Иосиф Шкловский - Звезды: их рождение, жизнь и смерть

При таком механизме образования звезд из плотных облаков межзвездной среды сразу же возникает одна серьезная трудность. Дело в том, что отдельные «куски» облаков межзвездного газа движутся друг по отношению к другу со скоростью около 1 км/с. Это непосредственно следует из анализа профилей радиолинии 21 см. По этой причине облака должны обладать некоторым моментом количества движения. Если учесть огромные размеры облаков, то этот вращательный момент оказывается очень большим. Согласно законам механики, если бы облако было изолированным, то при его сжатии под влиянием собственной гравитации вращательный момент должен был сохраниться. Но это означает, что по мере сжатия облака оно должно было бы вращаться вокруг своей оси все быстрее и быстрее. Скорость осевого вращения достигла бы скорости света еще до того, как облако превратилось бы в звезду! Все эти выводы, однако, были получены в предположении, что сжимающееся облако изолировано . На самом деле это, конечно, не так. Оно окружено другими облаками и связано с ними магнитными силовыми линиями. Вот по этим-то силовым линиям и проходит «утечка» по крайней мере 90% вращательного момента облака. Пока вещество облака обладает достаточно высокой электропроводностью (для чего оно должно быть хотя бы немного ионизовано), магнитные силовые линии как бы «приклеены» к нему. Из-за этого вращательный момент, как по гибким струнам, «перекачивается» от сжимающегося облака к окружающей его межзвездной среде. Этот процесс «перекачки» вращательного момента прекратится только тогда, когда из-за возросшей плотности ионизация вещества облака сильно упадет и его электропроводность значительно уменьшится. Тогда магнитная связь облака с окружающей средой прекратится. Образовавшиеся таким образом звезды сохраняют довольно большой вращательный момент, который и наблюдается у сравнительно массивных звезд, начиная от спектрального класса О. Что же касается менее массивных звезд (вроде нашего Солнца), то они, в принципе, могут «освободиться» от избыточного вращательного момента довольно своеобразным путем, образуя вокруг себя планетные системы [ 12 ] Более подробно см, книгу автора «Вселенная, жизнь, разум», глава 10, «Наука», 1980. . Однако более вероятным механизмом потери такими звездами вращательного момента является истечение вещества из их атмосфер («звездный ветер») при наличии магнитных полей!

Характерное время сжатия облака до размеров протозвезды можно оценить по простой формуле механики, описывающей свободное падение тела под влиянием некоторого ускорения. Заметим, что по мере сжатия облака величина ускорения, действующего на его частицы, будет увеличиваться. Мы, однако, будем для простоты рассуждения считать его постоянным, что не отразится на нашей оценке. При таком упрощающем предположении путь R , пройденный поверхностными слоями звезды за время t , будет равен

(3.5)

где ускорение g = . Отсюда следует, что

(3.6)

где мы ввели среднюю плотность облака = .

Из формулы (3.6) следует, что время существенного сжатия облака зависит только от его средней первоначальной плотности. Формулу (3.6) можно написать иначе, подставив в нее значение M из условия гравитационной неустойчивости (3.4):

(3.7)

Полагая молекулярный вес = 2, а T 20°, найдем, что облако с массой, равной солнечной, сожмется за миллион лет.

В процессе только что описанной первой стадии конденсации газово-пылевого облака в звезду, которая называется «стадией свободного падения», освобождается определенное количество гравитационной энергии GM 2 /R 1( R 1 — радиус в конце этой стадии, когда облако становится уже непрозрачным для собственного инфракрасного излучения). Половина освободившейся при этом энергии должна покинуть облако в виде инфракрасного излучения, а половина пойти на нагрев вещества (см. § 7). Для того, чтобы оценить величину этой энергии, нужно хотя бы приблизительно знать, чему равняется R 1. Эту оценку можно сделать следующим образом. Когда стадия свободного падения окончится, существенная часть освободившейся гравитационной энергии пойдет на нагревание газа в облаке и, как следствие этого,— на диссоциацию молекул водорода (из которых преимущественно и состоит облако). Чтобы диссоциировать одну молекулу водорода, необходимо затратить 4 , 3 эВ энергии или 7 10 -12эрга. Следовательно, для диссоциации одного грамма водорода, содержащего 3 10 23молекул, надо затратить E = 2 , 1 10 12эрг, а для диссоциации всех молекул водорода в облаке — в M раз больше, где M — масса облака, выраженная в граммах.

Приравнивая энергию, потраченную на диссоциацию молекулярного водорода, половине освободившейся при сжатии облака гравитационной энергии, найдем, что

(3.8)

где R и M — радиус и масса Солнца. Светимость в инфракрасных лучах сжимающегося облака можно оценить, разделив половину освободившейся гравитационной энергии на время сжатия. Комбинируя формулы (3.6), (3.7) и (3.8), будем иметь

(3.9)

где T —температура вещества облака к моменту, когда процесс диссоциации водорода закончился, L = 4 10 33эрг/с — светимость Солнца. Величина T должна быть порядка нескольких тысяч градусов, откуда L 100 L . Это очень большая величина. Следует, однако, заметить, что мы получили среднее значение светимости за весь период сжатия. В действительности, однако, основная часть освободившейся гравитационной энергии будет излучена на самых последних этапах стадии свободного падения, когда радиус облака уже будет близок к R 1. В начальной стадии процесса сжатия (которая, тем не менее, занимает большую часть времени) облако почти не излучает. Теория, таким образом, предсказывает наличие вспышки инфракрасного излучения облака. Длительность этой вспышки, как показывают оценки, должны быть порядка нескольких лет, причем инфракрасная светимость облака должна в тысячи раз превосходить болометрическую светимость Солнца.