1
Здесь, по аналогии с геологией, можно выделить две концепции: катастрофизм и актуализм. Сторонники «катастрофизма» считали, что звёзды образовались один раз, в результате какого-то события, которое более во Вселенной не повторялось. Согласно второй концепции, «актуализму», процессы, которые происходили во Вселенной раньше, должны происходить в ней и сейчас. Соответственно, если раньше во Вселенной рождались звёзды, они должны рождаться и в настоящую эпоху. Концепция актуализма победила сравнительно недавно. В 1950-е годы стало ясно, что у звёзд ограниченное время жизни, и они не могут существовать вечно. В них заканчиваются запасы термоядерного «топлива», и, соответственно, если мы сейчас наблюдаем молодые звёзды, они должны были образоваться относительно недавно (по астрономическим масштабам времени).
2
Важное открытие в этой области было сделано нашим соотечественником Виктором Амбарцумяном. Он обнаружил в Галактике распадающиеся звездные скопления, которые должны прекратить существовать через несколько миллионов лет. Соответственно, если мы их видим сейчас, значит, они тоже родились относительно недавно, опять же по астрономическим меркам. С конца 1950-х годов изучение процессов звездообразования стало одной из основных астрономических тематик. Сейчас предполагается, что звёзды образуются из вещества, которое заполняет пространство между ними. И это вполне логично — во Вселенной есть звёзды, и есть межзвёздное вещество, а больше нет ничего. Так что рождение звезды — это переход межзвездного газа в более плотное состояние.
3
Межзвёздное вещество в Галактике распределено очень неравномерно: есть места практически пустые, заполненные очень разреженным и горячим (миллионы градусов) газом, и есть так называемые межзвёздные молекулярные облака. В них плотность газа по галактическим меркам достаточно высока, и этот газ холодный, имеющий температуру, не превышающую нескольких десятков градусов Кельвина. Именно в молекулярных облаках находятся очень плотные сгустки, ядрышки, которые, как сейчас считается, являются будущими звёздами, своеобразными «звёздными эмбрионами». По каким причинам образуются эти ядра, до сих пор открытый вопрос. К этой проблеме есть два подхода.
4
Один из них более старый, уходящий корнями в 1970-е годы XX века. Тогда считалось, что молекулярные облака — объекты очень долгоживущие, поэтому и будущие звёзды, протозвёздные ядра, образуются в них в результате очень медленных процессов, управляемых магнитными полями, на протяжении десятков миллионов лет. До 1990-х годов эта модель считалась стандартной, но потом к слову «стандартная» добавились кавычки. Оказалось, что это представление противоречит целому ряду наблюдательных данных. В частности, не подтвердилось предположение о том, что молекулярные облака живут десятки миллионов лет. Были получены более точные оценки их возрастов, и оказалось, что они существуют всего несколько миллионов лет, и не более того. Сейчас более популярна гравотурбулентная модель звездообразования, согласно которой молекулярные облака образуются в результате столкновения турбулентных течений межзвёздного газа. В том месте, где это произошло, образуется уплотнение. Молекулярное облако продолжает падать внутрь самого себя и дробиться на отдельные фрагментики, которые становятся гравитационно неустойчивыми. В результате сжатие, которое начинается с целого молекулярного облака, постепенно переходит на маленькие масштабы и в отдельных ядрышках приводит к образованию звезд.
5
Поэтому, в частности, звезды не образуются поодиночке, они обязательно всегда формируются группами. Так или иначе, будь верна первая модель или вторая, начальный элемент процесса звездообразования — это так называемое дозвёздное ядро. Когда какое-то конкретное ядро называют дозвездным, то тем самым подчёркивают, что внутри этого ядра никакого звёздного объекта пока нет — мы имеем только очень холодный газовый сгусток, который сжимается под воздействием собственной тяжести. При сжатии газ разогревается, однако до определённого момента сгусток достаточно прозрачен, и избыточное тепло, которое выделяется при сжатии, уходит в окружающую среду в виде излучения. Поэтому температура сгустка не повышается. Это нехорошо для образования звезды, так как, чтобы она загорелась, вещество нужно разогреть до температуры в миллионы градусов, только при этой температуре загораются термоядерные реакции, которые делают звезду звездой. Пока сгусток прозрачен, он сжимается при очень низкой температуре, которая может не превышать 10 градусов Кельвина, однако со временем плотность в сгустке повышается, и он становится менее прозрачным. В какой-то момент излучение запирается внутри сгустка, оно уже неспособно выйти из него: сжатие продолжается, разогрев сгустка продолжается, а сбросить эту энергию, остыть он уже не может, и температура в его центральной части начинает постепенно повышаться. В тот момент, когда она достигает нескольких миллионов градусов, начинаются термоядерные реакции. Сначала горит дейтерий как более легковоспламеняемый элемент, а потом загорается водород. Именно в этот момент протозвёздный сгусток становится звездой.
6
К сожалению, ни с точки зрения наблюдений, ни с точки зрения численного моделирования этот самый важный этап рождения звезды мы как следует исследовать пока не можем. Для численных расчетов требуются огромнейшие вычислительные мощности, связанные с тем, что образование звезды начинается с масштаба примерно в 1 парсек и заканчивается размерами Солнца. То есть размер исследуемого объекта уменьшается в миллионы раз, и это нужно описать одной и той же численной моделью, что сложно. Однако общие детали этого процесса нам сейчас ясны, по крайней мере, для тех звезд, которые напоминают наше Солнце, и звёзд меньшей массы. Если же говорить о звездах, массы которых превышают солнечную в десятки раз, то там пока, к сожалению, отсутствует даже общее понимание процесса. В случае с массивными звёздами возникает дополнительная сложность, связанная с тем, что они светят гораздо ярче, чем Солнце, и мощность их излучения настолько высока, что они этим излучением расталкивают окружающее вещество. Тем самым массивная протозвезда сама ограничивает свою массу. Численные расчёты показывают, что в результате такого сжатия не может образоваться звезда с массой больше десяти-двадцати масс Солнца. Между тем в нашей Галактике и в других системах наблюдаются звёзды, массы которых превышают солнечную во многие десятки раз. Как образуются эти звёзды, мы пока не понимаем. Есть несколько механизмов, которые объясняют их происхождение, но ни для одного из этих механизмов наблюдательного подтверждения пока.
7
В настоящее время тематика образования массивных звезд очень популярна, и здесь есть определенные успехи, связанные с тем, что в космосе работают инфракрасные телескопы, которые позволили впервые взглянуть на вещество, из которого, как мы предполагаем, образуются массивные звёзды. Это так называемые инфракрасные темные облака. До запуска инфракрасных телескопов они для наблюдения были недоступны, поскольку инфракрасный диапазон с Земли наблюдается очень плохо, но космические телескопы позволили преодолеть это препятствие, и сейчас мы впервые получили возможность исследовать очень массивные протозвездные сгустки. Инфракрасные тёмные облака наблюдаются в больших количествах, их известны многие тысячи. Сейчас получены их индивидуальные и обзорные наблюдения. Постепенно накапливается большое количество информации об этих объектах, и, вероятно, недалёк тот день, когда по этим наблюдениям будет впервые найдена массивная протозвезда, массивный протозвёздный объект, изучение которого позволит понять, каким образом на свет появляются светила-"монстры».
