Иосиф Шкловский - Вселенная, жизнь, разум

Если же протозвезда достаточно горяча, водород в ней ионизован вплоть до самых поверхностных слоев и «конвективной зоны» не образуется. Поэтому силовые линии магнитного поля не могут уходить вглубь. Они будут наматываться только в самых поверхностных слоях, причем очень недолго. Довольно скоро вследствие малой плотности вещества в этих слоях упругость силовых линий приведет к сбрасыванию нового газового диска, в то время как старый еще не успеет получить сколько-нибудь значительного момента количества движения.

Таковы в общих чертах основные результаты космогонической гипотезы Хойла. Она довольно непринужденно объясняет резкость обрыва вращения звезд в районе спектрального класса F5. Эта резкость вызвана, в конечном итоге сильной зависимостью ионизации атомов водорода от температуры. Уже у звезд класса F0, температуры поверхностей которых всего лишь на 2000 К выше, чем у F5, конвективная зона начинается так близко от поверхности, что эффективное наматывание силовых линий почти исключается. Приходится только удивляться сложности взаимосвязей явлений, приводящих к такому «жизненно необходимому» для возникновения и развития жизни во Вселенной процессу, как образование планет…

Гипотеза Хойла, однако, имеет ряд трудностей и противоречий. Например, нелегко представить, как могли «отсортироваться» избыточный водород и гелий в первоначальном газовом диске, из которого образовались планеты.

Однако главной трудностью гипотезы Хойла является требование слишком сильного магнитного поля у «протосолнца», резко противоречащее современным астрофизическим представлениям.

В 1962 г. французский астрофизик Шацман обратил внимание на то, что наличие магнитных полей на звездах открывает возможность эффективной потери вращательного момента без образования планет. Известно, что наше Солнце является источником потоков заряженных частиц — корпускул, выбрасываемых из его атмосферы (солнечный ветер). Отдельные сгустки горячего ионизованного газа как бы «выстреливаются» из областей, окружающих солнечные пятна, и движутся от Солнца со скоростями в несколько сот и даже тысяч км/с. Так как ионизованное вещество таких сгустков является хорошим проводником электричества, то их движение должно происходить по силовым линиям солнечных магнитных полей. На больших расстояниях от солнечных пятен магнитные поля имеют почти радиальное направление. Двигаясь радиально вдоль силовых линий, сгустки могут уходить на значительные расстояния от поверхности Солнца, исчисляемые десятками его радиусов.

Теперь необходимо отметить, что силовые линии магнитного поля Солнца, концы которых уходят в его глубокие слои, вращаются вокруг оси с той же угловой скоростью, что и поверхностные слои. Наглядное представление об этом дает проволочный каркас, прикрепленный к вращающемуся шару. Отсюда следует, что выброшенный из Солнца сгусток по мере его движения вдоль силовых линий наружу будет непрерывно увеличивать свой вращательный момент. Если в конце концов он «сорвется» с силовых линий солнечного магнитного поля (которое на больших расстояниях уже значительно ослабеет и не сможет больше определять движение сгустка), то унесет с собой довольно значительный момент.

Представим, например, что такие «срывы» происходят на расстоянии 30 радиусов Солнца от его центра. Тогда, чтобы потерять почти весь свой вращательный момент, Солнце должно выбросить приблизительно 0,001 часть своей массы. Такая сравнительно малая потеря массы за миллиарды лет эволюции вполне возможна. Следует, правда, заметить, что в настоящее время эффективное торможение Солнца этим способом не происходит — его «корпускулярное излучение» слишком мало. Но в прошлом это могло быть и не так… Можно представить, что такой механизм потери вращательного момента действует на всех (или почти всех) звездах, где имеются связанные с активными областями на их поверхностях магнитные поля. Так как такие образования обусловлены наличием у звезд «конвективных зон», то открывается возможность понять, почему наблюдается резкий «обрыв» вращения около спектрального класса F5.

Работа Шацмана имела целью объяснить медленное вращение звезд поздних спектральных классов. Но вместе с тем она поставила под сомнение веру в правильность аргумента, что медленное вращение мало массивных звезд есть аргумент в пользу наличия около них планетных систем. Однако недавно было доказано путем наблюдений, что мало массивные протозвезды вращаются медленно. Тем самым доказано, что механизм Шацмана не объясняет медленное вращение мало массивных звезд.

Наиболее последовательным сторонником гипотезы образования Солнечной системы из первичной «солнечной» туманности является американский астроном Камерон. Он связывает в единый процесс образование звезд и планетных систем. Современная наблюдательная астрономия практически доказала, что звезды образуются путем конденсации облаков межзвездной среды в результате их гравитационной неустойчивости (см. гл. 4). Первоначально такая конденсация происходит с облаками, масса которых во много тысяч раз превосходит солнечную. Следует подчеркнуть, что в определенную эпоху только малая часть таких облаков находится в стадии гравитационного сжатия, в то время как подавляющее большинство их имеют плотности, недостаточные для этого. Важно подчеркнуть, что время от времени сторонние причины увеличивают плотность облаков, после чего последние начинают сжиматься. Такими причинами могут быть взрывы сверхновых неподалеку от облаков. Образовавшаяся после такого взрыва в межзвездной среде сильная ударная волна сжимает газ в близлежащем облаке, создавая тем самым условия для его дальнейшего сжатия уже под влиянием внутренней силы тяготения. Таким образом, вспышки сверхновых могут служить как бы «триггерами», «стимуляторами» процесса звездообразования. Эта идея, высказанная четверть века назад замечательным эстонским астрономом Эпиком, сейчас подтверждается наблюдениями.

То, что «у колыбели» нашей Солнечной системы стояла взорвавшаяся звезда, Камерон обосновывает аномальным изотопным составом метеоритов, являющихся частью вещества Солнечной системы. В частности, из подобного анализа следует, что в первичном веществе Солнечной системы должен был присутствовать радиоактивный изотоп алюминия 26Al, период полураспада которого меньше миллиона лет.

По мере сжатия массивного облака оно разбивалось на более мелкие сгустки, один из которых и был «солнечной» туманностью. Первоначально газ, образовавший эту туманность, находился в состоянии быстрого, беспорядочного движения и по этой причине обладал значительным вращательным моментом. Это обстоятельство мешало ему сразу же сконденсироваться в одно компактное тело — протозвезду. Вместо этого образовался довольно уплощенный диск с радиусом в несколько десятков астрономических единиц.