В процессе только что описанной первой стадии конденсации газово-пылевого облака в звезду, которая называется «стадией свободного падения», освобождается определенное количество гравитационной энергии ![]()
GM2/R1 (R1 — радиус в конце этой стадии, когда облако становится уже непрозрачным для собственного инфракрасного излучения). Половина освободившейся при этом энергии должна покинуть облако в виде инфракрасного излучения, а половина пойти на нагрев вещества (см. § 7). Для того, чтобы оценить величину этой энергии, нужно хотя бы приблизительно знать, чему равняется R1. Эту оценку можно сделать следующим образом. Когда стадия свободного падения окончится, существенная часть освободившейся гравитационной энергии пойдет на нагревание газа в облаке и, как следствие этого,— на диссоциацию молекул водорода (из которых преимущественно и состоит облако). Чтобы диссоциировать одну молекулу водорода, необходимо затратить 4,3 эВ энергии или 7 ![]()
10-12 эрга. Следовательно, для диссоциации одного грамма водорода, содержащего ![]()
3 ![]()
1023 молекул, надо затратить E = 2,1 ![]()
1012 эрг, а для диссоциации всех молекул водорода в облаке — в M раз больше, где M — масса облака, выраженная в граммах.
Приравнивая энергию, потраченную на диссоциацию молекулярного водорода, половине освободившейся при сжатии облака гравитационной энергии, найдем, что
![]()
(3.8)
где R![]()
и M![]()
— радиус и масса Солнца. Светимость в инфракрасных лучах сжимающегося облака можно оценить, разделив половину освободившейся гравитационной энергии на время сжатия. Комбинируя формулы (3.6), (3.7) и (3.8), будем иметь
![]()
(3.9)
где T —температура вещества облака к моменту, когда процесс диссоциации водорода закончился, L![]()
= 4 ![]()
1033 эрг/с — светимость Солнца. Величина T должна быть порядка нескольких тысяч градусов, откуда L ![]()
100L![]()
. Это очень большая величина. Следует, однако, заметить, что мы получили среднее значение светимости за весь период сжатия. В действительности, однако, основная часть освободившейся гравитационной энергии будет излучена на самых последних этапах стадии свободного падения, когда радиус облака уже будет близок к R1. В начальной стадии процесса сжатия (которая, тем не менее, занимает большую часть времени) облако почти не излучает. Теория, таким образом, предсказывает наличие вспышки инфракрасного излучения облака. Длительность этой вспышки, как показывают оценки, должны быть порядка нескольких лет, причем инфракрасная светимость облака должна в тысячи раз превосходить болометрическую светимость Солнца.
Как только сжимающееся облако станет непрозрачным для своего инфракрасного излучения, светимость его резко упадет. Оно будет продолжать сжиматься, но уже не по закону свободного падения, а гораздо медленнее. Температура его внутренних областей, после того как процесс диссоциации молекулярного водорода закончится, будет непрерывно повышаться, так как половина освобождающейся при сжатии гравитационной энергии будет идти на нагрев облака (см. § 7). Впрочем, такой объект «облаком» уже называть нельзя. Это уже самая настоящая протозвезда.
Таким образом, из простых законов физики следует ожидать, что может иметь место естественный и закономерный процесс эволюции газово-пылевых комплексов межзвездной среды сначала в протозвезды, а потом в звезды. Однако возможность — это еще не есть действительность. Первейшей задачей наблюдательной астрономии является, во-первых, изучить реальные облака межзвездной среды и проанализировать, способны ли они сжиматься под действием собственной гравитации. Для этого надо знать их размеры, плотность и температуры. Во-вторых, очень важно получить дополнительные аргументы в пользу «генетической близости» облаков и звезд (например, тонкие детали их химического и даже изотопного состава, генетическая связь звезд и облаков и пр.). В-третьих, очень важно получить из наблюдений неопровержимые свидетельства существования самых ранних этапов развития протозвезд (например, вспышки инфракрасного излучения в конце стадии свободного падения). Кроме того, здесь могут наблюдаться (и, по-видимому, наблюдаются) совершение неожиданные явления (см. § 4). Наконец, следует детально изучать протозвезды. Но для этого прежде всего нужно уметь отличать их от анормальных» звезд. Круг вопросов, связанных с наблюдениями эволюции протозвезд в звезды, будет обсуждаться в § 5.
Эмпирическим подтверждением процесса образования звезд из облаков межзвездной среды является то давно известное обстоятельство, что массивные горячие звезды высокой светимости спектральных классов О и В распределены в Галактике не однородно, а группируются в отдельные обширные скопления; такие группировки звезд позднее получили название «ассоциаций». Но такие звезды, как подчеркивалось выше, должны быть молодыми объектами. Таким образом, сама практика астрономических наблюдений подсказывала, что звезды рождаются не поодиночке, а как бы «гнездами», что качественно согласуется с представлениями теории гравитационной неустойчивости. Молодые ассоциации звезд (состоящие не только из одних горячих массивных гигантов, но и из других примечательных, заведомо молодых объектов, о которых речь будет идти в § 4) тесно связаны с большими газово-пылевыми комплексами межзвездной среды. Естественно считать, что такая связь должна быть генетической, т.е. эти звезды образуются путем конденсации облаков газово-пылевой среды.
Однако, как уже подчеркивалось выше, одно дело — придерживаться изложенной выше космогонической концепции, а другое — дать конкретные (т.е. базирующиеся на наблюдения) астрономические доказательства тому, что молодые звезды конденсируются из диффузной среды. В последние годы были обнаружены новые, весьма важные факты, решительно поддерживающие классическую космогоническую концепцию образования звезд из межзвездной среды, хотя окончательного решения проблемы еще нет. Об этом речь будет идти в § 5. Все дело в том, что эта проблема оказалась слишком сложной. Следует, однако, заметить, что вопросы, связанные с различными аспектами проблемы «смерти» звезд, продвинуты вперед гораздо дальше, чем круг вопросов, связанных с рождением звезд. По-видимому, это объясняется тем, что смерть звезд сопровождается такими впечатляющими явлениями, как вспышки сверхновых (см. часть II), и образованием планетарных туманностей (см. § 13). Эти феномены очень ярко выражены, их нельзя ни с чем другим спутать и можно теоретически осмыслить. Иное дело — рождение звезд. Этот процесс, как правило, незаметен, потому что скрыт от нас пеленой поглощающей свет космической пыли. Только радиоастрономия, как можно сейчас с большой уверенностью считать, внесла радикальное изменение в проблему экспериментального изучения рождения звезд. Во-первых, межзвездная пыль не поглощает радиоволны. Во-вторых, радиоастрономия открыла совершенно неожиданные явления в газово-пылевых комплексах межзвездной среды, которые, как можно полагать, имеют прямое отношение к процессу звездообразования. Об этом речь будет идти в § 4. Весьма важным для нашей проблемы оказалось развитие инфракрасной астрономии, также, в значительной степени, свободной от влияния поглощения космической пылью. Мы можем, следовательно, сказать, что только применение новой техники, обеспечивающей проведение астрономических наблюдений в ранее недоступных спектральных областях, позволяет надеяться, что проблема образования звезд из области чисто умозрительных спекуляций станет точной наукой.
GM2/R1 (R1 — радиус в конце этой стадии, когда облако становится уже непрозрачным для собственного инфракрасного излучения). Половина освободившейся при этом энергии должна покинуть облако в виде инфракрасного излучения, а половина пойти на нагрев вещества (см. § 7). Для того, чтобы оценить величину этой энергии, нужно хотя бы приблизительно знать, чему равняется R1. Эту оценку можно сделать следующим образом. Когда стадия свободного падения окончится, существенная часть освободившейся гравитационной энергии пойдет на нагревание газа в облаке и, как следствие этого,— на диссоциацию молекул водорода (из которых преимущественно и состоит облако). Чтобы диссоциировать одну молекулу водорода, необходимо затратить 4,3 эВ энергии или 7 
10-12 эрга. Следовательно, для диссоциации одного грамма водорода, содержащего 
3 
1023 молекул, надо затратить E = 2,1 
1012 эрг, а для диссоциации всех молекул водорода в облаке — в M раз больше, где M — масса облака, выраженная в граммах. 
(3.8)
и M
— радиус и масса Солнца. Светимость в инфракрасных лучах сжимающегося облака можно оценить, разделив половину освободившейся гравитационной энергии на время сжатия. Комбинируя формулы (3.6), (3.7) и (3.8), будем иметь
(3.9)
= 4 
1033 эрг/с — светимость Солнца. Величина T должна быть порядка нескольких тысяч градусов, откуда L 
100L
. Это очень большая величина. Следует, однако, заметить, что мы получили среднее значение светимости за весь период сжатия. В действительности, однако, основная часть освободившейся гравитационной энергии будет излучена на самых последних этапах стадии свободного падения, когда радиус облака уже будет близок к R1. В начальной стадии процесса сжатия (которая, тем не менее, занимает большую часть времени) облако почти не излучает. Теория, таким образом, предсказывает наличие вспышки инфракрасного излучения облака. Длительность этой вспышки, как показывают оценки, должны быть порядка нескольких лет, причем инфракрасная светимость облака должна в тысячи раз превосходить болометрическую светимость Солнца.