В нашей Вселенной процессы рождения звёзд и планетных систем являются одними из наиболее фундаментальных и ключевых явлений. Всё началось примерно 14 миллиардов лет назад с Большого взрыва, который породил два основных химических элемента: водород и гелий. Из этого первичного вещества сформировались первые поколения звёзд, которые, в свою очередь, произвели более тяжёлые элементы. Последующие поколения звёзд уже образовывались из вещества, обогащённого этими тяжёлыми элементами. Понимание того, как появились светящиеся точки на ночном небе, развивалось на протяжении тысячелетий – от древних мифов до современных научных теорий.
Исторические Воззрения на Звездообразование
Научные представления о формировании звёзд начали складываться в XVII веке благодаря работам Исаака Ньютона. Он пытался применить закон всемирного тяготения к эволюции Вселенной и рождению небесных тел. В переписке с епископом Бентли Ньютон рассуждал, что если вещество равномерно распределено во Вселенной и управляется гравитацией, оно не может быть устойчивым. Случайные уплотнения могли бы привести к тому, что гравитация разбила бы это вещество на отдельные фрагменты, из которых, предположительно, и возникли звёзды и планеты. Однако Ньютон считал, что причины различий между небесными телами и их формирование остаются за пределами человеческого понимания.
В XVIII веке астрономы, изначально занимавшиеся поиском комет, стали замечать на небе многочисленные туманные пятна. Эти пятна, названные туманностями, отличались от комет тем, что сохраняли своё положение. Долгое время их считали далёкими звёздными скоплениями, которые невозможно разрешить из-за несовершенства наблюдательной техники.
Уильям Гершель, проводивший обширные наблюдательные программы, обратил внимание на разнообразие конфигураций туманностей. Он пришёл к двум важным выводам: некоторые туманности представляют собой сгустки незвёздного светящегося вещества, а некоторые звёзды могут рождаться прямо из этого вещества. Например, он наблюдал Плеяды, окружённые веществом, которое, казалось, освещалось звёздами, и Туманность Кольцо, где яркость окружающего звезду вещества увеличивалась с удалением от неё, что указывало на самосвечение туманности. Гершель сделал предположение о рождении звёзд, хотя его идеи поначалу воспринимались как "лирика".
Серьёзные исследования звездообразования возобновились в середине XIX века после формулировки закона сохранения энергии. Стало ясно, что звёзды не могут светить вечно, так как постоянно теряют энергию. Поскольку Вселенная существует долго, а звёзды не погасли, это означало, что их запас энергии должен постоянно пополняться. Изначально предполагалось, что звёзды светятся за счёт падения на них вещества, кинетическая энергия которого преобразуется в тепловую. Однако наблюдения Солнца не подтверждали непрерывного падения достаточного количества вещества. Тогда возникла идея, что падение вещества произошло в прошлом, разогрев звезду, которая теперь постепенно отдаёт накопленную энергию.
В 1902 году Джеймс Джинс математически описал эту идею, фактически развивая концепцию Ньютона. Его модель гравитационной неустойчивости показала, что если однородное распределение вещества подвергается возмущению, и масса внутри этого возмущения становится достаточно большой, то собственное тяготение не позволит веществу разлететься обратно. Это критическое значение массы, зависящее от температуры и плотности, получило название массы Джинса. Если плотное возмущение превосходит эту массу, оно продолжает сжиматься, разогревается и превращается в звезду.
Однако эта гравитационная картина начала рушиться в начале XX века, когда её предсказания о возрасте Солнца (около 30 миллионов лет) вступили в противоречие с данными геохронологии, которые указывали на возраст земных горных пород в миллиарды лет.
Развитие Современного Понимания Звездообразования
К 1920-м годам стало ясно, что источником энергии звёзд являются термоядерные реакции, в частности превращение водорода в гелий. Артур Эддингтон указал, что энергия четырёх протонов немного больше энергии ядра гелия, и эта "прибавочка" достаточна для поддержания свечения Солнца на протяжении миллиардов лет. Это означало, что звёзды должны формироваться преимущественно из водорода.
Открытие межзвёздного вещества произошло в 1904 году, когда Йоханнес Хартман, наблюдая спектр звезды Дельта Ориона, обнаружил линии, принадлежащие не самой звезде, а межзвёздному пространству (в основном линии кальция и натрия). Однако водорода среди них не было. Это создавало проблему, пока не было осознано, что Вселенная не бесконечна во времени.
В 1930 году Роберт Трамплер случайно обнаружил, что звёзды в далёких скоплениях тусклее и краснее, чем в близких. Это объяснялось наличием пыли в межзвёздном пространстве, которая поглощает свет и вызывает покраснение.
Прорыв произошёл в 1938 году, когда американские астрономы Отто Струве и Беннетт Элви обнаружили межзвёздный водород, наблюдая его собственное свечение в линии H-альфа (розовато-красный свет). Они показали, что водород присутствует не только в туманностях, но и по всей полосе Млечного Пути, и его как минимум в 100 раз больше, чем кальция.
Настоящее исследование холодного межзвёздного водорода стало возможным с появлением радиоастрономии. Холодный водород светится в радиодиапазоне на длине волны 21 см (излучение связано с осевым вращением электрона — спином). Благодаря радиоастрономии астрономы оценили полное количество водорода в Галактике, оказалось, что его масса сопоставима с массой звёзд. Это подтвердило, что водород является обильным исходным материалом для формирования звёзд.
Однако выяснилось, что в тёмных пылевых облаках, где логично было бы ожидать много водорода, излучение на 21 см отсутствовало. В 1955 году Барт Бог с соавторами предположили существование молекулярного водорода (H₂), который практически невидим. Позже было обнаружено, что молекула оксида углерода (CO), хотя и менее распространённая, чем H₂, является прекрасным излучателем в миллиметровом диапазоне (2,6 мм и 1,3 мм). Наблюдения CO позволили картировать распределение молекулярного вещества в Галактике.
К 1971 году стало ясно, что межзвёздный водород распределён очень неоднородно, образуя гигантские структуры, названные молекулярными облаками. Эти облака могут быть как атомарными, так и преимущественно молекулярными. Современное понимание межзвёздной среды включает в себя ионизованный, атомарный или молекулярный водород, гелий (пассивный балласт), небольшое количество тяжёлых элементов (в основном в межзвёздных пылинках, составляющих около 1% массы газа), слабое магнитное поле и космические лучи.
Молекулярные облака очень плотные и холодные по межзвёздным меркам (десятки тысяч частиц в кубическом сантиметре, температура – десятки, а в самых холодных местах – единицы кельвинов). Их массы могут достигать миллионов солнечных масс, а размеры – десятки парсеков (1 парсек ≈ 3,26 световых года). Эти условия создают предпосылки для гравитационной неустойчивости.
К 1950-м годам было установлено, что звёзды существуют за счёт термоядерных реакций водорода в гелий, формируются из водородного газа и имеют очень разные массы. Распределение звёзд по массам показывает, что звёзд с массой около 0,5 солнечной массы больше всего, а массивных звёзд (десятки солнечных масс) – значительно меньше. Массивные звёзды живут гораздо быстрее Солнца (миллионы лет), что значительно меньше возраста Вселенной. Это означает, что звездообразование не могло происходить только один раз в начале Вселенной.
В конце 1940-х – начале 1950-х годов советский астрофизик Виктор Амбарцумян открыл молодые звёздные скопления, названные Т-ассоциациями, которые гравитационно не связаны и находятся в состоянии распада. Их наблюдаемое существование указывает на очень недавнее образование (несколько миллионов лет назад), подтверждая, что звездообразование происходит непрерывно.
Формирование Звёзд из Молекулярных Ядер
Современная теория гласит, что холодное, плотное межзвёздное вещество (молекулярные облака) является местом рождения звёзд. Оно сначала разогревается гравитационным коллапсом, который становится "триггером" для запуска термоядерных реакций. Молекулярные облака имеют внутреннюю иерархическую структуру: облако → сгустки → ядра. Ядра соответствуют будущим отдельным звёздам или системам, сгустки – звёздным скоплениям, а целые облака – большим областям звездообразования.
Молекулярные ядра, где формируются звёзды, можно наблюдать в тепловом излучении пыли или в излучении молекул (например, оксида углерода). Иногда ядра остаются изолированными в результате процессов, сметающих неплотный газ, и тогда они видны как тёмные глобулы (например, глобула B68).
В 1969 году Ричард Ларсон, используя программу для моделирования ядерных взрывов, впервые промоделировал образование одной звезды. Его модель показала, что молекулярное ядро, ставшее гравитационно неустойчивым, сначала сжимается без разогрева. Избыточная энергия уходит через пылинки, которые переизлучают её в инфракрасном диапазоне. Эта фаза прозрачна для инфракрасного излучения. Когда плотность в центре ядра становится очень высокой, оно перестаёт быть прозрачным даже для инфракрасного излучения, и центральная часть начинает нагреваться, формируя протозвезду, скрытую пылевым покровом.
Поиски протозвёзд в инфракрасном диапазоне стали возможны в 1983 году с запуском космического инфракрасного телескопа IRAS. Он обнаружил сотни тысяч компактных источников инфракрасного излучения, сконцентрированных в местах с большим количеством молекулярного газа, что подтвердило их природу как протозвёзд.
Проблемы и Парадигмы Звездообразования
Несмотря на успехи, возникла новая проблема: молекулярные облака имеют массы намного порядков выше массы Джинса (до сотен тысяч солнечных масс), что означает, что они должны были сколлапсировать намного быстрее, чем наблюдается. Это указывало на существование дополнительного фактора, который препятствует быстрому сжатию. Этим фактором оказалось магнитное поле Галактики, способное удерживать ионизованное вещество от коллапса.
Была предложена модель, в которой коллапс молекулярных ядер замедляется магнитным полем. Ядра медленно сжимаются, преодолевая сопротивление поля, пока плотность в их центрах не станет настолько высокой, что магнитная поддержка будет недостаточной. Этот медленный предварительный этап (примерно в 10 раз дольше заключительного) предсказывает, что большинство ядер должны находиться в "почти устойчивом" состоянии. Наблюдения глобулы B68 подтвердили это: её профиль плотности соответствовал теоретическому расчёту для стационарного сгустка.
Дополнительные доказательства магнитной модели включали богатый молекулярный состав ядер (сложным молекулам нужно много времени для образования) и очень низкие скорости коллапса (десятки метров в секунду), оценённые по эффекту Доплера.
Однако более широкие статистические исследования выявили противоречия:
- Быстрое звездообразование: Звёзды образуются слишком быстро. Обнаружено, что звездообразование начинается ещё в атомарном газе до полного формирования молекулярного облака и быстро заканчивается (за несколько миллионов лет) с низкой эффективностью (несколько процентов вещества облака переходит в звёзды).
- Статистика ядер: Соотношение дозвёздных и протозвёздных ядер примерно 1:1, что противоречит предсказанию магнитной модели о значительно большем количестве дозвёздных ядер.
Эти противоречия привели к появлению новой парадигмы – гравитационно-турбулентной модели. Согласно этой модели, молекулярные облака являются кратковременными объектами, возникающими в результате схождения турбулентных течений в межзвёздной среде. Внутри облаков собственная турбулентность создаёт молекулярные ядра, которые могут стать гравитационно неустойчивыми и сформировать звёзды. Роль магнитного поля в этой модели либо незначительна, либо вовсе пренебрежима.
Качественные наблюдения показали, что иерархия "облако-сгусток-ядро" может быть наблюдательной иллюзией, и молекулярные облака скорее похожи на фракталы, что соответствует турбулентности. Численные модели показали, что ядра в турбулентном облаке могут иметь профили плотности, неотличимые от гидростатических, при этом не находясь в равновесии.
Недостатки Парадигм и Будущие Направления
Обе парадигмы имеют свои достоинства и недостатки:
- Магнитная модель хорошо объясняет наблюдения отдельных ядер.
- Гравитационно-турбулентная модель лучше работает со статистикой.
Однако турбулентные модели предсказывают гораздо более высокую эффективность звездообразования (десятки процентов), чем наблюдаемые (несколько процентов). Кроме того, турбулентная модель не объясняет источник турбулентности, которую необходимо постоянно "подкачивать" в численные расчёты, поскольку она быстро затухает.
Для разрешения этих противоречий необходимо объединение двух парадигм, что делает расчёты чрезвычайно сложными, но неизбежными.
Волокнистая Структура и Универсальность Масс
Наблюдения космической обсерватории Гершель выявили доминирование волокнистой структуры в молекулярных облаках. Вещество не просто собирается в облака, но выстраивается вдоль длинных, иногда монструозных (десятки парсеков) волокон. Это привело к появлению новой парадигмы – звездообразования в волокнах. Численные расчёты показывают, что турбулентность естественным образом производит такие волокна, и звёзды формируются внутри них.
Интересным фактом является универсальность начальной функции масс – распределения звёзд по массам в момент их рождения. Несмотря на огромные различия в условиях (температура, плотность, химический состав) в разных областях звездообразования и галактиках, распределение масс звёзд везде примерно одинаково. Это наводит на мысль о возможном фундаментальном свойстве Вселенной.
Проблема Массивных Звёзд
Отдельная проблема – образование массивных звёзд. В отличие от маломассивных звёзд (подобных Солнцу), у массивных звёзд термоядерные реакции зажигаются до того, как они успевают собрать всю свою массу. Это должно было бы остановить их дальнейшее образование. Тот факт, что массивные звёзды всё же существуют, указывает на наличие дополнительных факторов окружения, позволяющих им формироваться. Мы видим, что области образования массивных звёзд (например, в Орионе) сильно отличаются от областей образования маломассивных звёзд (например, в Тельце) по плотности и количеству молодых звёзд. Возможно, это связано с балансом между турбулентностью и магнитным полем.
Ещё одна загадка заключается в отсутствии наблюдаемых массивных дозвёздных ядер. Как только обнаруживается плотное ядро, из которого должна сформироваться массивная звезда, внутри него уже обязательно что-то находится. Так называемые "инфракрасные тёмные облака" (аналоги тёмных глобул, но видимые в инфракрасном диапазоне) также не содержат массивных дозвёздных ядер, указывая, что звезда уже сформировалась.
Стимулированное Звездообразование и Саморегуляция
Часть звездообразования в Галактике является стимулированной. Звёзды одного поколения (особенно массивные) взрываются как сверхновые, и их ударные волны сжимают окружающее молекулярное облако. Это инициирует следующий этап звездообразования в плотной оболочке вокруг взорвавшейся звезды. Такие процессы, как в объекте RCW79, наглядно показывают взаимосвязь поколений звёзд. Эти взаимодействия приводят к тому, что звездообразование в галактиках на больших масштабах является саморегулирующимся процессом.
В 1959 году Мартон Шмидт предложил, что скорость звездообразования должна зависеть от степени плотности газа. Исследования Роберта Кеникатта в 1998 году показали, что зависимость действительно существует, но степень не первая, а около 1,4. Эта корреляция очень хорошая. Дальнейшее разделение показало, что скорость звездообразования прямо пропорциональна количеству молекулярного газа, но при его низких значениях она также может быть прямо пропорциональна плотности атомарного газа, хоть и с меньшей эффективностью. Это означает, что молекулярные облака не являются единственным местом для поиска молодых звёзд.
Образование Планетных Систем
Когда молекулярное ядро сжимается, оно превращается в плоскую конфигурацию – диск. Это происходит из-за изначального вращения ядра (наблюдательный факт) и сохранения момента импульса: по мере сжатия ядро раскручивается, и центробежная сила препятствует сжатию в плоскости вращения. Вдоль осей вращения из этого диска возникают биполярные истечения вещества, которые наблюдаются на больших расстояниях.
Внутри этого плоского диска формируется планетная система. До середины 1990-х годов, когда была известна только Солнечная система, существовали две основные гипотезы:
- Небулярная гипотеза: Солнце и планеты образовались из одного и того же вещества одновременно в результате единого процесса. Основная проблема этой гипотезы – проблема углового момента: Солнце вращается гораздо медленнее планет, что трудно объяснить, если они образовались из одного источника.
- Катастрофическая гипотеза: Планеты образовались из вещества, вырванного из Солнца пролетающей мимо звездой (Джеймс Джинс, 1917 год). Эта гипотеза решала проблему углового момента, но оказалась несостоятельной, так как вырванное горячее вещество должно было бы разлететься, а не сжаться в планеты.
Начиная с 1960-х годов, доминирует небулярная теория образования Солнечной системы. Согласно ей, молекулярное ядро коллапсирует, превращается в диск, в центре которого образуется протозвезда (Солнце). Во внутренней области диска (ближе к Солнцу, где слишком тепло для льдов) формируются каменные планеты земной группы. За пределами так называемой "снеговой линии" (где температура достаточно низка) конденсируются льды, и планеты становятся массивнее, притягивая водород и гелий из окружающего диска, превращаясь в планеты-гиганты. Этот процесс называется аккрецией на ядро.
Наблюдения Протопланетных Дисков и Внесолнечных Планет
Открытие протопланетных дисков у других звёзд началось в 1945 году с выделения звёзд типа T Тельца, характеризующихся неправильной переменностью и связью с туманностями. В 1960-х годах стало ясно, что это признаки их крайней молодости. Эти звёзды обладают избыточным излучением в ультрафиолетовом и инфракрасном диапазонах, что объясняется нагревом диска излучением звезды (инфракрасный избыток) и продолжающимся падением вещества на звезду (ультрафиолетовый избыток).
Современные телескопы позволяют непосредственно наблюдать холодное вещество протопланетных дисков в инфракрасном и субмиллиметровом диапазонах. Эти диски оказались чрезвычайно разнообразными по структуре, содержащими кольца, спиральные ветви, а также асимметричные формы.
Сравнение Солнечной системы с другими протопланетными дисками и внесолнечными планетами выявило новые проблемы:
- Масса дисков: Солнечная туманность минимальной массы (около 10 масс Юпитера) оказалась значительно массивнее подавляющего большинства наблюдаемых протопланетных дисков (на порядок и более). Это означает, что протосолнечная туманность не была типичной по массе.
- Время жизни дисков: Протопланетные диски живут всего около 5 миллионов лет. Первая небулярная гипотеза требовала десятков миллионов лет для формирования планет, что создаёт временную проблему. Это указывает на возможность существования других механизмов формирования планет, например, гравитационная неустойчивость диска, при которой планета формируется сразу, без предварительного образования твёрдого ядра, но для этого диск должен быть очень массивным.
- Внесолнечные планеты: Среди экзопланет обнаружено множество "горячих юпитеров" – массивных планет (массой больше Юпитера), вращающихся очень близко к своим звёздам (ближе Меркурия к Солнцу). Это противоречит небулярной гипотезе, которая предсказывает формирование каменистых планет близко к звезде, а газовых гигантов – далеко. Это привело к включению в теорию планетообразования концепции миграции планет, которая предполагает, что планеты могут формироваться в одном месте, а затем перемещаться на другие орбиты.
Исследование молекулярного состава протопланетных дисков – это бурно развивающаяся область, которая обещает новые данные для понимания их эволюции.
Первые Звёзды во Вселенной
Остаётся открытым вопрос о формировании самых первых звёзд, иногда называемых звёздами третьего поколения. Поскольку тогда во Вселенной почти отсутствовали тяжёлые элементы, не было пыли, которая могла бы эффективно отводить тепло в процессе сжатия. Чтобы коллапс произошёл в таких условиях, первые звёзды должны были быть сверхмассивными. Они жили очень коротко, быстро эволюционировали, взрывались как сверхновые и загрязняли окружающее пространство тяжёлыми элементами. Как только тяжёлые элементы появлялись, звездообразование переходило в режим, более близкий к тому, что наблюдается сейчас.
Одной из задач космического телескопа Джеймса Уэбба был поиск этих первых звёзд. Хотя сами первые звёзды пока не были обнаружены, телескоп выявил неожиданно быстрое появление галактик в ранней Вселенной, что ставит под вопрос текущие космологические модели. Возможно, это объясняется существенно более высокой эффективностью звездообразования в ту эпоху (десятки процентов вместо нескольких процентов). Это активно исследуемая область.
Заключение
Таким образом, понимание звездообразования и формирования планетных систем – это динамично развивающаяся область астрофизики. От ранних гипотез Ньютона и Гершеля до современных сложных гравитационно-турбулентных моделей и наблюдений экзопланет, мы постоянно уточняем наши представления. Множество проблем, таких как точная роль магнитного поля, источник турбулентности, механизмы образования массивных звёзд и планетарная миграция, остаются предметом активных исследований. Объединение различных подходов и постоянное развитие наблюдательных технологий приближают нас к полному пониманию этих фундаментальных процессов, формирующих нашу Вселенную.