Идею о формировании звезд из разреженного межзвездного вещества обсуждал еще И. Ньютон (1643-1727), но окончательно убедиться в ее справедливости позволили астрономические наблюдения лишь во второй половине XX в. С помощью инфракрасных и радиотелескопов не только были найдены подходящие облака межзвездного газа, но и удалось проследить за тем, как эти облака теряют устойчивость и сжимаются силой тяготения, начиная свое превращение в звезды. Оказалось, что непосредственно перед началом сжатия температура газа в недрах таких облаков составляет всего 10-30 K, а иногда даже 3-5 K, то есть это самые холодные объекты во Вселенной. Состоят они в основном из молекул водорода и атомов гелия. Прочие химические элементы представлены в небольшом количестве и сосредоточены главным образом в пылинках размером около 0,1 мкм. Хотя по «межзвездным стандартам» эти облака считаются весьма плотными, по земным меркам они очень разрежены: среднее расстояние между пылинками составляет несколько метров, а в 1 м³ газа присутствует около 2 млрд молекул, что в 10¹⁶ раз меньше, чем в воздухе при нормальных условиях. Поэтому газово-пылевая туманность, из которой 5 млрд лет назад образовалось Солнце, была примерно в 10 млн раз больше современного размера нашего светила.

Хотя по земной привычке мы называем области концентрации межзвездного газа «облаками», следует понимать, что по своему поведению они существенно отличаются от привычных для нас атмосферных облаков. Например, земные облака плавают в атмосфере, поскольку их плотность практически такая же, как у окружающего воздуха, а межзвездные облака в сотни раз плотнее межоблачной среды и поэтому движутся по галактическим орбитам как индивидуальные объекты, практически как звезды. Но главное различие между атмосферными и межзвездными облаками — в их массе: у межзвездных облаков она достигает миллионов масс Солнца, что делает гравитацию важнейшим фактором их эволюции. Небольшие облака в течение некоторого времени способны противостоять силе тяжести. Но, случайно сталкиваясь и сливаясь друг с другом, они увеличивают свою массу и вместе с ней — роль гравитации.

Рис. 1. Этапы формирования звезды

Начав сжиматься под действием собственного тяготения, облако уже не может вернуться к исходному состоянию равновесия. Дело в том, что с уменьшением размера облака (R) сила тяготения (GM/R²) нарастает значительно быстрее, чем противодействующая ей сила газового давления (Р). Причина этого состоит в очень эффективном охлаждении вещества: все выделяющееся при сжатии тепло покидает облако в виде инфракрасного излучения пыли. Правда, при сжатии облако становится все менее прозрачным для излучения, поскольку количество поглощающих частиц на пути луча возрастает (ρR ~ M/R²). Но пока облако не достигло очень высокой плотности, при которой инфракрасным квантам трудно его покинуть, температура в нем держится на почти постоянной и очень низкой отметке — всего несколько кельвинов. Поэтому градиент давления (выталкивающая сила) растет довольно медленно (P/R ~ ρT/R ~ ρ^4/3), а вес элемента объема облака возрастает заметно быстрее (ρΜ/R² ~ ρ^5/3).

По мере сжатия облака и роста его плотности сила тяготения все сильнее доминирует над силой газового давления. По этой причине скорость сжатия облака непрерывно возрастает, и примерно за полмиллиона лет его размер уменьшается в тысячу раз. Объем облака при этом уменьшается в миллиард раз, и во столько же раз возрастает средняя плотность газа. Из-за того, что сжатие протекает неоднородно, плотность быстрее всего нарастает в центральных областях. Это приводит к тому, что именно в центре облака вещество становится непрозрачным для инфракрасного излучения, и это резко снижает эффективность охлаждения. Центральные области начинают быстро нагреваться, и давление газа внутри них начинает расти гораздо быстрее, чем раньше, замедляя сжатие. Вскоре давление становится настолько большим, что сжатие совсем прекращается, и внутри облака образуется гидростатически равновесное ядро — зародыш звезды, масса которого составляет всего несколько процентов от массы облака. За пределами ядра газ по-прежнему прозрачен для инфракрасного излучения и продолжает практически свободно падать к центру. Сжимающееся облако, внутри которого сформировалось равновесное ядро, называют протозвездой.

Падающий со скоростью несколько километров в секунду газ оболочки наталкивается на неподвижное вещество ядра и резко тормозится вплоть до полной остановки. При этом его кинетическая энергия переходит в тепло, около 50% которого идет на разогрев газа, а остальное излучается наружу. Вначале это излучение состоит из инфракрасных фотонов, но по мере того, как расут масса ядра и его температура, в спектре излучения появляется все больше квантов видимого света. Однако толстая внешняя оболочка непрозрачна для видимого света, который поглощается пылинками и переизлучается в инфракрасном диапазоне. Поэтому для внешнего наблюдателя протозвезда выглядит как яркий, но довольно холодный источник инфракрасного излучения; пылевой «кокон» скрывает зародыш звезды от оптических телескопов.

Расчеты показывают, и наблюдения это подтверждают, что ежегодно из оболочки протозвезды на ее ядро падает примерно 10^-5 Μ_Θ газа. Поделив исходную массу облака (М) на эту величину, мы увидим, что длительность стадии протозвезды составляет около 10⁵ (M/M_Θ) лет. Когда оболочка почти полностью выпадает на ядро и становится прозрачной, ядро как бы «вылупляется из кокона» — происходит превращение протозвезды в молодую звезду.

Внешне молодые звезды очень похожи на «взрослые» звезды, хотя температура в их недрах еще недостаточно высока для протекания ядерных реакций. Чтобы компенсировать потерю тепла, уходящего с излучением, молодые звезды вынуждены медленно сжиматься: при этом выделяется тепло за счет работы силы тяготения. Часть этого тепла уносит излучение, а другая его часть разогревает внутренние слои звезды, поддерживая этим состояние гидростатического квазиравновесия («квази-» — поскольку звезда все же медленно сжимается).

Рис. 2. Треки протозвезд, приближающихся к
главной последовательности.
Продолжительность движения по изображенным
трекам: 2×10⁵ лет для 15 M_Θ, 9×10⁶ лет для
3 M_Θ, 1,4×10⁸ лет для 1 M_Θ и 2×10⁸ лет для
0,5 M_Θ.

Когда температура в центре молодой звезды превысит несколько миллионов градусов, начинаются ядерные реакции, в результате которых водород превращается в гелий. С ростом ядерного энерговыделения сжатие замедляется, и в конце концов «термоядерный реактор» звезды берет на себя все «расходы» по поддержанию ее светимости. Сжатие звезды прекращается, ее наблюдаемые параметры надолго стабилизируются, и молодая звезда превращается во «взрослую» звезду главной последовательности.

Молодому Солнцу понадобилось около 30 млн лет медленного сжатия, чтобы температура в его центре выросла до величины, близкой к современному значению. Чем больше масса молодой звезды, тем быстрее заканчиваются ее сжатие и превращение в звезду главной последовательности. Например, звездам с массой 10 Μ_Θ для этого требуется около 300 тыс. лет, а звезды с массой 0,1 М_Θ — «вечно молодые»: время их сжатия превышает 15 млрд лет, т. е. возраст Вселенной, поэтому, когда бы они ни родились, достигнуть взрослого состояния им пока не удалось.

Облака с массой меньше 0,08 М_Θ вообще никогда не превратятся в настоящие звезды. При их сжатии плотность в центральных областях растет гораздо быстрее температуры, и это приводит к тому, что движение электронов в газе приобретает своеобразный характер, определяемый законами квантовой механики. Свойства вырожденного электронного газа, с которыми мы познакомимся чуть ниже, таковы, что при той же плотности он обладает большим давлением, чем «классический» газ, свойства которого изучают в школьном курсе физики. Поэтому температура вырожденного газа очень медленно увеличивается при сжатии, и это не позволяет недрам маломассивных облаков нагреться до такого уровня, при котором термоядерные реакции смогли бы поддерживать светимость звезды. Такие объекты, промежуточные по своим свойствам между звездами и планетами, имеют эффективную температуру менее 2000 К и по цвету напоминают спелую вишню, хотя их почему-то назвали не вишневыми, а коричневыми карликами. Открыты коричневые карлики были сравнительно недавно. Проще всего они обнаруживаются как спутники близких маломассивных звезд, поскольку имеют очень низкую светимость и рядом с яркими звездами практически незаметны, а вне двойных систем их трудно отличить от миллиардов далеких тусклых звезд.

Для коричневых карликов уже введены специальные спектральные классы, объединяющие объекты с температурой 1300-2000 К (класс L) и 700-1300 К (класс Т). Остывая, такие объекты движутся вниз по температурной шкале, поэтому обнаружение еще более холодных карликов - всего лишь вопрос техники. В 2008 г. международная команда астрономов (P. Delorme и др.) опубликовала исследование коричневого карлика CFBDSJ005910.83—011401.3¹, температура которого оказалась всего около 620 К, а масса — от 15 до 30 масс Юпитера. Чтобы изучить этот объект, удаленный от Солнца всего лишь на 13 пк, понадобилась вся мощь современной астрономии — новейшая инфракрасная техника и совместные усилия нескольких телескопов диаметром от 3,5 до 10 метров. Оказалось, что по спектру карлик CFBDS0059 сильно отличается от ранее изученных коричневых карликов. В то время как L-карлики демонстрируют наличие пыли и аэрозолей в верхней атмосфере, а Т-карлики имеют в своем спектре признаки паров воды, метана (CH₄) и молекулярного водорода (H₂), в спектре нового объекта видны полосы аммиака (NH₃), обязанные своим появлением его экстремально низкой температуре. Это подталкивает астрономов к введению нового спектрального класса Y, прототипом которого предлагается сделать объект CFBDS0059, присвоив ему подкласс Y0. Подобные и еще более прохладные коричневые карлики могут стать связующим звеном в непрерывной цепочке — от самых горячих звезд до наиболее холодных планет-гигантов.

Эволюция коричневых карликов, как и эволюция планет-гигантов типа Юпитера, сводится сначала к медленному сжатию, а затем к остыванию при практически неизменном размере. Казалось бы, в этом смысле они не отличаются от планет. Но все же это и не планеты, поскольку в эволюции объекта с массой от 0,07 до 0,013 Μ_Θ существует короткая термоядерная стадия, в ходе которой в его недрах «сгорает» редкий изотоп водорода — дейтерий (D → ³Не). Этот краткий эпизод термоядерного горения не задерживает надолго гравитационное сжатие объекта. Температура его поверхности на этом коротком этапе не превышает 2 800 К. Но поскольку в планетах, по определению, вообще не должно происходить термоядерных реакций ни на каком этапе их эволюции, за такими объектами закрепилось название «коричневые карлики», представляющее их как особую группу между звездами и планетами.

Белые карлики, коричневые карлики и планеты-гиганты обладают общим свойством: значительная доля их вещества находится в вырожденном состоянии. Познакомимся с ним поближе.

Электроны в атоме могут находиться только на тех «орбитах», которым соответствуют вполне определенные значения энергии. Заметим, что в квантовой механике, описывающей поведение частиц в атоме, понятие «орбита» имеет несколько иной смысл, чем в классической физике, но в данном случае это не очень существенно. Если атом не испытывает внешнего воздействия, то электрон находится в состоянии с наименьшей возможной энергией Е₁, что соответствует «орбите» минимального размера R₁ ≈ 10^-10 м. Внешнее воздействие может перевести электрон на вторую, третью или любую другую «орбиту» из числа разрешенных квантовыми законами. Роль внешнего воздействия играет либо поглощение атомом кванта электромагнитного излучения, либо столкновение атома с другим атомом, ионом или электроном.

Согласно принципу запрета, сформулированному швейцарским физиком Вольфгангом Паули (1900-1958), в многоэлектронном атоме одну орбиталь могут одновременно занимать не более двух электронов (но с различным спином — собственным моментом импульса). Следовательно, в атоме не более двух электронов могут находиться в состоянии с минимальной энергией, а остальные вынуждены попарно находиться на более высоких энергетических уровнях.

Если сообщить электрону энергию E, превышающую некоторую величину χ, то он оторвется от атома; такой процесс называют ионизацией. Атом при этом превращается в положительно заряженный ион, а электрон - в свободную частицу с кинетической энергией E_k = E - χ. Впрочем, «истинно свободным» этот электрон станет лишь в том случае, если рассматривать отдельно взятый атом. В реальной ситуации мы имеем дело с множеством оторвавшихся от родительских атомов электронов, которые движутся в суммарном электрическом поле положительно заряженных ионов. Поэтому газ (точнее — плазма) в некотором смысле оказывается похожим на атом. Неудивительно, что и в этом случае квантовая механика разрешает электронам иметь лишь вполне определенные, дискретные значения кинетической энергии, заключенные в пределах от нуля до бесконечности. При этом, как и в атоме, занимать одно энергетическое состояние позволяется не более чем двум электронам.

Пока ионизованный газ разрежен, это ограничение не играет никакой роли, поскольку число электронов намного меньше числа доступных им энергетических состояний и электроны свободно занимают их, как бы не замечая друг друга. Свойства именно такого идеального газа изучают в школе; его давление, согласно закону Клапейрона-Менделеева, прямо пропорционально плотности и температуре. Но если бы этот закон выполнялся в любых условиях, то давление электронного газа должно было бы обращаться в ноль при Τ = 0, поскольку с точки зрения классической физики нулевой температуре соответствует полная неподвижность частиц. Однако это противоречит принципу Паули: все электроны одновременно остановиться не могут, ибо в этом случае все они имели бы одинаковую (нулевую) энергию. Следовательно, при очень низкой температуре закон Клапейрона—Менделеева неприменим.

В действительности при нулевой температуре электроны в газе, как и внутри атома, будут попарно занимать уровни с последовательно возрастающей энергией, не пропуская ни один из них (в атоме это замкнутые «орбиты», а в плазме — незамкнутые). В результате все доступные электронам уровни с энергией от 0 до некоторой величины E_F, называемой энергией Ферми (в честь итальянского физика), окажутся целиком заполненными. Таким образом, даже при Τ = 0 почти все электроны будут находиться в движении, а это означает, что давление газа будет отлично от нуля даже при нулевой температуре.

Газ, поведение которого в значительной степени определяется законами квантовой механики, называют вырожденным. Сжимая вырожденный газ, мы увеличиваем не только число движущихся частиц в единице объема, но еще и их среднюю энергию, поскольку свободные места для вновь прибывших в данный объем электронов имеются лишь на высокоэнергичных орбитах. По этой причине давление вырожденного газа растет с увеличением плотности быстрее, чем у классического газа.

А что будет, если немного нагреть вырожденный газ, передав ему количество тепла, которого хватило бы на увеличение энергии каждой из частиц на величину ΔE? В классическом газе все электроны смогли бы воспользоваться этим «подарком», в результате температура газа возросла бы на ΔΤ = ΔE/k, где k = 1,67×10^-23 Дж/К — постоянная Больцмана. Но в вырожденном газе электрон может перейти на другую «орбиту», лишь когда она не занята, и если ΔЕ < E_F, перейти на более высокие уровни смогут только те немногие электроны, которые первоначально находились на самых верхних уровнях. Поэтому давление вырожденного газа значительно медленнее возрастает с температурой, чем предсказывает закон Клапейрона—Менделеева.

Рис. 3. Диаграмма "плотность — температура
газа", на которой показано значение этих
величин в центральных областях различных
астрономических объектов. Область справа от
жирной прямой линии соответствует
вырожденному газу, слева — невырожденному.
Как видим, в центре Юпитера, белого карлика
с массой 1 M_Θ и звезд начальной главной
последовательности (пунктирная линия с
символом H) с массами менее 0,5 M_Θ газ
вырожден. У более массивных звезд главной
последовательности вырождение наступает
на более поздних стадиях эволюции: у звезды
с массой 1 M_Θ — незадого до начала горения
гелия (He), а у звезды с массой 15 M_Θ — к
моменту начала горения углерода (C).

Но если ΔE превосходит энергию Ферми, то перейти на высокие «орбиты» смогут все электроны. Последующие их столкновения друг с другом, сопровождаемые перераспределением энергии, приведут к тому, что часть электронов вернется на нижние уровни, а другие перейдут на еще более высокие. В результате заполнение «орбит» будет не таким плотным, как в исходном состоянии, а значит, свойства газа станут «почти классическими». Теперь легко сформулировать и условие обратного процесса: превращение классического газа в вырожденный начинается тогда, когда температура уменьшается до значения, близкого к температуре Ферми T_F = E_F/k. При более высокой температуре газ подчиняется закону Клапейрона—Менделеева, а при более низкой он становится вырожденным, при этом зависимость его давления от плотности и температуры описывается довольно сложными формулами.

Поскольку величина T_F зависит лишь от плотности электронного газа, мы можем на диаграмме «температура—плотность» (рис. 3) провести линию T = T_F, слева от которой газ можно считать классическим, а справа — вырожденным. На той же диаграмме можно указать значения плотности и температуры в центральных областях различных астрономических объектов. Видно, что у достаточно массивных звезд главной последовательности, включая Солнце, электронный газ в ядре не вырожден, а у маломассивных звезд и планет-гигантов типа Юпитера — вырожден. Кроме этого электронный газ вырожден в недрах белых карликов (причем во всем их объеме, за исключением тонкого наружного слоя), а также в ядрах звезд с массами, близкими к солнечной на поздних стадиях их эволюции.

Мы не случайно до сих пор говорили только о вырождении электронного газа: ионный газ в звездных недрах практически всегда остается невырожденным. Однако при крайне высоких плотностях возможно существование газа из свободных нейтронов, который входит в состав нейтронных звезд. Далее мы еще встретимся с ними. В недрах этих звезд нейтронный газ сильно вырожден, и ему присущи те же свойства, что и вырожденному электронному газу.

Рис. 4. Эволюционные треки молодых звезд
умеренной и малой массы (обозначены в конце
треков). Поскольку по осям отложены логарифмы
L и T_eff, линии звезд одинакового радиуса (R)
являются прямыми, что следует из соотношения
L = 4πR²σT_eff⁴. Для значений R=3, 1, 0,3 и
0,1 R_Θ они показаны тонкими линиями.
1 - начальная главная последовательность,
2- "линия рождения", т.е. место, где газово-
пылевой кокон протозвезды становится
прозрачным для ее оптического излучения.

Если нанести на диаграмму «светимость — эффективная температура» точки, соответствующие расчетным значениям L и T_eff в различные моменты жизни молодой звезды, то мы получим линию, называемую эволюционным треком. На рис. 4 показаны эволюционные треки молодых звезд разной массы, начиная с момента их «вылупления» из непрозрачной оболочки-кокона. Расчет показывает, что когда сжатие Солнца закончилось и термоядерные реакции стали полностью компенсировать уносимую излучением энергию, эффективная температура нашего светила почти не отличалась от современного значения 5800 К, а светимость была примерно на 30% меньше, чем сегодня. Если на диаграмме L—T_eff соединить точки, соответствующие началу «взрослой» жизни звезд разных масс, получится линия, называемая начальной главной последовательностью; на рисунке она показана пунктиром. Большинство молодых звезд возрастом менее 3 млн лет входят в состав звездных ассоциаций, содержащих сотни объектов. Это объясняется тем, что сравнительно небольшие облака, из которых формируются отдельные звезды, образуются в процессе деления облаков гораздо большей массы. Одна из причин, заставляющих большое облако делиться на фрагменты, заключается в том, что в исходном состоянии крупные облака вращаются вокруг своей оси с периодом от 10 до 100 млн лет. При сжатии их вращение ускоряется - это так называемый «эффект фигуристки», или, на физическом языке, закон сохранения момента импульса (MVR = const). Центробежная сила растягивает облако перпендикулярно оси вращения. Оно приобретает сплющенную вдоль оси форму и становится похожим на ватрушку. За таким объектом недавно закрепилось название проплид (proplyd — protoplanetar disk, протопланетный диск). Затем экваториальные части диска теряют связь с центральными, и облако делится на фрагменты, которые в дальнейшем сжимаются самостоятельно.

Если после распада диска скорость осевого вращения его фрагментов все еще велика, то впоследствии и они могут распасться на облака меньшей массы, каждое из которых затем превратится в звезду. Так образуются двойные и кратные (т. е. тройные и еще более сложные) звезды. Похоже, что описанный процесс происходит в Галактике регулярно: почти ²/₃ молодых звезд входят в состав двойных или кратных систем. Если же скорость осевого вращения протозвездного облака не слишком велика, то из него образуется одиночная звезда, которую в экваториальной плоскости окружает тонкий газово-пылевой диск. Такой диск называют околозвездным или протопланетным, поскольку часть его вещества может пойти на образование планет, комет и астероидов. Остальное вещество диска постепенно оседает на молодую звезду. Этот процесс называют дисковой аккрецией; именно он ответствен за наблюдаемую активность переменных звезд типа Τ Тельца и Ае/Ве Хербига.

При сжатии протозвездного облака его электропроводящий газ увлекает за собой магнитное поле, которое всегда присутствует в межзвездной среде. Сжатие газа увеличивает плотность магнитных силовых линий, т. е. усиливает напряженность магнитного поля, и в итоге оно само начинает влиять на характер движения газа. Взаимодействие околозвездного диска с магнитным полем молодой звезды и самого диска приводит к тому, что часть вещества диска не падает на звезду, а выбрасывается центробежной силой и давлением магнитного поля в окружающее пространство. На некотором расстоянии от звезды этот газовый поток может оформиться в две мощные струи, движущиеся в противоположных направлениях вдоль оси вращения диска. Разлетающийся от звезды газ выдувает из ее окрестностей остатки вещества родительского облака, очищая от «мусора» «строительную площадку» и подводя итог формированию звезды.

Источники

См. также