Удивительная Солнечная система

Александр Громов, 2012

Солнечная система – наш галактический дом. Она останется им до тех пор, пока человечество не выйдет к звездам. Но знаем ли мы свой дом? Его размеры, адрес, происхождение, перспективы на будущее и «где что лежит»? Похоже, что мы знаем наш дом недостаточно. Иначе не будоражили бы умы открытия, сделанные в последние годы, открытия подчас удивительные и притом намекающие на то, какую прорву новых знаний мы должны обрести в дальнейшем. Уже в наше время каждая новая книга о Солнечной системе устаревает спустя считаные годы. Очень уж много информации приносят телескопы и межпланетные аппараты. Сплошь и рядом астрономические исследования и даже эксперименты кардинально меняют старые представления о том закоулке Галактики, где мы имеем удовольствие жить. Цель этой книги – дать читателю современное представление о Солнечной системе как части Галактики.

2. Рождение Солнца

Возраст Земли оценивается в 4,6 млрд лет. Поскольку считается (и не без оснований), что звезды и их планетные системы рождаются в рамках единого процесса, вряд ли Солнце намного старше Земли. Итак, к моменту рождения Солнца возраст Галактики уже превышал 7 млрд лет и диффузная материя в ней уже была обогащена тяжелыми элементами — почти до современного их количества. Среди тяжелых (я имею в виду: более тяжелых, чем водород и гелий) элементов важнейшее значение для звездообразования имеет углерод.

Именно его атомы имеют склонность слипаться в пылинки и, в частности, образовывать сложные структуры типа фуллеренов (последние найдены в космической пыли). Агрегат из сотни атомов — уже пылинка. Но для процесса звездообразования важно не то, что углерод в межзвездном облаке присутствует частично в виде пыли, а то, что он вообще там присутствует. Прочие атомы и молекулы (а в межзвездной материи спектроскопическими методами выявлено более 50 молекул, среди которых есть даже 13-атомная молекула цианодекапентина HC₁₁N) не играют столь серьезной роли.

Дело вот в чем. Углерод легко поглощает ультрафиолетовые кванты, излучая взамен инфракрасные. Для инфракрасных квантов не очень плотное газово-пылевое облако прозрачно, так что они беспрепятственно покидают его, унося энергию. За счет этого температура многих облаков межзвездной материи невелика. Углерод, как говорят, играет роль «холодильника», и это обстоятельство имеет важнейшее значение.

Всем известно, что звезды рождаются из газово-пылевой материи вследствие ее конденсации под действием собственной силы тяжести. О том же говорит и вся совокупность наблюдательных данных. Альтернативные гипотезы вроде рождения звездных скоплений по причине распада каких-то неведомых сверхплотных тел не нашли подтверждения. Известно также, что средняя плотность межзвездного газа в Галактике составляет в настоящее время примерно 1 атом на кубический сантиметр. Но гораздо раньше, чем была оценена средняя плотность межзвездного газа, стало ясно, что газ и пыль распределены по Галактике отнюдь не равномерно, а образуют облака, или туманности. Если между облаками плотность газа менее 0,1 атома на кубический сантиметр, то в облаках она обычно превышает 10 атомов на кубический сантиметр. Можно показать, что межзвездная среда, первоначально сравнительно однородная, обязательно будет делиться на облака диффузной материи и сравнительно пустое пространство между ними.

Некоторые из облаков малы, другие громадны. Есть темные и светлые туманности, холодные и нагретые излучением молодых горячих звезд, атомарные ионизованные, атомарные неионизованные и, наконец, молекулярные. Но какое облако будет сжиматься под действием собственной гравитации, а какое нет?

Прежде всего, сильно нагретые облака ионизованного газа сжиматься не будут. Бешеное излучение горячих ОВ-звезд, находящихся в этих облаках или вблизи них, нагревает облака настолько, что сила собственной гравитации облака полностью уравновешивается кинетической энергией атомов. Газ в таких облаках, известных как эмиссионные туманности, полностью ионизован и имеет температуру порядка нескольких тысяч кельвинов. Пылинки — и те разрушаются под действием мощного ультрафиолетового излучения горячих звезд. Хороший пример такой туманности — Большая туманность Ориона (рис. и на цветной вклейке).

Не будут сжиматься и неионизованные атомарные облака с температурой в несколько сотен кельвинов. Конденсация под действием собственной гравитации возможна лишь для холодных молекулярных облаков (они потому и молекулярные, что холодные) с температурой в несколько десятков кельвинов.

Но станет ли сжиматься, например, облако с массой газа, равной массе Солнца, температурой 20 К и поперечником в 1 парсек^[10]? Нет, не будет по причинам, которые установил замечательный английский физик Джеймс Джинс еще в 1902 году. При определенной температуре и определенной плотности сферического (для простоты) облака существует критическое (джинсовское) значение его радиуса, при превышении которого облако начнет сжиматься. Из полученных Джинсом формул следует, что взятое мною для примера маломассивное облако сжиматься не будет, а вот облако той же плотности и температуры, но с поперечником в десятки парсеков — будет.

Дело в том, что тепловая энергия облака зависит от его радиуса в кубе, тогда как гравитационная энергия — от радиуса в пятой степени. Следовательно, при определенной плотности облака и определенной его температуре существует такой радиус облака, при превышении которого облако обязательно начнет сжиматься, и тем «охотнее», чем больше его размеры (при заданных значениях температуры и плотности).

Отсюда ясно, что прежде всего начнут конденсироваться громадные холодные облака молекулярного водорода, известные как газово-пылевые комплексы. Каждый такой комплекс может породить тысячи звезд.

Почему тысячи, а не одну суперсверхгигантскую — достаточно понятно. Во-первых, внутри газово-пылевого комплекса поперечником в десятки парсеков неизбежно содержится несколько тысяч звезд, разогревающих среду вокруг себя, несмотря ни на какие «старания» межзвездного углерода. Таким образом, газово-пылевая среда комплекса неоднородна изначально. Во-вторых, формы газово-пылевых комплексов далеки от сферических, и разные их части имеют свои хаотические скорости. При сжатии комплекс неизбежно будет фрагментирован на отдельные, уже более плотные, облака со скоростями относительно друг друга порядка десятков км/с. В свою очередь, эти облака, сжимаясь, разделятся на более мелкие облака. Из каждого такого облака в дальнейшем сформируется рассеянное звездное скопление. Наконец, достаточно маленькое и плотное облако, имеющее, однако, заметный момент вращения, также разделится надвое, а затем, глядишь, и начетверо. Получится четверная звездная система.

Если посмотреть в бинокль на звезду Эпсилон Лиры, то отчетливо видно, что эта звезда, кажущаяся одиночной невооруженному глазу, распадается на две звезды примерно равной яркости. Однако взгляд в телескоп с диаметром объектива от 100 мм при увеличении не менее 100–150 крат при ясном небе и отсутствии значительной турбуленции в атмосфере раскрывает истинную картину: каждая из двух звездочек также является двойной! То есть звезда Эпсилон Лиры — четверная, состоящая из двух пар, причем все четыре звезды имеют примерно одинаковый блеск. Расстояние между парами — значительное (почти 3,5 угловой минуты), тогда как расстояние между компонентами в парах значительно меньше — около 2 секунд дуги. Это означает, что сжимающееся облако, породившее четверную систему, имея некоторый начальный момент вращения, вращалось все быстрее (по закону сохранения момента количества движения), пока не разделилось на два почти равных по массе облака. Впоследствии каждое из этих облаков после еще более сильного сжатия, сопровождавшегося ускорением вращения, также разделилось примерно пополам.

Другой вариант — тройная система Альфа Центавра. Компонент А этой системы весьма похож на Солнце и принадлежит к тому же спектральному классу, компонент В — оранжевая звездочка класса Ki, а слабый компонент С — знаменитая Проксима Центавра — красный карлик 11-й звездной величины класса М5. Из-за близости к нам Проксима Центавра заметно удалена на звездном небе от компонент А и В, которые, «как порядочные», обращаются вокруг общего центра масс сравнительно недалеко друг от друга. У астрономов возникал даже вопрос: а принадлежит ли вообще Проксима Центавра системе Альфа Центавра? Ответ: скорее да, чем нет. Ведь в пространстве все три звезды движутся в одном направлении с примерно равными скоростями. По всей видимости, период обращения Проксимы Центавра вокруг общего центра масс тройной системы превышает миллион лет.

Как можно интерпретировать рождение подобной системы? Вероятно, на периферии протозвездного облака с самого начала существовало локальное уплотнение, которое в конце концов обособилось и породило компоненту С, чье расстояние от А и В составляет примерно 0,2 светового года. Основное же прото-звездное облако (точнее, его плотная центральная часть) разделилось уже гораздо позднее.

Еще более удивительная система — Кастор (Альфа Близнецов). В телескоп она разрешается на две компоненты с небольшой разницей в блеске. Вокруг этих двух звезд, обращающихся вокруг общего центра тяжести, движется по удаленной орбите спутник — слабая красная звездочка. И каждая из этих трех звезд является спектрально-двойной, то есть настолько тесной звездной парой, что ее двойственность выявляется лишь спектроскопическими методами. Здесь примерно та же ситуация, что и с системой Альфа Центавра, только каждое из трех протозвездных облаков успело до рождения звезды разделиться надвое, чему, несомненно, «помог» избыток момента вращения.

У любознательного читателя может возникнуть вопрос: а что будет, если сжимающееся протозвездное облако, имеющее массу, скажем, 10 тыс. масс Солнца, окажется сферическим и практически не вращающимся? «Этого не может быть», — ответит астроном. «Ну а все-таки если?..»

Неужели родится звезда чудовищной массы и совершенно невообразимой светимости?

Нет, не родится. Теоретические расчеты показывают, что предел массы для звезды — около 100 солнечных масс. Светимость ее при этом составит порядка миллиона солнечных. Характерный пример: переменная-сверхгигант Р Лебедя. Звезда большей массы и, естественно, еще большей светимости будет просто-напросто разрушена собственным излучением. Теоретические выкладки подтверждаются наблюдениями: звезды с массами более 100 солнечных во Вселенной не обнаружены. Астрономов долго интриговал объект R136a в Большом Магеллановом Облаке. Выглядя звездой, он имеет массу порядка 2000 солнечных, что резко противоречит теории. Так что же, теория неверна? Отнюдь. Просто данный объект оказался не звездой, а тесным скоплением из минимум 70 молодых горячих звезд. Выяснилось это лишь с помощью космического телескопа им. Хаббла…

«Большие неприятности» гарантированы звезде и в том случае, если ее масса превышает 70 солнечных масс. К примеру, звезда Эта Киля находится на грани устойчивости и погружена в туманность, состоящую из вещества, выброшенного звездой при вспышке. Как видим, чрезмерно массивная звезда пытается как-то подстроить свою структуру под «общий стандарт», избавляясь от излишков вещества. Кстати, Эта Киля — вероятный кандидат в сверхновые. Не исключено, что она взорвется в течение ближайших одной-двух тысяч лет.

Стоит подчеркнуть, что нарисованная выше картина рождения кратных звезд является предельно упрощенной, не учитывающей ни влияния магнитных полей, ни вихревых движений в сжимающемся облаке. Впрочем, главное для нашей задачи — понять в общих чертах, как возникла Солнечная система, поэтому такое упрощение, пожалуй, не является чрезмерным.

Важно следующее: звезды, как правило, рождаются не поодиночке, а кратными системами, чаще всего в составе молодого рассеянного скопления, которое, в свою очередь, входит в состав звездной ассоциации, содержащей сотни тысяч, если не миллионы звезд, а та, в свою очередь, нередко является частью звездного комплекса с характерным поперечником 600 пк. Почему мы говорим о рассеянных скоплениях вроде показанного на рис. 12 (см. цветную вклейку)? Потому что в наше время в Галактике уже давно не образуются шаровые скопления, содержащие сотни тысяч звезд. Все шаровые скопления Галактики (рис. 13), а их известно более 130, — старые объекты, содержащие старые звезды. Шаровые скопления рождались на самых ранних этапах жизни Галактики, когда диффузная материя для их создания имелась в избытке. Теперь же в Галактике содержится слишком мало газа (не более 10 % от массы Галактики^[11]

Конец ознакомительного фрагмента.

Примечания

10

Парсек (пк) — внесистемная единица измерения межзвездных расстояний, принятая в астрономии. Это такое расстояние, с которого радиус земной орбиты равен одной угловой секунде. Один парсек равен 3,26 светового года. — Примеч. авт.

11

Имеется в виду только масса обычной материи, а не «темной». — Примеч. авт.