Rating@Mail.ru

Рождение звезд: от водорода до звездных ассоциаций

Рождение звезд: от водорода до звездных ассоциаций
астрономия
Астрономия
350 публикаций
10 Сентября 2018
Как появляются звезды, почему трудно найти первую звезду и как исследуют молекулярные облака

Меняется ли звездное небо? Сегодня мы привыкли к мысли, что звезды могут рождаться и умирать: взрываться сверхновыми, превращаться в черные дыры, нейтронные звезды и белые карлики. Но представление о том, что звезды на небе могут появляться и исчезать, далеко не всегда было очевидным и общеизвестным. Долгие столетия считалось, что их количество не меняется, и сама мысль, что звезды могут вдруг возникать, оказалась довольно нетривиальной, так как не было возможности пронаблюдать рождение звезды.

Уильям Томсон, лорд Кельвин (1824–1907) — британский физик и механик, известен своими работами в области термодинамики, механики, электродинамики

В середине XIX века был сформулирован закон сохранения энергии: стало понятно, что звезды не могут светить вечно. Вселенная тогда считалась бесконечной во времени, и получалось, что те звезды, которые мы видим на небе, должны были каким-то образом родиться, потому что те, что появились бесконечное время назад, должны были неизбежно потухнуть, потеряв свою энергию, которая не может быть неисчерпаемой. Получалось, что у каждой звезды есть отведенное ей время жизни. Исследования этих вопросов оказались очень долгими и включали в себя несколько этапов.

Загадка происхождения звезд

В середине XIX века теории о появлении звезд высказывали многие люди, но самую серьезную гипотезу того времени традиционно связывают с именами Кельвина и Гельмгольца. Изначально предполагалось, что причина свечения Солнца и других звезд очень проста: на них падает какое-то вещество, при ударе оно нагревается и начинает светиться. Более научными словами, кинетическая энергия превращается в тепловую, а та — в энергию излучения. Дальше эта мысль развивалась: чтобы обеспечить наблюдаемую светимость Солнца, на него должно падать много вещества, и нам должно быть видно, как оно пролетает мимо Земли, но его не обнаружили. Тогда исследователи предположили, что этап падения вещества на Солнце был в прошлом, но в процессе падения накопилась энергия и благодаря ей Солнце до сих пор светится.

image
//

В рамках физики того времени это было очень удачное предположение: оно было довольно простым и логичным (упало — ударилось — разогрелось — засветилось) и хорошо согласовывалось с данными о светимостях и температурах звезд, которые в то время впервые стали доступными для измерений. Оказалось, что температура и светимость не произвольные величины, а зависят друг от друга. Для большинства звезд большая яркость означает высокую температуру, и, наоборот, чем холоднее звезда, тем она тусклее. В рамках сценария с падением это тоже казалось очень ясным и логичным: яркие и горячие звезды — это те, на которые вещество только-только перестало падать, и они переживают максимум своей светимости, а затем потихоньку станут гаснуть и остывать, превращаясь в тусклые холодные светила.

На рубеже XIX и XX веков астрофизик Джеймс Джинс обосновал эту картину математически, показав, что процесс сжатия действительно может инициироваться гравитацией. Привлекательной особенностью этой модели было то, что в ней не играло роли, что за вещество падает на звезду — камни, газ, все что угодно. Просто выделяется кинетическая энергия, из-за того что нечто летит с очень большой скоростью.

Такой подход позволял легко вычислить возраст Солнца: запасенная гравитационная энергия известна благодаря формулам из ньютоновской теории, светимость (то есть скорость потери энергии) измерена, можно разделить энергию на скорость ее высвечивания и узнать, сколько времени Солнце могло существовать таким образом. По расчетам вышло, что ему отведено 30 миллионов лет. На рубеже веков этот возраст показался вполне правдоподобным.

Джеймс Джинс (1877–1946) — британский физик-теоретик, астроном, математик. Считается одним из основателей космологии в Великобритании наряду с Артуром Эддингтоном

Но прошло время, и в начале XX века геологи заговорили о том, что возраст земных горных пород, а значит, и возраст Земли составляет сотни миллионов, если не миллиардов лет. Альфред Вегенер как раз начал высказывать свои идеи о движении материков, которое происходило как минимум 200–300 миллионов лет назад. Значит, возраст Земли никак не меньше этого срока, и получалось, что она старше Солнца. В то время было много предположений о том, как сформировалась Солнечная система, но все они исходили из того, что-либо планеты и Солнце появились одновременно, либо Солнце появилось несколько раньше. Идея, что Солнце могло появиться после Земли, казалась совершенно искусственной. Поэтому стало понятно, что механизм гравитационного сжатия не подходит и в реальности в солнечных и звездных недрах действует какой-то другой источник энергии.

Артур Эддингтон (1882–1944) — английский астрофизик. Создал теорию белых карликов, работал над «фундаментальной теорией», объединяющей квантовую теорию, теорию относительности, космологию и гравитацию. Был посвящен в рыцари за научные заслуги

В то же время, в первые десятилетия XX века, начала развиваться ядерная физика. Стало понятно, что химические процессы и разогрев газа при сжатии — это не единственный источник повышения температуры, а существуют некоторые внутриатомные, внутриядерные процессы, которые могут питать Солнце и звезды энергией. Ядерные реакции деления действительно способны обеспечивать светимость Солнца на протяжении многих миллиардов лет. Но для этого надо предположить, что Солнце практически полностью состоит, например, из урана. Эта идея казалась маловероятной, потому что на Земле урана очень мало, в горных породах он встречается только как очень незначительная примесь.

image
//

Артур Эддингтон предположил, что в основе горения звезд лежит термоядерная реакция превращения водорода в гелий, которая требует очень высокой температуры и потому называется термоядерной. Она протекает в несколько этапов, потому что из четырех протонов ядро гелия мгновенно не получается. И самый первый шаг, объединение двух протонов в одно ядро дейтерия, возможен только при очень большой температуре потому, что они оба несут положительные заряды. Чтобы они образовали единое ядро, их нужно сблизить на большое расстояние, а из-за закона Кулона они отталкиваются. Преодолеть кулоновское отталкивание можно только при столкновении на больших скоростях, чтобы протоны смогли перейти в область сильного взаимодействия. Следующие этапы менее проблематичны, но именно этот самый первый этап реакции довольно непростая вещь.

Часть протон-протонного цикла — совокупности термоядерных реакций, в ходе которых водород превращается в гелий

Изначально Эддингтон, оценив различные параметры Солнца, подсчитал, что температура внутри него должна составлять около 20 миллионов градусов Кельвина (К), тогда как расчеты термоядерных реакций показывали, что для «запуска» необходима температура порядка 100 миллионов кельвинов. Но эту проблему удалось решить благодаря туннельному эффекту. Оказалось, что преодолеть кулоновский барьер можно, и реакция может запуститься при температуре в несколько миллионов кельвинов. Таким образом, источник энергии был найден.

Поиски водорода

Итак, стало понятно, что звезды состоят прежде всего из водорода. Но в конце 1920-х — начале 1930-х годов не было никаких данных о присутствии водорода в межзвездной среде. Отсюда возникала проблема: сейчас звезды есть, но из чего будут появляться новые, раз водород кончился? В модели гравитационного сжатия звезды могли образовываться из чего угодно, но для термоядерной реакции нужен именно водород. С другой стороны, в это же время выяснилось, что Вселенная не бесконечна во времени: когда-то появилась она, а вместе с ней и звезды. Пусть теперь водорода нигде, кроме как в звездах, нет, а новые звезды не появляются, но закон сохранения энергии не нарушается: Вселенная конечна во времени, и звезды еще не успели погаснуть. Вклад в развитие этих идей внесли А. А. Фридман со своими работами о нестационарной Вселенной (1922 год) и Э. Хаббл (1929 год). Таким образом, к концу 1930-х годов доминирующим было представление о том, что звезды сейчас уже не рождаются. Процесс конденсации водорода произошел однажды на заре существования Вселенной, повторяться более не будет, и однажды все звезды догорят и погаснут.

На несколько лет в исследованиях звезд и Вселенной возникла пауза, связанная со Второй мировой войной: многие ученые были отвлечены на различные военные проекты. Тем не менее в 1938 году О. Струве, потомку основателя Пулковской обсерватории, и К. Элви удалось пронаблюдать межзвездный водород и тем самым доказать, что он имеется и в современной Вселенной, — надо просто знать, как его увидеть, и для этого требовалось определенное усердие и специальное оборудование. Оказалось, что водород в межзвездной среде не просто присутствует, а его довольно много. Но стимула придумывать теорию о постоянном звездообразовании на тот момент все равно не было.

Война кончилась, прошло еще какое-то время, и к началу 1950-х годов было сделано несколько принципиально важных открытий. Автором одного из них стал советский ученый Виктор Амазаспович Амбарцумян. Он сформулировал понятие звездных ассоциаций. Раньше были известны только звездные скопления — звездные группировки, устойчивость которых обеспечивает суммарная гравитация членов скопления. В рамках скопления они движутся, обладают какими-то скоростями, но эти скорости слишком малы, чтобы звезды могли вылететь из скопления и начать самостоятельное существование.

Виктор Амазаспович Амбарцумян (1908–1996) — советский астрофизик, основатель школы теоретической астрофизики в СССР. Исследовал происхождение и эволюцию звезд и звездных систем.

Ассоциации, открытые Амбарцумяном, также представляют собой звездные группировки, но они не являются гравитационно связанными, так как звезды в них движутся быстрее, чем это необходимо, чтобы удержаться в их суммарном гравитационном потенциале. Иначе говоря, ассоциации находятся в состоянии распада: звезды из них просто разлетаются.

О чем говорило это открытие? Оно означало, что звезды ассоциаций возникли совсем недавно, всего несколько миллионов лет назад, то есть много позже Большого взрыва и появления Вселенной.

image
//

Второе открытие состояло в том, что многие звезды довольно сильно отличаются от Солнца: есть большой разброс светимостей, температур, размеров и, главное, масс. В то же время стали появляться численные расчеты звездной эволюции, и оказалось, что массивные звезды живут всего несколько миллионов лет. Солнцу отведено примерно 10 миллиардов лет, что больше возраста Вселенной. Но на небе также видны и массивные звезды, возраст которых, согласно расчетам, невелик и не вписывается в парадигму одноразового звездообразования.

Эту парадигму пытались спасти. Например, выдвигалась гипотеза о реювенализации — омоложении звезд, — согласно которой малый возраст звезд является иллюзией, а на самом деле их омолодило выпавшее на них межзвездное вещество, но весь комплекс наблюдательных данных эта гипотеза объяснить не могла. Так что факт оставался фактом: массивные звезды не могут жить долго, они достаточно быстро по сравнению, например, с Солнцем схлопываются, израсходовав все свои запасы термоядерного топлива.

Почему звезды вообще гаснут? Пока звезда живет, в ней постоянно борются гравитация и тепловое давление: гравитация стремится сжать звезду, а давление — расширить. Пока баланс между ними сохраняется, звезда живет. Но когда у звезды заканчивается топливо, она теряет энергию и остывает. Чем массивнее звезда, тем более высокое давление и высокая температура нужны для противодействия ее гравитации. А чем выше температура, тем интенсивнее горит топливо. Так и получается, что в массивных звездах водорода, казалось бы, больше, но сгорает он быстрее, чем в небольших звездах. И поэтому, если мы видим большую и яркую звезду, это автоматически означает, что она появилась недавно. Это стало понятно на рубеже 1940–1950-х годов.

В 1951 году было совершено третье эпохальное открытие: сразу три исследовательских группы зафиксировали радиоизлучение межзвездного водорода. Как уже говорилось, водород сложно найти в оптическом диапазоне: в большей части межзвездного пространства он светится плохо, хотя есть исключения вроде зоны ионизированного водорода в туманности Ориона, которая видна невооруженным глазом — настолько она ярка. А вот в 1940-х годах начался бум радиоастрономии, и благодаря этому оказалось, что водород можно обнаружить в радиодиапазоне, на длине волны 21 сантиметр. Так наконец появилась возможность оценить, сколько на самом деле водорода в межзвездной среде. Оказалось, что его очень много — настолько, что звезды могут регулярно появляться.

Звездная пыль

В радиодиапазоне на длине волны 21 сантиметр наблюдать водород просто и удобно — настолько, что по излучению в этом диапазоне можно строить карты распределения водорода по галактическому диску: где линия ярче, там водорода больше, а где слабее — его мало.

Но есть еще один способ изучать распределение межзвездного вещества по диску: наблюдая межзвездную пыль. На хорошем небе признаки ее существования видны невооруженным глазом даже без телескопов. Черные кляксы на фоне Млечного Пути и есть пылевые облака. Наличие пылевых облаков и сгустков доказывает, что пыль распределена в межзвездном пространстве неравномерно. И когда люди составляли карту излучения водорода, они ожидали, что пыль и газ окажутся перемешаны, так как не может быть отдельно облаков газа и отдельно облаков пыли. Соответственно, предполагалось, что там, где мы видим много пыли (где ее облака особенно темны), будет и много водорода. Но все оказалось наоборот: в тех местах, где наблюдаются самые плотные пылевые облака, излучение водорода оказалось наиболее слабым. Это означает, что водород там находится в другой форме — в виде молекулы H2, которую нельзя пронаблюдать практически ни в одном диапазоне. Такова своеобразная ирония природы: самая распространенная молекула во Вселенной не светится. Такие у нее квантово-механические свойства. Поэтому можно смело говорить, что значительную часть межзвездного вещества не видно в принципе. Но, к счастью, есть способы косвенно наблюдать молекулярный водород.

Теория гравитационного сжатия не в состоянии объяснить свечение звезд на протяжении долгого периода времени, но она хорошо подходит для объяснения механизма загорания звезды. Межзвездный газ довольно холоден: в наиболее плотных областях его температура не превышает десятка кельвинов. Как же разогреть его до температуры в 20 миллионов кельвинов, необходимой для ядра звезды? Именно гравитация способна обеспечить первоначальный разогрев вещества. Когда Джеймс Джинс разрабатывал свою теорию, он не просто сформулировал ее, но облек в математическую форму, в которой вывел простой критерий того, что нужно сделать с газом, чтобы он начал безудержно коллапсировать и превратился в звезду. Оказалось, что существует некая предельная масса — масса Джинса, которую необходимо превзойти, чтобы гравитационное сжатие не прекратилось и привело к формированию звезды.

Что предложил Джинс? Допустим, у нас есть помещение, заполненное воздухом. Мы можем создавать в нем какие-то звуки, говорить, хлопать, тем самым запускать звуковую волну. Воздух сжимается-расширяется — это и есть волна. Если добавить в эту картину гравитацию, выяснится, что она способствует процессу сжатия, а расширению, наоборот, препятствует. Если на гребне волны вещества окажется больше массы Джинса, то этот гребень не расширится обратно и начнется сжиматься — из него потом появится звезда.

Когда начались исследования молекулярных облаков, оказалось, что их массы на порядки превосходят массу Джинса, то есть они должны были давно схлопнуться в звезды. Но в таком случае весь водород уже давно бы кончился, а он есть до сих пор, хоть его и немного. Моделирование истории звездообразования показывает, что раньше в нашей Галактике действительно ежегодно образовывались многие тысячи звезд, и всего их сейчас несколько сотен миллиардов, но при этом запасы водорода не истощились, и его по-прежнему хватает на появление нескольких звезд в год.

Получается, и в эти расчеты вкралась ошибка? Если бы масса молекулярных облаков отличалась от массы Джинса в два-три раза, это было бы нестрашно: такое отличие всегда можно списать на какие-то теоретические тонкости, но отличие на порядки так не объяснить. Не забыли ли мы о чем-то?

Было высказано предположение, что существует еще один фактор, помимо теплового давления, противодействующий коллапсу вещества, — магнитное поле. Протозвездные облака немного ионизированы, но этого достаточно, чтобы магнитное поле было вморожено в вещество и стало дополнительным фактором сдерживания. Но как же тогда образуются звезды, что не дает до конца остановиться процессу звездообразования? Было высказано предположение, что важную роль тут играет процесс амбиполярной диффузии. Суть его в том, что присутствие магнитного поля ощущают только заряженные частицы, которых в молекулярных облаках довольно мало — в десятки тысяч раз меньше, чем нейтральных молекул водорода. Но даже небольшого количества ионов и электронов достаточно, чтобы они, сталкиваясь с нейтральными частицами, передавали им свое чувство магнитного поля. Точнее, магнитное поле не дает заряженным частицам двигаться поперек силовых линий, а они через столкновения не дают двигаться и нейтральным частицам. Это состояние и называется вмороженностью магнитного поля.

Но в мире нет ничего идеального. Допустим, в сгустке межзвездного газа по каким-то причинам немного выросла плотность вещества, и из-за этого частицы, в том числе ионы и электроны, стали чаще сталкиваться друг с другом. В результате столкновения иона и электрона может произойти рекомбинация: ион присоединяет к себе электрон, и образуется нейтральная частица. И вот если в облаке с вмороженным магнитным полем по каким-то причинам повышается плотность вещества и увеличивается скорость рекомбинации, то заряженных частиц становится меньше, так как они нейтрализуют друг друга. Взаимодействие между веществом и магнитным полем чуть-чуть ослабевает, и этого оказывается достаточно, чтобы гравитация продолжила стягивать вещество на первичное уплотнение. От этого плотность возрастает еще сильнее, темп рекомбинации ускоряется, заряженных частиц становится еще меньше, взаимодействие с магнитным полем слабеет. Этот процесс усиливается, и в какой-то момент степень ионизации вещества оказывается настолько низкой, что магнитное поле практически не ощущается, и вещество наконец начинает коллапсировать, как если бы магнитного поля не было.

Получается, что процесс звездообразования включает очень длинный подготовительный этап, а потом внезапно происходит бум! — и звезда рождается. Эта модель называлась стандартной моделью звездообразования и была принята за основную до середины 1990-х годов, пока не произошел очередной качественный скачок.

Новая модель звездообразования

Детальные астрономические наблюдения ориентированы на конкретные объекты, и среди исследователей есть даже такая привычка — брать какой-то один объект и его исследовать, например, потому, что он удачно расположен на небе и хорошо виден. Однако удобство наблюдения вовсе не означает, что объект типичен, и выводы, которые были сделаны на основе его изучения, могут рассыпаться, как только мы начнем наблюдать какие-то другие объекты из того же класса.

К 1990-м годам все большее распространение стали получать обзорные работы, посвященные не одному объекту, а большому количеству однотипных объектов. Это дало возможность проводить статистические исследования.

В описанной выше картине с амбиполярной диффузией образование звезд происходит медленно. И поэтому можно предположить, что мы должны видеть много молекулярных облаков, в которых звезды еще не рождаются, а само облако проживает тот самый подготовительный этап борьбы с магнитным полем. Но обзорные наблюдения показали, что вокруг нас практически нет молекулярных облаков, в которых не шел бы процесс формирования звезд, а шел только подготовительный этап. Более того, есть облака, которые даже еще не стали молекулярными, доля молекулярного водорода в них — 10–15%, а там все равно уже идет звездообразование. Иными словами, если сначала было проблемой объяснить, почему звезды образуются так медленно, то потом пришлось объяснять, почему они рождаются так быстро: облако вроде бы только формируется, а звезды в нем уже рождаются.

image
//

Тогда появилась еще одна модель звездообразования — гравотурбулентная. Ее создатели предположили, что молекулярных облаков, может быть, вообще нет, а есть только хаотическое движение вещества, в результате которого некоторые фрагменты вещества иногда сталкиваются друг с другом. В результате столкновения появляется какой-то сгусток вещества, в нем образуется молекулярный водород, затем очень быстро звезды, а потом все так же быстро заканчивается.

Сегодня стандартная (магнитная) и гравотурбулентная модель звездообразования конкурируют друг с другом. Первая лучше объясняет появление отдельных ядер, а вторая — их ансамблей. В целом наука движется к объединению этих двух парадигм, потому что, скорее всего, значение имеют и турбулентность, и гравитация, и магнитное поле, и действие всего этого в комплексе. Но все это вместе довольно сложно промоделировать, и, чтобы получить красивый и убедительный результат, нужны очень мощные программы и суперкомпьютеры.

Самые первые звезды

Изначально вещество Вселенной было ионизированным, но по мере остывания Вселенной протоны рекомбинировались с электронами, и вещество становилось более-менее нейтральным. А сейчас оно снова ионизировано, и сделать его таким могло только излучение первых звезд. Авторы одной из недавних работ утверждают, что им удалось зафиксировать момент реионизации, и получилось, что она происходила спустя примерно 250 миллионов лет после Большого взрыва: в этот момент появилось звездное ультрафиолетовое излучение.

Мы не знаем наверняка, когда появились самые первые звезды. Самые старые звезды в нашей Галактике живут примерно 11–13 миллиардов лет. Соответственно, примерно столько же времени Млечному Пути, но о его образовании мы знаем немного.

Как было сказано выше, процесс сжатия протозвезды довольно сложен. Сначала протозвездное облако должно оставаться очень холодным, чтобы тепловое давление не препятствовало сжатию, и лишь потом начать разогреваться. А почему оно остается холодным? В наше время роль теплоотвода играют пылинки: тепловое движение частиц газа приводит к их столкновению с пылинками, которым они передают свою энергию, а пылинки высвечивают ее в инфракрасном диапазоне. Нагрев звезды начинается в момент, когда пыль становится непрозрачной к собственному излучению и из протозвезды перестает выходить инфракрасный поток, но она к этому времени уже довольно плотна, гравитация сделала свое дело. Также газ остывает благодаря наличию в ней некоторых атомов и ионов (углерод, кислород, ион углерода), которые умеют принимать в себя тепловую энергию, превращать ее в энергию возбуждения и светиться. То есть, говоря упрощенно, межзвездный холодильник обязательно связан с атомами тяжелых элементов. Но эти тяжелые элементы появляются в результате нуклеосинтеза, идущего в уже существующих звездах. А в первых звездах нуклеосинтезированных элементов не могло быть.

image
//

Эту проблему пытаются решить разными способами. Например, предполагают, что первые звезды были очень-очень массивными, в тысячи солнечных масс: раз вещество нельзя остудить, значит, нужно нагнать больше массы, чтобы победить тепловое давление и запустить реакции между атомами водорода. Другое объяснение связано с присутствием дейтерия, которого было существенно меньше, чем водорода, но, возможно, достаточно, чтобы охладить водород. Но это лишь одни из предположений. Возможно, разрешить этот вопрос сможет телескоп Джеймса Уэбба, запуск которого в настоящее время планируется на 2021 год.

В нашей Галактике в год в среднем образуется около пяти звезд — это можно оценить благодаря тому, что рождение звезды в принципе сопровождается появлением ультрафиолетового и ультракрасного инфракрасного излучения с определенными свойствами. При этом забавно, что Туманность Андромеды, например, нам в этом аспекте, как и во многих других аспектах, исследовать удобнее, чем Млечный Путь, поэтому об образовании звезд в других галактиках мы знаем больше, чем в своей.

Дмитрий Вибе
Дмитрий Вибе
доктор физико-математических наук, заведующий отделом физики и эволюции звезд Института астрономии РАН