Иосиф Шкловский - Звезды: их рождение, жизнь и смерть

• Название: Звезды: их рождение, жизнь и смерть
• Автор: Иосиф Шкловский
• Издательство: Наука
• Жанр: Физика

Книга посвящена центральной проблеме астрономии — физике звезд. Заключительный этап звездной эволюции представляет особенно большой интерес, так как он имеет прямое отношение к таким интереснейшим объектам современной астрономии, как пульсары, рентгеновские звезды и черные дыры. Проблемы, связанные с этими объектами, пока далеки от решения. Поэтому автор стремился осветить фактическое состояние вопроса, давая лишь общее представление о существующих: теориях и гипотезах. В книге рассматривается также проблема образования звезд.

Книга рассчитана на широкий круг лиц со средним образованием. Специальный интерес она представляет для студентов, лекторов, преподавателей, специалистов в области смежных наук.

---

Заметим в этой связи, что в «горячих» зонах H II также имеет место тепловое равновесие. Однако в этом случае роль «термостата» выполняют ионизованные атомы кислорода и азота, у которых возбужденные уровни расположены значительно выше, чем у углерода. При возбуждении этих уровней как раз излучаются запрещенные линии, о которых речь шла раньше. В результате теплового равновесия в зонах H II кинетическая температура устанавливается на уровне около 10 000 К, что соответствует средней кинетической энергии имеющихся там частиц (ионов, электронов) около 1 электронвольта. Между тем средняя кинетическая энергия электронов, образовавшихся после ионизации водорода «ультрафиолетовыми» квантами, в несколько раз выше.

Рис. 2.7: Зависимость давления в облаках межзвездного газа от плотности.

Вернемся, однако, к зонам Н I, где нагрев газа осуществляется главным образом благодаря его ионизации «мягкими» космическими лучами и рентгеновскими квантами. Если бы мы знали концентрацию космических лучей и рентгеновских квантов, то могли бы точно вычислить кинетическую температуру газа и степень ионизации в зависимости от его плотности. С другой стороны, температура и плотность облаков известны из радиоастрономических наблюдений, поэтому не представляет труда рассчитать концентрацию космических лучей и рентгеновских квантов. Если известны температура и плотность газа, то тем самым известно его давление. Вычисленная таким образом зависимость давления межзвездного газа от его плотности (точнее, от пропорциональной ей концентрации частиц газа) приведена на рис. 2.7. Эта кривая имеет довольно своеобразный вид, напоминающий известную из молекулярной физики кривую ван дер Ваальса. Мы сейчас увидим, что это сходство далеко не случайно.

Из этой кривой следует, что при малых концентрациях межзвездного газа (до 0,1 см-3) давление растет с ростом концентрации, причем кинетическая температура держится на характерном для зон Н II уровне 7000—10 000 К. При концентрациях, превышающих 0,1 см-3, температура газа резко падает до значения, характерного для зон Н I, что приводит к уменьшению давления с ростом концентрации. При дальнейшем увеличении концентрации температура газа, почти достигая своего минимального значения, уменьшается медленно. Поэтому рост плотности «перевешивает» уменьшение температуры и давление снова начнет расти. Из этой кривой видно, что существует такой интервал давлений (от 3 10-13 до 10-14 бар), при котором одному определенному значению давления соответствуют три значения плотности газа (BC). Состояние газа, как известно, считается заданным, если для него известны давление и плотность (или температура). Мы можем, следовательно, сделать вывод, что одному определенному значению давления межзвездного газа соответствуют три его различных состояния. На том участке изображенной на рис. 2.7 кривой, где давление падает с ростом плотности, состояние газа является неустойчивым: любое случайное малое уплотнение какой-нибудь части газа будет сильно расти, так как при таком уплотнении внутреннее давление этой части газа уменьшается, а оставшееся «нескомпенсированным» внешнее давление от окружающего газа (которое не изменилось) начнет ее сжимать. Сжатие будет происходить до тех пор, пока точка, описывающая состояние сжимаемого газа, не переместится вдоль изображенной на рис. 2.7 кривой в области, где давление начнет расти с ростом плотности. Таким образом, межзвездный газ находится в состоянии тепловой неустойчивости: первоначально однородный, он неизбежно должен разделиться на две «фазы» — сравнительно плотные облака и окружающую их весьма разреженную среду. Тепловая неустойчивость межзвездного газа является, таким образом, одной из важнейших причин его «клочковатой», облачной структуры. Такая структура хорошо наблюдается на волне 21 см. Размеры, плотность и скорость облаков нейтрального водорода сходны с облаками ионизованного водорода в зонах H II. Следовательно, природа облачной структуры как в областях межзвездной среды, где водород нейтрален, так и областях ионизованного водорода должна быть одинаковой. Обрисованная выше картина тепловой неустойчивости межзвездного газа, развитая трудами известного советского астронома С. Б. Пикельнера, дает этому вполне удовлетворительное объяснение.

Важнейшим результатом исследований на волне 21 см является вывод о том, что сравнительно плотные облака межзвездного нейтрального водорода, в частности, «газово-пылевые комплексы» (о них см. следующий параграф), группируются вдоль ветвей спиральной структуры Галактики. Аналогичное явление имеет место и для оптически наблюдаемых зон Н II, но в этом случае, из-за поглощения света в космической пыли, спиральная структура Галактики не может быть прослежена на больших расстояниях от Солнца. Тот факт, что сравнительно плотные зоны Н II группируются в спиральные рукава, вместе с тем означает, что массивные горячие звезды спектральных классов О и В также группируются в спиральных рукавах. Это, конечно, не случайно и, как мы увидим в следующем параграфе, имеет прямое отношение к проблеме происхождения звезд.

Что же такое спиральные рукава? Каково их происхождение? Мы не можем пройти мимо вопроса о происхождении спиральной структуры нашей и других звездных систем, так как эмпирически ясно, что процесс звездообразования происходит как раз там. Долгое время на вопрос о происхождении спиральной структуры галактик давались различные и притом неправильные ответы. Обычно наличие спиральной структуры связывалось с растягиванием облаков межзвездного газа «дифференциальным» вращением Галактики. Известно, что наша звездная система вращается вокруг оси, перпендикулярной к ее плоскости, не как твердое тело, а значительно сложнее. Центральные области Галактики вращаются значительно быстрее, чем периферия. Поэтому вытекающие из центра Галактики облака межзвездного газа, как можно полагать, должны закручиваться и распределяться вдоль некоторой спирали. Отвлекаясь от вопроса о выбрасывании облаков межзвездного газа из центральных областей Галактики, который весьма далек от ясности, укажем только на одну непреодолимую трудность, связанную с этой к концепцией. Дело в том, что за время эволюции Галактики (около 10 миллиардов лет) спиральные рукава должны были бы закрутиться вокруг центра Галактики много десятков раз, так как период галактического вращения в окрестностях Солнца около 200 миллионов лет. Между тем спиральные рукава закручиваются вокруг центра всего лишь несколько раз (см. рис. 2.9). Следовательно, налицо поразительная «устойчивость» рукавов по отношению к дифференциальному вращению Галактики.

Рис. 2.8: Схема движения звезд через спиральный рукав.

Решение этой старой проблемы было получено сравнительно недавно, немногим больше 15 лет назад, американским астрономом китайского происхождения Лином, развившим идеи шведского астронома Линдблада. Основная идея Лина — Линдблада состояла в том, что всякий спиральный рукав представляет собой не некоторое «материальное» образование, а волну. Разница между новой и старой трактовками весьма существенна. По старой концепции одни и те же облака как бы «привязаны» к конкретному рукаву, в то время как по новой концепции облака межзвездной среды только «временные» жители рукава. Межзвездный газ втекает в рукава, довольно долго задерживается там, после чего выходит за пределы рукава, а на его место придут другие облака межзвездного газа. Сказанное относится также и к звездам. Именно по этой причине форма рукава (спираль!) оказывается такой стабильной, несмотря на дифференциальное галактическое вращение. Ведь во внутренних частях рукава, по причине более быстрого галактического вращения, образующие его элементы (облака, звезды) быстрее «обновляются». Сам рукав при этом следует представлять вращающимся вокруг галактического центра как целое с постоянной угловой скоростью.

На рис. 2.8 показана схема движения звезд через спиральный рукав во внутренней части Галактики. Так как звезды там движутся с большей угловой скоростью, чем рукав, они будут «догонять» его с внутренней стороны. Войдя в него, они благодаря притяжению уже имеющихся там звезд «сбиваются» со своих круговых орбит вокруг галактического центра и движутся через рукав заметно медленнее. Точнее говоря, у звезд уменьшается составляющая скорости, перпендикулярная к оси рукава, поэтому они движутся под сравнительно малым углом к ней и, следовательно, проводят в рукаве сравнительно большое время. По этой причине звездная плотность в рукаве растет, что приводит к увеличению силы гравитационного притяжения на вновь втекающие в рукав звезды. После того как звезды выходят из облаков, они возобновляют свое более быстрое движение вокруг центра, пока опять не догонят рукав.