Звездные рождения
Звезды рождаются, когда сгустки газа под действием тяготения собираются в тугой шарик. Затем он сжимается, давление и температура газа растут, пока не достигнут значений, необходимых для того, чтобы звезда прекратила сжиматься. Если масса газового шара достаточно велика, в его центре накопится давление, при котором запустятся реакции ядерного синтеза, — и тогда включается звезда.
Большинство звезд формируется в гигантских молекулярных облаках — резервуарах плотного газа внутри галактик. В Млечном Пути есть около 6000 молекулярных облаков, составляющих около половины общей массы газа в Галактике. Близкие к нам примеры — туманность Ориона в 1300 световых годах (1,2х1016 км) от нас и молекулярное облако Ро Змееносца в 400 световых годах от нас. Такие области могут достигать сотен световых лет в поперечнике, и газа в них достаточно, чтобы создать миллионы солнц. В них содержится газ плотностью в 100 раз больше, чем обычно в межзвездном пространстве, где норма — один атом на кубический сантиметр или меньше.
Газовый состав межзвездного пространства — 70% водорода, остальное — гелий с вкраплениями более тяжелых элементов. Плотные облака могут быть достаточно холодны, и тогда, кроме атомов, в них содержатся и молекулы газа водорода (H2). Молекулярные облака — одни из самых холодных мест во Вселенной, зачастую всего лишь на несколько градусов выше абсолютного нуля. Температура туманности Бумеранг, к примеру, — один градус Кельвина выше нуля, ниже температуры космического микроволнового фона в 3 K.
«Свет, слепящий нас, представляется нам тьмой. Восходит лишь та заря, к которой пробудились мы сами. Настоящий день еще впереди. Наше солнце — всего лишь утренняя звезда» Генри Дэвид Торо, «Уолден, или Жизнь в лесу» (1854)
Протозвезды
Звезды зарождаются в газовых облаках там, где плотность газа превышает среднюю. Впрочем, неясно, почему это происходит, — возможно, просто в силу турбулентности или из-за возмущения облака вспышкой сверхновой неподалеку. Магнитные поля тоже могут играть свою роль в зарождении газовых сгустков.
Когда сформировался сгусток достаточных размеров, в действие вступает тяготение и сжимает его еще больше. С концентрацией газового шара растет давление, и он нагревается. Затем высвобождается гравитационная энергия — как при ускорении мячика, катящегося с горы. Обе силы — тепло и давление — противодействуют тяготению и стараются удержать сжатие сферы, раздувая ее. Критическая масса, определяющая баланс между двумя этими наборами сил, называется массой Джинса, в честь физика Джеймса Джинса. Если сгусток превысит ее, он сможет продолжать свое развитие, в противном случае — нет.
Область тяготения может притянуть еще больше материи из окрестностей, та добавится к сгустку и позволит ему сжаться еще сильнее. По мере сжатия сгусток нагревается и начинает светиться. Когда его температура достигает порядка 2000 K, молекулам водорода хватает энергии на расщепление и ионизацию атомов своего облака. Получив новый путь высвобождения тепловой энергии, звезда может сжиматься еще больше, что и происходит, пока звезда не достигнет состояния, в котором ее распирает изнутри внутренним давлением. Так возникает протозвезда.
Протозвезды продолжают увеличиваться, наращивая материю. У них формируется плоский диск из газа или пыли, который притягивает материю эффективнее. Протозвезда, поглотив весь материал в своей окрестности, перестает расти и снова сжимается. Когда сжатие достигает некоторой критической точки, в ее плотном ядре запускается ядерный синтез водорода — так протозвезда становится звездой. Для звезды массой с Солнце этот процесс занимает 100 000 лет. Когда начинается ядерный синтез, у звезды есть температура и цвет, дающие ей место в главной последовательности, где она и размещается, развиваясь согласно физическим закономерностям.
Формирующиеся звезды трудно наблюдать, потому что они бледны и спрятаны глубоко в молекулярных облаках. Астрономам приходится смотреть в инфракрасный и еще более длинноволновой спектр и там искать скрытый пылью свет протозвезд. С помощью космического телескопа «Хаббл» были обнаружены диски вокруг массивных формирующихся звезд в туманности Ориона; другие наблюдения в телескоп 10-метрового класса похожим образом обнаружили диски вокруг отдельных молодых звезд и тем подтвердили, что такие диски — распространенное явление. Тем не менее, остается открытым вопрос, рождаются ли далее из этих дисков планеты — как в нашей Солнечной системе.
Космическая обсерватория «Гершель»
Космическая обсерватория «Гершель» Европейского космического агентства была запущена в 2009 году. Она наблюдает формирующиеся звезды и далекие галактики на инфракрасных длинах волн. На ней установлено одно большое зеркало для космического телескопа (3,5 метра в диаметре), с его помощью исследуют скрытые пылью и холодные объекты, невидимые для других телескопов. «Гершель» нацелен на поиски первых галактик, облаков газа и пыли, где рождаются новые звезды, дисков, из которых могут появиться планеты, и комет. Обсерватория названа в честь Уильяма Гершеля, который в 1800 году обнаружил инфракрасное излучение.
Двойные звезды
Также трудно объяснить формирование звезд-близнецов в парах, где обе вращаются вокруг общего центра масс. Около трети звезд Млечного Пути — парные, это слишком большая доля, чтобы списать ее на счет случайного захвата блуждающих звезд, а значит, видимо, должны существовать механизмы формирования двойных звезд. Скопления звезд, возможно, образуются вместе, если они сгущаются из единого облака, и даже одновременно, если облако подвергается шоковому воздействию или другому влиянию, вызывающему массовое зарождение звезд. Возмущения в самом облаке, быть может, — самое подходящее объяснение для отдельных пар или множественных звезд, сформировавшихся вместе; вероятно, другие системы распадаются, если конфигурация неустойчива — или же при столкновениях.
Еще одна загадка — процесс возникновения массивных звезд. Они должны бы гореть намного ярче, чем протозвезды небольшой массы, а потому стоило бы ожидать, что они быстро прекращают сжиматься и не зажигаются. Но, с другой стороны, они должны легко формироваться: нам их видно очень много, особенно в местах, где кипит формирование звезд, — например, в галактиках после столкновения. Возможно, они эффективно стягивают материю своим диском и спускают энергию через выбросы и потоки.
Молекулярное облако способно создавать звезды разных масс. Поскольку каждая звезда развивается по-своему и в соответствии со своей массой, такая популяция звезд со временем будет выглядеть очень разнообразно. Астрономы пытаются разобраться, как формируются и развиваются галактики, и понимают, что статистика формирования звезд влияет на устройство галактики.