Есть галактики, которые содержат очень мало газопылевых облаков и в которых практически все звезды — звезды первого поколения. В этих галактиках распределение газовых облаков в протогалактический период было, по-видимому, весьма равномерным, а сами облака были относительно равновелики.
ЗВЕЗДЫ ВТОРОГО ПОКОЛЕНИЯ
В отдельных галактиках, включая и нашу собственную, газовые облака по какой-то причине могли быть неодинаковы в размерах. Крупные сгущались быстрее, так как они обладали более сильным гравитационным полем. Из этих более крупных облаков и выходили массивные звезды, недолговечные и взрывающиеся как сверхновые.
Сверхновые в астрономическом масштабе времени возникали почти мгновенно и извергали материю в космос уже тогда, когда многие газовые облака еще оставались облаками и только собирались сгуститься в звезды.
Материя раскаленной сверхновой, смешиваясь с газовыми облаками, подогревала их. Чем горячее становилось облако, тем быстрее было хаотическое движение атомов и, следовательно, тем сильнее их стремление вырваться и рассеяться. Остывающее облако, только-только начавшее сгущаться под влиянием собственного тяготения, нагреваемое таким образом, начинало вновь расширяться. Его гравитационное поле росло менее интенсивно и время, когда могло начаться сгущение, могло отсрочиться надолго, даже навсегда.
Эти ранние сверхновые выполняли две функции. Во-первых, они поддерживали существование газовых облаков и предохраняли их от конденсации, так что даже теперь во многих галактиках встречаются такие облака. Во-вторых, они рассеивали в газовых облаках тяжелые ядра, т. е. ядра тяжелее, чем гелий. Эти тяжелые ядра могли соединяться с водородом и друг с другом, образуя пылевые частицы, так что газовые облака теперь уже состояли из газа и пыли.
Так, в некоторых галактиках, в теперешнем их виде, в форме облаков газа пребывает не более 2 % общей массы; в других, где «поработали» сверхновые, на долю газопылевых облаков приходится до 25 %.
В галактиках, богатых межзвездными облаками, сами облака распределены неравномерно. К таким галактикам обычно относятся спиральные, в ветвях которых и сосредоточены облака, в основном газопылевые. Наше Солнце, к слову сказать, находится в одной из спиральных ветвей Галактики; по некоторым оценкам, около половины массы этих спиральных ветвей пребывает в виде межзвездных газопылевых облаков.
Окраина Галактики, где мы живем, настолько «запылена», что мы испытываем серьезные трудности, желая осмотреть строение Галактики. В плоскости Млечного Пути, где в основном сосредоточились облака, кроме ближайших звезд, мы ничего не видим —# все остальное закрыто облаками! Мы не можем видеть центр Галактики посредством обычного света и должны довольствоваться любой ее частью, но только не ядром!
Только благодаря тому, что мы научились владеть радиоволнами, легко минующими эти облака, да еще потому, что центр Галактики — область высокой активности, излучающая радиоволны, мы хоть что-то знаем об этом районе.
Межзвездные облака, существующие ныне в Галактике, в течение 14 млрд. лет подвергались воздействию взрывов миллионов сверхновых, поэтому они изрядно перемешаны и обогащены привнесенным в них материалом. Около 1 % содержащихся в этих облаках атомов (или 3 % массы) составляют тяжелые атомы, кроме гелия, существующие только как часть тяжелых атомных выбросов, запущенных в межзвездное пространство чудовищной силой извержения сверхновой.
Время от времени одно из этих обогащенных тяжелыми атомами газопылевых облаков — пусть в нашей или в другой галактике — начинает претерпевать сжатие и образует новую звезду, или несколько звезд, или даже целое скопление. Звезды, образующиеся из межзвездных облаков с ощутимым содержанием тяжелых атомов, — это «звезды второго поколения»; их структуры в небольшой, но измеримой степени построены из материала, который возник внутри более ранних звезд, ныне мертвых и исчезнувших или по крайней мере не существующих больше в главной последовательности.
Наше Солнце — звезда второго поколения, образовавшаяся 4,6 млрд. лет назад; к тому времени Галактика существовала уже около 10 млрд. лет. Солнце образовалось из облака, которое на протяжении всех этих миллиардов лет подвергалось насыщению осколками взрывов сверхновых и поэтому включало значительное количество тяжелых ядер уже с самого рождения, хотя по своей структуре оно было тогда почти полностью водородно-гелиевым.
Если звезда, подобная Солнцу, могла образоваться спустя 10 млрд. лет после Большого взрыва, значит, есть звезды, которые могли образоваться и позднее. (И это несомненно, сегодня, сейчас на главной последовательности есть звезды, которые по массе могут там оставаться лишь несколько миллионов лет; отсюда вывод: они должны были возникнуть не ранее нескольких миллионов лет назад). Короче говоря, должны существовать звезды, которые образуются и в настоящий момент в нашей Галактике, и даже на окраине нашей Галактики. Мы, пожалуй, можем когда-нибудь увидеть свидетельства их образования.
К примеру, туманность Ориона: это газопылевое облако общей массой, вероятно, в 300 раз больше массы Солнца имеет звезды, иначе бы облако не светилось. Звезды спрятаны в облаках окружающих их пыли и газа точно так же, как нить накаливания скрыта стеклом матовой лампы: нить заставляет светиться матовое стекло, но она сама в деталях остается невидимой.
Есть свидетельства тому, что звезды эти очень массивны и потому должны быть совсем молодыми. Несомненно, они произошли из этого облака и должны быть еще другие, образующиеся из него сейчас.
Когда происходит образование такой звезды, части облака сгущаются, уплотняются и мутнеют. Свет от звезд внутри облака через такие уплотненные зоны проходит с трудом. Очевидно, между нами и внутренними звездами туманности Ориона имеются части туманности в виде маленьких, темных, более или менее округлых зон. На такие округлые темные места в туманности Ориона в 1947 г. указал голландско-американский астроном Барт Бок (1907–1983). Они стали известны как «глобулы Бока», и вполне возможно (хотя и не наверное), они представляют собой звезды в процессе образования.
Можно спросить: что заставляет межзвездные облака сгущаться в звезды, если они просуществовали как облака миллиарды лет, не имея ни малейшей склонности к сгущению? Вероятно, к более плотному состоянию частиц пыли внутри облаков приводят их хаотические движения, которые усиливают гравитационное поле, что и дает начало процессу; откровенно говоря, это очень маловероятно, а если и вероятно, то несколько миллиардов лет назад.
В сущности, хаотическое движение могло бы постепенно рассеять облако и разредить его до почти вакуумного состояния межзвездного пространства. Ведь межзвездное пространство в конечном счете очень разреженная система газа и мельчайшей пыли. Она может представлять собой отчасти материал, никогда не использованный при образовании звезд и межзвездных облаков, отчасти материал, который из самих этих облаков был рассеян.
Существование такого межзвездного вещества впервые было доказано немецким астрономом Иоганном Хартманом (1865–1936) в 1904 г. Изучая спектр отдельной звезды, он обнаружил, что линии ее спектра имели смещение (этого и следовало ожидать, поскольку звезда удалялась). Хартмана поразило то, что некоторые линии, именно линии, представлявшие элемент кальций, не смещались. По крайней мере, кальций оставался в покое и поэтому никак не мог принадлежать звезде. Так как между нами и звездой не было ничего, кроме «пустого» пространства, кальций следовало отнести именно к этому пространству, которое в общем и целом оказывалось не таким уж пустым.
Кальций присутствовал в пространстве в чрезвычайно разреженном состоянии, но по мере того, как свет проделывал свой миллиарднолетний [4] путь от звезды к нам, он время от времени сталкивался с одним из атомов кальция, при этом всякий раз поглощался фотон света. В итоге исчезновение множества фотонов отмечается теперь заметной темной линией.
В 1930 г. швейцарско-американский астроном Роберт Трамплер (1866–1956) показал, что в космосе присутствует достаточно межзвездной пыли (какой бы редкой она ни была!), чтобы затуманить отдаленные объекты.
Итак, мы можем заключить, что ныне существующие и миллиарды лет сохраняющие свою природу межзвездные газовые облака (например, облако, давшее начало нашему Солнцу, или облака, существующие сегодня) пребывают в состоянии хрупкого равновесия. Они недостаточно плотны или холодны, чтобы начать процесс сгущения, и недостаточно разреженны или горячи, чтобы раствориться в межзвездном газе. Чтобы из такого газового облака зародилась звезда, должно произойти, хоть ненадолго, нарушение упомянутого равновесия. Что же может послужить толчком?
