Коллектив Авторов - Цифровой журнал «Компьютерра» № 182

К оглавлению

Опубликовано19 июля 2013

В июле 2013 года в немецком городе Гейдельберге прошла 6-я конференция «Протозвёзды и планеты» (PPVI) — самый крупный всемирный форум специалистов по означенной теме. За неделю сделано около сорока обзорных докладов и представлено больше шестисот стендовых. Первая половина конференции формально посвящена протозвёздам, вторая — протопланетам, однако на самом деле круг вопросов вынужденно оказывается более широким, ибо ситуация не только по сравнению с PPI, но и по сравнению с PPV изменилась очень сильно. Я не хочу сказать, что представления о формировании звёзд и планет кардинально пересматриваются каждые несколько лет, но как со стороны теории, так и со стороны наблюдений происходят серьёзные уточнения.

Главными событиями последних лет, безусловно, являются результаты работы «Спитцера» и «Гершеля». В частности, два этих инструмента позволили поставить на фактическую основу мысль, которая постепенно вырисовывалась на протяжении десятилетия: ни образование звёзд, ни образование планет не являются изолированными процессами. Иными словами, особенности планетной системы определяются предшествующей эволюцией протозвезды, эволюция протозвезды зависит от свойств родительского газопылевого облака, а облик родительского облака формируется в результате действия процессов, охватывающих значительную часть или даже всю межзвёздную среду галактики.

Поэтому на конференции PPVI гораздо больше внимания по сравнению с PPV было уделено не только индивидуальным протозвёздам и планетам, но и общей картине, в частности ответу на вопрос, почему вообще происходит звездообразование (ЗО) и почему оно может не происходить. Даже в наших близких окрестностях, например, мы видим такие разные области звездообразования, как облака в Тельце и Орионе. В первом случае наблюдается вялотекущее рождение звёзд малой массы, находящихся относительно далеко друг от друга. Во второй области рождаются не только маломассивные звёзды, но и те, что по массе в десятки раз превосходят Солнце, причём не поодиночке, а в скоплениях. И это далеко не предельные случаи. На небе можно увидеть облака, в которых ЗО вообще практически нет, несмотря на наличие исходного сырья (газа), а также области, где рождение звёзд происходит с интенсивностью, далеко превосходящей Орион.

Процесс звездообразования, особенно на больших расстояниях, выдаёт себя мощным инфракрасным излучением пыли, разогретой молодыми звёздами. Поэтому большой статистический материал о рождении звёзд накоплен в последние годы именно благодаря инструментам инфракрасного диапазона. И из этого материала вытекает, что необходимым условием для ЗО является, во-первых, наличие молекулярного (не атомарного) водорода, а во-вторых, достижение некоторой пороговой плотности газа. Если плотность ниже пороговой, звездообразования нет. Если она превышена, в газе начинают рождаться звёзды — тем интенсивнее, чем сильнее превышен порог.

В образовании звёзд просматривается определённая структура. Одной из характерных черт распределения вещества в молекулярных облаках, определённого при помощи «Гершеля», является иерархическая волокнистая структура. Именно в этих волокнах и формируются звёзды, причём тоже не во всех. Среди них, как и глобально среди облаков, выделяются «фертильные» и «стерильные» волокна. В целом возникает вывод о том, что ЗО является двухэтапным (как минимум) процессом: сначала в облаке формируются волокна, а потом в результате фрагментации волокон появляются протозвёздные сгустки.

Такая волокнистая структура, в общем-то, ожидаема. В последние годы популярна турбулентная модель звездообразования, согласно которой звёзды рождаются в местах столкновения турбулентных течений. В численных моделях турбулентных молекулярных облаков волокна образуются без проблем — правда, пока свойства (в том числе статистические) модельных протозвёзд в этих моделях не слишком сходятся с наблюдениями. В частности, реальный процесс ЗО очень неэффективен; в типичном молекулярном облаке в звёзды переходит от силы 5% массы, тогда как обычные турбулентные расчёты дают эффективность, измеряемую десятками процентов.

Чтобы решить эту проблему, в модели нужно вводить дополнительную физику. На докладах PPVI интересно было видеть, как в расчёты звездообразования постепенно возвращается магнитное поле. Оно доминировало в качестве дирижёра ЗО в моделях, существовавших до конца 1990-х годов, но потом его вытеснила турбулентность — до такой степени, что всего несколько лет назад широко принималась возможность полностью пренебрегать магнитным полем в областях ЗО. Ан нет, нельзя: магнитное поле всё-таки оказывается важным фактором подавления звездообразования, так что его необходимо учитывать, как бы это ни усложняло жизнь теоретикам.