 Рождение звёзд — процесс таинственный, скрытый от наших глаз, даже вооружённых телескопом. Лишь в середине XX в. Астрономы поняли, что не все звёзды родились одновременно в далёкую эпоху формирования Галактики, что и в наше время появляются молодые звёзды. В 600–70 гг. была создана самая первая, самая грубая теория образования звёзд. Позднее новая наблюдательная техника — инфракрасные телескопы и радиотелескопы миллиметрового диапазона — значительно расширили наши знания о зарождении и формировании звёзд. А началось изучение этой проблемы ещё во времена Коперника, Галилея и Ньютона.
ОТВЕТ НЬЮТОНА НА ВОПРОС МОЛОДОГО СВЯЩЕННИКА Создав теорию всемирного тяготения, Исаак Ньютон подтолкнул многих любознательных людей к размышлению о причинах эволюции небесных тел. Один из образованных и честолюбивых священников, доктор Ричард Бентли, стремившийся использовать научные достижения для обоснования бытия Бога, детально изучал труды Ньютона, и время от времени обращался к великому физику с вопросами. В одном из писем Бентли спросил, не может ли сила тяготения объяснить происхождение звёзд. Ньютон стал размышлять на эту тему и в ответном послании молодому священнику от 10 декабря 1692 г. изложил свой взгляд на возможность гравитационного скучивания космического вещества: «…Если бы это вещество было равномерно распределено по бесконечному пространству, оно никогда не могло бы объединиться в одну массу, но часть его сгущалась тут, а другая там, образуя бесконечное число огромных масс, разбросанных на огромных расстояниях друг от друга по всему этому бесконечному пространству. Именно так могли образоваться Солнце и неподвижные звезды…». С того времени идея Ньютона почти никем и никогда не оспаривалась. Но понадобилось три столетия, чтобы великая догадка стала надёжной теорией, прочно опирающейся на наблюдения. ОТКРЫТИЕ МЕЖЗВЁЗДНОГО ВЕЩЕСТВА Что имел в виду Ньютон, говоря о веществе, распределённом в пространстве? Действительно, межзвёздное вещество было открыто сразу после изобретения телескопа. Газовые облака выглядят на небе как туманные пятнышки. Н. Пейреск в 1812 г. впервые упомянул о Большой туманности Ориона. По мере совершенствования телескопов были обнаружены и другие туманные пятна. В каталоге Шарля Месье (1783 г.) их описано 103, а в списках Уильяма Гершеля (1818 г.) отмечено уже 2500 объектов «не звёздного вида». Наконец, в «Новом общем каталоге туманностей и звёздных скоплений» Джона Дрейера (1888 г.) значится 7840 не звёздных объектов. В течение трех столетий туманности, особенно спиральные, считались сравнительно близкими образованиями, связанными с формированием звёзд и планет. Гершель, например, был абсолютно уверен, что он не только нашёл множество облаков дозвездного вещества, но даже собственными глазами видит, как это вещество под действием тяготения постепенно меняет свою форму и конденсируется в звёзды. Как позже выяснилось, некоторые туманности действительно связаны с рождением звезд. Но в большинстве случаев светлые туманные пятна оказались не газовыми облаками, а очень далёкими звёздными системами. Так что оптимизм астрономов был преждевременным и путь к тайне рождения звёзд предстоял ещё долгий. В ИГРУ ВСТУПАЮТ ФИЗИКИ К середине 19 в. физики могли применить к звездам газовые законы и закон сохранения энергии. С одной стороны, они поняли, что звезды не могут светить вечно. Источник их энергии ещё не был найден, но каким бы он ни оказался, всё равно у звезды свой век и на смену старым должны рождаться новые звезды. С другой стороны, те яркие и горячие облака межзвёздного газа, который смогли обнаружить астрономы в свои телескопы, явно не устраивали физиков как предполагаемое вещество будущих звёзд, ведь горячий газ стремится расширяться под действием внутреннего давления. И физики не были уверены, что гравитация сможет победить давление газа. Итак, что же победит — давление или гравитация? В 1902 г. молодой английский физик Джеймс Джине впервые исследовал движения газа с учётом гравитации и нашёл, что они имеют два решения. Если масса мала и его тяготение слабо, а нагрет он достаточно сильно, то в нём распространяются волны сжатия и разряжения — обычные звуковые колебания. Но если облако газа массивное и холодное, то тяготение побеждает газовое давление. Тогда облако начинает сжиматься как целое, превращаясь в плотный газовый шар — звезду. Критические значения массы и размера облака, при которых оно теряет устойчивость и начинает неудержимо сжиматься — коллапсировать, с тех пор называют джинсковскими. Однако во времена Джинса и даже гораздо позже астрономы не могли указать тот газ, из которого формируются звёзды. Они искали дозвёздное вещество, физики, наконец, поняли, почему звёзды светят. Исследования атомного ядра и открытие термоядерных реакций позволили объяснить причину длительного свечения звёзд. НАЙДЕНЫ МОЛОДЫЕ ЗВЁЗДЫ Оказалось, что чем массивнее звезда, тем ярче она светит и, значит, быстрее сжигает своё термоядерное горючее. Максимальный возраст массивных звёзд спектральных классов О и В составляет 10–30 млн. лет. Это очень мало в сравнении с возрастом других объектов Галактики. Следовательно, эти звёзды родились совсем недавно и не могли уйти далеко от места своего рождения. Одно из таких мест — туманность Ориона — знакомо каждому любителю астрономии. Большая туманность Ориона (М 42 по каталогу Месье) — яркая эмиссионная, т. е. излучающая свет, туманность, видимая невооружённым глазом как бледное пятно в Мече Ориона. Она удалена от земли на 1500 световых лет и содержит скопление очень молодых звёзд. В центральной, наиболее яркой её части находятся четыре массивные горячие звезды спектрального класса О — известная Трапеция Ориона. Мощное ультрафиолетовое излучение молодых звёзд вызывает свечение разрежённого газа туманности. Но сам этот газ слишком горяч, чтобы из него могли формироваться звёзды. Поиски дозвёздного вещества продолжались. ОБЛАКО СТАНОВИТСЯ ЗВЕЗДОЙ Рождение звезд длится миллионы лет и скрыто от нас в недрах тёмных облаков, так что этот процесс практически не доступен прямому наблюдению. Астрофизики пытаются исследовать теоретически с помощью компьютерного моделирования. Превращение фрагмента облака в звезду сопровождается гигантским изменением физических условий: температура вещества возрастает примерно в 106 раз, а плотность — в 1020 раз. Колоссальные изменения всех характеристик формирующейся звезды составляют главную трудность теоретического рассмотрения её эволюции. На стадии подобных изменений исходный объект уже не облако, но ещё и не звезда. Поэтому его называют протозвездой (от греч. «протос» — «первый»). В общих чертах эволюцию протозвезды можно разделить на три этапа, или фазы. Первый этап — обособление фрагмента облака и его уплотнение — мы уже рассмотрели. Вслед за ним наступает этап быстрого сжатия. В его начале радиус протозвезды примерно в миллион раз больше солнечного. Она совершенно не прозрачна для видимого света, но прозрачна для инфракрасного излучения с длиной волны больше 10 мкм. Излучение уносит излишки тепла, выделяющегося при сжатии, так что температура не повышается и давление газа не препятствует коллапсу. Происходит быстрое сжатие, практически свободное падение вещества к центру облака. Однако по мере сжатия протозвезда делается всё менее прозрачной, что затрудняет выход излучения и приводит к росту температуры газа. В определённый момент протозвезда становится непрозрачной для собственного излучения. Температура, а вместе с ней и давление газа быстро возрастают, сжатие замедляется. Повышение температуры вызывает значительные изменения свойств вещества. При температуре в несколько тысяч градусов молекулы распадаются на отдельные атомы, а при температуре около 10 тыс. градусов атомы ионизуются, т. е. разрушаются их электронные оболочки. Эти энергоёмкие процессы на некоторое время задерживают рост температуры, но затем он возобновляется. Протозвезда быстро достигает состояния, когда сила тяжести практически уравновешена внутренним давлением газа. Но поскольку тепло всё же уходит наружу, а иных источников энергии, кроме сжатия, у протозвезды нет, она начинает потихоньку сжиматься и температура в её недрах всё увеличивается. Наконец температура в центре протозвезды достигает нескольких миллионов градусов, и начинаются термоядерные реакции. Выделяющееся при этом тепло полностью компенсирует охлаждение протозвезды с поверхности. Сжатие прекращается. Протозвезда становится звездой. СОДЕРЖАНИЕ | 
