Как образуются звезды

Из журнала «Вопросы философии», 1952 г., № 4, стр. 110-124

Эволюция и возникновение звезд в современной галактике

Акад. В. Г. Фесенков

В течение последних лет в резуль­тате работ ряда советских астроно­мов, в частности, В. А. Амбарцумя­на, Б. А. Воронцова-Вельяминова, А. Г. Масевич, В. А. Крата, автора этой статьи и других, установлено, что звезды должны отличаться са­мым различным возрастом и что про­цесс звездообразования должен про­исходить и при современном состоя­нии нашей галактики.

Ниже мы попытаемся изложить наиболее кратким образом развитие идей, которые привели нас к этому заключению, и описать обнаружен­ные нами в последнее время непо­средственные указания относительно конкретного механизма звездообра­зования.

Правильная постановка проблемы возникновения звезд зависела в зна­чительной мере от решения вопроса об источниках звездной энергии, а также о направлении и характере звездной эволюции. В отношении источников звездной энергии в на­стоящее время можно считать уста­новленным, что каждая звезда све­тит благодаря непрерывному выде­лению в ее недрах атомной энергии.

Механизм этого выделения атом­ной энергии хорошо установлен, и сводится к тому, что протоны (ядра водорода), проникая внутрь ядер различных легких элементов, вплоть до углерода и азота, образуют в них очень прочно связанные внутренними силами альфа-частицы (ядра гелия). За счет этого превращения водорода в гелий выделяется энергия, выход которой в данном объеме зависит от плотности вещества и температуры. Плотность вещества при данном его составе определяет количество «то­плива», а температура — интенсив­ность происходящих ядерных процес­сов, скорость «горения». Знание это­го механизма выделения атомной энергии внутри звезд имеет очень большое значение для суждения об их эволюции. Возможно установить количественные соотношения, свя­зывающие массу, радиус, средний молекулярный вес звезды, а также различные постоянные величины, из­вестные из физики и в соединении с другими аналогичными уравнениями описывающие условия равновесия и лучеиспускания звезды. Можно рас­считать внутреннее строение звезды и кроме того определить, что для нас особенно интересно, содержание в ней водорода, гелия и остальных, более тяжелых элементов, вместе взятых.

Так, например, было найдено (А. Б. Северный), что внутри нашего Солнца содержание водорода соста­вляет около 40%, гелия — свыше 50%, а на долю всех остальных эле­ментов, взятых вместе, приходится всего лишь 5—10%, а может быть, и того меньше. Согласно А. Б. Се­верному, относительное количество водорода постепенно убывает по ме­ре перехода к более уплотнённым конфигурациям с меньшей массой и меньшей температурой, так что, на­пример, очень горячие и массивные звезды отличаются и большим отно­сительным содержанием водорода. Любопытно отметить, что водоро­да — вообще наиболее распростра­ненного элемента во вселенной — значительно больше в газообразной среде, заполняющей межзвездное пространство. Так, например, в на­стоящее время принимается, что в межзвездном пространстве на каж­дые 100 атомов водорода прихо­дится всего 5—10 атомов гелия и сравнительно ничтожное количество остальных, более тяжелых элемен­тов. Таким образом, несомненно, что водорода внутри Солнца относитель­но значительно меньше, чем в меж­звездном пространстве, а также чем в массивных и горячих звездах. Это­го, собственно, и следовало ожидать, так как Солнце существует, по край­ней мере, несколько миллиардов лет и за это время заметная доля содер­жания в нем водорода могла превра­титься в гелий.

Итак, направление эволюции звезд, т. е. самосветящихся тел, в ко­торых происходит самопроизвольное выделение атомной энергии, опреде­ляется постепенным уменьшением во­дорода, служащего как бы топливом, за счет превращения его в гелий.

Другой характерной особенностью звездной эволюции является, как бы­ло показано у нас в СССР в послед­ние годы, систематическое уменьше­ние звездной массы.

Вообще говоря, самый факт рас­трачивания многими звездами своих масс, выброс их вещества в про­странство, наблюдался уже давно в ряде конкретных случаев. Достаточ­но указать на звезды, вспыхивающие время от времени, так называемые новые, или еще более редкие — сверхновые звезды, спазмодически выбрасывающие свои наружные обо­лочки, которые затем рассеиваются в пространстве. Кроме того, как по­казал академик Г. А. Шайн, атмос­феры звезд с протяженными оболоч­ками —сверхгигантов и гигантов — находятся в неустойчивом состоянии, и для них эффективная сила тяжести на поверхности близка к нулю. Из подобных звезд также происходит непрерывное истечение материи. По­казано, между прочим, что звезды с так называемыми эмиссионными ха­рактеристиками, т. е. со светлыми линиями излучения в их спектрах, окружены газовой диффузной туман­ностью, расположенной в виде коль­ца или сплошного диска в их эквато­риальной плоскости и непрерывно пополняющейся за счет выделения ма­терии из звезды, обычно отличаю­щейся быстрым вращением.

Согласно расчетам Б. А. Ворон­цова-Вельяминова, одни только упо­мянутые выше категории звезд могут за время существования нашей га­лактики значительно пополнить за­пас диффузной материи в межзвезд­ном пространстве (если предполо­жить, что в течение миллиардов лет имели место те же условия, как и в настоящее время).

В недавнее время открыто, что и другие обширные категории звезд не­прерывно выбрасывают материю. Эта явление обнаруживается, как прави­ло, у всех очень тесных двойных си­стем, так называемых спектрально-двойных звезд, находимых только при помощи спектрографа.

Наше Солнце, окруженное разре­женной оболочкой — короной — с ки­нетической температурой около мил­лиона градусов, также непрерывно выбрасывает вещество в виде более или менее радиально направленных потоков, состоящих преимущественно из водорода, которые иногда врыва­ются в земную атмосферу со скоро­стью около 3 ООО км/сек. и произво­дят светлые эмиссионные водородные линии в спектре ночного неба. Далее карликовые звезды низкой темпера­туры (типа М), которые вследствие своей слабости могут наблюдаться только в ближайших окрестностях Солнца, также по каким-то непонят­ным еще причинам подвержены крат­ковременным вспышкам, при кото­рых их яркость внезапно возрастает в несколько раз, причем это сопро­вождается выбросами вещества на­ружу.

Следовательно, самые различные категории звезд обладают свойством в той или другой мере выбрасывать вещество в пространство и попол­нять таким образом межзвездный субстрат.

Несколько лет тому назад различ­ными исследователями в СССР было установлено, что это явление не частного порядка, но представляет собой характерную особенность звездной эволюции вообще. Можно показать, исходя из самых общих предпосылок, что каждая звезда в течение своего существования долж­на значительно уменьшать свою мас­су и вместе с тем еще в большей степени общую светимость и перехо­дить таким образом в разряд более слабых и менее массивных звезд.

Уменьшение массы звезды, в част­ности Солнца, в результате корпу­скулярного излучения выводится с математической необходимостью из следующих предпосылок. Нужно предположить: 1) что за время су­ществования звезды, которое, как, например, в случае нашего Солнца, может измеряться миллиардами лет, происходит заметное уменьшение со­держания водорода за счет перехода его в гелий хотя бы в размере 10—20%; 2) что потеря массы — излуче­ние корпускул — происходит в пер­вом приближении пропорционально общей светимости звезды (это — са­мое простое предположение, посколь­ку физическая природа механизма излучения материи нам еще неизве­стна) и 3) что за все время суще­ствования звезды сохраняется изве­стное соотношение между ее массой и светимостью (светимость пропорцио­нальна массе приблизительно в чет­вертой степени).

Фундаментальное соотношение масса—светимость справедливо для подавляющего количества известных нам звезд, находящихся в устойчи­вом состоянии. Будем предполагать, что это соотношение имеет эволюци­онный смысл и удовлетворяется для каждой звезды в отдельности в раз­личные эпохи ее существования. Все указанные положения почти бесспор­ны, и потому явление, корпускуляр­ного излучения, связанное со зна­чительной потерей массы звезды за время ее существования, также мо­жет считаться достоверным.

Эта характерная особенность звездной эволюции — непрерывное растрачивание массы — может быть прослежена также и на основании существующей теории внутреннего строения звезд, если только сохра­нить за указанным соотношением масса — светимость его эволюцион­ный смысл. Подобное исследование было выполнено А. Г. Масевич, кото­рая убедительно показала, что звезда, теряя с течением времени свою массу, естественно переходит в разряд звезд меньшей светимости и вместе с тем меньшей температуры. Таким обра­зом, согласно ее расчетам, наблюдае­мое основное соотношение между температурой и светимостью, най­денное чисто теоретически, имеет вполне определенный эволюционный смысл. Помимо этого А. Г. Масевич проследила течение звездной эволю­ции во времени и установила верх­ний предел возраста звезды, выра­женный в годах и соответствующий, очевидно, стопроцентному содержа­нию водорода.

Интересно отметить, что П. П. Паренаго на основании того же явле­ния корпускулярного излучения объ­яснил чисто теоретически с большой точностью наблюдаемое распределе­ние звезд по их абсолютным ярко­стям, известное до сих пор только как некоторая чисто эмпирическая зависимость.

Концепция корпускулярного излу­чения, как закономерного явления природы, свойственного всем звездам без исключения, позволила, таким образом, объяснить все основные за­висимости в астрофизике, установ­ленные из наблюдений.

Возраст звезды или, по крайней мере, верхний предел возраста мож­но найти более надежным обра­зом, если принять во внимание, что потеря массы в процессе эволюции приводит в еще большей мере к по­тере вращательного момента. Каж­дая звезда вращается — это не тре­бует пояснений, поскольку враще­ние, как разновидность движения, свойственно всякой массе конечного протяжения. Материя, уносящаяся с поверхности звезды, вместе с тем уносит с собой и некоторое количе­ство вращательного момента и та­ким образом уменьшает общий запас вращения. Можно рассчитать степень подобного замедления в различные эпохи существования звезды.

Из этих соображений следует, что каждая звезда по мере отступания в прошлое должна иметь не только все большую массу, но также и все больший вращательный момент. Ото­двинувшись достаточно далеко в про­шлое, мы найдем в конце концов массу, находящуюся уже в неустой­чивом состояний вследствие слишком быстрого вращения. Таким образом, мы приходим к верхнему пределу возраста, определяемому в данном случае чисто динамическими сообра­жениями.

Нужно отметить, что начальный период существования звезды доста­точной массы отличается необычай­но интенсивным истечением веще­ства и вместе с тем очень быстрым уменьшением вращательного момен­та. Так, например, для нашего Солн­ца первоначальная масса была, по-видимому, раз в 10 больше совре­менной, и быстрое уменьшение ее происходило в течение первых сотен миллионов лет. Однако расчеты по­казывают, что наше Солнце за по­следние три миллиарда лет должно было совсем несущественно изме­нить свое излучение и массу, так что развитие всей органической жизни на Земле происходило фактически при современных условиях в отноше­нии количества солнечной радиации.

Итак, явление корпускулярного из­лучения показывает, что эволюция звезды должна происходить в напра­влении уменьшения массы, светимо­сти и температуры, а также непре­рывной потери вращательного мо­мента и, следовательно, в направле­нии увеличения устойчивости. Обрат­но, по мере отступания в прошлое каждая звезда должна быть все менее и менее устойчивой.

Все это неизбежно налагает опре­деленный верхний предел для возра­ста звезд, наблюдаемых в настоящее время. Для современных массивных и ярких звезд этот предел очень не­большой. По всей вероятности, такие звезды должны были образоваться даже не миллионы, а сотни тысяч лет тому назад или еще позднее, бук­вально на памяти человечества.

В некоторых случаях то же самое можно утверждать и относительно других звезд, гораздо меньшей мас­сы и светимости. Если, например, звезда входит в состав какой-либо тесной группировки и объединяется с массивным гигантом, образуя двойную или кратную систему, то вышеуказанное заключение вполне естественно, так как очевидно, что все звезды данной тесной группи­ровки должны были произойти в одно и то же время, поскольку они не могли образоваться путем захва­та — случайного объединения перво­начально независимых звезд.

Подобное заключение, однако, не является очевидным в случае более разбросанных и обширных группиро­вок, например, звездных скоплений, в которые входят звезды совершенно различных масс, светимостей и тем­ператур. Классическим примером по­добных скоплений служат Плеяды, Гиады, Ясли, известные уже с глу­бокой древности.

Можно ли думать, что все звезды подобных скоплений возникли в одно и то же время? Сильным аргументом в пользу подобного мнения являются работы А. Г. Масевич, которая пока­зала, что все звезды тесных галакти­ческих скоплений отличаются одина­ковым химическим составом, свой­ственным только данному скоплению, независимо от масс и светимостей входящих в его состав звезд. По­скольку мы видели, что в процессе эволюции средний химический состав звезды меняется за счет «выгорания» водорода и притом гораздо быстрее у массивных звезд, тождество хими­ческого состава может говорить только о совместном и притом недав­нем происхождении всех составля­ющих данное скопление звезд, неза­висимо от их массы.

В. А. Амбарцумян также пришел к тому заключению, что массивные и яркие звезды образовались совсем недавно, фактически при современ­ном состоянии нашей галактики. То же самое относится и к ряду других звезд, гораздо меньшей массы. В те­зисах к своему докладу на совеща­нии по звездной космогонии (май 1952 года) он пишет:

«Процесс формирования новых групп звезд из материи, находящейся в дозвездной фазе развития, продол­жается в галактике и на современном этапе ее жизни. Вновь возникающая звезда оказывается на диаграмме спектр—светимость выше средней линии главной последовательности. Из нее происходит мощное истече­ние вещества… Молодые звезды вхо­дят в главную последовательность вдоль всего ее фронта. В период пребывания в главной последовательно­сти испускание вещества звездой про­должается, но более медленными темпами. В результате истечения ве­щества масса звезды уменьшается, и она продвигается вдоль главной по­следовательности. При этом звезды, имеющие значительный вращатель­ный момент, теряют его почти пол­ностью».

Как видно, картина эта вполне соответствует изложенному выше.

К выводу о сравнительной молодо­сти ряда массивных звезд и о про­должающемся процессе звездообра­зования В. А. Амбарцумян пришел главным образом на основании от­крытых им звездных ассоциаций, очень широких и протяженных звезд­ных группировок, по всей видимости, находящихся в неустойчивом состоя­нии. По его расчетам, подобные группировки могли существовать при наличии возмущающего галактиче­ского поля не свыше 10⁷ лет — срок очень малый по сравнению, напри­мер, с возрастом земного шара. Эти группировки должны, по мнению В. А. Амбарцумяна, непрерывно рас­ширяться и потому в прошлом могли возникнуть из сравнительно неболь­шого объема уплотненной материи; все составляющие подобные группи­ровки звезды должны были обра­зоваться, очевидно, только одно­временно. Таким образом, незна­чительный возраст ассоциаций, о ко­тором говорит их предполагаемая неустойчивость, означает вместе с тем такой же незначительный воз­раст входящих в их состав звезд.

Большое количество исследований, произведенных почти исключительно в СССР разными авторами, показы­вает с несомненностью, что процесс звездообразования должен происхо­дить и при современном состоянии нашей галактики, а следовательно, и в настоящее время.

Непрерывное рассеяние звездной материи, о котором говорилось выше и которое известно также из непо­средственных наблюдений, предста­вляет собой лишь одно, направление космического процесса. Наряду с этим должно существовать и другое направление — образование звезд предположительно из разреженной газово-пылевой среды, — чего, однако, до последнего времени не было об­наружено, может быть, потому, что этот процесс совершается очень быстро и лишь при определенных условиях. Выше было показано, что к необходимости подобного вывода нас приводит все развитие советской астрономической мысли, которая до­стигла больших обобщений в истол­ковании многочисленных данных на­блюдения. Однако до последнего времени у нас еще не было опреде­ленного решения этого важного во­проса. В. А. Амбарцумян на прошед­шем в мае 1952 года совещании по вопросам звездной космогонии, сум­мируя произведенные до последнего времени исследования, пишет в своих тезисах:

«Говоря… о групповом возникнове­нии звезд, мы не остановились ни на одном конкретном механизме этого возникновения. Уже в настоящее вре­мя мыслимо много возможных, но пока еще совершенно предположи­тельных вариантов этого механизма. Подробная разработка этих вариан­тов является задачей ближайшего будущего» (стр. 15).

Несколько выше, на стр. 13, гово­рится:

«Тот факт, что некоторые из диф­фузных туманностей обладают опре­деленной симметрией в отношении звезд соответствующих ассоциаций, прямо говорит в пользу генетической связи этих объектов между собой (Шайн). С другой стороны, тенден­ция возникновения звезд в виде тес­ных групп (цепочки, системы типа трапеции) свидетельствует о том, что образование звезд происходит скорее из тел протозвезд, размер которых во много раз меньше размеров диф­фузных туманностей».

Со своей стороны, В. А. Крат по­лагает, что звезды образуются в си­стемах, подобных галактическим ско­плениям, из тел планетной природы, понимая под последними твердые тела всех размеров — от небольших частиц до масс порядка нашей Зем­ли.[1]

А. И. Лебединский в своих чисто теоретических работах о формирова­нии звезд исходит из общих сообра­жений относительно строения галак­тики. Акад. Г. А. Шайн ограничи­вается указанием на несомненную, по его мнению, генетическую связь между звездами и газово-пылевыми туманностями.

Как видим, советская астрономия в последнее время вплотную подо­шла к вопросу о механизме образо­вания звезд, действующем в настоя­щее время.

Совсем другое положение суще­ствует за рубежом, где нет стремле­ния правильно обобщать материалы наблюдений и где фактический мате­риал, стихийно собираемый на раз­личных обсерваториях, как правило, не обобщается и не используется для разрешения проблем космогонии и астрофизики. Доминирующее значе­ние в вопросе об образовании звезд там имеет идея о так называемом красном смещении, т. е. си­стематическом расширении всей ви­димой вселенной, которое связывает­ся с ее возникновением и с процессом творения. Обзор относящихся к это­му вопросу идей недавно помещен в одном астрономическом издании — журнале Канадского астрономиче­ского общества (т. 45, вып. 4-й. 1951). Автор Грэйсон Смит в статье, так и озаглавленной «Творение», от­мечает две наиболее распространен­ные за рубежом концепции. Первая связывает образование звезд со взрывом «первоначального атома», с расширением вселенной из некоторо­го очень малого объема, которое якобы началось (судя по современ­ной величине «красного смещения») около 2 миллиардов лет тому назад, причем сначала за очень короткое время (в течение нескольких часов) будто бы произошло образование самих атомов материи, а затем на­ступило образование звезд.

Положенный в основу этой кон­цепции факт «красного смещения» не имеет никакого отношения к внутренним движениям в каждой от­дельной галактике. В 1951 году на­ми было показано путем определе­ния теоретически возможных масс шаровых скоплений и сравнения с наблюдаемыми их массами, что раз­меры нашей галактики не могли из­мениться за время ее существования значительным образом.

Таким образом, явление «красного смещения», которое многими зару­бежными астрономами трактуется как указание на имевший место в начале процесс «творения», не имеет никакого отношения к проблеме про­исхождения и развития звезд.

Вторая концепция звездообразова­ния также выдвинута под влиянием идеи «красного смещения», но в от­личие от первой предполагает все­ленную фактически неизменяемой и с постоянной пространственной плот­ностью, несмотря на предполагаемое постоянное ее расширение. Для того, чтобы обеспечить эту постулируемую неизменяемость, вводится предполо­жение о непрерывном творении ма­терии буквально из ничего. Материя, образующаяся, таким образом, из ни­чего, собирается время от времени в отдельную галактику, так что сред­нее число галактик в единице объ­ема пространства остается постоян­ным, несмотря на их взаимные раз- бегания в результате «красного сме­щения». Все эти измышления не име­ют никакого отношения к реальной действительности и не требуют ни­каких наблюдательных данных для своего обоснования.

Подобное чисто идеалистическое направление свойственно большин­ству зарубежных астрономов. Это объясняет то обстоятельство, почему они, имея в своем распоряжении значительные наблюдательные сред­ства, мощные телескопы, не искали и не могли найти фактов, указыва­ющих на процесс звездообразования, совершающийся в настоящее время. Напротив, первый же крупный совет­ский телескоп с широким полем хо­роших изображений, изготовленный Государственным оптическим инсти­тутом для горной астрофизической обсерватории Академии наук Казах­ской ССР в окрестностях Алма-Аты по системе и по расчетам Д. Д. Мак­сутова, конструкции Б. К. Иоаннисиани, позволил обнаружить ряд интересных явлений, которые про­ливают свет на процесс звездообра­зования, совершающийся в настоя­щее время и на наших глазах.

Этот первоклассный телескоп с широким полем около 30 кв. граду­сов, предназначенный для фотогра­фирования неба, был установлен в горах на высоте в 1 450 м осенью 1950 года. Инструмент напоминает по своей форме большую морти­ру. Его заднее зеркало имеет диаметр в 67 см, отверстие входного мениска равно 50 см и эквивалент­ное фокусное расстояние — 120 см. Таким образом, светосила нашего менискового телескопа составляет 1:2,4. Совершенство его таково, что диаметр наименьшего звездного из­ображения даже при часовой экс­позиции не превосходит 0,02 милли­метра. Вследствие подобной конден­сации света этот телескоп позволяет фотографировать при экспозиции примерно в 40 минут звезды в мил­лион раз более слабые, чем еще пре­дельно видимые невооруженным глазом.

Механическая часть телескопа также выполнена с большим совер­шенством. Приборы для автоматиче­ского регулирования позволяют удерживать изображение звезды в точности в том же месте пластинки в течение примерно получаса без всякого участия наблюдателя, несмо­тря на суточное движение небесного свода.

Здесь стоит отметить, что вскоре после изобретения этой новой опти­ческой системы за рубежом были сделаны определенные попытки сни­зить ее ценность и даже приписать ее изобретение другому автору. Так, например, в статье Гюнтера, опубли­кованной в астрономическом журна­ле «Die Sterne» (Bd. 28, Heft 3—4. Leipzig. 1952), рассчитанном на ши­рокое распространение, после описа­ния современных телескопов с широ­ким полем, содержатся следующие строки относительно менискового те­лескопа Д. Д. Максутова, члена-корреспондента АН СССР и одного из самых замечательных оптиков Совет­ского Союза:

«К. К. Максутов[2], советский оптик-любитель, открыл в 1941 году систе­му, в которой на месте коррекцион­ной пластинки поставлен сплошной мениск. Эта система, подобная такой же системе голландца Бауверса и по­строенная по принципу, аналогично­му принципу супер-камеры Шмидта, пригодна только для малых отвер­стий, но допускает большую свето­силу».

Наглядным опровержением этой цитаты, в которой почти все непра­вильно, является большой мениско­вый телескоп, установленный в окре­стностях Алма-Аты. По словам акад. Г. А. Шайна, даваемые им изображе­ния превосходят по своему совер­шенству лучшие изображения, полу­чаемые современными американски­ми телескопами. (Потому и хаяли, что превосходят! — прим. РП)

Д. А. Рожковский, сотрудник гор­ной астрофизической обсерватории Академии наук Казахской ССР, про­изводил фотографирование этим те­лескопом не только в общих фото­графических лучах на обычных пла­стинках высокой чувствительности, но и в лучах красной водородной ли­нии Н_α. Последнее достигалось при­менением специальных пластинок с густым красным фильтром. С осени 1950 года было получено уже около 450 пластинок, из которых половина относится к газово-пылевым туман­ностям.

Тщательное обозрение с различ­ным увеличением полученного на­блюдательного материала, предпри­нятое мною совместно с Д. А. Рожковским, привело к обнаружению ря­да интересных явлений, до сих пор остававшихся неизвестными, которые наглядно указывают на тесную связь между звездами и газово-пылевой средой межзвездного пространства.

Первое впечатление, которое полу­чается при внимательном рассмотре­нии негативов, содержащих изобра­жения газово-пылевых туманно­стей, — это то, что само звездное по­ле, представленное преимущественно слабыми звездами, отличается какой-то систематической структурой.

Так, например, в области типич­ной газово-пылевой туманности, рас­положенной около созвездия Лебедя, можно видеть при достаточном уве­личении множество каких-то звезд­ных дорожек, завихрений и прога­лин. Сама туманность, зажатая с обеих сторон темными поглощающими облаками, находится в ясно выра­женном турбулентном состоянии, и звездное поле во всей этой области внутри и вне туманности также имеет турбулентный характер. Та­ково первое впечатление, которое по­лучается при рассмотрении этой ту­манности, в особенности в красных водородных лучах.

Исследуя соотношение между звездами и газово-пылевой средой, в которой они находятся, следует прежде всего остановиться на так называемых ореолах, впервые заме­ченных мною весной 1951 года на негативах туманности Ориона.

Нужно предварительно заметить, что газовые туманности, состоя­щие преимущественно из водорода, содержат также большее или мень­шее количество мелкой пылевой материи, распределенной, однако, крайне неравномерно. Часто эта пы­левая материя образует отдельные облака, сильно поглощающие свет и представляющиеся темными, в осо­бенности на светлом фоне звездных облаков Млечного Пути. Подобные пылевые облака не только поглоща­ют, но и рассеивают общий галакти­ческий свет и потому представляют­ся слабо светящимися.

Фотометрические измерения ярко­сти отдельных темных прогалин в среде светлой газовой туманности показывают, что их свечение в синих лучах более значительно, чем в крас­ных. Это можно ожидать в случае пылевых частиц очень малого разме­ра, подобных, например, аэрозолям в земной атмосфере. Общий слабо светящийся фон, представляемый пылевой рассеивающей средой, мо­жет быть сфотографирован при по­мощи нашего большого менискового телескопа в условиях высокой про­зрачности воздуха и темного ночного неба горной местности. При этом обнаруживается, что некоторые звезды, видимые на фоне пылевых туманностей, оказываются окружен­ными темными круговыми прогали­нами очень маленького размера, производящими впечатление темных «ореолов». Эти круглые маленькие прогалины лучше видны в синих лу­чах, чем в красном свете водородно­го излучения.

Учитывая часто наблюдаемые искривления потоков диффузного ве­щества, расположенного в непосред­ственном соседстве с некоторыми звездами, можно высказать следую­щее объяснение подобных «ореолов». Звезда, попадая в пылевую среду ту­манности (что не представляет ред­кого явления, как было отмечено П. П. Паренаго на первом совеща­нии по космогонии, апрель 1951 го­да), отталкивает пылевые частицы и оказывается в относительной пустоте сферической формы. Таким образом, непосредственные наблюдения гово­рят скорее за то, что при взаимодей­ствии звезды с пылевой средой полу­чается не захват, как предполага­лось некоторыми теоретиками на основании чисто умозрительных со­ображений, а, напротив того, оттал­кивание, приводящее не к местным сгущениям, а к разрежению веще­ства вокруг звезды.

Вместе с тем на светлом фоне не­которых туманностей нами наблю­дались также отдельные небольшие, очень темные, резко очерченные кру­глые образования, так называемые глобулы. На нашей репродукции (см. рис. 1) изображена небольшая часть туманности в Единороге с уве­личением в 10 раз. Хорошо видны резко очерченные темные пылевые скопления на светлом фоне газовой туманности и отдельные черные точ­ки — глобулы. Эти глобулы — круглые скопления пылевой материи, заме­ченные около 10 лет тому назад астрономом Гарвардской обсервато­рии Боком, — предполагались до сих пор совершенно независимыми образованиями в межзвездном про­странстве, которые лишь случайно проектируются на светящийся фон туманности. Если бы это было спра­ведливым, то общее число глобул должно быть огромным, В этих гло­булах многие видели вещество в дозвездном состоянии, непосредственно предшествующее образованию звезд.

Из рассмотрения нашего мате­риала следует, что подобное заклю­чение совершенно неверно. В дей­ствительности глобулы связаны с са­мой туманностью, где они обнару­живаются. Они всегда отсутствуют там, где нет неправильных и резких  темных включений, а в тех туманно­стях, где подобные включения име­ются, глобулы образуют иногда це­лые дорожки, связанные с общей структурой этих туманностей. Кроме того они не всегда бывают такими резкими и часто оказываются свя­занными с остальным темным ве­ществом. Таким образом, нет осно­вания думать, что глобулы представ­ляют собой независимые сферические образования пылевого вещества, из которого начинают образовываться звезды и которые еще не получили способности к самостоятельному све­чению.

Рис. 1. Часть туманности в Единороге с темными пылевыми включениями и глобулами.

Другое найденное нами замеча­тельное явление, весьма показательное для процесса звездообразова­ния, — тонкие светлые штрихи, часто находящиеся почти на границе види­мости, которые соединяют между со­бой отдельные звезды, близко распо­ложенные друг к другу и обычно оди­наковой яркости. Подобные штрихи видны гораздо лучше в лучах водо­рода Н_α и в некоторых случаях оказываются довольно резкими. На­личие подобных светлых нитей, со­единяющих иногда смежные звезды, представляется настолько удивитель­ным, что прежде всего нужно поста­вить вопрос о том, можно ли вообще считать их реальным явлением, а не каким-либо странным дефектом или еще неизвестным фотографическим эффектом. Остановимся поэтому на некоторых доказательствах их ре­альности.

Это, во-первых, в ряде случаев достаточно большая отчетливость этих объектов. Во-вторых, способ­ность к дефокусировке совершен­но такая же, как и звезд. При неко­тором ухудшении качества изобра­жений к краю пластинки подобные штрихи также делаются несколько более размытыми. Самый лучший способ проверки их реальности — это повторяемость на различных негати­вах, относящихся к той же области неба. Затруднение в этом отношении заключается в том, что практически невозможно обеспечить полную тождественность двух негативов, даже снятых немедленно один после дру­гого, вследствие различия в атмос­ферных условиях, фокусировки и ка­чества ведения. Однако среди наше­го материала нашлись достаточно сходные негативы, которые иллюстрируют ряд примеров полной по­вторяемости этих объектов. Напри­мер, около большой туманности в Кассиопее имеется слабый подко­вообразный штрих, проходящий последовательно через 5 звезд (см. рис. 2). Этот объект в точности вос­производится на различных негати­вах, как и ряд других, менее замет­ных штрихов на тех же негативах. Аналогичные образования можно указать в туманности около α Лебе­дя, где они видны даже на негати­вах, снятых в разных лучах. Ширина подобных штрихов оказывается еще меньше, чем поперечник предельного звездного изображения, — примерно 0,015 мм. Они не всегда очень тонки и не всегда находятся почти на пре­деле видимости, но, как правило, со­единяют между собой звезды. В об­ласти туманности около γ Лебедя эти штрихи довольно толсты и очень резки. Относительно их реальности в данном случае не может быть ни­какого сомнения.

Рис. 2. «Штрих» в созвездии Кассиопея.

Для суждения о природе подобных штрихов лучше всего постараться найти переходные формы, связываю­щие эти объекты с другими образо­ваниями. В туманности в области со­звездия Возничего можно найти при­мер такого перехода от интенсивных толстых волокон к едва заметным штрихам, описанным выше. Мы ви­дим здесь два замечательных образо­вания, напоминающие летящие боли­ды. Один из них имеет широкий изогнутый хвост, другой состоит из двух параллельных волокон, прохо­дящих через звезды, одно из которых продолжается затем в виде длинного тончайшего штриха, проходящего по­следовательно через ряд слабых звезд и слегка искривляющегося на самом конце. Поскольку эти волок­на имеют, без сомнения, чисто газо­вую природу, нужно думать, что и штрихи, в которые они переходят, также состоят из чисто диффузной материи. Но в таком случае они должны представлять собой остаток чего-то такого, что должно быстро исчезнуть, — остаток более мощного газового волокна.

Вместе с тем нам удалось найти пример разложения подобных штри­хов на отдельные мельчайшие звез­ды, расположенные в непосредствен­ном соседстве одна с другой. Подоб­ное совершенно удивительное обра­зование находится, например, в со­звездии Кассиопея и представляет собой типичный штрих в виде слег­ка изогнутой дуги между тремя сравнительно яркими звездами (см. рис. 3), Этот штрих разлагается в общей сложности на одиннадцать звезд, которые разделены между собой равными интервалами и отлича­ются закономерным распределением по яркости. По краям и в середине штриха находятся более яркие звезды, а промежуточные распреде­лены так, что непосредственно к яр­ким примыкают наиболее слабые,^: а между ними помещаются несколько более яркие звезды.

Рис. 3. Тесная звездная цепочка в Кассиопее.

Если допустить, что эта тончайшая звездная цепочка находится от нас на том же расстоянии, что и ту­манность в Кассиопее, и принять примерное расстояние в 1000 парсе­ков (один парсек — мера длины, рав­ная примерно 200 000 радиусов зем­ной орбиты), то линейное расстояние между смежными звездами в этой цепочке составит только 0,04 парсе­ка, т. е. будет лишь в 7—8 тысяч раз больше радиуса земной орби­ты. На таких расстояниях находятся многие кометы, которые обращаются вокруг Солнца под его гравитацион­ным влиянием.

Ясно, что подобная тесная цепоч­ка, состоящая из вытянутых в одну линию звезд, не может существовать в природе сколько-нибудь длитель­но. Она должна была образоваться не сотни тысяч лет тому назад и, ве­роятно, даже не тысячи лет, а, не­сомненно, в самое последнее время, ничтожно малое по сравнению с воз­растом солнечной системы. Очевид­но, она образовалась из какого-то более или менее уплотненного волок­на, распавшегося на отдельные звез­ды, и это произошло настолько не­давно, что звезды эти еще не успели перемешаться под действием взаим­ного притяжения и разойтись в пространстве. Это явление делает весь­ма вероятным предположение, что звезды образуются путем распада достаточно уплотненных и неустойчи­вых волокон на отдельные конденса­ции. Откуда берутся, однако, подоб­ные волокна? Интересно проследить в связи с этим постепенное развитие структурных форм газово­пылевых туманностей.

Мы проанализировали самые раз­нообразные туманности, которые со­вершенно предварительно можно классифицировать следующим, обра­зом. Вначале можно поставить чи­сто диффузные бесформенные туман­ности с темными включениями поглощающей пылевой материи, но еще без всякой видимой связи со звездами. Далее следуют несколько более дифференцированные туманно­сти с волновыми образованиями, ду­гами, иногда концентрическими по отношению к определенному центру (туманность в Единороге, Лагунная и др.). Затем идут туманности, где намечается образование изолирован­ных волокон, часто довольно интен­сивных, напоминающих более или менее толстые жгуты, проходя­щие через отдельные звезды. Сюда же примыкают туманности с различ­ными вихревыми образованиями, осо­бенно явственно видимыми на их границах. И в самом конце на­шей классификации, которая, быть может, представляет собой последо­вательное развитие форм тазово-пылевой материи в межзвездном пространстве, следует поставить уже чисто волокнистые туманности, со­стоящие только из отдельных во­локон, но без какого бы то ни было промежуточного диффузного суб­страта.

Наиболее показательным приме­ром подобных волокнистых туманно­стей является группа объектов в со­звездии Лебедя, открытая визуально уже около 150 лет тому назад, но впервые сфотографированная в 1895 году. Эти туманности состоят из отдельных волокон, которые до из­вестной степени представляются од­нородными и проектируются одно на другое (см. рис. 4).

Данные туманности, как показы­вает их спектральное исследование, действительно состоят преимущественно из газового вещества. В их спектре преобладают линии водоро­да, так называемого небулия, а не­прерывный спектр, свойственный пы­левой составляющей, чрезвычайно слаб.

Рис. 4. Волокнистые туманности в созвездии Лебедь.

Данные образования являются результатом не только дифференциации формы газово-пылевых туманностей, но также и результатом их значительного уплотнения. Действи­тельно, достаточно напомнить, что яркость этих весьма тонких волокон почти такая же, как и огромных про­тяженных диффузных туманностей, чтобы понять, что количество излу­чающих атомов водорода — основно­го элемента в их составе — должно быть в обоих случаях примерно оди­наковым, а следовательно, плотность вещества в волокнах должна быть на много порядков больше. Опреде­ления интенсивности излучения водо­рода в волокнах этих туманностей приводят нас к заключению, что их плотность должна быть примерно 10^—19 г/см³, т. е. примерно в тысячу раз больше плотности бесформенных диффузных туманностей, стоящих в начале нашей классификации.

Нами установлено, что именно эти уже достаточно уплотненные газовые волокна распадаются на отдельные звезды и что этот процесс действи­тельно совершается в настоящее вре­мя, приводя к образованию многочи­сленных звездных дорожек. Звездные дорожки состоят из отдельных вполне сформированных звезд одина­ковой яркости, расположенных друг от друга на одинаковых расстояниях, и входят кроме того непосредственно в состав волокнистой туманности, часто образуя прямое продолжение отдельных характерных газовых во­локон.

Особенно показательная звездная дорожка находится в волокнистой туманности 6992 в созвездии Лебедь (см. рис. 5). Она состоит из один­надцати звезд одинаковой яркости, тесно расположенных на одинаковом расстоянии одна от другой. Эта звездная дорожка частично перекры­вается другим волокном той же ту­манности. Если не учитывать погло­щения света в межзвездной среде, то можно, зная расстояние этой туман­ности, которое равняется примерно 1000 парсеков, оценить абсолютную светимость и взаимное линейное расстояние данных звезд. Оказывает­ся, что эти звезды имеют довольно малую светимость, в несколько раз меньшую солнечной, и отстоят одна от другой примерно на расстоянии 0,1 парсека, что гораздо меньше, чем расстояние наиболее близких к нам звезд.

Подобных более или менее яв­ственных звездных дорожек нами найдено в туманности 6992 не менее десяти. Одни из них состоят из сравнительно ярких (16—17 зв. вел.) звезд, погруженных в общую среду газового волокна. Другие совершен­но свободны от диффузной материи и представляют собой обычные сла­бые звезды одинаковой яркости, тес­но расположенные друг от друга, со­ставляющие продолжение газового волокна. Имеются звездные дорожки настолько тесные, что разделение их на отдельные звезды едва только намечается, но все же представляется совершенно несомненным.

Происхождение вышеуказанных звездных дорожек не может вызы­вать сомнений. Они представляют обычные газовые волокна, разбив­шиеся на отдельные сгущения и об­разовавшие звезды. Кроме того яс­но, что это образование звезд должно было иметь место сравнительно со­всем недавно, так как возникшие звезды еще продолжают сохранять ориентировку применительно к ос­тальным волокнам туманности.

Можно привести три независимых доказательства образования звезд из подобных достаточно уплотнен­ных газовых волокон. Первое за­ключается в том, что возникшие звезды образуют своего рода звезд­ные дорожки, органически связан­ные с остальной туманностью, из ко­торой они возникли. Второе доказа­тельство — то, что эти звездные до­рожки вполне эквивалентны обыч­ным газовым волокнам. Для провер­ки этого достаточно определить, какова была бы плотность материи, если бы массы звезд типичной звезд­ной дорожки размазать по всей ее длине. Оказывается, что при этом получается то же самое значение для средней плотности, именно 10—¹⁹ г/см⁸, которое было определе­но ранее на основании интенсивности излучения газообразного водорода. Третье доказательство, которое вме­сте с тем характеризует физическую сторону процесса образования звезд, заключается в том, что эта плотность может быть также найдена из усло­вия так называемой приливной устойчивости при известном расстоя­нии между отдельными звездами в соответствующей дорожке. Предста­вим себе, например, что в газовом волокне, которое, конечно, не может оставаться в устойчивом состоянии, начинают образовываться отдельные конденсации — будущие прогозвезды. Минимально возможное расстоя­ние между этими конденсациями в данном волокне должно быть таково, чтобы они своими приливными воз­действиями не разрушали бы друг друга. Это расстояние зависит, есте­ственно, от начальной плотности волокна. Принимая наблюдаемые рас­стояния за наименьшие, при которых конденсации могут существовать безопасно в соседстве друг с другом, можно найти соответствующую плот­ность. И эта плотность снова соста­вит величину того же порядка, а именно: 10^-19 г/см³.

Рис. 5. Распад волокон туманности на звезды.

Таким образом, материал, предста­вленный выше, несомненно, показы­вает, что во вселенной действитель­но происходит образование звезд пу­тем распада на отдельные конденса­ции волокон диффузной туманности, плотность которых должна при этом, очевидно, превышать во много раз среднюю плотность вещества в об­щей межгалактической среде.

Эти волокна должны возникать, как можно предполагать, в резуль­тате турбулентных процессов в газо­во-пылевой среде и потому должны отличаться запасом вращательного момента, который они сообщают об­разующимся звездам.

Звезды возникают, повидимому, как образования пониженной ярко­сти, т. е. светятся первоначально очень слабо для своей массы. Внача­ле образовавшиеся звезды заключе­ны еще в общую диффузную среду, которая затем постепенно рассеи­вается в пространстве. В результате остаются многочисленные звездные дорожки, воспроизводящие до неко­торой степени структуру первона­чальной обширной волокнистой ту­манности, из которой они произо­шли.

Таким образом можно объяснить систематическую структуру звездно­го поля, которая не является простой случайностью. Однако сле­дует иметь в виду, что она затуше­вывается наложением посторонних звезд, находящихся ближе или даль­ше рассматриваемой туманности, и постепенно стирается вследствие вну­тренних движений и гравитационно­го воздействия галактического цен­тра.

Механизм образования звезд, дей­ствующий на наших глазах в совре­менной галактике, проявляется до­вольно ясным образом. Без сомне­ния, в дальнейшем будут найдены многие другие примеры распада во­локон газово-пылевых туманностей. Задача заключается в том, чтобы объяснить теоретически процесс звездообразования, определить дета­ли этого процесса, изучить свойства зарождающихся звезд в начальный период их существования и все остальные свойства звезд, возника­ющих подобным образом.

В заключение отметим, что иссле­дование процесса образования звезд доставляет вместе с тем бесспорные исходные данные для решения про­блемы происхождения солнечной си­стемы и планетных систем вообще, весьма многочисленных во вселен­ной. Мы видим, что звезды, уже вполне сформировавшиеся, тем не менее, первоначально еще погружены в общую среду газовой материи. Та­ким образом, очевидно, нужно счи­тать, что не все вещество газового волокна собирается в звезды: часть его остается первое время в их непо­средственной близости.

Все суждения о механизме проис­хождения нашей солнечной системы до сих пор основывались почти ис­ключительно на данных о ее состоя­нии в современную эпоху после не­скольких миллиардов лет существо­вания. В настоящее время работами советских астрономов открывается возможность восстановить из непо­средственных наблюдений начальное состояние звезд, а следовательно, и нашего Солнца еще до образования планет. Тем самым проблема космо­гонии становится наконец на проч­ную почву. Не подлежит сомнению, что эта проблема будет полностью разрешена и притом в ближайшем будущем.

[1] См. его статью в «Известиях Главной Астрономической обсерватории». Т. XIX, вып. 2. 1952.

[2] Немецкий автор перепутал даже ини­циалы Д. Д. Максутова.