Александр Громов - Удивительная Солнечная система

1. Втекание газово-пылевой материи в спиральный рукав. При этом втекающие облака газа сталкиваются с «застрявшим» в рукаве газом, благодаря чему происходит уплотнение среды.

2. Взрыв сверхновой звезды. Выброшенная взрывом газовая оболочка сверхновой расширяется в пространстве со скоростью от 1000 до 10 000 км/с (в зависимости от типа сверхновой). Ударная волна стимулирует звездообразование.

3. Излучение молодых, очень горячих О-звезд высокой светимости. Давление света «обжимает» уже имеющиеся конденсации газа в окрестностях звезды, повышая их плотность и запуская процесс звездообразования. Если учесть огромную светимость 0-звезд, то понятие «окрестности» надо распространить на целые парсеки.

Эти факторы универсальны – они действуют не только на глобулы, но и на огромные молекулярные облака. В таких облаках часто наблюдается волна звездообразования, а нередко и несколько волн, инспирированных, например, несколькими вспыхнувшими сверхновыми. За прошедшей волной наблюдается градиент возрастов молодых звезд.

Подавляющее большинство звезд рождается группами, а не порознь. Не менее 50 % звезд нашей Галактики входит в состав кратных систем; если же взять только горячие звезды, то этот процент доходит до 70. Кроме того, обычно рождается целое рассеянное скопление, а не одиночная звезда.

Таким образом, наше Солнце хоть в чем-то звезда не совсем типичная, поскольку одиночная и не входящая в скопление. Хотя и таких звезд в Галактике хватает. Впрочем, рассеянные скопления – образования относительно (по космологическим меркам) недолговечные. Слабость взаимного притяжения звезд в рассеянном скоплении мало-помалу приводит к разрушению скопления за счет гравитационного влияния окружающих звезд. Является ли рассеянное скопление богатым, содержащим более тысячи звезд, или представляет собой убогую систему всего-навсего из полудюжины звезд, финал один – разрушение. Просто-напросто на гравитационное «растаскивание» богатого и компактного рассеянного скопления уйдет больше времени.

Хорошие примеры для сравнения – всем известные Плеяды (рис. 14 на цветной вклейке) и несколько менее известные Гиады. Семь звезд Плеяд хорошо видны невооруженным глазом, образуя фигуру в виде маленького ковшика. На самом деле там не менее 300 звезд, погруженных в отражательную туманность, не имеющую генетической связи со скоплением. Плеяды, имея возраст около 100 млн. лет, еще остаются довольно компактными. Иное дело – Гиады, окружающие красный Альдебаран в созвездии Тельца (Альдебаран не входит в Гиады, он расположен вдвое ближе к нам и просто случайно проецируется на скопление). Возраст Гиад – 1 млрд лет, и они широко разбросаны по небу. По сути это уже не рассеянное скопление, а просто группа звезд, движущихся по Галактике более-менее в одном направлении. Еще более разительный пример старого скопления – звезды созвездия Волосы Вероники, когда-то располагавшиеся гораздо теснее друг к другу. Их уже никто не называет скоплением, слишком уж далеко они разошлись в пространстве.

Вряд ли можно сейчас установить, родилось ли Солнце в составе рассеянного скопления или возникло в результате сжатия одиночной глобулы, – слишком уж много прошло времени. Без малого 5 млрд лет – срок совершенно запредельный для рассеянного скопления, столько времени они не живут. Зато одиночность Солнца оказалась благоприятным фактором для возникновения и развития жизни на Земле. В двойных звездных системах устойчивые планетные орбиты возможны либо вокруг одной из звезд (если пара широкая), либо (при тесной паре) вокруг центра масс всей системы. При этом вероятность попадания землеподобной планеты в область температур, благоприятных для развития жизни, гораздо ниже, чем в случае одиночной звезды. В нашей же системе орбиты планет оставались стабильными на протяжении миллиардов лет. Одной из планет повезло оказаться как раз на нужном удалении от Солнца, чтобы на ее поверхности развилась жизнь…

Как же из сжимающегося газово-пылевого облака рождаются звезды? К настоящему времени астрофизиками разработано довольно много моделей конденсации газово-пылевой туманности в звезду. Старая джинсовская модель, не учитывавшая ни движения межзвездной среды, ни магнитных полей, ни ударных волн, ни многого другого, подверглась многочисленным модификациям, но в целом устояла. Однако эта модель, доказывающая неизбежность сжатия некоторых облаков межзвездной среды, ничего не говорит о конкретных процессах, сопровождающих сжатие.