Проблема возникновения звёзд

 

Согласно современным представлениям происхождение звёзд в общих чертах выглядит так. Ранняя Вселенная, состоящая из горячего газа, расширяется и постепенно охлаждается. Спустя сотни миллионов лет температура газа понижается приблизительно до 10° К, и он начинает конденсироваться под действием гравитационных сил вокруг областей с повышенной плотностью.

Разреженное облако холодного газа может начать сжиматься под действием гравитационных сил только в том случае, если тепловая энергия молекул будет много меньше гравитационной энергии связи. Тепловая (кинетическая) энергия молекулы газа равна , где k» 1,4×10 ^-23 Дж/К – постоянная Больцмана, Т – температура в градусах Кельвина. Гравитационная энергия притяжения молекулы газа ко всему облаку газа примерно равна , где m – масса молекулы, М – масса облака, r – характерный радиус облака. Условие гравитационного сжатия облака можно представить в виде:

« (5.1)

Учитывая, что (r – плотность газа), получаем:

«

Все численные множители порядка «единицы» и их можно опустить:

«

В результате получаем следующее условие, необходимое для гравитационного сжатия облака:

r» (5.2)

Так как газовое облако состоит, в основном, из водорода, то в качестве величины массы молекулы можно взять массу молекулы водорода: m _H» 3,3×10^-24 кг. Предполагается, что газ достаточно холодный и его температура порядка 100° К (» -170° С). Осталось оценить плотность газа r. Это можно сделать, исходя из размеров и массы нашей Галактики. Масса Галактики М _МП» 3×10⁴¹ кг, её диаметр d _МП» 100 тыс. св. лет» 10²¹ м. Если предположить, что Галактика образовалась в результате сжатия газового облака, то плотность этого облака была порядка:

(5.3)

Теперь нам известны все величины для того, чтобы вычислить правую часть неравенства (5.2):

»1,5×10¹⁷ м» 15 св. лет (5.4)

Итак, мы пришли к следующему выводу. Чтобы облако водорода сжалось под действием гравитационных сил и превратилось в звезду (при плотности, равной средней плотности Галактики, и температуре всего 100° К), его размеры должны во много раз превышать 15 световых лет. Соответственно, масса М сжимающегося облака должна во много раз превышать массу:

М» » 4×10³⁰ кг (5.5)

То есть минимальная масса звезды должна в несколько раз превышать две солнечные массы! Это, конечно же, не так. Существуют звёзды, массы которых в десятки раз меньше солнечной. И именно в таких небольших звёздах заключена основная часть галактической массы.

Для того чтобы выйти из затруднительного положения, астрофизики предполагают, что звёзды образуются большими группами. Например, огромное облако газа массой в несколько тысяч солнечных масс сжимается под действием гравитационных сил и, по мере сжатия, распадается на фрагменты, из которых впоследствии образуются звёзды.

Но такая схема сталкивается с серьёзными затруднениями, многие из которых не преодолены до сих пор. Например, ясно, что звезда образуется не сразу, а постепенно. Сначала образуется газовый шар массой с небольшую планету, затем он растёт, превращаясь в звезду. Однако известно, что такие небольшие небесные тела, как Меркурий и Луна, не смогли удержать свои атмосферы. А если небольшое небесное тело не в состоянии удержать свою атмосферу, то каким образом оно смогло бы образоваться в результате сгущения газа? Поэтому предполагается, что планеты Солнечной системы на начальном этапе образовались не в результате гравитационного сжатия газа, а в результате слипания пылинок, то есть благодаря наличию тяжёлых элементов в Солнечной системе. В связи с вышесказанным предполагается, что и при образовании звёзд важную роль играют тяжёлые элементы. Но в таком случае не понятно, каким образом могли образоваться самые первые звёзды, когда тяжёлых элементов ещё не было.

Другой пример. Согласно современным представлениям наиболее быстро должны образовываться самые тяжёлые звёзды. Время образования звезды в десять раз массивнее Солнца оценивается в 150 тыс. лет (табл. 2), звезды солнечной массы – в 50 млн. лет.

Поэтому тяжёлые звёзды образуются первыми в сжимающемся облаке газа. Но после того как эти звёзды образовались, они за миллионы лет успеют нагреть окружающий их газ до достаточно высокой температуры и, таким образом, помешают образованию небольших звёзд.

И, наконец, проблема, которую, как мне кажется, совершенно невозможно решить в рамках общепринятого сценария образования звёзд. Основная масса нашей Галактики сосредоточена в звёздах галактического диска. Все эти звёзды относительно молоды, и наиболее древние из них имеют возраст 5-7 миллиардов лет. То есть семь миллиардов лет назад звёзд галактического диска не было, а были только звёзды гало. Как образовались звёзды диска? Предположим (как это предполагается в общепринятой теории происхождения звёзд), путём сгущения разреженных масс межзвёздного газа. Все звёзды диска имеют достаточно высокое содержание тяжёлых элементов (» 1 ¸ 2 %), и поэтому они не могли образоваться из первичного газа, в котором тяжёлых элементов не было. Следовательно, они образовались из газа, который был выброшен из первого поколения звёзд, успевших завершить свою эволюцию. Где находились эти звёзды? Естественно, в гало, потому что в диске семь миллиардов лет назад звёзд не было. Но все звёзды гало движутся по очень вытянутым эллиптическим орбитам и имеют очень маленький удельный момент количества движения. Как же из газа, выброшенного ими, могли образоваться звёзды диска, удельный момент импульса которого во много раз больше, чем у звёзд гало?

Итак, схема образования звёзд путём гравитационного сжатия разреженных газовых масс только на первый взгляд выглядит правдоподобной. При детальном рассмотрении эта схема сталкивается с серьёзными проблемами. И, несмотря на все усилия астрофизиков двадцатого века, проблема звездообразования до сих пор не решена. Поэтому можно предположить, что сама идея образования звёзд путём сгущения разреженных масс вещества в корне неверна, и имеет смысл рассмотреть альтернативную точку зрения на проблему звездообразования.

 

Как образуются звёзды?

 

В первой половине двадцатого века советский астрофизик В. Амбарцумян сформулировал альтернативную гипотезу образования звёзд в результате распада сверхплотных, массивных тел.