет (включая Плутон, который уже не считается планетой, но об этом ниже), то выйдет, что 98 % момента количества движения сосредоточено в орбитальном движении планет, в первую очередь Юпитера и Сатурна, и лишь жалкие
Разумеется, астрономами и физиками предпринимались всевозможные ухищрения, чтобы спасти гипотезу Канта – Лапласа, прежде всего – измышлялись новые сценарии рождения Солнечной системы и новые начальные условия. Так, например, космогоническая гипотеза О.Ю. Шмидта, предложенная им в 1944 году, постулировала следующее: уже сформировавшееся (может быть, давно) Солнце, проходя в своем движении по Галактике сквозь плотное газово-пылевое облако, захватило в «гравитационный плен» часть его материи, из которой впоследствии образовались планеты. Трудностей с моментом количества движения здесь не возникает, ведь первоначальный момент облака мог быть сколь угодно большим. Эта гипотеза продержалась свыше 20 лет и была доработана и улучшена английским космогонистом Литтлтоном.
Но есть в гипотезе Шмидта одно нехорошее качество: предполагается, что планетная система у звезды – скорее исключение, чем правило. Не каждой ведь звезде «повезло» в течение своей жизни пролететь сквозь подходящее облако. В этом смысле гипотеза Шмидта не так уж привлекательнее космогонической гипотезы Джинса.
Джеймс Джинс, замечательный английский физик, создавший, например, теорию газовых конденсаций (см. выше), предложил свою знаменитую космогоническую гипотезу, сильно будоражившую астрономов и физиков в первой трети XX века. В том, что само Солнце образовалось путем конденсации межзвездной материи, Джинс не сомневался, но планеты, согласно его гипотезе, образовались иначе – в результате тесного сближения (почти столкновения) Солнца с другой звездой. При этом на поверхности Солнца образовалась громадная приливная волна, которая под действием притяжения другой звезды превратилась в струю вещества, оторвавшуюся от Солнца, но не последовавшую за «чужой» звездой, а сконденсировавшуюся в планеты Солнечной системы. Гипотеза Джинса была «экзотической» с самого начала: ведь получалось, что планетные системы в Галактике можно буквально пересчитать по пальцам одной руки, так как случайные тесные сближения звезд вне галактического ядра – явление исключительно редкое. С другой стороны, гипотеза Джинса довольно непринужденно объясняла, почему наиболее массивные планеты – Юпитер и Сатурн – находятся не близко к Солнцу и не далеко, а где-то посередине. Струя вырванного из Солнца вещества, по мысли Джинса, имела веретенообразную форму, то есть была наиболее толстой посередине, утончаясь к краям. Следовательно, если где-то и могли возникнуть планеты-гиганты, то прежде всего посередине струи на средних расстояниях от Солнца. Просто и элегантно!
Увы. Сначала расчеты показали, что планеты, образовавшиеся таким образом, будут иметь очень эксцентричные (резко эллиптические) и притом близкие к Солнцу орбиты, чего не наблюдается. В дальнейшем было вычислено, что никаких планет из вырванной струи вообще не получится – они просто не смогут сконденсироваться. Кстати, гипотеза Джинса также оказалась не в состоянии объяснить, почему основная часть момента количества движения в Солнечной системе сосредоточена в планетах, а не в центральном светиле.
Предпринимались попытки модифицировать гипотезу Джинса, избавив ее от присущих ей недостатков. Например, предлагался сценарий тесного сближения Солнца не со звездой, а с протозвездой – рыхлым объектом небольшой (но звездной) массы. В этом случае струя вещества отрывалась уже от протозвезды и могла иметь весьма большой момент количества движения. По сути эта модификация – «мостик» между гипотезами Джинса и Шмидта.
Все равно, однако, оставалась одна, но существенная «неприятность»: выходило, что планетных систем в Галактике очень мало (одна на 100 тыс. звезд), в то время как данные наблюдений говорили скорее об обратном. Еще полвека назад американские астрономы Абт и Леви выполнили тщательное исследование 123 ближайших к нам звезд солнечного типа. Обнаружилось следующее: из 123 звезд 57 оказались двойными, и – тройными и 3 – четверными. С имеющейся на тот момент аппаратурой Абт и Леви не смогли выявить маломассивные компоненты кратных систем, каковыми компонентами могут быть тусклые красные карлики, коричневые карлики и… планеты. Кривые экстраполяции построенных графиков не говорили прямо, но намекали: практически все звезды солнечного типа должны либо входить в состав кратных систем, либо иметь планеты, либо и то и другое.
Уже эти – по сути чисто предварительные – исследования заколотили очередной гвоздь в крышку гроба гипотезы Джинса.
А как вообще можно установить наличие невидимого спутника у какой-либо звезды?
Тремя методами. Первый, блистательно сработавший, например, при открытии спутника Сириуса, основан на точных измерениях движения звезды. Если окажется, что траектория звезды хотя бы слегка волнообразна, это означает, что вокруг звезды обращается спутник (или спутники). И хотя траектория движения Сириуса очень заметно волнообразна, поскольку его спутник – белый карлик нормальной звездной массы, а от притяжения планет следует ждать в сотни раз меньшего возмущения, метод остается актуальным и поныне.
Второй метод основан на периодическом доплеровском смещении спектральных линий звезды, возникающих из-за движения звезды вокруг общего с невидимым спутником центра масс. Радиальная составляющая скорости звезды при этом периодически меняется на весьма незначительную величину, которую в ряде случаев все-таки можно измерить. Именно так было открыто некоторое количество
Суть третьего метода – наблюдать периодические, крайне незначительные уменьшения блеска звезды при прохождении планеты на его фоне. К сожалению, этот метод работает лишь в том случае, если плоскость орбиты планеты ориентирована так, мы можем наблюдать периодические «затмения» части звездного диска планетой. Однако и этот метод подходит для открытия экзопланет, что и подтверждает практика.
К настоящему времени открыты уже многие сотни экзопланет. Их открытие превратилось в своего рода спорт – кто больше? Как бы ни были интересны результаты «спортивных состязаний», оставим их в покое и вообще отложим пока разговор об экзопланетах. Сейчас для нас важно лишь одно: Солнечная система далеко (и очень далеко) не уникальна, планетные системы у звезд широко распространены, если не повсеместны.
В последнее время теоретиками разработано немало моделей формирования звезд с планетными системами; нет смысла подробно освещать их. Ясно лишь, что классическая модель Хаяши – Накано при всех ее достоинствах все же очень приблизительна: в ней не учитываются вращение звезды, вихревые движения, магнитные поля, изначальная неоднородность вещества протозвездного облака по плотности и температуре и т. д. Этого недостатка лишены более поздние теоретические конструкции. Например, в модели Ларсона (1969 год), построенной для изначально неоднородного протозвездного облака солнечной массы, очень быстро образуется непрозрачное для инфракрасного излучения ядро, а скорость падения на него вещества получается порядка 15 км/с, что гораздо выше, чем в модели Хаяши – Накано. Созданы модели гравитационного сжатия несферического облака (например, цилиндрического), в некоторых моделях учтено влияние магнитного поля и т. п.
Любопытно, что результат моделирования оказался сильно зависящим от принятого численного метода расчетов, так что теоретикам пришлось потратить немало времени на их сверку. Менее удивительно то, что результат оказался весьма сильно зависящим от принятых начальных условий. Скажем, при одних начальных условиях вокруг протозвезды образовывался газовопылевой диск, а при других – тор («бублик»). Это говорит о том, что и в реальности скорее всего реализуются самые разные сценарии.
Протопланетные диски (или нечто трактуемое как диски) действительно обнаружены у ряда молодых звезд. (Первый диск был обнаружен методами инфракрасной астрономии около Веги. В дальнейшем пылевой диск радиусом около 200 а.е. был обнаружен у Фомальгаута; нечто похожее также найдено у других звезд.) Вращающееся вокруг протозвезды вещество приобретает сплюснутую форму под действием тех же неупругих столкновений между частицами, о которых (столкновениях) говорилось в первой главе. Разница между сплющиванием вращающейся «заготовки» галактики и вращающегося протопланетного облака заключена лишь в масштабах. Первые же попытки трехмерного моделирования показали, что протопланетный диск (или тор, все равно) неизбежно будет фрагментировать. Между прочим, в пылевом диске Веги найден сгусток – возможно, формирующаяся планета-гигант.
Совсем не исключено и даже вероятно, что во вращающемся и постепенно сплющивающемся диске (ладно, пусть будет диск) возникнет нечто напоминающее спиральные рукава. Вряд ли их возникновению может помешать мощное излучение центрального светила – протозвезды. Скорее это излучение будет «обжимать» имеющиеся в диске неоднородности и ускорит фрагментирование. (В очень молодых галактиках по сути та же картина: мощнейшее излучение «центрального монстра», куда падает имеющееся в избытке диффузное вещество, подпитывая источник излучения, несомненно, вмешивается в процесс образования спиральных рукавов и их фрагментации.) И пусть нам пока не известны многие детали процессов, приводящих к образованию планет, зато понятно главное: процесс распада протопланетного диска на фрагменты есть процесс естественный и закономерный. Главное, чтобы протопланетный диск вообще имелся в наличии.
Похоже, что он есть в наличии всегда, несмотря на мощное излучение протозвезды и «звездный ветер», состоящий преимущественно из электронов и протонов. Какая-то часть около-звездного вещества непременно будет рассеяна действием этих факторов – но не вся. Но может ли случиться так, что все вещество протозвездной туманности сконцентрируется в протозвезде и на протопланетный диск просто не останется газа и пыли?
Теоретические модели, особенно учитывающие первичную неоднородность облака, однозначно говорят: не может. Протозвезда
Но не весь! Возле протозвезды, массивная она или нет, останется протопланетный диск, и в нем одновременно с образованием «зародышей» планет (планетезималей) пойдут процессы дифференциации вещества. Легкие элементы будут вытолкнуты подальше от протозвезды, тяжелые останутся. Во всяком случае, необычно большая средняя плотность Меркурия и отсутствие на Венере воды могут быть объяснены именно действием излучения Протосолнца, минимум в сто раз более мощным, чем современное. Так же непринужденно объясняется тот факт, что тела дальней периферии Солнечной системы состоят преимущественно из льдов (вымороженных газов).
Так или иначе, еще до момента «посадки» Солнца на главную последовательность диаграммы Герцшпрунга – Рессела вокруг него уже обращалось некоторое (причем, по-видимому, довольно значительное) количество планетезималей. Их орбиты были расположены хаотично, что, естественно, приводило к столкновениям. При этом планетезимали росли по массе, уменьшаясь в числе. Материал, выброшенный при столкновениях, впоследствии захватывался той же или иной планетезималью. Прошло относительно немного (естественно, по космогоническим меркам) времени – и «остались сильнейшие»: образовалась семья планет с орбитами, исключающими возможность их столкновения друг с другом. (Кроме пояса астероидов, о нем речь пойдет ниже.)
Что такое «солнечный ветер», знают более или менее все. Полезно сказать еще раз: под его действием (совместно с давлением света) еще на допланетной стадии происходила дифференциация вещества в протопланетном диске. Надо учесть, что «протосолнечный ветер», а также излучение Протосолнца были гораздо сильнее, чем в наше время. Не следует удивляться тому, что средняя плотность планет в целом падает по мере удаления от Солнца. Наибольшая она у Меркурия: 5,43 г/см3; наименьшая – у Сатурна: 0,70 г/см3. Впрочем, газовые планеты – это отдельная песня. Лучше сравнивать твердые тела с твердыми телами. Так вот, средняя плотность Плутона составляет 1,1 г/см3. Примерно такова же плотность трансплутоновых тел. Это означает, что они состоят из смеси каменных пород и льдов с преобладанием последних. Заметную долю составляет наш обычный водяной лед.
На Меркурии и Венере практически нет воды. На Земле ее много, на Марсе – заметно меньше, зато три из четырех галилеевых спутников Юпитера покрыты толстой ледяной корой, состоящей преимущественно из водяного льда; то же можно сказать и о спутниках Сатурна, Урана, Нептуна. Вообще чем дальше от Солнца, тем больше водяного льда. Может быть, в протосолнечную эпоху граница удержания воды проходила где-то между орбитами Земли и Венеры?
Так или иначе, начальное распределение плотности вещества в протопланетном диске и излучение (волновое и корпускулярное) Протосолнца привели к образованию двух классов планет: внутренних и внешних. Первые – твердые тела, окруженные сравнительно тонкими атмосферами. Вторые – пухлые газовые гиганты, имеющие, согласно расчетам, твердые ядра, но состоящие преимущественно из газа практически первичного состава. Орбиты планетезималей, по-видимому, с самого начала не были очень уж эксцентрическими – за исключением тех «невезучих» тел, чье существование давно оборвалось при столкновениях. В этой связи интересно поговорить о происхождении Луны.
Считается, что Луна младше Земли. Разница в их возрасте оценивается (довольно неуверенно) в 60 тысяч лет. Строго говоря, Протолуна, имея массу в десятки раз меньше массы Протоземли, а значит, будучи значительно менее глубокой гравитационной «ямой», и должна была эволюционировать медленнее, а потому гипотеза о раздельном возникновении Земли и ее естественного спутника не опровергнута. Однако в последнее время в научно-популярных книгах и фильмах пропагандируется другая гипотеза: Луна есть не что иное, как тело, сконденсировавшееся из вещества, выбитого из Земли ударом. В рамках этой гипотезы предполагается, что очень молодая Земля испытала столкновение с космическим телом размером примерно с Марс.
Строго говоря, ничего удивительного в таком столкновении быть не может. Скорее всего где-то около современной орбиты Земли первоначально возникло несколько планетезималей. Эти тела, состоящие из пыли, «сползшей» в гравитационные «ямы» первичных неоднородностей в протопланетном диске, должны были сталкиваться. При этом скорость соударения вряд ли была очень высокой, поскольку планетезимали двигались по близким орбитам. Во всяком случае, значительная часть вещества после соударения не выбрасывалась в пространство, а шла на наращивание массы протопланеты. Иное дело, когда вместо соударения тел с характерным поперечником 1000 км в молодую Землю, уже имевшую почти современную массу, врезается тело размером с Марс! При этом должно выброситься довольно много вещества, которое, однако, не приобретет параболической («второй космической») скорости и не покинет Землю навсегда. Расплавленное при ударе вещество останется на околоземной орбите и со временем соберется в единое тело – молодую Луну.
Первоначально ее орбита будет сравнительно низкой – что-нибудь около 20–30 тыс. км от Земли. Однако со временем под действием приливных сил Луна будет мало-помалу выходить на все более высокую орбиту (при этом вращение Земли будет замедляться), пока наконец не отдалится аж на современные 384 тыс. км.
Реалистичен ли такой сценарий? Вполне. Однако надо подчеркнуть: речь идет о
Читатель хочет
Приходится признать, что многого мы еще не знаем и, возможно, узнаем не скоро. Кому невтерпеж, тот может самостоятельно измыслить те или иные теоретические концепции (несть числа самодеятельным космогонистам и опровергателям теории относительности) или, допустим, поискать рациональное зерно в астрологии – пожалуйста! Но эта книга о другом.
Вернемся, однако, к Земле. Мы знаем ее достаточно хорошо, чтобы на ее основе понять закономерности процесса формирования и эволюции планет земной группы, – отличия же других планет от Земли будут носить характер поправок. Прежде всего: была ли Земля изначально холодной – или расплавленной?
Эта дилемма волновала ученых долгое время. Согласно теории Лапласа планеты формировались из холодного пылевого облака и были изначально холодными, согласно теории Джинса – наоборот. Температура земных недр составляет в настоящее время примерно 1200 °C; вулканическая лава и газы фумарол практически никогда не нагреты свыше 1100 °C. Из этого следует, что недра Земли находятся преимущественно в твердом состоянии. Но было ли так всегда?
Расчеты показывают: да, было. Разумеется, конденсация пыли в планетезималь неизбежно сопровождалась нагревом, да и столкновения между планетезималями неминуемо высвобождали массу тепловой энергии, однако в настоящее время считается, что Земля никогда не была полностью расплавленной. Не была она, впрочем, и «космически холодной» – просто по закону сохранения энергии. Земля никак не могла излучить в пространство всю тепловую энергию, выделявшуюся сначала при осаждении на нее космической пыли, а затем при начавшемся процессе гравитационной дифференциации вещества.
Гравитационная дифференциация – что это за зверь? По сути это вульгарное «тяжелое – тонет, легкое – всплывает», известное каждому на примере хотя бы воды и льда. Средняя плотность Земли составляет 5,515 г/см3, тогда как средняя плотность земной коры – всего лишь около 2,5 г/см3. Плотность вещества мантии несколько выше, порядка 3,5 г/см3, но все равно далеко не достигает средней плотности Земли. Отсюда сразу следует высокая плотность земного ядра – не менее 8 г/см3. Невозможно предположить, чтобы такая разница в плотностях внутренних и наружных слоев планеты существовала изначально. Следовательно, тяжелые породы опускались на глубину, а легкие – всплывали. Процесс этот продолжается и поныне.
Поделиться книгой: