Рождение звезд

Актуальные публикации по вопросам философии. Книги, статьи, заметки.

NEW ФИЛОСОФИЯ


ФИЛОСОФИЯ: новые материалы (2022)

Меню для авторов

ФИЛОСОФИЯ: экспорт материалов
Скачать бесплатно! Научная работа на тему Рождение звезд. Аудитория: ученые, педагоги, деятели науки, работники образования, студенты (18-50). Minsk, Belarus. Research paper. Agreement.

Полезные ссылки

BIBLIOTEKA.BY Беларусь глазами птиц HIT.BY! Звёздная жизнь KAHANNE.COM Беларусь в Инстаграме


Публикатор:
Опубликовано в библиотеке: 2005-02-23

Сурдин В.Г.

Рождение звезд


Ранние представления о звездах Астрономы всегда считали звезды главным населением Вселенной. И хотя внегалактические исследования последних десятилетий убедили нас в существо-вании гораздо больших масс невидимого и очевидно незвездного вещества, тем не менее именно звезды и их системы остаются важнейшим предметом астрономи-ческих исследований, поскольку играют наиболее динамичную роль на современ-ной космической сцене.
И пусть космологи говорят, что «непосредственно наблюдаемые в теле-скопы великолепные узоры гигантских галактических миров – это лишь жалкая малая видимая часть истинной невидимой структуры мира» (Новиков 1990). Даже страшно представить себе, как была бы бедна Вселенная без звезд – холодная, химически примитивная, лишенная жизни. Эволюция звезд, их рождение, жизнь и смерть – это великая драма современной Вселенной. Когда-то в прошлом звезд не было. В далеком будущем они, по-видимому, полностью исчезнут. Но сейчас именно звезды определяют лицо нашего мира. Проникнуть в загадку их рождения – проблема достойная того, чтобы посвятить ей жизнь.


Древние о природе звезд

Несмотря на кажущуюся неизменность звездного неба, древние люди за-думывались о происхождении звезд. Вероятно, повседневный опыт, говорящий о неизменном зарождении и гибели всего сущего, привел их к мысли о дозвездной Вселенной. В халдейской легенде говорится:
В то время, когда в вышине не было того, что называется небом, а внизу того, что зовут землей, существовал только Апсу (океан), отец их, и Тиамат (хаос), праматерь. Не различались ни день, ни ночь ... Царила тьма, покрытая тьмой (Аррениус 1911). Подобные взгляды можно найти в легендах и мифах многих народов. Мысль о дозвездной эволюции мира есть не что иное, как первая наивная идея о происхождении звезд.
Древнегреческие философы догадывались о единстве природы звезд и Солнца и об их физическом состоянии. Так, Анаксагор (V в. до н.э.) считал, что «Солнце – раскаленная металлическая глыба или камень... во много раз больше Пелопоннеса» (Рожанский, 1972). В этом высказывании по крайней мере два ка-чества Солнца – большой размер и высокая температура – подмечены верно.
Аристотель (IV в. до н.э.) в трактате «О небе» считал звезды шарообраз-ными, хотя давал этому чисто умозрительное обоснование. Вопроса о происхож-дении звезд он не ставил. Но уже Цицерон (I в. до н.э.) не сомневался, что Солнце – большая и близкая звезда и что все звезды рождаются из тончайшего огненного эфира, заполняющего Вселенную. Развития эти взгляды не получили, поскольку победившее христианство канонизировало довольно примитивный взгляд на про-исхождение звезд: «И сказал Бог: да будут светила на тверди небесной для осве-щения земли...»
В течение полутора тысячелетий ни в Европе, ни на Востоке, куда надолго перемещался центр научной мысли, не возникло новых идей о природе звезд. Для этого нужны были новые наблюдательные данные.


Рождение науки о звездах

В эпоху великих географических открытий резко усиливается интерес к практической, мореходной астрономии. Выделяются средства на строительство обсерваторий, ведутся систематические наблюдения и, как результат, делаются фундаментальные открытия, не имеющие отношения к навигации.
В 1572 г. Тихо Браге отмечает появление на небе новой звезды; в 1604 г. аналогичное открытие делают И.Кеплер, Г. Галилей и Д.Фабрициус. И хотя в дей-ствительности эти события не были связаны с рождением звезд, а, напротив, оз-начали их гибель, именно эти наблюдения впервые показали, что мир «неподвиж-ных» звезд также подвержен эволюции.
Тихо считал, что отрытая им звезда сконденсировалась из разреженного вещества Млечного Пути. Это была смелая идея. Даже 40 лет спустя Кеплер (1982) не соглашался с ним, он писал: «В будущем они [ученые – В.С.] воздер-жатся от того, чтобы вместе с Браге рассматривать кометы и новые звезды как по-рождение Млечного Пути, если только они не желают говорить нелепости о гибе-ли совершенных и вечных небесных тел».
Но открывший звездную природу Млечного Пути Галилей высказывался в «Диалогах» более смело: он считал «звезды не чем иным, как только более плот-ными частями небес, а если это так, то плотность звезд должна почти бесконечно превосходить плотность остального небесного пространства; это очевидно из то-го, что небо в высшей степени прозрачно, а звезды в высшей степени непрозрач-ны» (Галилей, 1948, с. 13). И далее: «Если существуют такие противоположности [плотности – В.С.] среди небесных тел, то они также необходимо должны быть возникающими и уничтожаемыми» (там же, с. 48).
С изобретением телескопа было открыто межзвездное вещество. В 1612 г. Н.Пейреск (1580-1637) впервые упомянул о «Большой туманности Ориона», а С.Мариус (1570-1624) первым в Европе описал Туманность Андромеды. Сле-дующие три века спиральные туманности считались сравнительно близкими об-разованиями, связанными с формированием звезд и планет.
Совершенствовался телескоп – обнаруживались новые туманности: в спи-ске Э.Галлея (1714 г.) их 6, у В.Дерхэма (1733 г.) уже 16, Н.Лакайль (1755 г.) от-метил 42 объекта, в каталоге Ш.Мессье и П.Мешена (1783 г.) описано 103 туман-ности, а в списках В.Гершеля (1818 г.) уже 2500 объектов незвездного вида. На-конец, в «Новом общем каталоге туманностей и скоплений» Дж.Дрейера (1888 г.) значится 7840 незвездных объектов, среди которых многие действительно связа-ны с рождением звезд. Для освоения этого огромного эмпирического материала требовалась теория.
И космогоническая мысль не стояла на месте: еще не был собран наблюда-тельный материал, достаточный для классификации и теоретического обобщения, а первые сценарии формирования звезд уже начали появляться. Рене Декарт (1596-1650) сформулировал свою космогоническую идею, в которой главную роль играет вихревое движение эфира, захватывающее и сжимающее вещество будущих звезд и планет. Вихревое движение играло в космогонии Декарта ту же роль, которую в более поздних теориях стала играть сила всемирного тяготения. Христиан Гюйгенс (1629-1695), разделяя мнение Декарта, иллюстрирует природу тяготения опытом с вращающейся жидкостью, в которой взвешены частицы. Этот опыт мы наблюдаем каждый раз, помешивая чай в стакане: отброшенные сначала к стенкам сосуда чаинки по окончании помешивания устремляются к центру.
Несмотря на красивую модель, вихревая концепция тяготения не смогла правильно описать движение небесных тел. Во второй половине XVII в. трудами Джованни Борелли (1608-1679), Х.Гюйгенса, Роберта Гука (1635-1703) и Исаака Ньютона (1643-1727) было открыто всемирное тяготение.


Тяготение и гипотеза аккумуляции звезд

Хотя идея о конденсации разреженного космического вещества в звезды, как мы видели, высказывалась не раз, начиная с античных философов и вплоть до вихревой идеи Декарта, научной гипотезой она стала только после открытия И.Ньютоном всемирного тяготения. Через 5 лет после опубликования ньютоно-вых «Начал» молодой капеллан, будущий глава Тринити-колледжа в Кембридже Ричард Бентли (1662-1742), готовясь к проповеди в защиту существования Бога, обратился в письме к Великому Физику с вопросом, не может ли сила тяготения быть причиной образования звезд. Ньютон в письме от 10 декабря 1692 г. ответил ему:
Мне кажется, что если бы все вещество нашего Солнца и планет и все вещество Вселен-ной было бы равномерно рассеяно в небесном пространстве, и если бы каждая частица имела врожденное тяготение ко всем остальным, и если бы, наконец, пространство, в котором рассея-на эта материя, было бы конечным, то вещество в наружной его части благодаря указанному тяготению влеклось бы ко всему веществу внутри и вследствие этого упало бы в середину про-странства и образовало бы там одну огромную сферическую массу. Однако, если бы это вещест-во было равномерно распределено по бесконечному пространству, оно никогда не могло бы объе-диниться в одну массу, но часть его сгущалась бы тут, а другая там, образуя бесконечное число огромных масс, разбросанных на огромных расстояниях друг от друга по всему этому бесконеч-ному пространству. Именно так могли образоваться и Солнце и неподвижные звезды, если пред-положить, что вещество было светящимся по своей природе.

Вспомним, что у Ньютона не было сомнения в подобии Солнца и звезд, хо-тя их физическую природу он представлял весьма туманно: как и Анаксагор, он считал звезды твердыми раскаленными телами, однажды нагретыми (Богом?) и затем излучающими запас тепла. В третьей, незавершенной книге ньютоновой «Оптики» находим несколько вопросов для дальнейшего изучения, которое произ-ведут другие. Обратим внимание на Вопрос 11:
Не являются ли Солнце и неподвижные звезды обширными землями, чрезвычайно нагре-тыми, причем их жар сохраняется величиною этих тел ... испарению в дым их частиц препятст-вует не только их твердость, но еще большой вес и плотность атмосфер, сжимающих тела очень сильно со всех сторон и конденсирующих пары и выдыхания, подымающиеся из тел? ...
Та же тяжесть атмосферы может сгущать пары и испарения, исходящие от тел на Солнце, как только они начинают подниматься, и заставляет их тотчас же падать на Солнце ... Тот же вес атмосферы может препятствовать уменьшению солнечного шара, которое осуще-ствляется только излучением света и небольшого количества паров и выдыханий (Ньютон 1927, с.267).


На фоне такого неполного представления о физическом состоянии звезд гипотеза Ньютона об их формировании путем гравитационной аккумуляции ве-щества выглядит очень сильной. Впрочем, не будем забывать и о роли Ричарда Бентли в этой истории.

Развитие гипотезы аккумуляции

К блестящей гипотезе Бентли–Ньютона постепенно добавлялись новые космогонические идеи. Жан-Жак Дорту де Мэран в «Физическом и историческом трактате о северном сиянии» (1733) обратил внимание на солнечную корону: он предположил, что потоки солнечного вещества, вторгаясь в атмосферу Земли, становятся причиной ее свечения. А далее он допустил, что у некоторых звезд эти потоки могут быть значительно сильнее и заключил, что вещество, выбрасывае-мое такими звездами, могло бы выглядеть как туманные пятна в небесах (Уитни 1975).
А немного позже молодой Иммануил Кант (1724--1804) разработал кон-цепцию превращения разреженных туманностей в звезды и планеты, изложив ее анонимно в «Общей естественной истории и теории неба» (1755). В те же годы появились «Теория Вселенной» (1750) Томаса Райта (1711-1786) и «Космологиче-ские письма об устройстве Вселенной» (1761) Иоганна Ламберта (1728-1777). В них высказывались правильные догадки о форме и движении Млечного Пути, о звездной природе эллиптических туманностей, а также предсказывалось сущест-вование физических двойных звезд и систем, состоящих из галактик.
Неоценим вклад в наблюдательную космогонию Вильяма Гершеля (1738-1822), создавшего крупнейшие для своего времени телескопы и обнаружившего множество новых объектов: планету, спутники, двойные и кратные звезды, звезд-ные скопления, туманности. Разнообразные наблюдаемые формы туманностей Гершель стремился свести в единую эволюционную цепь на основе теории тяго-тения. Ему казалось, что разные туманности демонстрируют последовательные стадии сгущения разреженного межзвездного вещества в звезды, и что заметны даже эволюционные изменения отдельных туманностей (например, в Орионе), которые за многолетний период наблюдений якобы поменяли форму. Разумеется, это были лишь кажущиеся изменения. Но, несмотря на наивность теоретических обобщений, Гершель заложил фундамент наблюдательной космогонии.


Большое космогоническое заблуждение

Любопытно, что даже в конце XIX в., когда первые опыты по астрофото-графии привели к открытию множества новых туманностей, а спектроскопия до-казала газообразное состояние большинства из них, в своих космогонических вы-водах астрономы не продвинулись далее Гершеля. Как и прежде, они выстраивали туманности в морфологические последовательности: от бесформенных, аморф-ных до круглых, концентрированных, которые, имели в своем центре «сгустив-шуюся новорожденную звезду». Именно с такой точки зрения рассматривались планетарные туманности и спиральные галактики.
К примеру, в ночь с 20 на 21 августа 1885 г. в центре Туманности Андро-меды появилась яркая оранжевая точка, которая была воспринята как возгорание новорожденной звезды. Известно даже, что Э.Хартвиг из обсерватории Дерптско-го университета (ныне г. Тарту, Эстония), первым обнаруживший эту вспышку, воскликнул: В этой туманности уже есть центральное солнце!.. У исследовате-лей переменных звезд объект получил обозначение S And. Значительно позже стало известно, что это была вспышка сверхновой.
Целое столетие яркие туманности считались предками звезд. Это было крупнейшее заблуждение в истории звездной космогонии. О нем стали догады-ваться только после создания Дж.Джинсом в 1902 г. физической теории рождения звезд. И лишь развитие спектральной техники на крупных телескопах положило конец этому заблуждению: наблюдая спиральные туманности, В.Слайфер на Ло-велловской обсерватории (США) показал, что они движутся с огромными скоро-стями и не имеют отношения к околосолнечному окружению. В 1917 г. он пришел к убеждению, что это звездные острова во Вселенной и «твердо заявил, что изу-ченные им туманности – это явно не те объекты, из которых могли формировать-ся солнечные системы, подобные нашей» (Шаров и Новиков 1989).


Гравитационная неустойчивость

Как мы помним, идея Бентли и Ньютона о гравитационном скучивании дозвездного вещества в звезды носила качественный характер и не связывала ме-жду собой физические характеристики дозвездного вещества и формирующихся из него звезд. Ньютон не мог отыскать эту связь, поскольку он рассматривал за-дачу о скучивании при наличии только силы тяготения, которая в отсутствие про-тиводействующих сил увеличивает любое отклонение плотности от однородной.
К концу XIX в. были развиты кинетическая теория газа и термодинамика, которые позволили на новом уровне вернуться к задаче о гравитационной неус-тойчивости дозвездного вещества. Ее решил молодой английский физик Джеймс Хопвуд Джинс (1877-1946). В работе «Устойчивость сферической туманности» (1902) он впервые записал уравнения газодинамики с учетом гравитации, обнару-жив, что в этом случае они имеют два типа решений: помимо коротковолновых звуковых колебаний, которые обычно возникают при возмущении плотности или скорости газа, в присутствии гравитации стало возможным катастрофическое сжатие уплотнений большого размера. Критические размер (RJ) и масса (MJ) этих уплотнений называют теперь джинсовскими.
Хотя формулы Джинса получены со множеством упрощающих предполо-жений, именно они являются фундаментом современной космогонии. После Джинса теорию гравитационной неустойчивости развивали Е.М.Лившиц, С.Чандрасекар, А.Б.Северный, Я.Б.Зельдович, Дж.Силк и др. Сейчас это вполне детальная теория, учитывающая вращение и расширение газовой среды, присут-ствие в ней звезд, магнитного поля и космических лучей. Однако рафинирован-ные формулы редко находят практическое применение, поскольку из наблюде-ний, как правило, удается извлечь лишь важнейшие параметры протозвездной среды: плотность и температуру. Поэтому простые формулы
Джинса часто используются для оценки параметров гравитационно-неустойчивых конденсаций. Хотя значение MJ формально есть минимальное зна-чение их массы, принято считать его характерным значением, поскольку обычно возмущения плотности малых масштабов являются наиболее сильными.
Получив эти формулы, Дж.Джинс был воодушевлен простотой и наглядно-стью результата:
Предположим, что в начале времен все пространство было заполнено газом... Тогда можно доказать, что газ не оставался бы равномерно распределенным в пространстве, а немед-ленно стал бы собираться в шары. Мы можем вычислить, сколько газа потребуется для образо-вания каждого шара. ... Для нас ясно, почему все звезды имеют очень сходный вес; это потому, что все они образованы одинаковым процессом. Они, пожалуй, похожи на фабричные изделия, сделанные одною и той же машиной (Джинс 1933).

Трудно удержаться от удивления: фактически, оптимизм Джинса был ос-нован на интуиции, ибо о физических условиях в протозвездной среде тогда не было известно ничего! Впрочем, сам Джинс замечает:
При современном состоянии наших знаний любая попытка диктовать окончательные решения по основным проблемам космогонии была бы ничем иным, как чистым догматизмом.


Из (ref{Mj}) видно, что значение $M_J$ чувствительно к температуре сре-ды. В начале века были известны лишь яркие туманности с температурой в тыся-чи кельвинов, о гравитационной неустойчивости которых не может быть речи (табл. ref{faces}).

Таблица. Основные фазы МЗС и их параметры Джинса

Год
открытия Фаза
Температура,
К Плотность,
см-3 MJ ,
M RJ ,
пк
1920 Теплая, HI-HII 8000 0.25 1108 2103
1950 Прохладная, HI 80 40 2103 7
1970 Горячая, HII 3105 0.002 51011 2105
1975 Холодная, H2 10 103 4 0.3

Теория Джинса ясно показала, что эмиссионные туманности не могут быть местами формирования звезд. Но более холодных и плотных туманностей в нача-ле ХХ в. астрономы еще не знали. В таком случае, где и из чего рождаются звез-ды?
Сам Джинс вообще не был уверен, что звезды рождаются в нашу эпоху. Он искал (и находил!) доказательства длинной шкалы эволюции Вселенной, в со-ответствии с которой возраст Вселенной и всех ее основных объектов – галактик и звезд – составляет 1013–1014 лет. Это было второе крупное заблуждение космо-гонии, длившееся три десятилетия. Но аргументы выглядели весьма серьезно:
* не имея детального представления о ядерных реакциях, но уже догадыва-ясь, что они служат источником энергии звезд, Джинс оценивал запас энергии Солнца как E = M c2, а его время жизни, естественно, как t=E/L=21013 лет;
* основываясь на распределении пространственных скоростей звезд и ор-битальных элементов двойных систем, которые в те годы казались близкими к равновесным, Джинс считал Галактику хорошо прорелаксировавшей системой, а для этого требуется не менее 1013 лет;
* оценка радиоизотопного возраста земных пород в те годы составляла 1013 лет.

Именно поэтому Джинс считал справедливой длинную шкалу эволюции. Но открытое Э.Хабблом расширение Вселенной привело ко второй, короткой шкале эволюции 109 лет. Вначале она считалась столь короткой потому, что Э.Хаббл завысил значение Н0 почти на порядок; позже космологическая шкала времени удлинилась до 1010 лет, но для Джинса и это время оставалось коротким. Затем такую же шкалу возраста Солнца (1010 лет) дала теория термоядерных ре-акций. А детальное рассмотрение динамической эволюции ОВ-ассоциаций и кратных звездных систем позволило В.А. Амбарцумяну заключить, что возраст, по крайней мере, массивных О и В звезд не превышает нескольких десятков мил-лионов лет. И хотя не все аргументы Джинса были опровергнуты (например, в те годы не было ясно, как успели прорелаксировать звезды в галактическом диске; это и до сих пор не совсем ясно), все же короткая шкала времени победила. Стало очевидно, что звезды рождаются в современную эпоху, но где и из чего они фор-мируются, по-прежнему было неясно.



Открытие межзвездного вещества

«Дыры в небесах»

Внимательный наблюдатель, В.Гершель не мог не заметить темных без-звездных провалов на фоне Млечного Пути. Но мог ли он догадаться, что вызва-ны они поглощением света в холодных межзвездных облаках, именно тех, где формируются звезды? Его сестра Каролина в письме сыну В.Гершеля Джону, то-же известному астроному, рассказывала: Однажды вечером, когда ваш отец изу-чал небо в созвездии Скорпиона, он после долгого напряженного разглядывания вдруг воскликнул: «Здесь, вероятно, дыра в небе!». Эти темные «дыры», окружен-ные звездными облаками, В.Гершель в 1783 г. воспринял как признак распада Га-лактики на части в результате гравитационного скучивания звезд. Вслед за ним многие астрономы придерживались этой мысли до конца ХIХ в.
Но случались и удивительно прозорливые предположения. Одно из них принадлежит В.Я.Струве (1793-1864); продолжая изучение Галактики методом «звездных черпков» Гершеля, он высказал уверенность в существовании меж-звездного поглощения света и оценил его величину в 0.5m/кпк. Лишь столетие спустя была доказана справедливость этого предположения и довольно высокая точность оценки Струве. Поглощение света стало первым свидетельством суще-ствования холодного межзвездного вещества.
Еще более определенное предсказание сделал «отец астрофизики» италья-нец Анджело Секки (1818-1878), впервые систематически применивший спектро-скоп в астрономии и давший в 1863 г. первую и довольно удачную спектральную классификацию звезд. С помощью спектроскопа Секки установил различие между двумя типами туманностей: одни из них оказались звездными системами, а другие – газовыми облаками. Всерьез заинтересовавшись черными пустотами в Млечном Пути, которые Гершель считал «провалами в небесах», Секки настаивал на том, что это гигантские облака темных газов, проецирующиеся на светлый фон дале-ких звезд. Однако еще полстолетия астрономы склонны были разделять взгляды Гершеля и находили гипотезу Секки «маловероятной».


Межзвездные облака

В начале ХХ в. Э.Барнард начал систематическое фотографирование неба на Ликской обсерватории и в 1913 г. опубликовал прекрасные снимки Млечного Пути. На них он обнаружил 349 светлых и темных туманностей, а позже составил отдельный каталог 182 темных туманностей, выразив убеждение, что это облака поглощающей свет материи, а не промежутки между звездными облаками, как считал Гершель.
В 1909 г. Г.А. Тихов обнаружил покраснение звезд, т.е. открыл селектив-ное межзвездное поглощение. В 1913 г. В.Слайфер нашел отражательные туман-ности в Плеядах. В 1922 г. М.Вольф разработал метод изучения темных туманно-стей путем подсчета звезд в направлении туманности и вне ее. В 1930 г. Р.Трюмплер обнаружил рост линейных диаметров рассеянных скоплений с рас-стоянием от Солнца и объяснил это неучетом межзвездного поглощения света. Он оценил величину поглощения в 0.7m/кпк и указал, что поглощающее вещество может иметь много локальных неоднородностей.
В.А. Амбарцумян и Ш.Г. Горделадзе в 1938 г. определили по поглощению света, что средний диаметр диффузных облаков около 5 пк, а всего их в Галактике 108. Но такие облака полупрозрачны: в среднем каждое поглощает свет на 0,3m. Поэтому предшественниками звезд их не считали.
Наконец, в 1946 г. Барт Бок и Э.Рейли обнаружили на фоне светлых ту-манностей NGC 2237 в Единороге и NGC 6611 в Щите маленькие черные пятна, названные ими глобулами. Размер этих плотных конденсаций от 0,005 до 1 пк, и они ослабляют свет в десятки и сотни раз. Их масса оценивается от 0,01 до 100 М. Сразу после открытия глобулы были признаны как непосредственные пред-шественники звезд. Появилось убеждение, что сжимающиеся облака звездной массы уже найдены и требуется лишь теория для описания этого процесса. По-спешность такого заключения вскоре выяснилась, но за это время теоретики предложили немало интересных идей.



Новые идеи о формировании звезд

Теория пылевых конденсаций

В 40-е годы межзвездная среда (МЗС) представлялась как сравнительно однородный разреженный газ с плотностью 10-24 г/см3 и температурой 104 К. Но при этом MJ 106 M, что казалось несовместимым с формированием звезд и даже рассеянных скоплений. Пытаясь обойти эту трудность, космогонисты уделя-ли большое внимание межзвездной пыли: ей отводилась не только роль охладите-ля, способного понизить температуру МЗС до 100 К, но и важная динамическая роль в балансе сил гравитации и давления. Дело в том, что, в отличие от газа, пыль не вносит вклада в давление МЗС, а в гравитацию – вносит. Пока пыль рав-номерно перемешана с газом, ее вклад в плотность вещества невелик, порядка 2% от массы МЗС (именно столько составляют элементы тяжелее гелия, в основном формирующие пыль). Но всегда ли газ и пыль хорошо перемешаны?
Л.Спитцер (1941) и Ф.Уиппл (1946) предложили радиативный механизм формирования пылевых конденсаций. Они считали, что это может происходить в два этапа: сначала случайно возникшее локальное повышение плотности газа приводит к ускоренному росту пылинок, а затем, когда их размер достигает дли-ны волны света, и они начинают чувствовать его давление, вступает в действие механизм радиативной неустойчивости. Суть его в следующем: из-за поглощения света пылью уплотнение становится менее прозрачным, чем окружающее его раз-реженное вещество. Поэтому излучение окружающих звезд будет сильнее давить на пылинки снаружи и вдавливать их внутрь флуктуации. Столкновения с атома-ми газа притормозят движение пылинок, но остановить его не смогут. Оценки указывали, что при стационарном распределении газа пыль сконцентрируется к центру флуктуации за 107 – 108 лет. Предполагалось, что этот механизм сможет существенно увеличить плотность флуктуации, не изменяя давления в ней и, сле-довательно, приведет к заметному уменьшению значения MJ.
Детальные расчеты показали, что пылевые конденсации не могут быть слишком маленькими, иначе их разрушит тепловое движение атомов газа; в то же время их максимальный исходный размер ограничен толщиной спиральных рука-вов Галактики. Поэтому предсказанный диапазон масс пылевых конденсаций со-ставил от 10-3 до 200 M. Не правда ли, прекрасное согласие с диапазоном звезд-ных масс! Однако 30 лет спустя радионаблюдения обнаружили в облаках сильное турбулентное движение вещества, которое хорошо перемешивает пыль с газом менее чем за 106 лет. Следовательно, механизм радиативной концентрации пыли не должен работать! А замечательное совпадение теории с наблюдениями оказа-лось случайным.


Теория аккреции

Но вернемся в 40-е годы. Если, как тогда думали, звездообразование сти-мулируется путем концентрации пыли, то звезды должны почти целиком состоять из тяжелых элементов. Однако спектры звезд доказывали, что, по крайней мере, их верхние слои в основном состоят из водорода и гелия. Как это объяснить?
Карл Вейцзеккер предположил, что из переобогащенного пылью вещества формируются лишь ядра звезд, а затем на них происходит аккреция чистого га-за, содержащего мало пыли. Именно тогда Фред Хойл заложил основы теории ак-креции, которая потребовалась не только для объяснения химического состава звездных атмосфер, но и для оправдания концентрации наиболее молодых и мас-сивных звезд вблизи межзвездных облаков в виде ОВ-ассоциаций. Предполага-лось, что, пройдя сквозь облако, даже старая звезда сможет существенно попол-неть и омолодиться за счет аккреции свежего газа. При этом, как легко понять, наибольшую массу приобретают самые медленно движущиеся звезды. И это за-мечательно согласуется с наблюдениями: массивные звезды имеют наименьшие хаотические скорости среди всех прочих звезд. А расходящиеся в разных направ-лениях от облака «омолодившиеся» звезды должны выглядеть как ОВ-ассоциация!
Красивая была теория: она вообще не требовала формирования новых звезд в нашу эпоху. Однако... к этому времени уже были открыты глобулы. Вна-чале Б.Бок и его коллеги полагали, что это протозвезды, формирующиеся путем концентрации пыли под действием механизма Спитцера-Уиппла. Но после того, как в 1951 г. по излучению в линии 21 см в межзвездном пространстве был обна-ружен нейтральный водород, Ян Оорт указал, что глобулы в основном состоят из газа с малой примесью пыли. Таким образом, сжатие газовых облаков в звезды находило наблюдательное подтверждение. Но роль гравитационной неустойчиво-сти в этом процессе еще не была ясна.


Теория обжимания темных конденсаций

Тогда же Бирман и Шлютер (1954), а также Оорт и Спитцер (1955) пред-ложили новый сценарий формирования звезд. Они показали, что если в неодно-родной МЗС появляется яркая ОВ-звезда, то она быстро создает вокруг себя ио-низованную область (зону Стремгрена), в которой непрогретыми остаются лишь непрозрачные уплотнения газа. Если температура диффузного газа возрастает в 100 раз (от 100 до 104 К), то во столько же раз в начале этого процесса возрастает и давление (позже оно уменьшается из-за расширения горячего пузыря). Нагре-тый газ обжимает небольшие холодные уплотнения, а затем они могут продол-жить сжатие за счет самогравитации.
Но влияние горячей звезды этим не ограничивается: ее излучение будет на-гревать обращенную к звезде сторону сжимающихся облаков. Разогретый газ, от-текая, вызовет реактивный эффект, в результате чего эти облака получат ускоре-ние в сторону от горячей звезды. По мнению авторов сценария именно так могли бы формироваться расширяющиеся ассоциации молодых звезд. Поскольку ско-рость оттекающего газа (V0) при температуре 104 К близка к 10 км/с, примерно до такой же скорости могли бы ускоряться и сами облака – будущие звезды (соглас-но формуле Циолковского, их скорость V  V0 ln(m0/m), где V0  10 км/с, а m0 и m – соответственно начальная и конечная масса облачка). Так изящно объяснялось видимое расширение ОВ-ассоциаций из одного центра, хотя в действительности члены ассоциации никогда в нем не присутствовали, а сформировались довольно далеко друг от друга.
Поскольку механизм звездообразования Бирмана—Шлютера и Оорта—Спитцера заключается в сжатии холодного облака окружающим горячим газом, потребовалось модифицировать теорию гравитационной неустойчивости для это-го случая, что и было сделано незамедлительно (Эберт 1955, Боннор 1956, Местел и Спитцер 1956, Мак-Кри 1957). Оказалось, что учет внешнего давления, враще-ния и магнитного поля, хотя и приводит к любопытным эффектам, но не изменяет существенно критерий гравитационной неустойчивости Джинса.


Теория фрагментации

К середине 1950-х теория Джинса была дополнена понятием фрагмента-ции, т. е. делении, разбиении среды на части. Ввел его Фред Хойл (1953), кото-рый начал анализ проблемы звездообразования с догалактической чисто водород-ной среды плотностью 10-27 г/см3 и показал, что ее температура должна быть 105–106 К, а значение MJ  1010–1011 M. Эти объекты по массе напоминают га-лактики, но что будет с ними дальше по мере сжатия?
Хойл считал, что сжатие прозрачного облака происходит изотермически и, следовательно, значение MJ  T3/2 -1/2 в нем уменьшается. Когда значение MJ ста-новится вдвое меньше начального, у облака появляется возможность разделиться пополам, на два фрагмента. Деление произойдет, если форма облака достаточно несферична, что может иметь место, например, в результате вращения. В процес-се сжатия каждого из образовавшихся фрагментов условие деления может реали-зоваться вновь. А затем вновь, и вновь... Наступит ли этому конец?
Формула Джинса указывает, что при изотермическом сжатии RJ  MJ  -1/2. Если облако с джинсовской массой образовалось при плотности 0, то его первое деление может произойти при плотности , когда MJ 0 = 2MJ , т.е. при  = 40. При этом радиус фрагмента в 1.5–2 раза меньше, чем у исходного облака (точное значение зависит от геометрии сжатия и деления). В итоге оптическая толща фрагмента (  R) в 2–2.5 раза больше, чем была у материнского облака; и такое увеличение оптической толщи происходит регулярно по мере фрагментации. Яс-но, что на определенном этапе сжимающиеся фрагменты становятся непрозрач-ными, теплоотвод излучением затрудняется, и температура начинает расти. В пре-деле, при адиабатическом сжатии температура растет очень быстро (T  -1}  2/3), что приводит к росту критической массы (MJ  T3/2 -1/2  1/2). На этом фрагментация прекращается.
Хойл справедливо отметил, что значение минимальной массы звезды (Mmin) зависит от состава вещества. Прозрачность чистого водорода высока, что приводит к малому значению Mmin у звезд первого поколения. Появляющиеся позже тяжелые элементы возбуждаются и ионизуются при сравнительно низких температурах, тем самым увеличивая непрозрачность вещества и значение Mmin.
Для облаков солнечного химического состава Хойл получил значение Mmin  1.6 M, а для чисто водородных протозвезд Mmin  0.34 M. Он не настаивал на точности этих чисел, но лишь демонстрировал возможности теории гравитацион-ной фрагментации. Конечная стадия иерархического дробления облака была на-звана Хойлом протозвездой.
В более поздних исследованиях значение минимальной массы было уточ-нено: в присутствии пыли Mmin  0.01 M. К тому же простая теория Хойла под-верглась критике (см.: Силк 1982), поскольку она не учитывала влияния магнит-ного поля, негомологичность коллапса, аккрецию газа на фрагменты, их взаимное слипание (коагуляцию) и другие физические процессы. Но все же именно класси-ческий сценарий фрагментации, предложенный Хойлом и развитый Хантером (1962), сделал теорию гравитационной неустойчивости самосогласованной теори-ей формирования космических тел.


Нетрадиционные теории звездообразования

Теория гравитационной неустойчивости и фрагментации была достаточно хорошо разработана математически, но не имела надежных наблюдательных ос-нований. Поэтому в 50-е годы было предложено несколько альтернативных тео-рий рождения звезд.
Так, Крат (1952) полагал, что звезды образуются путем концентрации тем-ных планетообразных тел с массами 1023 г. Подобной точки зрения придержива-лись также Юри (1956) и Хуанг (1957). В целом этот подход основан на идеях планетной космогонии о первичной коагуляции ядер планет из твердых планете-зималей и последующем гравитационном захвате легких элементов в форме газа. В отношении звезд этот подход развития не получил.
Амбарцумян (1953) высказал гипотезу о происхождении звезд в результате распада гипотетических дозвездных тел неизвестной природы. В отличие от про-чих, конденсационных гипотез это была единственная эруптивная гипотеза звездообразования, пытавшаяся c единой позиции объяснить расширение звезд-ных ассоциаций, а также вспышечную активность и потерю вещества молодыми звездами и даже активность ядер галактик.
Основным аргументом гипотезы Амбарцумяна было расширение ассоциа-ций, которое, как казалось, противоречит идее гравитационной фрагментации. Рассуждения основывались на том, что полная механическая энергия гравитаци-онно связанного облака отрицательна и в процессе фрагментации может лишь уменьшаться. В то же время, энергия звездной ассоциации положительна. В этом Амбарцумян увидел серьезное противоречие, возможно даже неразрешимое в рамках традиционной физики.
Поэтому Амбарцумян выдвинул идею о загадочных Д-телах как предшест-венниках звезд и звездных систем. В Советском Союзе эта гипотеза широко попу-ляризировалась, хотя большинство астрономов ее не принимало. За рубежом ги-потеза Амбарцумяна осталась малоизвестной, поскольку уже в 1950-е было пред-ложено несколько достаточно простых механизмов, способных объяснить проис-хождение расширяющихся ассоциаций в рамках обычной физики.


Физика звезд: основные этапы

Активное накопление физических данных о звездах началось с того мо-мента, когда в руках у астрономов оказались фотопластинка (1850 г.) и спектро-скоп (1860 г.), позволившие приступить к созданию «стеклянных библиотек» звездных спектров (1872 г.). Оптический телескоп со спектрографом, а позже – компьютер, были и остаются основными инструментами проникновения в недра звезд. Лишь в самом конце ХХ века к ним добавился нейтринный телескоп.
Теория внутреннего строения и эволюции звезд в основном была создана за 100 лет – с 1870 по 1970 г.; в эти же годы сформировалась и современная физи-ка, ставшая теоретическим фундаментом науки о звездах. Последние десятилетия ХХ века были особенно плодотворны для изучения процесса рождения звезд и многообразных финальных стадий звездной эволюции. На пороге нового тысяче-летия мы еще не можем и, вероятно, никогда не сможем сказать, что решены все проблемы звездной эволюции. Но, тем не менее, с гордостью повторяем слова И.С. Шкловского: Мы – первое поколение людей, которое узнало, как рождают-ся, живут и умирают звезды.


Атмосферы звезд

Задача теории звездных атмосфер состоит в том, чтобы истолковывать спектры звезд. Исторически центр тяжести этой работы перемещался от интер-претации общей формы спектра, фактически, – от объяснения цвета звезд к выяс-нению мельчайших спектральных деталей; от исследования стационарных дета-лей спектра к выяснению его динамических, временных особенностей. С практи-ческой точки зрения этому способствовал рост чувствительности и разрешающей способности спектральных приборов. Теоретической основой физики звездных атмосфер стали законы квантовой механики и математические методы теории пе-реноса излучения, значительно усиленные во второй половине ХХ века вычисли-тельными возможностями компьютера.
Формула Планка позволила в начале века оценивать температуры звезд по форме их оптических спектров. Созданная в 1920-е годы теория ионизации ато-мов (М.Саха) дала возможность определять химический состав звездных атмо-сфер. Развитый в 1930-е годы метод кривых роста позволил определять плотность газа и величину турбулентной скорости в атмосфере. Повысив качество спектров, астрономы стали измерять напряженность магнитного поля и скорости вращения звезд. Метод моделей атмосфер позволил вычислять силу тяжести на поверхности звезды.
Особенно важным для звездной спектроскопии оказался вынос телескопов за пределы атмосферы для наблюдения УФ-излучения ( < 3000 Å); важную роль здесь сыграл международный спутник IUE (1978-96). В УФ-области много резо-нансных линий, позволяющих изучать физические условия и динамику звездных атмосфер. Объединив данные об УФ и мягком рентгеновском излучениях звезд, удалось многое узнать о звездном ветре, хромосферах и коронах звезд разной массы, а также об аккреции вещества на молодые звезды.
Перечисленные возможности основываются на частотном анализе спектра, т.е. на разложении света по длине волны. Систематически проводя эти, казалось бы, рутинные исследования, наблюдая вновь и вновь одни и те же объекты, ас-трономы обнаружили, что спектры многих звезд нестационарны – их вид меняет-ся со временем. Уже первые измерения лучевых скоростей и фотометрия пере-менных звезд позволила многое узнать о движении их наружных слоев и создать теорию их радиальных пульсаций. А тонкий временной анализ формы спектраль-ных линий дает еще больше: обнаружены сильные вариации химического состава, температуры и магнитного поля на поверхности звезд, а развитие гелиосейсмоло-гии и звездной сейсмологии обещает надежные методы «просвечивания» звезд.
В течение всего ХХ в. развивалась спектральная классификация звезд. В 1920-е годы утвердилась гарвардская система с ее знаменитой спектральной по-следовательностью O-B-A-F-G-K-M, в основном отражающей температуру фото-сферы, и дополнительными классами R, N и S, в значительной мере отражающи-ми вариации химического состава у весьма холодных звезд с температурой атмо-сферы около 3000 К. Но развитие спектральной классификации на этом не пре-кратилось: появление инфракрасных приемников и обнаружение с их помощью коричневых карликов привело в конце 1990-х годов к введению нового спек-трального класса L для звезд с эффективной температурой менее 2000 К. Спектр L-карликов характеризуется сильной полосой поглощения CrH, сильными линия-ми редких щелочных металлов Cs и Rb, а также широкими линиями калия и на-трия.

Химический состав

В начале ХХ в., как и сегодня, единственным прямым указателем химиче-ского состава звезд служили их оптические спектры. Пока не была создана теория возбуждения и ионизации атомов, эти спектры интерпретировали весьма произ-вольно, полагая, что в атмосфере звезды полнее представлены те атомы, чьи ли-нии в спектре наиболее заметны. Например, сложилось убеждение, что состав Солнца близок к составу Земли или даже земной атмосферы.
Для теории внутреннего строения звезд предположение об их химическом, а точнее – атомном составе имеет серьезное значение. В то время как давление в центре звезды почти однозначно определяется ее массой и радиусом, плотность и температура могут быть найдены только при дополнительных предположениях о составе вещества и характере тепловых потоков в нем. Чем больше частиц заклю-чено в единице массы вещества, тем выше давление при заданной температуре. Предположив, что Солнце состоит из молекул воздуха, Роберт Эмден в 1907 г. нашел, что температура в его центре должна быть около 455 млн. К. Заметим: со-временные расчеты с высокой точностью дают центральную температуру Солнца 16 млн К. С развитием физики выяснилось, что любые молекулы и большинство атомов разрушаются при таких температурах, увеличивая этим число частиц на единицу массы, а значит снижая расчетную температуру.
В 1920-е годы температуру в центре Солнца уже полагали равной 30–60 млн. К. К счастью, этого было достаточно для полной ионизации большинства атомов, что сильно облегчало определение среднего молекулярного веса , т.е. количества нуклонов, приходящихся на одну частицу газа, включая как «голое» ядро, так и свободные электроны. Для полностью ионизованного элемента  = A/(Z+1), где A – атомный вес, Z – атомное число, т.е. заряд ядра, равный числу электронов у атома. Например, у полностью ионизованного водорода  = 0,5, у гелия – 1,33, а у всех остальных элементов – от 1,8 до 2,5. Тот факт, что значение  для полностью ионизованного вещества почти не зависит от его атомного со-става, вызвал у теоретиков восторг, близкий к эйфории. Эддингтон решил (1927) не считаться с «досадными исключениями» в виде водорода и гелия; в своих рас-четах он принял  = 2,2. Демонстрируя мощь теории, он описывал воображаемого физика, живущего под облаками Юпитера и, не имея возможности наблюдать звезды, тем не менее, способного предсказывать их свойства: Для такого предска-зания не нужно знать химического состава звезд, если только исключить край-ние случаи (т.е. избыток водорода).
Возможность исключить из теории свободный параметр  и авторитет Эд-дингтона увлекли в те годы многих астрономов:
Как мы знаем, атомные веса всех элементов, кроме водорода, приблизительно вдвое больше их атомных чисел. Поэтому, как впервые указал Эддингтон, общее число электронов и ядер во вполне расщепленном атоме всякого элемента (кроме водорода) должно быть равно при-близительно половине атомного веса данного атома. Но по-видимому мы можем не считаться с возможностью существования звезд, состоящих преимущественно из водорода (Дж.Джинс, 1929).

Более того, чтобы привести свою теорию жидких звезд в согласие с на-блюдениями, Джинс полагал, что внутренние области звезд состоят из трансура-новых элементов с атомными номерами около 95. Разумеется, он не мог знать, что все актиноиды нестабильны, а времена жизни трансурановых элементов не пре-вышают 108 лет. Современному физику только в страшном сне может привидеть-ся звезда, состоящая, скажем, из плутония ( ). Но нужно отдать должное фантазии и теоретической изощренности Джинса: исходя из абсурдных (на наш современный взгляд) предположений о химическом составе звезд, он согласовал существовавшие в то время представления об их устойчивости, переносе излуче-ния и происхождении двойных и планетных систем.
Итак, в начале века легкие элементы – водород и гелий – оказались на не-которое время «изгнаны» из звезд. Понадобилось немало трудов, чтобы утверди-лось их подавляющее присутствие в звездных недрах. Этот случай дал астроно-мам хороший урок: не всегда «просто» означает «правильно». В середине 1930-х годов в составе солнечной атмосферы уже находили не менее 60% водорода. Се-годня мы принимаем состав Солнца и других звезд его поколения таким: 75% во-дорода, 23% гелия и 2% всех остальных элементов.
Атомный состав звездного вещества влияет не только на давление газа, но и на степень его прозрачности для излучения. В модели Эддингтона, в которой непрозрачность подчиняется закону Крамерса, светимость (L) звезды очень силь-но зависит от ее массы (M) и химического состава (); и в значительно меньшей степени – от радиуса (R): L  M5,5 7,5/R0,5. Поэтому привести модель в соответст-вие с наблюдаемой зависимостью между массой и светимостью звезд можно под-бором химического состава. А если из двух звезд одинаковой массы одна – нор-мальная звезда главной последовательности, а вторая – красный гигант, то объяс-нить большое различие их светимостей также можно было, предположив, что нормальная звезда состоит почти из чистого водорода, а гигант – в основном из тяжелых элементов. Астрономы даже придумали сценарии формирования и эво-люции звезд, приводящие к различиям их атомного состава на разных этапах жизни. Но постепенно выяснилась ошибочность такого подхода. Теория термо-ядерных реакций и неоднородные (по химическому составу) модели звезд решили все принципиальные проблемы.
Сейчас, в начале ХХI в. представления о химическом составе звезды суще-ственно уточнились. Уже в середине XX в. выяснилось резкое деление звезд Га-лактики и соседних спиральных систем на два типа: звезды диска (население I) в целом подобны Солнцу, а звезды гало (население II) содержат раз в 100 меньше тяжелых элементов, движутся по более хаотичным орбитам и заметно старше Солнца. В последние годы и это деление считают слишком грубым: среди звезд-ных населений I и II выделяются многочисленные подгруппы, различающиеся химическим составом и параметрами орбит. Обнаружились даже звезды с неста-бильными элементами в атмосфере, например, с технецием! Вероятно, это откры-тие обрадовало бы Джинса.


Внутреннее строение звезд

В начале ХХ в. немецкий астрофизик Роберт Эмден, опубликовал книгу «Газовые шары», завершившую первый этап построения математической теории звезд. Не зная ничего об источниках звездной энергии и предположив весьма про-стую политропную связь между плотностью и давлением газа (P  1+1/n), Лейн, Риттер и др. в конце XIX в. лишь на основе уравнения гидростатического равно-весия рассчитали структуру самогравитирующих газовых шаров. Физикам были известны случаи «политропного» поведения газа, например, изотермическое или адиабатическое (характерное для конвективной атмосферы). Поэтому интерес к исследованию политропных конфигураций, их равновесию, устойчивости и коле-баниям был велик.
Когда физическая теория звезд в целом была завершена (1970 г.), Я.Б. Зельдович и И.Д. Новиков так характеризовали ее первый этап:
С современной точки зрения политропный закон никогда не реализуется точно, но по-литропная теория дает хорошие приближения в отсутствие точных численных расчетов. По-литропная теория позволяет также понять некоторые качественные особенности теории звезд. Даже закоренелый релятивист должен знать основные элементы этой теории.

Добавим, что теория политропных конфигураций оказалась весьма полезна даже при изучении динамики звездных скоплений и галактик.
Однако теперь мы понимаем, что при исследовании звезд главной после-довательности удачей Эмдена и его предшественников был не столько выбор по-литропного уравнения состояния газа, сколько то, что в качестве звездного веще-ства был выбран газ! Астрофизикам следующего поколения уже было далеко не очевидным газовое состояние звездных недр. Напомним хотя бы теорию жидких звезд Дж. Джинса, развитую им для того, чтобы, во-первых, объяснить происхож-дение тесных двойных систем путем деления звезды при сжатии, а во-вторых, чтобы понять устойчивость звезд в рамках гипотезы о ядерном источнике их энергии, активность которого не зависит от температуры (наподобие радиоактив-ного распада). Лишь А. Эддингтону удалось вернуться к газовым звездам, посте-пенно убедив в плодотворности этого подхода и своих коллег.
Никто из астрофизиков тех лет не мог даже мечтать получить прямую ин-формацию из звездных недр. Весьма характерны слова Сергея Вавилова, напи-санные им в 1928 г. в предисловии к книге Эддингтона «Звезды и атомы»:
250 лет тому назад Ньютон создавал на основе астрономических фактов теоретиче-скую физику. Сейчас положение изменилось: на фундаменте новой физики вырастает современ-ная теоретическая астрономия – наука о внутреннем строении звезд. Эта наука навсегда оста-нется теоретической, ибо никогда мы не увидим звездных недр, и потому она должна строиться на прочной основе физических законов. Все содержание новой физики – теория квантов, теория относительности, учение о строении вещества, теория электронов, радиоактивность – броса-ется на завоевание новой области. Теоретическая астрономия в точном смысле слова – приклад-ная физика.

Трудно не согласиться с пафосом этих слов, но в то же время нельзя не улыбнуться прогнозу вечно теоретической судьбы новой науки о звездных не-драх. Уже сегодня мы имеем нейтринный портрет солнечных недр, пусть еще весьма скверный, но ведь и первая фотография солнечной поверхности была весьма грубой, а спустя столетие мы узнали мельчайшие детали всех прозрачных оболочек Солнца. Кто будет сегодня сомневаться, что физика звездных недр в ближайшее время станет нормальной наблюдательной астрономической дисцип-линой?


caption{ Первый нейтринный портрет Солнца, полученный в 1998 г. на ус-тановке СуперКамиоканде (Япония). Экспозиция 500 сут. Размер кадра 90°90°. Хотя качество изображения пока не очень хорошее, здесь мы впервые видим не поверхность, а ядро звезды.}


Создавая теорию внутреннего строения звезд, астрофизики, как и положе-но, сначала думали о равновесии, а затем уже об устойчивости своих моделей. Поэтому в ранних работах Эддингтона мы находим расчет параметров равновес-ных конфигураций с массами 150-680 М и даже некоторые оценки для звезд с массой около 107 М! Однако уже сам Эддингтон понимал, что с ростом массы возрастает температура и вклад давления излучения в баланс равновесия звезды, а это должно приводить к потере устойчивости, возникновению растущих радиаль-ных колебаний и сбросу оболочки звезды. В конце 1950-х П.Леду, М.Шварцшильд и Р.Херм теоретически нашли верхний предел массы устойчивой звезды – около 60 М, что к неудовольствию теоретиков оказалось ниже масс уже обнаруженных гигантских звезд.
К 1970 г. теоретики учли рассеяние энергии колебаний в ударных волнах и некоторые другие эффекты; это повысило ожидаемый предел устойчивых масс до 100 M, что до сих пор хорошо согласуется с наблюдениями двойных. Но изуче-ние некоторых одиночных звезд указывало на то, что могут существовать значи-тельно большие массы. Теоретики продолжают моделировать процессы в таких звездах в поиске механизмов их стабилизации.


Источники энергии звезд

Об источнике солнечного тепла серьезно задумывался еще Ньютон. В XIX в. вычисления показали, что если бы Солнце целиком состояло даже из такого ка-лорийного топлива, как уголь, то его горение (при наличии кислорода) продолжа-лось бы не более 3000 лет. Первая по настоящему плодотворная идея о гравита-ционном сжатии как источнике энергии звезд была развита Майером, Гельмголь-цем и лордом Кельвином в середине XIX в. Расчет показал, что сжатие Солнца могло поддерживать его нынешнюю светимость 20-30 млн лет. Как пишет Эд-дингтон (1928): Даже в то время такой срок был найден слишком малым, но Кельвин убеждал геологов и биологов, что они должны уложить земную исто-рию в пределы этого срока. Поскольку других источников энергии не было вид-но, гипотезу гравитационного сжатия не оспаривали даже в начале ХХ в., хотя геологи без колебания указывали возраст Земли в миллиарды лет. При этом дата творения, предложенная лордом Кельвином, упоминалась не с большим уважени-ем, чем библейская, – пишет Эддингтон.
Теперь мы знаем, что выделение энергии гравитационного сжатия преоб-ладает лишь на ранних и поздних этапах эволюции звезд; длительного излучения нормальной звезды оно обеспечить не может.
В начале ХХ в. в качестве источника энергии обсуждался радиоактивный распад урана, имеющий довольно высокую калорийность (0,00025mc2), но тре-бующий весьма редких химических элементов в качестве горючего. Дж.Джинс предполагал даже, что в недрах звезд могут быть неизвестные трансурановые элементы, испытывающие в результате распада «полное уничтожение и превра-щение в излучение». Эта идея также не оправдалась в отношении нормальных звезд, но как любая здравая идея она не была забыта и спустя много лет нашла свое место совсем в другом контексте: распад ядер умеренной массы (Ni, Co) служит для объяснения кривых блеска сверхновых I типа, а распад гипотетиче-ских сверхтяжелых ядер предлагался для объяснения таинственных гамма-вспышек.
В 1927 г. Эддингтон в книге «Звезды и атомы» писал:
«Мы не найдем никаких существенных запасов энергии, пока не начнем рассматривать электроны и атомные ядра; здесь необходимая энергия может освободиться при перегруппиров-ке протонов и электронов в атомных ядрах (превращение элементов) и гораздо большая энергия – при их аннигиляции... Точка зрения, по которой энергия звезды возникает при построении других элементов из водорода, имеет большое преимущество, ибо не существует сомнений относи-тельно возможности этого процесса, тогда как мы не имеем доказательств того, что в природе может происходить аннигиляция материи... С моей точки зрения существование гелия служит самым лучшим доказательством того, что гелий может образовываться. Протоны и электро-ны, образующие его атом, должны были быть собраны воедино в какое-то время в каком-то месте, и почему бы этим местом не могли быть звезды? ... Я отдаю себе отчет в том, что мно-гие критики не считают условия в звездах достаточно подходящими для превращения элементов – звезды не достаточно горячи. Этим критикам мы советуем следующее: пусть пойдут и по-ищут местечко погорячее».

Трудно было послать своих оппонентов еще дальше. Но проблема от этого не исчезала: даже при температуре в десятки миллионов кельвинов, которую предсказывают для недр Солнца политропные модели, соударения протонов друг с другом еще слишком слабы для протекания ядерных реакций: мешает кулонов-ское отталкивание. Только с рождением квантовой механики стала очевидной возможность подбарьерных переходов; идея туннельного эффекта принадлежит Георгию Гамову (1928 г.). И все же поразительно медленно «тлеет» термоядерное горение в недрах звезд: в среднем 100 млрд. лет ждет протон того мгновения, ко-гда ему доведется вступить в реакцию.
Перелом в проблеме источника звездной энергии наступил в 1932 г., когда были открыты нейтрон и позитрон. Довольно быстро К.Вейцзеккер указал воз-можные пути термоядерного синтеза (1938 г.): протон-протонную реакцию и уг-леродно-азотный цикл; Г.Гамов и Э.Теллер дали метод расчета скоростей реак-ций, а Г.Бете и К.Кричфилд проделали детальный расчет горения водорода (1939 г.), дающий энергетический выход 0,007mc2. Теоретически проблема источника энергии звезд при этом была решена. Но экспериментальная проверка затянулась на полстолетия: лишь в 1970-х удалось зарегистрировать прямой продукт термо-ядерных реакций в недрах Солнца – нейтрино, и только в 1998 г. прояснилась причина трехкратного дефицита потока нейтрино по сравнению с предсказанием теоретической модели Солнца – нейтрино имеет массу покоя, а значит, может ис-пытывать превращения по пути от Солнца к Земле.


Эволюция звезд

О том, как изменялось представление о сложности процесса звездной эво-люции, говорит ряд высказываний первопроходцев этой области:
Мы осознали, что необычно высокая температура звездных недр не только не препятст-вует их исследованию, но скорее устраняет ряд трудностей. При земных температурах вещест-во имеет сложные свойства, которые ставят изрядные препятствия их изучению; но разумно надеяться, что в не слишком отдаленном будущем мы сможем понять такую простую вещь, как звезда (А.Эддингтон, 1926).
Свойства звезд зависят от самых простых и основных законов природы и даже при со-временном состоянии знания могли бы быть теоретически выведены при помощи общих физиче-ских принципов, если бы мы даже никогда не видали ни одной звезды" (Г.Н.Ресселл и др., 1927).
Тот, кто решается толковать об эволюции звезд, должен быть оптимистом и обладать чувством юмора (Ц.Пейн-Гапошкина, 1952).
Если вселенная управляется простыми универсальными законами, то разве чистое мыш-ление оказалось бы не способным открыть эту совокупность законов? Тогда не нужно было бы опираться на наблюдения, которые приходится производить с таким трудом. Хотя законы, ко-торые мы стремимся открыть, быть может, и совершенны, но человеческий разум далек от совершенства: предоставленный самому себе, он склонен заблуждаться, чему мы видим печаль-ное подтверждение среди бесчисленных примеров прошлого. Действительно, мы очень редко упускали возможность впасть в заблуждение; только новые, полученные из наблюдений данные, с трудом отвоеванные у природы, возвращали нас на правильный путь. В теории эволюции звезд они особенно необходимы, чтобы двигаться вперед, не впадая в серьезные ошибки (М.Шварцшильд, 1958).

Действительно, теория звездной эволюции развивалась весьма извилистым путем, испытывала драматические повороты, и она все еще далека от своего за-вершения. Напомним некоторые ее этапы.
Сэр Норман Локьер, открывший на Солнце гелий и, как утверждают, един-ственный из астрономов, хорошо знакомый с современной ему физикой, первым высказал мысль (1899–1902), что звезда горячее всего в середине своей жизни. Начав эволюцию в виде разреженного облака, сжимающаяся звезда в соответст-вии с законом Джонатана Лейна (1819–1880) повышает свою температуру и све-тит за счет выделяющейся гравитационной энергии до тех пор, пока ее вещество ведет себя как идеальный газ. Достигнув высокой плотности, вещество звезды те-ряет свойства идеального газа и практически перестает сжиматься, лишаясь таким образом источника внутренней энергии. С этого момента начинается остывание звезды как жидкого или твердого тела.
Э.Герцшпрунг и Г.Рассел, обнаружившие закономерность в распределении звезд на плоскости «температура – светимость» (которую мы теперь называем «диаграммой Герцшпрунга-Рассела») попытались интерпретировать ее с помо-щью идей Локьера. Рассел предположил (1913 г.), что красные гиганты находятся на ранней стадии эволюции: выделившись из межзвездной среды и сжимаясь, эти звезды становятся все горячее и достигают максимума температуры в области спектрального класса В, на верхнем конце главной последовательности. В этот момент средняя плотность звезды достигает значения  1 г/см3, законы идеально-го газа становятся неприменимы, и звезда начинает остывать, двигаясь вниз по главной последовательности и постепенно сжимаясь, подобно жидкому или твер-дому телу. В пользу этой теории говорили низкие плотности красных гигантов и рост плотностей звезд вдоль главной последовательности в сторону красных кар-ликов. Поэтому «теория сжатия и остывания» (ее также называли «теорией гиган-тов и карликов») получила широкое признание.
Однако к началу 1920-х годов у теории гигантов-карликов возникли труд-ности: прежде всего неясен был источник энергии; гравитационного сжатия не хватало. В 1919 г. Резерфорд произвел в лаборатории Кавендиша первое ядерное превращение; возникло подозрение, что именно этот процесс является источни-ком энергии звезд. Уже в 1920 г. Эддингтон в публичном выступлении заявил: То, что возможно в лаборатории Кавендиша, не может оказаться слишком труд-ным для Солнца. В 1939 г. проблема источника энергии звезд была решена.
Как видим, до начала 1920-х годов эволюция звезды рассматривалась пре-жде всего как изменение ее физических характеристик – плотности, температуры. В конце 1930-х уже было совершенно ясно, что термоядерные реакции поддержи-вают физические условия в центре звезды относительно стабильными (особенно температуру), но приводят к изменению ее химического состава. Это и должно служить причиной эволюции звезды.
Первую теорию звездной эволюции, основанную на ядерной энергетике, разработали Г.Гамов и Э.Теллер в 1937-40 гг. Они полагали, что звезда сохраняет химическую однородность и эволюционирует до полного выгорания водорода. При этом монотонно возрастает ее средний молекулярный вес () и звезда дви-жется вверх по главной последовательности, или, как говорили в те годы, – вверх вдоль основного ряда звезд.
Как видим, строгая зависимость между светимостью и спектральным клас-сом у большинства звезд – главная последовательность – завораживала многих исследователей. Как будто бы сама природа указала эволюционный путь звезд. Вот только в каком направлении вдоль этой последовательности происходит эво-люция? Гамов и Теллер считали, что вверх, поскольку меняется химический со-став звезды. Вейцзеккер и Хойл тоже считали, что звезды движутся вверх, но из-за аккреции межзвездного вещества, вызывающей рост их массы. Однако была и другая точка зрения.
Она восходит к 1920-м годам, когда измерения Ф.Сирса окончательно до-казали, что наиболее массивные звезды движутся наиболее медленно. Казалось, что этим надежно обосновано равнораспределение звезд по кинетической энер-гии, для установления которого, как рассчитал Дж.Джинс, требуется не менее 1013 лет. Чтобы прожить такое время, звезда должна полностью превратить свое веще-ство в излучение; при этом ее эволюционный путь, естественно, представлялся как движение вниз по главной последовательности.
Были и другие причины рассматривать потерю массы как главную причину эволюции звезд. Б.А.Воронцов-Вельяминов в 1931 г. указал, что потеря звездами вещества может иметь большую эволюционную роль не только для межзвездной среды, но и для самих звезд. Развивая эту идею, В.Г.Фесенков в 1949 предложил оригинальную теорию эволюции, разработанную А.Г.Масевич, В.С.Сорокиным и др. Они полагали, что звезды рождаются массивными, а затем теряют вещество в виде звездного ветра и движутся вниз по главной последовательности. Чтобы объяснить наблюдаемое распределение звезд по светимости, нужно было предпо-ложить темп потери массы пропорциональным светимости звезды, что выглядело вполне естественно. Однако эти модели основывались на предположении о пол-ном перемешивании звезды, которое скоро было опровергнуто.
Впрочем, первые указания на химическую неоднородность звезд появи-лись довольно рано и были связаны с объектами вне главной последовательности. Речь идет о цефеидах.
Еще в конце 1920-х стало ясно, что причина переменности блеска цефеид заключается в их пульсациях. Ранее эти звезды считали тесными двойными, ок-руженными газовой оболочкой: переменность лучевой скорости приписывали ор-битальному движению, а переменность блеска – повышенной температуре лиди-рующего полушария звезды-спутника, нагретого набегающими потоками газа. Однако позже, сопоставив вычисленный радиус цефеид с периодом и диапазоном изменения скорости, убедились в противоречивости гипотезы двойной звезды и поняли, что цефеида – одиночная пульсирующая звезда, а ее период определяется средней плотностью вещества (как период собственных колебаний каждого само-гравитирующего тела). После этого Эддингтон весьма изящно продемонстриро-вал, что источником энергии цефеид не может быть гравитационное сжатие: от-сутствие заметного изменения периода пульсаций у цефеид с высокой точностью указывало, что их плотность не меняется, а значит, не происходит сжатия.
Таким образом цефеида как звезда-гигант представляла в те годы крайне противоречивый объект: гравитационный источник энергии отвергался прямыми наблюдениями, а модели с однородным химическим составом имели слишком низкую температуру в центре, чтобы ядерный источник энергии смог обеспечить высокую светимость звезды. Так постепенно рождалась мысль о звездах с неод-нородным химическим составом.
Э.Эпик (1938 г.), а также К.Кричфилд и Г.Гамов (1939 г.) предположили, что звезда-гигант состоит из компактного гелиевого ядра и потяженной водород-ной оболочки. Химическая неоднородность оказалась плодотворной идеей. М.Шёнберг и С.Чандрасекар построили (1942 г.) модель звезды со скачком хими-ческого состава и показали, что вследствие выгорания водорода в ядре оно стано-вится изотермическим и растет до тех пор, пока давление оболочки не заставит его сжаться; если ядро гелиевое, а оболочка водородная, то масса ядра не может превысить 10–12% от полной массы звезды (предел Шёнберга-Чандрасекара). При этом выделяется большая гравитационная энергия, отчего оболочка расширя-ется и снижает свою эффективную температуру.
Теория красных гигантов развивалась трудами Гамова и Келлера (1945 г.), Хаяши (1949 г.), Сэндиджа, Хойла и М.Шварцшильда (1952–55 г.); последние, в частности, выполнили подробные расчеты моделей звезд с неоднородным хими-ческим составом и обосновали быстрый уход звезды с главной последовательно-сти в область красных гигантов в процессе сжатия изотермического ядра соста-рившейся звезды и возникновения у нее слоевого источника горения. Они показа-ли, что сжатие гелиевого ядра останавливается в тот момент, когда его темпера-тура достигнет  108 K и начнется горение гелия в процессе 3-реакции, в ходе которой три ядра гелия объединяются в ядро углерода. Мартин Шварцшильд (сын Карла Шварцшильда и племянник Роберта Эмдена) пришел к выводу, что крас-ные гиганты имеют протяженную конвективную оболочку, в которой происходят мощные турбулентные движения, генерирующие сильный звездный ветер. Теперь мы знаем, что именно красные гиганты служат главными поставщиками вещества в межзвездную среду.
В те же годы Сэндидж вместе с Х.Арпом и У.Баумом построил первую фо-тоэлектрическую диаграмму цвет-величина для звезд шарового скопления М92, на которой кроме ветви красных гигантов и асимптотической ветви гигантов ясно выделялась главная последовательность. В 1955 г. Ф.Хойл и М.Шварцшильд рас-считали эволюционный путь звезды от главной последовательности в область красных гигантов и объяснили диаграмму цвет-величина звездных скоплений. Дальнейшее развитие теории требовало учета слоевых источников энергии; моде-ли усложнялись, и расчет становился очень громоздким. К счастью, гражданским ученым уже становились доступны электронные вычислительные машины. По-следние четыре десятилетия ХХ века именно возможности компьютеров опреде-ляли развитие теории эволюции звезд.
Стремительный компьютер позволяет сжать миллиарднолетнюю эволю-цию звезды в несколько часов вычислительного времени. Но наблюдать воочию перемены в эволюционном статусе звезд астрономы долгое время и не мечтали. Единственным исключением были вспышки сверхновых. Это вполне естественно: особенно быстрые перемены звезда испытывает в начале и в конце своей жизни.
В начале 1960-х, моделируя формирование звезд, Чуширо Хаяши предска-зал их стремительное возгорание на заключительной стадии коллапса. Астроно-мам даже показалось, что они уже наблюдали этот процесс в 1937 г. у звезды FU Ориона. Но за прошедшие с тех пор годы эта звезда монотонно меркнет, доказы-вая, что она и подобные ей молодые звезды неоднократно испытывают такие вспышки. Теоретики тоже согласны: модель Хаяши была слишком проста – в дей-ствительности процесс рождения звезды растянут на значительно большее время.
Однако упорные наблюдения принесли плоды «с другого края» звездной эволюции: некоторые переменные звезды-цефеиды, пересекая полосу неустойчи-вости на диаграмме Герцшпрунга-Рассела, демонстрируют медленное изменение периода пульсаций; обнаружено также несколько звезд на стадии окончания ядерного горения. Это переменные звезды FG Стрелы, V605 Орла, V886 Геркуле-са и так называемая звезда Сакураи.
Открытый японским астрономом Юкио Сакураи в 1996 г. быстро возго-рающийся объект вначале был принят за вспышку новой, но оказался, как счита-ют многие, маломассивной звездой в процессе гелиевой вспышки, у которой пря-мо на наших глазах формируется протяженная пылевая оболочка. В течение 1997 г. температура звезды понизилась с 7500 К до 4300 К и в спектре появились силь-ные полосы молекулярного углерода, т.е. звезда стала типичной углеродной. По-видимому, именно так происходит переход звезды в стадию переменной типа R Северной Короны; характерная особенность этих звезд – регулярный выброс в межзвездное пространство облаков графитовой или силикатной пыли, которая конденсируется в их протяженных атмосферах.
Переменная FG Стрелы за 100 лет изменила свой спектральный класс от O до K, понизила эффективную температуру от 50 000 до 4600 К и сильно изменила химический состав атмосферы в результате развившегося в ее глубинах конвек-тивного перемешивания вещества. Проходя в 1970-х годах через полосу неустой-чивости она продемонстрировала усиливающиеся пульсации. Есть основания считать, что эта звезда, как и звезда Сакураи, претерпевает последнюю вспышку в слоевом гелиевом источнике, сопровождаемую расширением оболочки; это один из последних эпизодов в жизни ядра планетарной туманности. Как и звезда Саку-раи, FG Стрелы систематически выбрасывает, начиная с 1992 г., облака углерод-ной пыли.
Переменная звезда V886 Геркулеса за 150 лет прошла половину пути от стадии красного гиганта к ядру молодой планетарной туманности. Оболочка этой туманности уже сформировалась, началась ее ионизация; примерно через 100 лет звезда достигнет температуры 50 000 К.
Обнаружены и новорожденные планетарные туманности, такие как Henize 1357 (туманность Скат), разогретая оголившейся центральной звездой за два по-следние десятилетия. Как видим, систематические наблюдения небесных объек-тов дают все больше доказательств их эволюции.

Формирование звезд

В начале этой главы мы уже обсуждали эволюцию взглядов на происхож-дение звезд. В следующих главах содержатся современные данные о процессе звездообразования. Поэтому здесь мы коснемся этой проблемы коротко.
Итак, начало современному учению о формировании звезд дала переписка Бентли с Ньютоном (1692 г.). Догадка Ньютона, развитая Кантом и Лапласом, оказалась настолько привлекательной, что астрономы начали искать и находить «протозвездные объекты» – туманности на разных стадиях превращения в звезды. Разнообразные наблюдаемые формы туманностей В.Гершель пытался свести в единую эволюционную цепь. На протяжении всего XIX столетии яркие туманно-сти считали предками звезд. Это было крупнейшее заблуждение в истории звезд-ной космогонии. О нем стали догадываться только после работы Джинса «Устой-чивость сферической туманности» (1902 г.), заложившей основу физической тео-рии рождения звезд. Стало ясно, что гравитация не играет роли в динамике эмис-сионных туманностей (т.е. ярких, горячих и разреженных облаков газа), а значит, не может приводить к их распаду на протозвезды. Спиральные туманности также не оправдали надежд космогонистов: спектральные наблюдения Слайфера пока-зали, что это звездные острова – гигантские галактики, а вовсе не протозвездные диски.
Не имея наблюдательных фактов о формировании звезд в нашу эпоху, тео-ретики нашли этому объяснение: наивные оценки длительности ядерной эволю-ции звезд (t  Mc2/L = 21013 лет) позволили предположить, что все звезды ро-дились в раннюю космологическую эпоху и живут до сих пор. Но постепенно на-капливались факты против этой примитивной картины: выяснилась относительно невысокая эффективность ядерных реакций (<1% от mc2); обнаружились звезды высокой светимости, сжигающие свое топливо за сотню миллионов лет; наконец, изучение динамической эволюции ОВ-ассоциаций и кратных звезд позволило В.А.Амбарцумяну заключить, что возраст массивных О и В звезд не превышает нескольких десятков миллионов лет. Стало очевидно, что звезды рождаются в нашу эпоху, хотя оставалось неясным, где именно, а также из чего они формиру-ются.
В первой половине ХХ века о межзвездной среде было известно очень ма-ло, но даже после обнаружения в межзвездном пространстве по линии излучения 21 см облаков нейтрального водорода (1950 г.) вопрос о протозвездном веществе все еще был открыт. Только в 1970 г. были открыты молекулы СО и Н2, а к 1975 г. окончательно выяснилось, что холодный молекулярный газ собран в массивные облака, которые и служат «родильными домами» звезд.
Первые эволюционные треки протозвезд, приближающихся на диаграмме Герцшпрунга-Рассела к главной последовательности, были рассчитаны Хенье и др. (1955 г.). Оказалось, что при сжатии протозвезды ее светимость медленно уве-личивается, а после того, как становится существенным выделение термоядерной энергии, светимость немного уменьшается. В предсказанных местах диаграммы действительно обнаружились звезды типа Т Тельца в рассеянных скоплениях.
В 1960-70-е годы усилиями Ч.Хаяши, Р.Ларсона, П.Боденхаймера и др. бы-ла создана первая, еще очень грубая теория формирования звезд, начиная со ста-дии разреженного и прозрачного (для инфракрасного излучения) облака. Развив-шаяся вслед за этим новая наблюдательная техника, – телескопы инфракрасного и миллиметрового диапазонов, – значительно расширила знания о зарождении и формировании звезд. Оказалось, что рождение звезды сопровождается удиви-тельными процессами: формированием околозвездных дисков и струйными вы-бросами «лишнего» вещества. Механизмы этих явлений еще предстоит понять.


Двойные звезды

До середины ХХ в. по поводу формирования двойных звезд астрономы придерживались теории деления вращающихся тел при их сжатии, созданной трудами А.Пуанкаре, Дж.Дарвина и Дж.Джинса. Согласно простейшему варианту этой теории, форму сжимающейся протозвезды описывает последовательность фигур равновесия самогравитирующих вращающихся однородных (жидких) тел. В ходе сжатия такое тело принимает форму все более сплюснутого эллипсоида. При сжатии больше критического и при наличии внешних возмущений сплюсну-тый эллипсоид может превратиться в кольцо или в эллипсоид, вытянутый пер-пендикулярно оси вращения. Продолжая сжиматься, вытянутый эллипсоид может принять гантелеобразную форму и разделиться пополам.
Учитывая, что сжимающееся облако (протозвезда) не очень похожа на твердотельно вращающееся однородное тело, Джинс обобщил эту модель для га-зообразных тел. В ходе сжатия такая модель также теряет устойчивость, но иным образом: и с ее экватора под действием центробежной силы начинает истекать вещество, формируя вокруг будущей звезды диск. В диске под действием грави-тационной неустойчивости может сформироваться одно или несколько тел – спут-ников центрального светила.
В начале 1950-х эти взгляды подверглись ревизии: сохранение момента при сжатии было признано невозможным – слишком он велик у межзвездных об-лаков по сравнению со звездами. Были развиты новые подходы, основанные на теории гравитационной фрагментации, принимавшие во внимание исходную тур-булентность облака и взаимодействие образовавшихся в нем фрагментов друг с другом. Но в целом теория формирования двойных и кратных звезд развивалась медленно. Даже появление компьютеров не дало принципиально новых решений (как это было, например, в теории строения и эволюции звезд). В 1990-е годы ста-ло ясно, что большинство формирующихся и молодых звезд умеренной массы ок-ружены околозвездными дисками. В плотных протоскоплениях молодые звезды могут взаимодействовать с дисками соседних звезд, теряя при этом кинетическую энергию и, возможно, объединяясь в пары. Этот процесс был детально рассмотрен А.Боссом, Д.Лином, И.Острайкер (1991-1994).
Жизнь в тесной двойной системе накладывает отпечаток на всю после-дующую эволюцию звезды: присутствие соседнего тела вносит новое измерение в картину эволюции, превращая ее из одномерного и ставшего уже банальным жиз-неописания в увлекательный и запутанный детектив. В 1970–90-е годы именно это направление выделилось в теории эволюции звезд.


Продукты звездной эволюции

С эволюцией нормальных звезд связаны продукты их жизнедеятельности – белые карлики и планетарные туманности, нейтронные звезды и остатки сверхно-вых, черные дыры. Не сразу астрономы поняли, что «умершие» звезды могут про-являть высокую активность и демонстрировать удивительные зигзаги эволюции. Впрочем, одиночные белые карлики и одиночные нейтронные звезды (обнару-женные в самом конце ХХ в.) выглядят довольно спокойными. Но их присутствие в тесной двойной системе создает удивительные астрономические объекты, к ко-торым было приковано внимание исследователей звезд последней трети ХХ в.
Как ни странно, но даже изучение планетарных туманностей недавно по-лучило новый импульс. Наземные наблюдения высокой четкости и космические снимки продемонстрировали удивительное строение многих из них: обнаружи-лись тонкие струи и спирали, многокомпонентные оболочки, сильная стратифи-кация химических элементов. Мир планетарных туманностей предстал таким своеобразным, что для объяснения даже основных типов его населения понадо-бятся большие усилия.
Многие физики экстра-класса, создававшие в середине столетия ядерное оружие, увлеклись затем проблемой сверхновых звезд. Ни одна другая астроно-мическая задача, пожалуй, не испытала такого интеллектуального штурма. В ре-зультате за короткое время была создана теория ядерного горения в вырожденном веществе, развиты схемы быстрого и медленного захвата нейтронов, позволившие объяснить происхождение химических элементов; было рассчитано взаимодейст-вие оболочек сверхновых с межзвездной средой. Но о самих механизмах взрыва сверхновых до сих пор идут дискуссии и предлагаются новые, чрезвычайно эле-гантные сценарии, отбор из которых, вероятно, предстоит сделать уже в XXI-м веке.
Колоссальные достижения получены при изучении нейтронных звезд – пульсаров. Они настолько четко рассказывают о своем поведении, что наблюдая их, удалось многое узнать о сверхплотном веществе, сверхсильных магнитных полях и даже доказать существование гравитационных волн.
Значительно труднее развивается астрофизика черных дыр: сомнений в их существовании у астрономов уже не осталось, но вывести из наблюдений их свойства пока не удается; теория черных дыр пока не получила от наблюдателей сколько-нибудь интересных фактов.
Мир звезд представляется нам сейчас настолько разнообразным и слож-ным, что у специалистов при слове звезда уже не возникает ни какой ассоциации: к существительному звезда требуется добавить хотя бы одно прилагательное – нормальная, пульсирующая, вырожденная, нейтронная, массивная, формирую-щаяся, и т.п. Только тогда у специалиста появился более или менее определенный образ звезды как физического объекта. Канули в Лету те времена, когда опреде-ление «звезда – это газовый шар» считалось самодостаточным; мир звезд оказался столь же неисчерпаем, как ... да-да, именно – как атом. Вспомним удивление Эд-дингтона, заканчивающего свою книгу «Звезды и атомы» описанием вырожден-ных белых карликов, живущих по законам квантовой механики: Я не думал, когда начинал эту книгу о звездах и атомах, что она кончится намеком на звезду-атом. Мир звезд оказался так же неисчерпаем, как наше желание и способность познавать его.
Знаменитый физик Р.Фейнман не так давно писал:
Век, в который мы живем, это век открытия основных законов природы, и это время уже никогда не повторится. Это удивительное время, время волнений и восторгов, но этому на-ступит конец.

Известно, что далеко не все физики разделяют такой прогноз Фейнмана в отношении фундаментальной науки. Но даже если количество основных законов природы конечно, разрешенные ими возможности природы не поддаются вооб-ражению. Даже в мире таких простых объектов, как звезды, нас ждет еще неверо-ятное количество удивительного и неожиданного. По существу, наше проникно-вение в мир звезд еще только начинается.


Основные события в изучении физики звезд

Краткая хронология звездной астрофизики

До начала ХХ века

ГОД СОБЫТИЕ
1572 Явление сверхновой, впервые научно описанное Тихо Браге.
1596 Д.Фабриций впервые описал наблюдение переменной звезды.
1610-11 По движению пятен обнаружено вращение Солнца (Г.Галилей, И.Фабриций, Х.Шейнер).
1692 Ньютон формулирует идею гравитационной неустойчивости первичного вещества Вселенной с целью объяснить происхождение звезд.
1755 Кант изложил свою небулярную гипотезу о происхождении небесных тел, позже независимо развитую Лапласом (1796).
1779 Первый каталог двойных звезд (Х.Майер) и начало их изучения (В.Гершель).
1783 Джон Митчелл, затем Лаплас (1795) отметили принципиальную возможность суще-ствования столь массивных объектов, что гравитация не позволяет даже лучу света покинуть их поверхность – предсказание черных дыр.
1786 Составлены первые каталоги переменных звезд (Э.Пиготт), звездных скоплений и туманностей (В.Гершель).
1802 У.Волластон обнаружил темные линии в спектре Солнца, которые позже детально описал Й.Фраунгофер (1814).
1835-39 Первые измерения параллаксов звезд (Ф.Бессель, В.Струве, Т.Хендерсон).
1836 Первые фотометрические измерения блеска звезд (Дж.Гершель).
1844 По неравенствам в собственном движении Сириуса и Проциона Ф.Бессель заподоз-рил наличие у них невидимых спутников, как позже выяснилось – белых карликов.
1848 Ю.Майер, один из создателей закона сохранения энергии, высказал гипотезу, что излучение Солнца поддерживается постоянным падением на него метеоритов, от-дающих Солнцу свою кинетическую энергию.
1850 У.Бонд и Дж.Бонд получили первую фотографию звезды (Веги).
1854 Г.Гельмгольц предположил, что источником солнечной энергии служит его непре-рывное сжатие под действием собственной силы тяжести. Но У.Томсон (лорд Кель-вин) вычислил (1861), что гравитационное сжатие может обеспечить светимость Солнца на современном уровне в течение всего лишь 20 млн лет, что противоречит данным о возрасте Земли.
1859-62 Р.Бунзен и Г.Кирхгоф разработали метод спектрального анализа. Кирхгоф измерил положение тысяч фраунгоферовых линий в спектре Солнца, отождествил их с ли-ниями известных элементов и доказал, что недра Солнца горячее его атмосферы, опровергнув существовавшее тогда мнение о холодном ядре Солнца. У.Хёггинс и А.Секки начали спектроскопическое изучение звезд.
1862 А.Кларк при испытании 46-см рефрактора открыл слабый спутник Сириуса, как выяснилось позже, – первый белый карлик Сириус В.
1862 У.Томсон (лорд Кельвин) ввел понятие конвективного равновесия и рассмотрел адиабатическую конвекцию в атмосфере Земли. М.Фей предположил, что конвек-ция может быть основным механизмом переноса энергии внутри Солнца.
1863-68 А.Секки провел первую (визуальную) классификацию спектров 4000 звезд, разде-лив их на 5 классов приблизительно в порядке убывания температуры поверхности (это подтвердилось позже).
1868 У.Хёггинс впервые (визуально) измерил смещение линий в спектре звезды (Сириу-са) и оценил её лучевую скорость, используя формулу Доплера.
1869 Дж.Лейн (Лэн) теоретически исследует внутреннее строение Солнца и сжатие газо-вого шара под действием собственной гравитации. На основе гипотезы о конвек-тивном равновесии он впервые рассчитывает структуру политропной звезды. Пыта-ясь по значению солнечной постоянной определить температуру поверхности Солнца, он получает 30000 К (закон Стефана тогда не был известен; он был опубли-кован только в 1879).
1872 Г.Дрэпер получил первую фотографию спектра звезды – Веги.
1878-83 А.Риттер в большой серии статей развил математическую теорию самогравити-рующих политропных газовых шаров. Он независимо вывел основное уравнение звездной структуры, именуемое обычно уравнением Лейна-Эмдена (или Лэна-Эмдена), и решил его для ряда показателей политропы. Он впервые получил урав-нение для потенциальной и внутренней энергии звезды, связанные в равновесии теоремой о вириале. Он рассмотрел также пульсации газовых шаров с целью объяс-нения переменных звезд.
1878-89 Опубликованы теоретические работы М.Тизена, Э.Бетти, А.Шустера, Дж.Хилла и Дж.Дарвина о структуре изотермических шаров и политропов.
1885 Первое наблюдение вспышки звезды за пределом Галактики – Э.Хартвиг наблюдал сверхновую в М 31.
1888-90 Дж.Килер провел надежные (визуальные) измерения лучевых скоростей звезд. Г.Фогель и Ю.Шейнер разработали методику фотографического измерения лучевых скоростей.
1894 А.Белопольский открыл периодическое изменение лучевых скоростей цефеид.


ХХ век

1900 М.Планк положил начало квантовой теории и вывел закон распределения энергии в спектре абсолютно черного тела.
1902 Дж.Джинс создал теорию гравитационной неустойчивости неподвижной однород-ной газовой среды.
1904 Дж.Джинс предположил, что источником энергии звезд служит то, что положитель-но и отрицательно заряженные элементарные частицы, притягиваясь и «обрушива-ясь» друг на друга, превращают всю свою массу в энергию излучения. В 1905 теория относительности Эйнштейна дала количественную оценку (E = mc2) идее полной аннигиляции вещества.
1905-07 Э.Герцшпрунг открыл, что звезды поздних спектральных классов разделяются на гиганты и карлики.
1906 К.Шварцшильд развил теорию лучистого равновесия звездных атмосфер.
1907 Опубликована фундаментальная книга Р.Эмдена «Газовые шары», содержащая об-щую теорию равновесия политропных конфигураций. Приняв в качестве модели Солнца политропу с индексом n = 3/2, Эмден получил центральную температуру 12 млн. К и плотность 8,3 г/см3. Светимость Солнца тогда считалась равной 7,81026 Вт, а температура фотосферы – около 7000 К. Современные расчеты дают централь-ную температуру Солнца 16 млн. К и плотность 160 г/см3.
1908 Дж.Хейл открыл магнитное поле на Солнце (в пятнах).
1911-14 К.Шварцшильд и Г.Рассел построили диаграмму спектр-светимость, сыгравшую ог-ромную роль в изучении эволюции звезд.
1914 У.С.Адамс, анализируя спектр Сириуса В, показал, что он имеет такую же высокую температуру, как сам Сириус. До этого Сириус В относили к красным звездам и объ-ясняли его малый блеск низкой температурой. При измеренной Адамсом высокой температуре вычисленный радиус Сириуса В оказался меньше, чем у Земли. Воз-никло понятие белый карлик.
1914-19 Х.Шепли и А.Эддингтон разрабатывают теорию пульсаций политропных звезд.
1916 А.Эддингтон начинает разработку теории внутреннего строения звезд и демонстри-рует большую роль давления излучения в равновесии массивных звезд.
1918-24 Опубликован 9-томный «Каталог Гарвардской обсерватории» (Henry Draper Catalogue, HD), содержащий классификацию спектров 225300 звезд, проделанную Энни Кэннон.
1920 При помощи интерферометра, смонтированного на 100-дюймовом рефлекторе об-серватории Маунт-Вилсон, А.Майкельсон и Ф.Пиз провели первое прямое измере-ние диаметра звезды (Бетельгейзе).
1920-25 Создана теория ионизации атомов (М.Саха) и применена к истолкованию звездных спектров и изучению атмосфер звезд (Г.Рассел, А.Милн, С.Пейн-Гапошкина).
1921 Эддингтон высказал предположение, что верхний предел светимости достигается у тех звезд, у которых направленная внутрь сила тяжести уравновешивается направ-ленным наружу давлением излучения. Модель Эддингтона объясняет зависимость масса-светимость для звезд главной последовательности (1924). Издана книга Эд-дингтона «Внутреннее строение звезд» (1926).
1922 Обнаружена двойная горячая звезда Пласкетта (HD 47129) с полной массой около 150 М и массой главного компонента 80-90 М.
1922-29 А.Шустер, К.Шварцшильд, Э.Милн и А.Эддингтон разработали теорию переноса излучения в атмосферах звезд.
1929 Г.А.Шайн и О.Струве определили скорости вращения звезд. Р.Аткинсон и Ф.Хоутерманс предположили, что источником энергии звезд служат реакции ядер-ного синтеза; вместе с Г.Гамовым они ввели термин термоядерные реакции.
1931 М.Миннарт и Ч.Слоб для определения состава звездных атмосфер ввели метод кри-вых роста, основанный на зависимости эквивалентной ширины спектральной линии поглощения от числа атомов, формирующих линию.
1932 Опубликован «Новый общий каталог двойных звезд» (ADS) Р.Эйкина.
1934 Ф.Цвикки, В.Бааде и Г.Минковский выделили в самостоятельный класс и начали изучать сверхновые звезды. В.Бааде и Ф.Цвикки высказали предположение, что вспышки сверхновых связаны с рождением нейтронных звезд.
1937 Дж.Койпер при изучении звездной эволюции впервые использовал диаграмму спектр-величина для рассеянных скоплений.
1937 Г.Волков и Р.Оппенгеймер впервые рассчитывают модель нейтронной звезды.
1937-40 Г.Гамов построил первую теорию звездной эволюции, основанную на ядерных ис-точниках энергии.
1938-39 К.Вейцзеккер, Г.Бете, Г.Гамов, К.Кричфилд и Э.Теллер открыли протон-протонный и углеродно-азотный циклы термоядерного синтеза. Г.Бете создал количественную теорию ядерных источников звездной энергии.
1939 Р.Оппенгеймер и Х.Снайдер чисто математически предсказывают черные дыры. Интерес астрономов к этим объектам просыпается лишь в начале 1960-х, а сам тер-мин черная дыра впервые произнес Джон Уилер в 1968 г.
1940 Дж.Гринстейн заметил особенности в спектре  Стрельца; это привело к обширным исследованиям обилия элементов в звездах. Б.Стрёмгрен начал разработку метода моделей для изучения звездных атмосфер.
1942 Н.Мейол и Я.Оорт показали, что Крабовидная туманность является остатком Сверх-новой 1054 г. М.Шёнберг и С.Чандрасекар нашли теоретический предел массы изо-термического ядра звезды, заложив этим основу теории красных гигантов.
1942-49 Б.В.Кукаркин на основе изучения переменных звезд выделил в Галактике различные подсистемы.
1944 В.Бааде разрешил на звезды центральную часть галактики М 31, что позволило ему выделить два типа звездного населения.
1946 Дж.Койпер впервые получил инфракрасные спектры звезд (до длины волны 2,5 мкм). Х.Бэбкок впервые обнаружил магнитное поле у звезды (78 Девы).
1946-48 Г.Гамов разработал теорию образования химических элементов в звездах путем по-следовательного захвата нейтронов.
1947 В.А.Амбарцумян показал, что наличие звездных ассоциаций свидетельствует о про-должающемся формировании звезд в Галактике.
1950 Только советские ученые, владеющие наиболее действенным методом познания – методом материалистической диалектики, – в состоянии действительно научно разрешить сложные вопросы эволюции звезд, – А.Б.Северный
1952 П.Меррилл обнаружил в спектрах некоторых холодных звезд линии нестабильного элемента технеция.
1953 С.А.Жевакин показал, что главный источник неустойчивости цефеид связан со сло-ем дважды ионизованного гелия. Но этой идее основана современная теория пуль-сирующих звезд.
1954-56 М.Уолкер открыл оптическую переменность бывшей новой DQ Her с периодом 71 с. Это стало прямым указанием на присутствие в двойной системе белого карлика.
1957 Джеффри и Маргерит Бербидж, Уильям Фаулер, Фред Хойл и Эл (Эластер) Камерон создают современную теорию нуклеосинтеза: происхождение химических элемен-тов получает объяснение как результат термоядерных реакций в недрах звезд.
1959 Получен теоретический верхний предел на массу устойчивой звезды, равный около 60 М (предел Леду-Шварцшильда-Херма).
1961-65 Ч.Хаяши доказал, что оболочки протозвезд на поздней (адиабатической) стадии сжатия должны быть полностью конвективными (стадия Хаяши). Вместе с коллегам он рассчитал первые модели сжатия протозвезд из первоначально однородного об-лака, демонстрировавшие мощную вспышку в момент остановки сжатия ядра.
1962 Открыт первый галактический источник рентгеновского излучения (Р.Джиакони, Х.Гурский, Ф.Паолини, Б.Росси).
1965 Д.Михалас, С.Стром и Е.Эврет на смену методу кривых роста разработали метод моделей атмосфер звезд, основанный на компьютерном расчете сеток моделей, не-однородных по температуре и плотности. Параметрами модели служат эффективная температура и сила тяжести на поверхности звезды, а на выходе модель дает про-филь оптического спектра.
1966-67 Я.Б.Зельдович, И.Д.Новиков и И.С.Шкловский предсказали, что черные дыры и нейтронные звезды могут быть мощными источниками рентгеновского излучения при аккреции на них звездного или межзвездного вещества.
1967 Открыты радиопульсары (Джоселин Белл и Энтони Хьюиш), отождествленные с теоретически предсказанными ранее нейтронными звездами.
1968 Раймонд Дэвис с коллегами начал измерять поток нейтрино от Солнца в экспери-ментах с хлорсодержащим детектором, идея которого принадлежит Б.М.Понтекорво (1946). В 1970-е годы группа Дэвиса надежно зарегистрировала поток нейтрино, ро-ждающихся в ходе термоядерных реакций в ядре Солнца, но он оказался примерно втрое меньше предвычисленного.
1969 Р.Ларсон создал численные модели сжатия неоднородных протозвезд, демонстриро-вавшие более спокойный характер эволюции, чем модели Хаяши.
1972 Обнаружение рентгеновских источников в составе двойных звезд; часть из них свя-зана с нейтронными звездами, а часть, по-видимому, – с черными дырами.
1975 Обнаружены гигантские молекулярные облака – основные области формирования звезд. В Галактике их около 6000, а масса каждого 105 – 106 М.
1979 5 марта гамма-детекторы семи космических аппаратов зафиксировали рекордно мощный импульс продолжительностью 0,2 с, после которого в течение трех минут наблюдалось затухающее мягкое рентгеновское излучение, пульсирующее с перио-дом 8 с. К 2003 году обнаружилась дюжина подобных источников в Галактике и Ма-геллановых Облаках. Одни вспыхивают раз в несколько лет; другие – сотни раз в год. Объекты названы магнитарами: нет сомнения, что вспышки связаны с пере-стройкой чрезвычайно мощного магнитного поля (до 1015 Гс) нейтронной звезды.
1987 23 февраля Ян Шелтон обнаружил вспышку сверхновой II типа SN 1987A в сосед-ней галактике Большое Магелланово Облако. Благодаря ее близости впервые уда-лось зарегистрировать поток нейтрино и другие многочисленные детали взрыва и последовавших за ним событий.
1997-98 После трех десятилетий безрезультатных поисков обнаружены коричневые карлики – звезды, имеющие столь малую массу и низкую температуру ядра, что термоядер-ные реакции в них не идут. Их массы менее 7% солнечной, а температура атмосфе-ры обычно не превышает 2000 К.
1997-98 Синхронные наблюдения гамма- и рентгеновских спутников и наземных обсервато-рий доказали внегалактическую природу гамма-всплесков, считавшихся одной из сложнейших астрономических загадок с момента их первой регистрации 2 июля 1967 г. Доказано, что вспышки происходят в очень далеких галактиках и, вероятно, вызваны взрывами «гиперновых», связанными с коллапсом ядра массивной звезды или слиянием двух нейтронных звезд. Высокая яркость гамма-всплесков требует механизма фокусировки излучения.
1998 На подземном водонаполненном детекторе Супер-Камиоканде (Япония), по-видимому, открыты осцилляции мюонного нейтрино, что указывает наличие у ней-трино (хотя бы одного сорта) массы покоя. Это серьезно облегчает решение пробле-мы дефицита солнечных нейтрино.
2002 Наблюдения в Садберийской нейтринной обсерватории (Канада) подтвердили, что благодаря осцилляции солнечные электронные нейтрино изменяют свой аромат (т.е. сорт). Проблема дефицита солнечных нейтрино решена.



Новые статьи на library.by:
ФИЛОСОФИЯ:
Комментируем публикацию: Рождение звезд

()

Искать похожие?

LIBRARY.BY+ЛибмонстрЯндексGoogle

Скачать мультимедию?

подняться наверх ↑

ДАЛЕЕ выбор читателей

Загрузка...
подняться наверх ↑

ОБРАТНО В РУБРИКУ

ФИЛОСОФИЯ НА LIBRARY.BY


Уважаемый читатель! Подписывайтесь на LIBRARY.BY на Ютубе, в VK, в FB, Одноклассниках и Инстаграме чтобы быстро узнавать о лучших публикациях и важнейших событиях дня.