Современные представления о рождении звездных и планетных систем начали формироваться в конце 1940-х — начале 1950-х годов. Именно в это время стало ясно, во-первых, что звезды просто обязаны рождаться в настоящую эпоху. Звезды оказались объектами, время жизни которых существенно меньше времени жизни Вселенной. Соответственно, они не могли образоваться одновременно с Вселенной. Их рождение должно происходить постоянно. Во-вторых, в это время выяснилось, что во Вселенной очень много строительного материала для звезд, межзвездного водорода, из которого могут постоянно формироваться новые звезды.

Однако это теоретическое обоснование довольно долго не находило наблюдательного подтверждения, потому что не было ясности, куда именно на небе нужно смотреть и что именно нужно пытаться увидеть, чтобы понять, что рождение звезд действительно происходит здесь и сейчас. Ответ на этот вопрос был получен только в конце 1960-х годов, когда появились первые численные модели рождения звезд из межзвездного газа. И тогда стало ясно, как рождающаяся звезда должна выглядеть, при помощи каких телескопов ее нужно наблюдать и куда именно нужно эти телескопы направлять.

Рекомендуем по этой теме:
4978
5 сайтов о физике сверхновых

Автором этой модели был астрофизик Ричард Ларсон, который разработал специальный численный код, при помощи которого он предсказал детали рождения звезды в гравитационно-неустойчивом газопылевом облаке. То есть история начинается с газопылевого облака, может быть, примерно сферически симметричного, которое обладает достаточно большой массой, чтобы эта масса заставила облако начать сжиматься. В результате сжатия газ и облако начинают разогреваться и в конечном итоге разогреваются до такой температуры, что в них загораются термоядерные реакции — рождается звезда.

Этот процесс выпадения вещества на зародыш звезды — центральное первичное сгущение — называется аккрецией. И модель Ларсона, и другие модели, которые появились позже, позволили предсказать, с какой скоростью идет аккреция вещества на рождающуюся звезду, до какой температуры разогревается эта звезда. И стало ясно, что излучение этой рождающейся звезды должно идти в инфракрасном диапазоне. Соответственно, чтобы увидеть звезду, мы должны смотреть на небо в инфракрасном диапазоне.

Когда это стало ясно, оказалось, что подходящие кандидаты известны уже давно. Еще в 1945 году американский астрофизик Джой выделил особый класс переменных звезд, которые получили название звезды типа Т Тельца (в астрономии довольно часто принято какие-то объекты называть именем прототипа — объекта, который первым в этом классе был выделен). И вот Джой выделил переменные звезды типа Т Тельца, которые характеризовались неправильной переменностью. То есть у них не было какого-то периода, просто их блеск довольно хаотически менялся в пределах от нескольких десятых до одной-двух звездных величин.

Со временем выяснилось, что у звезд типа Т Тельца есть одна характерная особенность — это избыточное свечение в инфракрасном диапазоне. То есть если сравнить звезду типа Т Тельца с обычной звездой похожей температуры, то окажется, что звезда типа Т Тельца избыточно излучает в инфракрасном диапазоне. И примерно параллельно выяснилось, что существует у них еще одна особенность — избыточное излучение в ультрафиолетовом диапазоне. Излучение в инфракрасном диапазоне в модели Ларсона исходит от вещества, которое окружает рождающуюся звезду. И инфракрасный избыток звезд типа Т Тельца связали с тем, что это молодые звезды, которые фактически находятся еще в процессе образования. Они все еще окружены остатками того же вещества, из которого они образовались. Их излучение это вещество разогревает, и мы наблюдаем избыточное инфракрасное излучение.

Откуда берется ультрафиолетовое излучение? Ультрафиолетовое излучение — это излучение непосредственно вещества, которое падает на звезду. Кинетическая энергия падения преобразуется в тепловую энергию, какой-то участок поверхности звезды разогревается до существенно более высокой температуры, чем температура остальной звезды, и появляется избыточное излучение в ультрафиолетовом диапазоне. И по этому ультрафиолетовому избытку, а также по некоторым другим признакам в спектре звезды можно оценить скорость, с которой вещество падает на звезду, и сравнить это с предсказаниями численных моделей.

Рекомендуем по этой теме:
6432
Открытие темной материи

В конце 1980-х — начале 1990-х годов стало ясно, что наблюдения молодых, формирующихся звезд не согласуются с предсказаниями численных моделей. Возникла так называемая проблема светимости. Теоретическая модель предсказывает темп падения вещества на звезду и то, какова должна быть светимость этой звезды. Наблюдаемая светимость оказалась на порядок величины ниже. То есть если переводить это в темп падения вещества, то численные модели предсказывали, что вещество падает на звезду с темпом примерно 10-6 масс Солнца в год. Характерное время формирования звезды — один миллион лет. Соответственно, чтобы набрать в звезду одну солнечную массу, мы должны каждый год одну миллионную солнечную массу на звезду ронять. А наблюдения показывали, что во многих таких объектах темп аккреции составляет величину, на порядок более низкую, а то и еще более низкую, то есть 10-7 масс Солнца в год, а то и меньше.

Какое-то время эта проблема существовала. Было непонятно: то ли мы просто чего-то не учитываем, то ли модель полностью неправильная. Но сейчас создается впечатление, что ответ на этот вопрос был известен задолго до того, как этот вопрос появился. И ответ на этот вопрос начал возникать у нас перед глазами в 1936 году, когда на одной из звездочек в созвездии Ориона произошла очень сильная вспышка. Звездочка до этого была совершенно невзрачным светилом примерно шестнадцатой звездной величины, но потом за время порядка полугода ее блеск вырос до десятой звездной величины. Это означает, что яркость звезды выросла более чем в сто раз.

Поначалу на это никто не обратил особого внимания, потому что разнообразные вспышки на звездах происходят довольно часто. Не то чтобы очень часто, но это не какое-то исключительное явление. Происходят вспышки на двойных звездах, связанные с перетеканием вещества с одной звезды на другую. Известны и более сильные вспышки, которые называются вспышками новых, вспышками сверхновых звезд. И эту звезду первоначально приняли за новую звезду. И она не привлекала к себе внимания следующие 30 лет: новая и новая. Да, у нее были какие-то необычные свойства, нетипичные для новой, но до 1966 года никто особо этим вопросом не озаботился.

Но в 1966 году американский астроном Джордж Хербиг высказал предположение, что для новой эта звезда ведет себя необычно. У нее очень быстро вырос блеск, но самое главное, что этот блеск совершенно не выказывал никакого стремления снижаться. То есть, став сильно яркой в 1936 году, звезда оставалась в таком состоянии на протяжении следующих десятилетий. Хербиг обратил внимание на еще один факт (к тому времени звезда получила название FU Ориона — это типичное обозначение для переменных звезд: две латинские буквы и обозначение созвездия), а именно на то, что звезда FU Ориона связана с молекулярным облаком. То есть она тоже, возможно, каким-то образом связана с процессом звездообразования. Что именно это за связь, в то время было еще неясно. Прошло несколько лет, были обнаружены еще несколько звезд такого же типа, и возникло предположение, что мы наблюдаем какое-то явление, которое связано с процессом рождения звезды.

В 1944 году была обнаружена еще одна не то чтобы похожая звезда, но звезда с похожими свойствами. Это была звезда EX Волка. На ней тоже произошла вспышка, — правда, не такая значительная, как на звезде FU Ориона, а всего лишь на две-три звездных величины. И длилась она существенно меньшее время, порядка нескольких лет. В конце 1980-х годов Хербиг пришел к выводу, что мы в двух этих случаях, а также в известных к тому времени других подобных звездах наблюдаем какое-то родственное явление. Мы наблюдаем некую вспышку, которая связана с процессом звездообразования, и звезды двух этих типов как-то родственны друг другу. Первые звезды получили название фуоров — по своему прототипу FU Ориона. Вторые для созвучия были названы эксорами, хотя «ор» — это как бы от Ориона, а прототипная звезда находится в созвездии Волка, но красиво — фуоры и эксоры.

В конце 1980-х — начале 1990-х годов сформировалось такое мнение, что проблема светимости и вспышки на этих молодых звездах — это и вопрос, и ответ. Почему? Потому что теория предсказывает нам скорость аккреции на звезду из большого обширного облака. Мы наблюдаем маленькую звездочку в центре этого облака, мы наблюдаем, как непосредственно на эту звездочку падает вещество, а теория нам предсказывает темп падения вещества где-то на больших расстояниях от звезды, из этого молекулярного облака оно с такой скоростью, порядка 10-6 масс Солнца в год, на нее падает. Если где-то на этом пути вещество сначала накапливается, а потом, накопившись в виде большой массы, быстро падает на звезду, то, пока вещество копится, мы будем долгое время наблюдать очень невысокий темп аккреции, светимость звезды будет очень маленькая. А затем, когда все-таки накопившееся вещество будет на нее падать, мы будем наблюдать вспышку, в ходе которой темп аккреции возрастает в самых экстремальных случаях до значений порядка 10-4–10-3 масс Солнца в год. Это очень много.

Возникает вопрос: что за механизм заставляет вещество накапливаться и что за механизм заставляет его потом падать? Сейчас считается общепринятым, что выпадение вещества на звезду происходит через диск. То есть, даже если изначально родительское облако было примерно сферически симметричным, оно вращается, а в процессе сжатия облака происходит его уплощение. То есть то, что начиналось как сферически симметричная конфигурация, в конце ранней эволюции звезды выглядит как рождающаяся звездочка, звездочка типа Т Тельца, окруженная газопылевым диском. Из этого газопылевого диска вещество падает на звезду, в процессе падения нагревается до высокой температуры, и мы это вещество наблюдаем, например, через ультрафиолетовый избыток. То есть те процессы, которые приводят к вспышкам на молодых звездах, должны быть каким-то образом связаны с физикой аккреционного диска.

Рекомендуем по этой теме:
33168
Парадокс Хокинга

Конечно, если мы, как это водится, всегда начинаем сначала с очень простых моделей, в которых диск гладенький, ровненький, то мы никаких вспышек на нем не получим. Падение вещества будет происходить с постоянной скоростью. Соответственно, никаких вспышек светимости мы не увидим и проблему светимости не решим. То есть нам нужно искать какие-то пути к тому, чтобы сделать диск неоднородным. Таких путей рассматривается сейчас несколько. Например, диск может оказаться достаточно массивным, чтобы быть гравитационно-неустойчивым, в нем могут формироваться отдельные сгустки, напоминающие будущие планеты. И в процессе вращения этих сгустков они приближаются все ближе и ближе к рождающейся звезде, на нее падают, и в результате возникает вспышка светимости. То есть в какой-то степени, может быть, эти вспышки — это смерть неродившихся планет, которые имели некоторые шансы на то, чтобы образоваться, но этим шансом не воспользовались. Возможно, какую-то роль играют в возмущении структуры диска уже сформировавшиеся в нем планеты. Если вы берете гладкий диск, помещаете в него, например, что-то вроде Юпитера и он у вас начинает внутри этого диска вращаться, то он тоже может приводить к возмущениям в структуре, что тоже приведет к сильным колебаниям системы аккреции и аккреционной светимости. И наконец, это может быть воздействие второго компаньона. Например, звезда FU Ориона сама двойная, и воздействие второй звезды может приводить к таким возмущениям.

Скорее всего, что в природе реализуется не один механизм, а действует их сразу несколько. Некоторые из них могут действовать еще и сообща. И сейчас исследования этих вспышек — это очень популярная тема, поскольку если изначально звезды типа FU Ориона — фуоры — казались какими-то экзотическими объектами, то теперь мы понимаем, что фуоры и эксоры — это совершенно неминуемая и очень важная стадия в рождении звездно-планетной системы. Возможно, через подобную стадию прошла в свое время и Солнечная система. В частности, в строении раннего вещества Солнечной системы есть некоторые особенности, которые, может быть, объясняются прошлыми сильными вспышками светимости на молодом Солнце.