В прошлом люди думали, что звёзды существуют вечно. Потом они стали считать, что все звёзды зажглись одновременно и очень давно. Теперь мы знаем, что рождение новых звёзд происходит непрерывно, отчасти компенсируя угасание старых. «Строительной площадкой» для молодых светил является межзвёздное вещество – газ и пыль, заполняющие пространство нашей и других галактик.

В лекции Дмитрий Вибе, д.ф.-м.н., зав. отделом физики и эволюции звезд Института астрономии РАН, рассказал о том, почему межзвёздная среда становится ареной звездообразования, о том, как происходит этот процесс и как его можно наблюдать.

Лекция состоялась 7 ноября 2013 года.

Я сегодня постараюсь очень бегло рассказать о том, что мы сегодня думаем о том, как рождаются звёзды, из-за чего происходит этот процесс, как он происходит, что мы можем наблюдать. Я надеюсь, что будет более-менее понятно. Ну, если будет что-то непонятно, то можно меня будет спросить, и я постараюсь это объяснить.

Так вот сейчас мы, к сожалению, в городах практически уже лишены зрелища ночного неба. Но если удаётся вырваться куда-нибудь хоть чуть-чуть подальше от городской засветки, то открывается невероятной красоты зрелище, которое издавна людей завораживала, издревле привлекала их внимание, будила в них вдохновение. И, может быть, это покажется даже немножко странным, но хотя бы на мифологическом уровне с самых давних лет, тысячелетий, люди, в общем, задавались вопросом не только о том, как расположены эти светящиеся точки на небе, но и откуда они появились. Например, авторы Библии сочли своим долгом указать, как именно были созданы звёзды. В других мифологиях тоже те или иные истории про звёзды рассказывают, как, например, в древнеегипетской мифологии, древнегреческой мифологии. Везде и всегда, хотя бы на уровне сказки, людям хотелось объяснить, откуда звёзды на небе появились. Но от сказки к какой-то более или менее научной картине переход произошёл в этом вопросе, в этой проблеме, как и в очень многих физических проблемах, чуть больше 400 лет назад, благодаря, наверное, самому великому физику и астроному в истории человечества Галилео Галилею. Галилей в развитии представления о звёздообразовании сыграл, скорее, отрицательную роль. Дело в том, что совершенно очевидно, если мы собираемся как-то образовывать звёзды, у нас должен быть какой-то исходный материал. Мы не можем сформировать звёзды из пустоты. То есть если мы считаем, что звёзды образуются сейчас, значит, помимо звёзд во Вселенной должно быть что-то ещё. При помощи своего простого телескопа Галилей, одно из его открытий, которое было совершено Галилеем – это разделение на звёзды Млечного пути.

Вот эта туманная полоса, которую в хорошую ночь можно даже из ближнего Подмосковья где-то увидеть, она издавна людям казалась какой-то туманной диффузной материей. Но вот Галилей направил свой простенький телескоп на эту диффузную материю и обнаружил, что, на самом деле, это белёсое сияние состоит из огромного количества звёзд, которые слишком тусклы, слишком далеки, слишком близко друг к другу расположены и поэтому при наблюдении невооружённым глазом, кажутся нам какой-то вот такой туманной полосой. На самом деле, это всё, даже вот эта туманная полоса, это только звёзды. Следующий важный вклад в развитие представления о рождении звёзд внёс другой великий физик, Исаак Ньютон. Он, конечно, более всего известен, как создатель закона всемирного тяготения. Вот здесь, на этой картинке, показаны все основные изобретения и достижения Ньютона. Телескоп системы Ньютона, который им был создан. Призма, при помощи которой он разложил солнечный свет в радугу. Вот эти воды океана, видимо, символизируют, объяснённые Ньютоном, приливы и отливы. Вращение планет вокруг Солнца символизирует закон всемирного тяготения. Естественно, знаменитое яблоко. Но величие открытия Ньютона состоит не только в том, я имею в виду закон всемирного тяготения, не только в том, что он объяснил движение планет вокруг Солнца, или движение Луны вокруг Земли, или природу приливов и отливов. В словах закон всемирного тяготения очень важную роль играет слово «всемирный». То есть Ньютон первым сформулировал закон, который действует во всей Вселенной без исключения. Не только в Солнечной системе, не только на Земле, но и вообще везде, куда мы только можем посмотреть. И будучи создателем такого величественного закона, Ньютон, конечно, не мог не задумываться о том, как именно действие этого закона проявляется не только в Солнечной системе, но и где-то подальше.

В частности, он так же задавался и вопросом о том, откуда бы могли появиться звёзды. Как бы это могло произойти. Он понимал, что если мы возьмём Вселенную, заполним её равномерно веществом, если это вещество будет управляться единственной силой, гравитацией, то такая Вселенная в стабильном устойчивом состоянии существовать не может. Как только где-то возникнет уплотнение, это уплотнение своим тяготением начнёт притягивать окружающее вещество и вся Вселенная, всё вещество во Вселенной разобьётся на огромное количество комочков. И вот 10-го декабря 1682-го года в письме епископу Бентли Ньютон, как раз, описал ту картину, которая, по его мнению, могла бы привести к образованию звёзд. Вот, как раз, он тут пишет: «Если вещество было равномерно распределено по бесконечному пространству, оно не скучилось бы в одну массу. Часть его скучилась бы в одну массу, часть в другую, с тем, чтобы образовать бесконечное количество больших масс, разбросанных на большие расстояния друг от друга. Так могли образоваться неподвижные звёзды в предположении, что вещество было светящимся. Но если какая-то часть вещества не была светящейся, из него могли образоваться планеты». То есть Ньютон считал, что звёзды и планеты образуются одинаково, но образуются они из вещества, которое по каким-то, недоступным человеку причинам, различается по свойству. Одно вещество светится, другое нет. Понятно, что процесс, который описал Ньютон, в истории Вселенной мог произойти только однажды. Однажды есть вещество, однажды это вещество разбивается на маленькие кучки, некоторые из которых становятся звёздами, некоторые из которых становятся планетами. Всё. На этом звездообразование заканчивается. И эта картина совершенно согласовывалась с теми открытиями, которые сделал Галилей. С тем, точнее, открытием, что, действительно, во Вселенной нет никаких расплывчатых пятен, есть только звёзды. А там, где мы видим туманное пятно вместо звёзд, это просто означает, что не хватает мощности нашего телескопа для того, чтобы это пятно на отдельные звёздочки разделить.

Такое представление в астрономии продержалось примерно до последней четверти 18-го века и рухнуло оно благодаря следующему великому человеку, Вильяму Гершелю, величайшему наблюдателю всех времён и народов, величайшему наблюдателю в истории астрономии, который сам изготавливал телескопы, сам планировал наблюдения, сам эти наблюдения проводил, с великой тщательностью записывал их результаты. И благодаря, во многом, наблюдениям Гершеля, но так же благодаря наблюдениям других известных людей того времени, в частности, Шарля Месье, стало ясно, что вот эти туманные пятна, вообще говоря, достаточно многочисленны. Их на небе очень много. Они различаются по форме. Они различаются по своей густоте. Изначально Гершель и другие наблюдатели считали, что туманность этих пятен – это просто следствие того, что составляющие их звёзды очень далеки от нас. Однако со временем Гершель начал уходить от этого представления и всё чаще ему казалось, что он наблюдает не далёкие звёздные группировки, а наблюдает реально что-то другое. Не звёздное вещество, а какое-то вещество, которое звёздами не является. И в 1791-м году он опубликовал статью о туманных звёздах, по праву так называемых, в которой высказал предположение, что вот это вот белёсое вещество, которое мы наблюдаем в качестве туманностей, это есть вещество, из которого некоторые звёзды образуются. Он наблюдал в некоторых туманностях такую ситуацию, что сама туманность имеет такую круглую форму, вот это свечение белёсое имеет округлую форму, в серединке которого находится звезда.

Причём, если бы это было какое-то несветящееся вещество, которое окружает звезду и мы видим его только потому, что звезда его освещает, можно было бы ожидать, что яркость этого вещества будет спадать по мере удаления от звезды. «…На самом деле, — пишет Гершель, — мы такого не наблюдаем. Вещество остаётся ярким и далеко от звезды. Значит, светится оно само, без помощи звезды». Ну, если у нас есть звезда, есть светящееся вещество, почему бы не предположить, что именно из этого вещества звезда и образовалась. Со временем он попытался даже из различных видов туманностей, которые им наблюдались, составить, ну, такую, эволюционную последовательность. Последовательность этапов образования звезды. Начинается всё вот с такой округлой светящейся туманности. Она существует. Потом она начинает сжиматься, теряет округлую форму, возникают потоки вещества, которые стекаются в центр на центральную будущую звезду. Если эта туманность вращается, то эти потоки закручиваются в спирали вокруг будущей звезды. Ну, и в конечном итоге, мы получаем, собственно, звезду, вокруг которой ещё немножечко светится вещество, которое не успело до этой звезды долететь. Теперь мы знаем, что ни малейшей связи с этой реальностью эта последовательность не имеет. Но, тем не менее, она осталась в истории, как первая попытка не только сформулировать мысль о том, что звёзды могут рождаться буквально у нас на глазах, но и попытаться подвести какую-то наблюдательную базу под это предположение.

При помощи вот этих рассуждений Гершеля была дана первая попытка ответа на вопрос о первом ключевом аспекте, о котором я говорил, о том, из какого вещества могут образовываться звёзды. Второй ключевой аспект этой проблемы был затронут в середине 19-го века, благодаря тому, что в это время был сформулирован закон сохранения энергии. Вот может показаться, что закон сохранения энергии – это очень старое изобретение, но, на самом деле, он впервые в науке возник только в 19-м веке, во второй его половине. И сразу же одним из применений закона сохранения энергии оказалась теория звёздной эволюции. Поскольку звёзды светятся, звёзды теряют энергию, когда-нибудь у них энергия эта закончится, значит, когда-то она должна была появиться. Звёзды не могут светить вечно, поэтому они, если мы их до сих пор видим, значит, они как-то вот потихоньку-потихоньку запас из звёзд пополняется. Это была достаточно драматическая история, история возникновения этих представлений, в чём-то даже не просто драматическая, но и трагическая. Например, первыми людьми, которые сформулировали не только закон сохранения энергии, но и попытались применить его к звёздам, были Юлиус Майер и Джеймс Уотерстон, которые не были ни астрономами, ни физиками, а просто, ну, очень умными, очень догадливыми людьми. Которые пришли к этой мысли, попытались донести её до физиков и астрофизиков и в этом деле совершенно не преуспели, поскольку те к идеям людей со стороны отнеслись с крайним недоверием. Ну, и закончилось это всё достаточно печально. Джеймс Уотерстон пропал без вести вскоре после попытки опубликовать своё открытие при обстоятельствах, не исключающих самоубийство. Майер испытал очень сильное нервное потрясение, долгое время болел. Правда, потом его заслуги были всё-таки физиками признаны, но так получилось, что к этому времени все такие идеи были связаны уже с именами Кельвина и Гельмгольца, других физиков. Так что Майер остался только таким персонажем, забавного исторического анекдота.

Так вот что из себя представляет закон сохранения энергии применительно к звёздам? Вообще закон сохранения энергии означает, что энергия никуда не девается, она только переходит из одного вида в другой. И если вам нужно в звезде получить каким-то образом энергию излучения, вам не нужно думать, откуда берётся эта энергия, вы просто должны найти какую-то другую энергию, которая в результате процесса какого-то превращается в тепловую энергию и энергию излучения. Самый простой вид энергии, который можно превратить в тепловую – это энергия кинетическая, энергия движения. Если, например, пуля ударяется о препятствие, она тормозится и очень сильно нагревается. Вот Кельвин и Гельмгольц предположили, что именно падение вещества является причиной разогрева звёзд. То есть вот у нас есть Солнце, на Солнце постоянно что-то валится. На него падают кометы, на него падают метеориты, их кинетическая энергия, энергия их движения превращается в тепловую, разогревают Солнце, и мы это свечение видим. То есть у нас получается, что процесс образования звезды и процесс её свечения неразрывно связаны между собой, происходит буквально одновременно у нас на глазах. Однако эта мысль продержалась достаточно недолго. Потому что простые оценки показали, если мы собираемся падением метеоритов обеспечивать свечение Солнца, то этих метеоритов на него столько должно падать, что мы их просто должны на орбите Земли видеть, как они летят туда. Мы этого не видим, соответственно, падающие метеориты источником энергии Солнца быть не могут. Их нет. Их не видно. Тогда возникло другое предположение. Что метеориты падали на Солнце раньше, ну, и по аналогии, на все прочие звёзды. Все звёзды переживают какой-то этап первичного накопления массы. На них падают-падают метеориты, разогревают их до высокой температуры и потом падение метеоритов заканчивается и дальше звезда уже просто остывает и светится за счёт того, что отдаёт обратно накопленную в результате первичного вещества энергию.

Более численную теорию этого процесса разработал ещё один знаменитый физик Джеймс Джинс, который, по сути, облёк в численную форму первые идеи Ньютона. Джинс тоже рассмотрел такую ситуации, когда у нас вся Вселенная, всё пространство заполнено веществом. В этом веществе возникает случайно по каким-то другим причинам, сторонним, уплотнение и Джинс определил, какой массой должно обладать это уплотнение, чтобы оно начало на себя притягивать вещество так, чтобы этот процесс уже не останавливался и приводил к формированию вот такого, очень компактного яркого источника. Вот была сформулирована, так называемая, критическая масса, масса Джинса, которая зависит от температуры вещества и от его плотности. И если масса по теории Джинса, если масса вот этого случайно возникшего уплотнения превышает критическую массу, которая теперь называется массой Джинса, мы будем получать вот такой вот сжимающийся комочек, который будет разогреваться и превращаться, в конечном итоге, в звезду. Вот примерно так должно выглядеть пространство при развитии этого процесса. Эта картинка абсолютно про другое. Это современная картинка, связанна с эволюцией тёмного вещества, но принцип тот же самый. Возникает возмущение плотности и это возмущение начинает своим тяготением притягивать на себя всё ответственное вещество и возникает вот такая вот сеть сгусточков, которые потом превращаются во что-то более компактное. Кельвин и Гельмгольц рассчитали, сколько может светиться наше Солнце, возникшее в результате вот такого процесса. Время получилось достаточно большим, порядка 30-ти миллионов лет. То есть если взять гравитационную энергию Солнца, накопленную ею в процессе первичного сжатия, разделить на светимость Солнца, то есть на количество энергии, которое Солнце отдаёт ежесекундно, то получится, что Солнце может жить порядка 30-ти миллионов лет.

Это было очень хорошее, очень красивое число, потому что оно согласовывалось с тогдашними оценками возраста Земли. То есть всё как бы один кусочек мозаики подходил к другому кусочку мозаики. Но совсем хорошо с этой моделью стало в начале 20-го века, в 10-е годы 20-го века, когда благодаря работам Эйнера Гершвинга и Генри Рессела была построена самая великая диаграмма во всей истории астрофизики, диаграмма Гершвинга-Рессела, диаграмма температуры светимости, очень много у неё названий. Это такой, наверное, не очень частый в физике случай, когда половину, а, может быть, и больше всей отрасли науки, в данном случае астрофизики, можно рассказать, глядя на одну единственную диаграмму, на один единственный график. Так вот Гершвинг и Рессел обнаружили, что если взять вот такую диаграмму, по оси Yотложить светимость звезды, то есть то количество энергии, которое звезда высвечивает в секунду. А по оси Х отложить температуру звезды, от самых холодных звёзд с температурой порядка двух тысяч градусов до самых горячих звёзд с температурами в десятки тысяч градусов, то звёзды по этой диаграмме не расположатся случайным образом. Они расположатся, главным образом, вдоль вот этой вот диагонали от ярких горячих к тусклым холодным звёздам. Эту диагональ с тех пор называют главной последовательностью. И есть ещё одна последовательность, не так плотно заселённая. Это последовательность красных гигантов. И вот модель Кельвина и Гельмгольца, модель сжимающихся звёзд очень хорошо на эту диаграмму Гершвинга-Рессела легла. Очень хорошо она с ней согласовалась. Звезда, пока на неё продолжает падать вещество, постепенно разогревается. То есть звезда рождается где-то вот здесь, на последовательности красных гигантов, на неё падает вещество, она разогревается, сдвигается по диаграмме Гершвинга-Рессела в область более горячих звёзд, попадает сюда. В этот момент падение вещества заканчивается, потому что заканчивается вещество, дальше звезда уже ведёт пассивную жизнь, постепенно остывает и по диаграмме Гершвинга-Рессела спускается в правы нижний угол.

Именно из этих представлений и возникли эти слова «последовательности». До сих пор вот эти вот ветви диаграммы Гершвинга и Рессела так и называются последовательностями. Хотя от этой картины, которую я сейчас описал, уже очень давно пришлось отказаться. То есть всё было очень хорошо. Было понятно, что звёзды образуются непрерывно, потому что у них нет бесконечного запаса энергии. Источник энергии тоже был понятен — это гравитационное сжатие. Механизм образования звёзд описал Джинс. Была неясность с исходным материалом, но было представление о том, что каким-то образом этот материал связан с туманностями, началом наблюдением которых положил Гершель. И всё это очень хорошо и красиво ложилось на только что открытую диаграмму Гершвинга-Рессела. Оказалось, что все вопросы закрыты, дальше осталось только выяснять частности. Однако в 20-е годы 20-го века всё опять стало плохо. Потому что к этому времени появились уже современные оценки возраста Земли. До этого времени очень разные люди разными способами пытались оценить возраст Земли, получали разные величины в десятки тысяч лет, сотни тысяч лет. Одна из последних оценок была получена тем же Кельвином, который так же приложил свои представлению к остыванию, теперь уже, Земли и получил, что Земля должна остывать на протяжении нескольких десятков миллионов лет до своего теперешнего состояния. И это тоже очень хорошо согласовывалось с возрастом Солнца, который был Кельвином и Гельмгольцем определён. Но в начале 20-го века, во многом благодаря усилиям геолога Артура Холмса, хронология Земли была пересмотрена. При помощи радиоактивной датировки, при помощи представлений о движениях материков Холмс дал новую оценку возраста Земли, возраста, который измерялся не миллионами, не сотням миллионов, а миллиардами лет.

И это было уже нехорошо. Потому что очень сложно было себе предположить, что Земля существует несколько миллиардов лет, а Солнце несколько десятков миллионов. Потому что находились какие-то ископаемые останки растений, животных. В общем, из них не было видно, что совсем недавно по биологическим меркам Солнца у Земли не было. Возникла необходимость найти какой-то другой источник энергии для Солнца и, опять же по аналогии, для звёзд. Причём этот источник должен был обеспечить светимость Солнца на протяжении миллиардов лет. Не десятком миллионов, а миллиардов лет. Для этого предполагаемое топливо должно было обладать жутко высокой теплотворной способностью. Вот здесь примерная оценка произведена, то есть каждый грамм этого вещества должен быть способен произвести 3 на 10 в 17-й степени эргов энергии. Это не могут быть химические реакции. До работ Гельмгольца всерьёз высказывались мысли, что на Солнце что-то горит. То есть Солнце это просто какое-то горящее вещество типа угля. Но это вещество способно обеспечить светимость на протяжении тысяч лет. Никак не больше. Гравитация тоже не дотягивает до нужного уровня. Хорошей теплотворной способностью обладает уран-235. Примерно нужно значение, даже чуть больше, чем надо. Но если бы Солнце состояло из урана-235, мы бы это как-то заметили. И благодаря работам замечательного, ещё одного английского астрофизика Артура Эдингтона была вот в конце 20-х годов сформулирована идея о том, что источником энергии для Солнца и звёзд должны быть термоядерные реакции. Должны быть реакции, происходящие при слиянии 4-х протонов в одно ядро гелия.

Люди, которые здесь показаны, внесли свой замечательный вклад в разработку этой теории, которая сейчас является общепринятой. Это вот Роберт Аткинсон и Фриц Холтерманс, которые провели точные расчеты этих реакций. Важную роль в этом сыграл наш бывший соотечественник Джордж Гамов. И в 30-е годы эта мысль стала уже практически общепринятой, что Солнце и звёзды черпают свою энергию в превращении водорода в гелий. Это означает, что звёзды состоят, главным образом, из водорода. Соответственно, если мы утверждаем, что звёзды образуются сейчас, то у нас должно быть помимо звёзд во Вселенной не просто какое-то вещество, а должен быть конкретно водород. Наблюдения того времени рисовали другую картину. Важнейшую роль, естественно, как и вообще во всей астрономии, в этих работах, сыграл спектральный анализ, который был открыт, разработан в середине 19-го века. Когда физики Кирхгоф и Бунзен обнаружили, что при помещении различных веществ в пламя горелки генерируется излучение строго определённых цветов, строго определённых длин волн, так называемые, спектральные линии. Причём у каждого химического элемента этот набор длин волн, набор линий строго индивидуален. Вот это вот приведены спектральные линии водорода, спектральные линии натрия. Вот это вот жёлтый, знаменитый жёлтый натриевый дублет, пара спектральных линий, которые очень легко наблюдать. Если взять крупинку соли и поместить её в пламя, например, газовой плиты или пламя свечи, появится очень характерное жёлтое свечение. Это как раз вот этот самый натриевый дублет. И в то же самое время было обнаружено, что, ну, в начале 19-го века было обнаружено, что в спектре солнца тоже присутствуют спектральные линии. Но это не светлые линии на тёмном фоне, а наоборот, тёмные линии на фоне общего солнечного спектра.

Причём это именно те линии, которые наблюдаются в спектрах химических элементов. То есть спектральный анализ позволяет по удалённым наблюдениям определять химический состав того или иного объекта. Буквально за несколько лет до открытия спектрального анализа Огюст Конт, французский философ, говорил о том, что никогда в жизни мы химический состав звёзд не узнаем. И тут же, вот прошло несколько лет, и был открыт способ, не приближаясь к звёздам, не приближаясь к Солнцу, определять их химический состав. В 1904-м году было сделано открытие, показавшее, что не только химический состав звёзд можно определять таким образом. Можно тем же самым способом определять и химический состав межзвёздной среды. Почему? Потому что когда мы наблюдаем звезду, когда мы наблюдаем её спектр, только часть этого спектра рождается непосредственно на звезде. Другая часть этого спектра рождается в межзвёздной среде. Какие-то линии в спектре – это линии звезды, какие-то линии в спектре принадлежат веществу, которое находится между звездой и наблюдателем. Сделал это открытие Иоханесс Хартман. В 1904-м году он его опубликовал. Очень остроумный способ был им применён. Он наблюдал двойную звезду Дельта Ориона, компоненты которой в процессе орбитального движения, то приближаются к наблюдателю, то удаляются от наблюдателя и из-за эффекта Доплера спектральные линии по спектру туда-сюда перемещаются, отражая орбитальное движение звёзд. Но так себя ведут не все линии, обнаружил Хартман. Он обнаружил, что некоторые линии в спектре звезды в этой пляске не участвуют. И он сделал совершенно справедливый вывод, что часть линий рождается в облаке кальциевого пара, поскольку он наблюдал линии кальция, которые находятся не на звезде Дельта Ориона, а где-то между этой звездой и Солнцем.

Таким образом, был открыт способ анализа межзвёздного вещества, и это было первое определение химического состава межзвёздного вещества. Стало ясно, что в межзвёздной среде содержится кальций. Со временем были открыты, обнаружены так же линии и других металлов, в том числе, натрия, магния. Но не было в числе этих линий, линии водорода. Тогда же, в начале 20-го века, был, ну, не то, чтобы обнаружен, но окончательно идентифицирован ещё один компонент межзвёздной среды. На этой фотографии, вот здесь присутствуют такие тёмные пятна расплывчатые, которые как будто бы перекрывают собой звёздный фон. То есть вот здесь звёзды есть, а здесь как будто бы какие-то кляксы. Это фотография из атласа Эдварда Барнарда, который был им в 20-е годы создан, атлас Млечного Пути. Начиная работу над своим атласом, Барнард был уверен, что эти тёмные пятна, это просто места, где нет звёзд. То есть, ну, вот тут есть звёзды, а тут их нету. Ну, вот так получилось. Но по мере того, как он рассматривал фотографии этих тёмных провалов, всё больше и больше он их видел и всё больше и больше он понимал, что, на самом деле, это облака какого-то поглощающего вещества, которое перекрывает звёздный свет. И в 30-е годы 20-го века, благодаря американскому астроному Роберту Трюмплеру, уже окончательно сформировалась такая мысль, что помимо газа, помимо кальция и натрия и других металлов, в межзвёздной среде присутствуют так же пылинки, состоящие, видимо, из какого-то твёрдого вещества, но, опять же, не из водорода. И вот та стройная картина звездообразования, которая присутствовала в начале 20-го века, она к 30-40-м годам рухнула. Почему? Потому что звёзды состоят из водорода, а межзвёздная среда состоит из пыли и металлов, то есть кардинальное различие химического состава.

Кроме того, по наблюдательным оценкам было понятно, что вещества этого межзвёздного очень-очень мало. Натрия мало, кальция мало, пыли очень мало. На звёзды этого всего никак не хватало. Ну, и свою роль здесь сыграло и развитие космологии. В то время вот как раз Хаббл провёл наблюдения, которые привели к открытию разбегания галактик, определил возраст Вселенной в несколько миллиардов лет, Земля имела возраст несколько миллиардов лет, Солнце имело возраст несколько миллиардов лет и казалось логичным предположить, что, ну, наверное, всё образовалось несколько миллиардов лет назад. Был какой-то страшный процесс, катастрофический, нам его сейчас не понять, но, в любом случае, повторяться он уже никогда не будет и звёзды, единожды родившись, несколько миллиардов лет назад, уже более никогда рождаться не будут. Правда, в это время, в конце 30-х годов, начали появляться первые указания на то, что водород в межзвёздной среде всё-таки есть. Но он находится в таком состоянии, что мы его не видим. Это было время развития теории спектрального анализа и это было время, когда пришло понимание такого достаточно нетривиального факта, если мы видим в спектре звезды линии какого либо элемента, это означает, что этот элемент там есть. Если мы в спектре звезды или любого другого объекта не видим линии какого либо элемента, это не означает, что его там нет. Это просто означает, что нет его линии. Но сам элемент вполне может присутствовать. В 1939-м году появилось очень важная для астрофизики работа Бенгта Стрёмгрена, в которой он исследовал, как должен себя проявлять водород в межзвёздной среде, если он ионизован, если он присутствует, ну, по сути, в виде свободных протонов и электронов, если электроны оторваны от протонов.

В том числе, он показал, что вот в этом ионизованном водороде протоны и электроны существуют раздельно друг с другом, но время от времени они могут на какое-то время рекомбинировать, снова превращаться в связанные атомы, нейтральные атомы. И в процессе этой рекомбинации водород будет испускать излучение в своих спектральных линиях, в том числе, в самой яркой линии, которая называется «линия аш альфа», которая приходится примерно на красную область спектра. Ну, и вот если, это уже современная фотография. Если посмотреть на диск, на Млечный путь, на диск нашей галактики в линии аш альфа, то мы увидим вот такую вот пузырчатую картину, большое количество таких вот округлых образований. В серединке сидит горячая звезда, которая своим изучением ионизует водород и вот там, где водород ионизован, там мы видим излучение линии аш альфа. Правда, оценки показывали, что этого водорода не так много, но это, в общем, ещё раз повторю, было указание на то, что водород может присутствовать и в невидимых нам формах, по крайней мере, в формах, невидимых в оптическом диапазоне. Конец представлений о том, что звёзды родились однажды и более не образовывались, наступил достаточно неожиданно, в конце 40-х годов. Возможно, это было связано с каким-то энтузиазмом послевоенным, когда очень много проводилось разных исследований, очень много было сделано разных интересных открытий. В частности, в это время было сделано два важных открытия, связанных со звёздной эволюцией. Во-первых, постепенно проводились, совершенствовались модели звёздной эволюции, всё более подробно считали, как живут звёзды, сколько живут звёзды. И в результате этого моделирования выяснилось, что звёзды, по массе значительно превышающие Солнце, живут существенно меньше, чем Солнце. То есть если Солнце живёт порядка 10-ти миллиардов лет, полный срок жизни, то более массивные звёзды могут жить десятки миллионов лет или даже просто миллионы лет.

И если мы сейчас такие массивные звёзды наблюдаем, значит, они родились, ну, несколько миллионов лет назад. По астрономическим меркам это означает сейчас. Ещё одно важное открытие было совершено советским учёным Виктором Амбарцумяном. Он обнаружил, так называемые, звёздные ассоциации, ассоциации Амбарцумяна, звёздные группировки, находившиеся в состоянии распада. То есть это пока ещё звёзды существовали в виде какой-то группы, но эта группа разлеталась в пространство и через несколько миллионов лет должна была прекратить своё существование, как какой-то различимый звёздный агрегат. Эти группировки тоже не могли жить больше нескольких миллионов лет. И то, что мы их видим, так же означает, что они родились не более нескольких миллионов лет назад. Благодаря этим открытиям, стало понятно, что звёзды обязательно рождаться в настоящую эпоху. Они не могут не рождаться в настоящую эпоху. Остался открытым вопрос о том, из чего они должны рождаться. Вещества-то так и не было известно. Но вот в конце 40-х годов было опубликовано несколько работ о том, что звёзды могут образовываться из пыли. Было обнаружено к тому времени уже достаточно много таких мелких пылевых облачков, которые назывались глобулами. Вот они здесь очень хорошо видны, такие компактные кляксы чёрные. Вот высказывались предположения, что давление излучения звёзд окрестных сдавливает эти пылевые облака, поджимает их, поджимает, поджимает, делает их гравитационно неустойчивыми и они, в конце концов, под воздействием собственного тяготения падают сами на себя и загораются новые звёзды. Две было проблемы с этой картиной. Ну, во-первых, пыль всё-таки это не водород. То есть остаётся проблема химического состава. А во-вторых, другая проблема была, для этого механизма требовались звёзды. То есть должны были изначально присутствовать какие-то другие звёзды, которые своим излучением эти глобулы сжимают. То есть, в общем, получалась картина незавершённая. А откуда эти звёзды взялись? Их предыдущие звёзды сжали? А те откуда взялись?

В общем, это представление тоже долго не продержалось. Но буквально через несколько лет, в 1951-м году было сделано открытие, которое, в общем, перевернуло наше представление о строении межзвёздной среды. Ещё одно важное открытие, которое было сделано благодаря Второй мировой войне, это было развитие радиоастрономии. Формально радиоастрономия появилась 80 лет назад, в 1933-м году, благодаря работам американского инженера Кала Янского. Но Карл Янский провёл за эти годы одно единственное наблюдение. Исследуя источник помех для трансатлантической связи, он обнаружил, что некоторые из этих помех приходят из космоса. Теперь мы знаем, что это было излучение центра галактики, но Янский, помимо самого факта обнаружения этого источника, никак не продвинулся. И очень долгое время, до окончания войны, радиоастрономия никакого развития, никакой популярности у астрономов не получила, поскольку они не очень представляли себе, что с этими результатами делать. Но время шло, закончилась Вторая мировая война, и после этого освободилось достаточно много радаров, которые во время войны использовались для слежения за авиацией противника, а после войны оказалось, что следить уже особо ни за кем не надо, а приборы всё-таки есть. И многие из этих радаров были переквалифицированы в радиотелескопы. И ещё один важный шаг в развитии радиоастрономии был сделан в 40-е годы голландцем Хенриком ван де Холстом и нашим соотечественником Иосифом Самуиловичем Шкловским, которые высказали предположение, что водород, невидимый в оптическом диапазоне, может быть очень хорошо виден при наблюдениях в радиодиапазоне.

Точнее, двое этих учёных посчитали, что водород межзвёздный является источником излучения на длине волны 21 сантиметр. Это уже далёкий радиодиапазон. Причём Иосиф Самуилович особое значение придавал этому своему открытию. Он всегда был энтузиастом исследования внеземных цивилизаций, межзвёздной связи и вот эта линия 21 см казалась ему очень перспективной не только и, может быть, даже не столько с точки зрения исследований межзвёздной среды, столько как средство осуществления межзвёздной связи. И в 1951-м году, буквально через несколько лет, эта линия была обнаружена, это излучение было обнаружено. Конечно, в радиодиапазоне нужны уже другие инструменты, другие телескопы. Вот так выглядел телескоп, при помощи которого было обнаружено излучение межзвёздного водорода на длине волны 21 см. Но я думаю, что в страшном сне такой телескоп не присниться, а вот такой рупор, уходит он в лабораторию своим узким концом. В дождливую погоду он заливал лабораторию водой, поскольку вместо излучения водорода он собирал в себя потоки воды. Зимой в него студенты кидали снежки. Но, тем не менее, открытие было совершено и это было, наверное, одно из самых значимых открытий 20-го века в области исследований межзвёздной среды. Сделано оно было Харольдом Бьюином и Эдвином Парселом, которые не просто обнаружили это излучение, но и оценили, что вот этот невидимый в оптике, но видимый в радиодиапазоне водород – это не просто существенный элемент межзвёздной среды. Это её главный элемент. Это элемент, который давит своей массой всё то, что было обнаружено до тех пор. Ну, и наконец, вот в 1939-м году было высказано предположение о том, что существует ионизованный водород. В 51-м году было доказано, что существует атомарный водород. В 55-м году была высказана мысль о том, что существует в межзвёздной среде, наиболее плотных и холодных её областях, существует молекулярный водород.

Вот это три основных ингредиента, из которых по современным представлениям состоит межзвёздная среда, из которых, в конечном итоге, рождаются в настоящую эпоху звёзды. Правда, надо отметить, что ионизованный водород мы наблюдаем. Атомарный водород мы наблюдаем в радиодиапазоне. Молекулярный водород, в силу особенностей структуры этой молекулы, наблюдать невозможно. Он не излучает. По крайней мере, не излучает так, чтобы его можно было наблюдать. Молекулярный водород можно наблюдать в тех случаях, когда он поглощает фоновое излучение в ультрафиолетовом диапазоне. Вот так он был в 70-м году обнаружен при помощи высотных ракет ультрафиолетовый диапазон, по крайней мере в этой области, с поверхности Земли не виден. В остальном он ни в каких других диапазонах не излучает. Поэтому вместо молекулярного водорода всегда приходится наблюдать что-то ещё и это, вообще говоря, нужно всегда иметь в виду, что атомарно ионизованный водород мы наблюдаем непосредственно, а молекулярный водород, говоря по честному, в значительной степени остаётся фантазией. Но, к счастью, периодическая система водородом не исчерпывается. Существует множество других элементов в ней. Эти элементы в межзвёздной среде так же способны объединяться в молекулы и эти молекулы вместо молекулярного водорода можно наблюдать. Они являются источниками излучения в радиодиапазоне, в субмиллиметровом диапазоне. Так, что по наблюдениям других молекул мы сейчас и о строении молекулярного газа в нашей галактике тоже имеем представление. Ну, вот здесь тоже основополагающие мысли были высказаны Шкловским относительно того, что мы можем наблюдать излучение молекул, которые связаны не только с перемещением электронов вокруг ядра, как это происходит в случае атомов и ионов, но здесь есть вращательное движение у молекул, колебательные движения. И с каждым из этих движений тоже связано какое-то излучение, которое приходится на более длинноволновой диапазон. То есть мы можем исследовать всё, что угодно, но для этого нам нужно переходить в более длинноволновые диапазоны.

И вот по современным представлениям межзвёздная среда нашей галактики состоит примерно из трёх фаз. Это горячая среда, очень малоплотная, очень горячая. Тёплая среда с плотностью порядка нескольких десяток частиц на кубический сантиметр, температуры около 10-ти тысяч Кельвинов. И холодная среда, отчасти, атомарный водород, отчасти, молекулярный водород. Эта среда обладает существенно более низкими температурами, десятки Кельвинов и ниже. И плотностями, которые исчисляются от десятков частиц в кубическом сантиметре и до существенно больших значений. На долю холодной среды приходится примерно половина всей массы межзвёздного вещества в галактике. Но при этом занимает оно очень небольшую долю объёма галактики. И распределено молекулярное плотное вещество по галактике очень неравномерно. Вот это вот ионизованный газ так распределён по диску нашей галактики. Довольно гладко и равномерно распределён по ней атомарный газ, по плоскости нашей галактики. И вот такими клочками распределён по галактике газ молекулярный. Плотный и холодный молекулярный газ. В данном случае это излучение молекулы СО, молекулы оксида углерода. На нашу галактику мы сверху посмотреть не можем, но мы можем посмотреть сверху на другие галактики. Вот это известная галактика М-51. Тоже излучение молекулы СО. По этой картинке видно, что молекулярный газ, молекулярные облака концентрируются к центральным рукавам. Ну, и, видимо, в нашей галактике тоже примерно так же это всё и происходит. Помимо газа, как я уже говорил, в состав межзвёздной среды входит пыль. Вот здесь сравнивается химический состав Солнца и химический состав межзвёздной среды. У тяжёлых элементов очень большой наблюдается дефицит в несколько порядков величины. Кремния в межзвёздном газе содержится больше, чем на три порядка, меньше, чем на Солнце. Магния, железа. Это пыль.

То есть вот это вещество из газа межзвёздного ушло в межзвёздную пыль, которая тоже является неотъемлемой частью молекулярных облаков и хорошо с молекулярным газом перемешано, поэтому её тоже можно использовать в качестве индикатора наличия молекулярного газа. Вот здесь сравниваются карта излучения в линии молекул СО и карта поглощения пыли. Вот здесь все структуры просматриваются. И пыль в качестве индикатора молекулярного газа тоже можно использовать. Итак, у нас есть все необходимые нам слагаемые. Мы знаем, что звёзды должны образовываться сейчас. Мы знаем, что звёздам есть из чего образовываться сейчас. Вот осталось выяснить, как это происходит и как нам это наблюдать. Важную роль здесь сыграл Ричард Ларсен, который одним из первых попытался рассчитать, как должна выглядеть рождающаяся звезда, что мы, собственно говоря, должны рассчитывать, наблюдать. Здесь ему помогли военные. Первые свои расчеты он провёл при помощи программы, которую он сам называл «бомбокот». Это была программа, которую военные использовали для моделирования ядерных взрывов, но когда у них появился какой-то более совершенный бомбокот, они первую версию отдали учёным. И вот Ларсен с его помощью моделировал образование звезды. В общих чертах картинка у него получилась примерно такая. Сначала в молекулярном облаке возникает плотный сгусток, который под действием собственной гравитации потихонечку-потихонечку стягивается-стягивается в точку. До определённого момента никакой звезды внутри этого сгустка нет. После какого-то момента будущая звезда в центре сгустка появляется. В нём из-за того, что сжатие переходит в тепло, внутри становится всё более-более горячо и, в конечном итоге, появляется в центре этого сгустка объект, будущая звезда, которая называется протозвезда.

Если мы рассчитываем наблюдать объект на этой стадии, мы должны его искать просто как яркий источник молекулярного излучения в линиях одной из молекул, которые вообще используются для поисков молекулярного вещества. После того, как внутри загорелась будущая звезда, этот объект начинает светиться в инфракрасном диапазоне и мы его должны искать как яркий инфракрасный источник. В поисках таких источников сыграл гигантскую роль космический телескоп, инфракрасный астрономический спутник IRAS, который всего лишь несколько месяцев проработал в космосе 1983-м году. Но по результатам его работы был составлен настолько гигантский каталог точечных источников, включающие в себя несколько сотен тысяч объектов, что обработка этого каталога, по сути, ещё не завершена. И очень большое количество вот этих точечных источников, которые были обнаружены спутником IRASпредставляют собой протозвёзды, будущие звёзды. И если мы сравним вот для той же самой области в Тельце карту распределения молекулярного газа и карту распределения протозвёзд, то мы обнаружим, что они очень хорошо совпадают друг с другом. Вот здесь жёлтым показано излучение линий СО, а крестиками показаны протозвёзды, IRAS-овские точечные источники. Вот видно, что они очень хорошо согласуются друг с другом по распределению. То есть звёзды, действительно, рождаются в молекулярных облаках.

Первое представление о рождении звёзд состояло в том, что звёзды образуются очень медленно. Почему? Потому что массы молекулярных облаков существенно превышают массу Джинса и для того, чтобы молекулярные облака не сжимались должен существовать какой-то дополнительный противодействующий фактор, на роль которого было предложено магнитное поле. И вот эта совокупность гравитации и магнитного поля, которые считались управляющими силами звездообразования привели к созданию, так называемой, стандартной модели звёздообразования. В рамках этой модели главную роль в образовании звёзд играет не гравитация, а магнитное поле. Молекулярные облака замагничены, магнитное поле не даёт им сжиматься, заставляет их жить долго и даже в тех случаях, когда в них проявляются случайные сгустки, эти сгустки, под воздействием тяготения, сжимаются быстро, как это получалось в картине Ларсена, а дело это происходит очень-очень медленно. То есть сгусток живёт долго, сжимается с очень небольшой скоростью и только значительное время спустя после его образования в нём загорается инфракрасный источник. В нём загорается протозвезда. Эти сгустки в изобилии наблюдались и в молекулярном излучении, и с инфракрасными источниками. Их и по сей день называют ядрами молекулярных облаков. Те из них, в которых нет инфракрасных источников называются дозвёздными ядрами. Те, в которых есть инфракрасные источники, называются протозвёздными ядрами. И вот в описании этих ядер стандартная модель вполне преуспела. Наблюдения молекулярных линий позволяют определить скорости сжатия этих облаков. Скорости оказываются очень маленькими, порядка десятков, максимум, сотен метров в секунду. То есть всё, действительно, происходит очень и очень вяло, очень-очень медленно. Исследования молекулярного состава этих ядер позволяют определить их возраст, химический возраст. То есть то время, которое нужно для формирования данного молекулярного состава. Это время тоже оказывается достаточно продолжительным, порядка миллионов лет.

В общем, можно сказать, что индивидуальные дозвёздные и протозвёздные ядра находятся в прекрасном согласии со стандартной моделью, в которой звездообразованием управляет магнитное поле. Дозвёздные ядра – это очень спокойные, очень долгоживущие объекты и стандартная модель прекрасно описывает их скорость и внутреннюю молекулярную структуру. В общем, всё хорошо. Плохо становится, когда мы пытаемся от описания отдельных ядер перейти к описанию их ансамбля. И вот здесь о стандартной модели. Очень большие проблемы. Почему? Потому что если мы предполагаем, что ядро живёт очень долго. До того момента, когда в нём загорается инфракрасный источник, то у нас ядер дозвёздных без инфракрасных источников должно быть гораздо больше, чисто статистически, чем ядер с инфракрасными источниками. Наблюдения рисуют другую картину. Вот здесь приведены некоторые данные подсчётов дозвёздных и протозвёздных ядер. Везде, в общем, складывается такая картина, что их в разных областях звездообразования примерно поровну. Это означает, что до загорания инфракрасного источника будущая звезда живёт примерно столько же времени, сколько после этого загорания. Ещё одна проблема состоит в том, что статистические исследования областей звездообразования показывают, что звёзды должны образовываться очень быстро. Почему? Опять же, если у нас подготовительный этап, этап подготовки к звездообразованию в молекулярном облаке длится очень долго, мы должны видеть очень много молекулярных облаков, в которых звездообразования вообще нет. И очень мало должны видеть облаков, в которых оно уже происходит. А на самом деле, мы в окрестностях солнечной системы не видим почти ни одного молекулярного облака, в котором бы не было звездообразования.

То есть складывается такое ощущение, что звездообразование начинается сразу же после того, как образовалось молекулярное облако. И с другой стороны, мы не видим областей звездообразования, в которых были бы звёзды с возрастами больше нескольких миллионов лет. То есть во всех существующих молекулярных облаках звездообразование началось не позднее нескольких миллионов лет. Это означает, что и живут молекулярные облака тоже очень и очень недолго, то есть звездообразование по статистической информации должно быть каким-то очень быстрым процессом. И поэтому сейчас вместо стандартной модели очень широко распространена гравотурбулентная модель. Именно поэтому стандартная модель теперь пишется в кавычках. Согласно этой модели рулит звездообразованием не магнитное поле, а турбулентность в молекулярных облаках. Происходят в них хаотические движения. В результате этих хаотических движений потоки вещества сталкиваются, уплотняются, быстро формируется звёздное ядро, сжимается, загорается звезда, своей энергетикой раздувает остатки вещества. Всё. Несколько миллионов лет, всё закончилось. В стандартной модели, всё это тянулось долго, десятки миллионов лет, плавно образовывались звёзды, как-то там это всё тихо-тихо происходило. В гравотурбулентной модели, всё происходит быстро. Раз, раз, всё. Роль магнитного поля либо в этом процессе вообще никакая, либо, может быть, очень незначительная. Но у гравотурбулентной модели есть свои трудности. Я говорил о том, что в наблюдаемых дозвёздных ядрах никаких быстрых движений не наблюдается. То есть там всё очень вяло и спокойно. Это результаты наблюдений. Но с другой стороны, трудно себе представить, что у вас есть два сверхзвуковых потока вещества, вот они вот столкнулись между собой, образовали ядро, и в этом ядре нет никаких хаотических движений. Вот этот парадокс пока в гравотурбулентной модели в чистом виде объяснения не находит.

Как решить эту проблему? Решение сейчас ищется совершенно естественным способом. Способом объединения двух моделей. Естественно, природа не обещала нам, что рождение звёзд будет управляться каким-то одним законом. Что либо это будет магнитное поле, либо это будет турбулентность. Вполне может действовать и то, и другое. Поэтому сейчас в существующей модели звездообразования, это модели комбинированные. Модели, в которых учитывается и магнитное поле, и турбулентность. При этом магнитное поле хорошо в тех случаях, когда вам нужно описать свойства индивидуальных дозвёздных ядер. Турбулентность хороша в тех случаях, когда вам нужно описать свойства ансамбля будущих звёзд. Единственная, но очень крупная проблема в этих исследованиях, состоит в том, что уже теперь невозможно делать такие же расчеты, которые проводил, например, Ларсен. Удобство стандартной модели состояло в том, чтобы каждое дозвёздное ядро могли моделировать индивидуально, не рассматривая его окружение. Если вы начинаете учитывать турбулентность, уже вы не можете моделировать отдельное дозвёздное ядро. Вы должны моделировать эволюцию всего молекулярного облака. А эволюция молекулярного облака не происходит в отрыве от эволюции всей галактики. И, как это ни странно, сейчас усилия теоретиков и наблюдателей, направленные уже не на то, чтобы описать рождение отдельной звезды, не на то, чтобы описать, например, рождение звёздного скопления. Оказывается, для получения толкового представления об этом процессе, нужно рассматривать галактику целиком.

Это накладывает очень серьёзные требования на вычислительные ресурсы. Это накладывает жуткие требования на наблюдательные ресурсы. Потому что одно дело, если вам нужно пронаблюдать одну протозвезду. Другое дело, если вам для получения полной картины нужно пронаблюдать всю галактику. Поэтому можно сказать, что в каком-то смысле мы сейчас находимся в начале пути, и в июле 2013 года в Гейдельберге, в Германии, прошла конференция «Протозвёзды и планеты». Это конференция, которая происходит раз в несколько лет с тем, чтобы суммировать вообще все представления об образовании звёзд и планет. И вот на 6-й конференции этой серии, состоявшейся в этом году, впервые значительная часть докладов была посвящена не только эволюции протозвёзд, но и эволюции вообще межзвёздной среды в галактиках различных типов. Потому что звездообразование – это процесс очень коллективный, очень массовый. Ну, и вполне возможно, что в ближайшие годы он будет не то, чтобы пересмотрен, но, в общем, испытает какую-то очень существенную эволюцию.

На самом деле, условия благоприятствуют рождению кратных звёзд и сложнее объяснить, как образуются звёзды одиночные. И я немножко поясню, почему. Эти вот дозвёздные ядра, они вращаются. Почему вращаются, отдельная песня. Это результат наблюдений, что они вращаются. И когда они начинают сжиматься, вращение ускоряется. Если это вращение никуда не девается, то коллапса образования звезды не будет. Центробежная сила не даст звезде будущей сжаться вот в эту вот нужную точку. И один из вариантов, куда девать это избыточное вращение – это образование двойной системы. Когда у вас вот это вещество сжимается, оно фрагментирует на два кусочка, а не на один.

Избыточное вращение переходит в орбитальный угловой момент двойной системы и каждая звёздочка уже отдельно себе спокойно коллапсирует. Если там слишком много его осталось, она может дальше раздробиться, да, там, как, например, Мицар. Двойная звезда, в каждой компонент тоже двойная звезда. А вот как быть в случае одиночной звезды, куда девать вот это избыточное вращение? Это вопрос. Так что, скорее, с одиночными звёздами проблема.

От чего зависит масса звезды, да? Ну, положение звезды на главной последовательности определяется её массой. Чем определяется масса звезды? Это очень хороший вопрос и это сейчас тоже область активных исследований. Вот в стандартной модели масса просто фиксировалась, потому что там ансамбль звёзд не рассматривался, ну, вот давайте возьмём 10 масс Солнца, посмотрим, как это будет. Возьмём одну массу Солнца, как это будет. Вот в турбулентной модели уже так нельзя, там массу надо получать естественным способом как-то из вот этого процесса. Но, как ни странно, это получается без проблем. То есть если вот взять облако, да, модельное облако, встряхнуть его, чтобы в нём была турбулентность, а потом посмотреть, как оно будет дробиться на эти фрагменты. И вот эти фрагменты распределяются по массам примерно так же, как звёзды. И даже не очень до сих пор понятно, почему это происходит, но конкретно вот с этим вопросом ни у численных моделей, ни у наблюдателей никаких особых проблем нет. То есть вот характер дробления такой, так логически понятно — мелких получается много, крупных мало, но вот там и по форме распределения тоже всё получается хорошо. Ну, высказывается даже предположение, что это вообще какое-то фундаментальное свойство нашей Вселенной. И даже проводились такие эксперименты: стекло бить. Если бросать с высоты стекло, оно будет дробиться по этому же закону.

А второй вопрос был по поводу звёзд в гало. Это тоже очень хороший вопрос. Потому что если у вас есть звезда в гало, в межгалактическом пространстве, это, в принципе, можно объяснить. Существуют, если их немного, существуют динамические взаимодействия между звёздами, звёзды обмениваются энергией и есть даже не один процесс, который позволяет одиночной звезде приобрести такую кинетическую энергию, что она будет из галактики просто выстреливаться. Другое дело, что в межгалактическом пространстве обнаруживаются молодые звёзды. Звёзды, которые просто по времени не успели бы долететь туда, где мы их наблюдаем. Это очень редкий объект. То есть понятно, что речь идёт о какой-то экзотике. То есть это не какой-то массовый процесс, но вот что-то вот как-то вот это извернулось и оно вот так получилось. Это очень многим людям интересно. Значит, в чём проблема? Когда у вас сжимается звезда, она нагревается. Если вы этот нагрев не будете никуда отводить от звезды, у вас сжатия тоже не будет. Ну, вот в случае вращения вмешается центробежная сила сжиматься звезде. Если вы будете сжимать звезду без отвода тепла, будет мешать тепловое давление. Ничего не получится. Звёзды сейчас образуются, потому что в них, у них существует возможность очень хорошо избыточное тепло сбрасывать. Сбрасывают они это тепло через то излучение, про которое я говорил. То излучение, благодаря которому мы их наблюдаем, это одновременно ещё и энергия, которая из этих звёзд ушла, была ими потеряна. Звёзды, протозвёзды эффективно остывают в процессе сжатия. Поэтому оно может продолжаться очень эффективно и в результате могут образовываться звёзды достаточно малых масс, наподобие массы Солнца и даже менее массивные. Если у вас тяжёлых элементов нет, значит, у вас нет ни пыли, нет ни молекул. Точнее, единственная молекула, которая у вас есть, это Н2, которая не излучает, которая не позволяет сбрасывать энергию. И из этого строится такое предположение, что первые звёзды, а они обязательно должны были быть, были очень массивными. Вот чтобы преодолеть отсутствие эффективных охладителей, нужна очень мощная гравитация. Это означает, что звезда должна иметь массу тысячи масс Солнца. Таких звёзд сейчас не бывает вообще. И вот эти первые светила, живи быстро, умри молодым, быстро-быстро-быстро эти тысячи масс Солнца сколлапсировали, проэволюционировали, взорвались, загрязнили, может быть, протогалактику ещё тяжёлыми элементами, а после того, как появились тяжёлые элементы дальше всё уже пошло в обычном режиме. Расчёты показывают, что тяжёлых элементов достаточно, примерно в сто тысяч раз меньше, чем на Солнце, чтобы уже всё шло примерно так, как оно идёт сейчас. Но первые, самые первые звёзды должны были быть какими-то экзотическими объектами по современным меркам.