11.2. РАННИЕ СТАДИИ ЭВОЛЮЦИИ

Эволюции идеализированной сферической звезды от «рождения» до главной последовательности посвящена обширная литература. Гравитационному коллапсу вращающегося газового облака уделялось гораздо меньше внимания, и это неудивительно. Рассматривая эту проблему, мы сразу же сталкиваемся с серьезной трудностью: чтобы образовались наблюдаемые звезды, исходный момент количества движения типичного сжимающегося облака, очевидно, должен уменьшиться на много порядков величины. Например, если протозвездное облако приобретает свой момент количества движения за счет галактического вращения, то он значительно превышает момент одиночных и даже двойных звезд главной последовательности. (Конкретно при исходной плотности около мы получили бы тогда как у наиболее быстро вращающихся звезд главной последовательности всего Правда, в таком источнике момента можно усомниться, поскольку никакой преимущественной ориентации осей вращения звезд или осей двойных звезд по отношению к плоскости Галактики не обнаруживается. Судя по наблюдаемой случайной ориентации этих осей, можно скорее предположить, что момент количества движения обусловлен турбулентными движениями межзвездной среды. В этом случае следовало бы ожидать, что кинетическая энергия вращения протозвездного облака сравнима с энергией его поступательного движения, а тогда момент количества движения равновесных звезд оказался бы даже выше, чем приобретенный за счет галактического вращения. Таким образом, если только звезды не рождаются в очень спокойных областях Галактики, в которых моменты количества движения гораздо ниже среднего, то эффекты вращения в облаке должны приобретать первостепенное значение задолго до того, как в нем будут достигнуты звездные условия. По всей вероятности, в окончательное значение момента количества движения звезды вносят свой вклад и галактическое вращение, и случайные движения

облаков. Поэтому нам необходимо найти какой-либо механизм, избавляющий сжимающееся облако от избыточного момента количества движения. В этом и состоит так называемая «проблема момента количества движения».

Чтобы преодолеть указанную трудность, часто предполагают, что большая часть момента количества движения сжимающегося облака может передаваться соседним областям Галактики посредством магнитного тормозящего момента. Однако, как показали Гиллис, Местел и Пэрис, характерное время магнитного переноса момента количества движения, вроятно, больше, чем время свободного падения протозвездного облака, так что на ранних стадиях гравитационного коллапса полный момент количества движения этой большой массы должен приблизительно сохраняться (см., однако, разд. 11.4). Другой возможный путь решения проблемы момента количества движения — это образование кратных систем в процессе самоускоряющегося гравитационного коллапса протозвездного облака. Кратные звезды могут обладать гораздо большим моментом количества движения за счет орбитальных движений, чем одиночные звезды, у которых он обусловлен лишь вращением. Следовательно, задачу можно было бы сильно упростить (если не решить), если бы момент количества движения вращающегося сжимающегося массивного облака мог переходить в орбительные моменты протозвезд в скоплении. Пока еще детали механизма фрагментации вращающегося и сжимающегося газового облака поняты весьма плохо. Тем не менее если предположить, что в ходе начального сжатия протозвездного облака такой процесс действительно происходил, то последующую эволюцию скопления протозвезд можно в первом приближении описать при помощи гравитационного взаимодействия ансамбля точечных масс. Численные расчеты ван Альбады показывают, что состоящие из нескольких десятков звезд группы с радиусами от 102 до за время от 103 до 108 лет распадаются на широкие (визуально-) двойные звезды с большими осями орбит на один-два порядка величины меньше, чем исходный радиус группы. Эти двойное системы, как правило, имеют несколько спутников меньшей массы, которые движутся по вытянутым орбитам вокруг центральной двойной звезды. Надо сказать, что тесные двойные так образовываться не могут, поскольку в этом случае распадающееся облако должно быть настолько малым, что в ходе динамической эволюции скопления протозвезды будут сталкиваться. Итак, хотя эти предположения частично решают проблему момента количества движения, они еще не дают ответа на ряд фундаментальных вопросов: как влияет вращение на коллапс протозвезды? Как можно объяснить образование широких и тесных пар? Какова роль вращения в образовании Солнечной системы? К этим вопросам мы теперь и перейдем.

Динамический гравитационный коллапс. К настоящему времени надежные гидродинамические расчеты проведены только для сферически симметричных протозвезд без учета вращения и магнитных полей.

Считается, что в этом идеализированном случае последовательность событий такова. Поскольку первоначально давление в сферической протозвезде очень низкое, происходит гравитационный коллапс с характерным временем свободного падения порядка 105 — 106 лет. На этой начальной стадии протозвезда почти изотермична, так как она еще прозрачна для собственного излучения. В ходе коллапса плотность в центре увеличивается быстрее, чем во внешних областях. В результате центральное ядро становится все более непрозрачным, и по мере накопления в теле все большей энергии температура в центре начинает существенно расти. Вследствие сопутствующего увеличения давления коллапс центрального ядра начинает замедляться и, наконец, прекращается: Однако эта область все еще сжимается и разогревается, потому что почти свободно падающее вещество из внешних слоев продолжает поступать внутрь. Когда температура в центре достигает 1800 К, молекулы водорода начинают распадаться. В результате показатель адиабаты становится ниже критического значения и наступает вторая стадия динамического коллапса (ср. с разд. 6.4). В конечном счете основная часть вещества приходит в гидростатическое равновесие, но лишь после того как завершится диссоциация и ионизация главных химических составляющих. Эта начальная стадия продолжается в целом около 106 лет. Затем (ср. с разд. 11.4) эволюция переходит на стадию медленного сжатия, которую можно рассматривать как последовательность квазиравновесных состояний.

Вопрос о влиянии вращения на самоускоряющийся коллапс протозвезды все еще является весьма дискуссионным. Ларсон, Чарнутер, а также Блэк и Боденхеймер независимо провели численные расчеты с учетом потерь лучистой энергии, которые описывают ранние стадии коллапса осесимметричных протозвезд с массой 1, 2, 5 и 60 . Для простоты предполагается, что фрагментация первичного облака уже произошла на ранних стадиях сжатия и что каждый фрагмент (т.е. протозвезда) имеет момент количества движения меньше того предела, за которым коллапс данной протозвезды невозможен. В большинстве этих расчетов принимается, что начальные конфигурации имеют постоянные плотность и угловую скорость. Кроме того, хотя в природе и может иметь место суммарный перенос момента количества движения, здесь отбрасываются все механизмы, которые могли бы к этому привести, т.е. не учитываются магнитные поля и силы трения.

В расчетах Ларсона (при ) коллапс вначале идет так же негомологично, как и в невращающейся модели, и распределение плотности снова приобретает пик в центре. Падение вещества происходит главным образом вдоль оси вращения, где центробежные силы препятствуют коллапсу слабее всего. Поэтому, прежде чем центробежные силы воспрепятствуют дальнейшему сжатию, плотность в центре успевает сильно вырасти. Из-за быстрого негомологичного увеличения плотности в центре протозвезды центробежным силам удается остановить здесь коллапс в первую очередь; между тем во внешних областях вещество продолжает

падать внутрь и скапливается в кольцевидной области на периферии центрального района, который прекратил сжиматься. По мнению Ларсона, неустойчивости, развивающиеся в этом вращающемся кольце, приведут к фрагментации и появлению двух или нескольких звезд, которые образуют кратную систему. (В этой картине одиночные звезды рассматриваются как беглянки из неустойчивых кратных систем.) Образование кольцевой структуры внутри сжимающейся протозвезды было подтверждено независимыми численными расчетами Блэка и Боденхеймера и при различных значениях полного момента количества движения).

К сожалению, появление кольцевидной структуры не было подтверждено независимым численным расчетом Чарнутера. При тех же начальных условиях, что и Ларсон (но с помощью другого численного метода, когда каждая функция разлагается по многочленам Лежандра от косинуса угла), он обнаружил, что после первоначального коллапса вся масса вновь расширяется и никогда не стремится к образованию вращающегося тора с минимальной плотностью в центре. Во всех остальных расчетах, проделанных Чарнутером (модели с при разных полных моментах количества движения), сжатие всегда приводит к образованию высокого пика плотности в центре. Тем самым его вычисления показывают, что с самого начала изотермического коллапса должна образовываться «звездная гуманность» с протозвездой в центре. Если это верно, то в результате вполне могла бы возникнуть планетная система.

В настоящий момент неясно, является ли причиной этого расхождения неправильная формулировка граничных условий или ошибки округления, которые неконтролируемо растут или же в конечных разложениях Чарнутера следовало оставить больше членов. Более того, вовсе не очевидно, что самоускоряющийся гравитационный колллапс вращающейся протозвезды всегда должен идти вдоль последовательности осесимметричных моделей, будь то кольцевидные структуры или «звездные туманности». (Неосесимметричные движения, которые изменят всю последующую картину

сжатия, могут возникнуть и на самых ранних его стадиях!) Наконец, пока не известно, насколько чувствительны эти модели к выбору начальных условий и к ряду не учитывавшихся до сих пор физических процессов (таких, как перенос момента количества движения турбулентностью или посредством магнитного торможения), которые могут быть важными на некоторых стадиях изотермического коллапса протозвезды.

Двойные звезды. По имеющимся данным больше половины всех звезд являются членами двойных (или кратных систем, связанных гравитацией. Среди двойных есть тесные пары, в которых компоненты почти соприкасаются (расстояние между их центрами и широкие пары с большими полуосями орбит до Системы с это в основном спектрально-двойные или затменные двойные, а системы с почти исключительно визуально-двойные. Двойные звезды со значениями больших полуосей в этом интервале пока редки. Кроме того, несмотря на многочисленные статистические исследования функций распределения различных физических параметров двойных, до сих пор не известно, можно ли считать, что все двойные имеют одинаковое происхождение или же для широких и тесных двойных следует искать разные пути образования. Например, как показали Блаау и ван Альбада, функция распределения по для звезд спектральных классов от до в ближайших звездных скоплениях свидетельствует о существовании двух групп двойных ранних спектральных классов: тесных и широких пар — и о дефиците двойных в интервале Поскольку этот разрыв находится в области наибольшего влияния наблюдательной селекции, до сих пор не известно, насколько этот результат реален и не вызван ли он эффектом селекции. Напротив, более подробные исследования, которые охватывают широкий диапазон спектральных классов и классов светимости (особенно работы Домманже и Хайнца) не дают оснований считать, что в распределении по а есть четкий пробел, и тем самым подтверждают гипотезу о едином происхождении всех двойных. Однако позднее Абт и Леви показали, что из статистического анализа двойственности 135 ярких звезд поля спектральных классов (классы светимости IV или V) вырисовывается совсем иная картина. Выясняется, что функция распределения двойных звезд с периодами меньше 100 суток пропорциональна кубическому корню из массы спутника, между тем как долгопериодические системы описываются функцией ван Рийна. Судя по этому результату, по-видимому, есть два различных класса двойных: 1) короткопериодические, возможно образовавшиеся в результате деления одиночной протозвезды, распавшейся из-за избытка начального момента количества движения, 2) долгопериодические, которые, возможно, представляют пары протозвезд, сжимавшихся отдельно, но связанных гравитацией. Ясно, что это чисто наблюдательная проблема, которая будет решена лишь по мере накопления данных наблюдений.

Чтобы объяснить образование двойных звезд, были выдвинуты три главные теории: 1) простой захват (Стоуни, 1867); 2) образование отдельных ядер (Лаплас, 1796), 3) распад и последующее отделение (Кельвин и Тейт, 1883). Рассмотрим эти рабочие гипотезы по порядку.

В наши дни у простой теории захвата немного последователей, поскольку для поглощения избытка энергии, высвободившейся во время захвата одной звезды другой и образования гравитационно связанной пары, требуется третье тело (т.е. третья звезда или сопротивляющаяся среда). Согласно расчетам Мансбаха, темп образования двойных звезд в результате столкновения трех тел слишком мал, чтобы объяснить существование двойных в окрестностях Солнца. Ван Альбада рассматривал также движения двух точечных масс в среде с сопротивлением, обусловленным гравитационным взаимодействием звезд и межзвездного газа. Опять-таки при встрече может поглотиться очень немного энергии. Вследствие этого и второй вариант теории захвата чрезвычайно малоэффективен в процессе образования двойных.

Теория отдельных ядер, по-видимому, оставляет достаточно простора для объяснения любой двойной (или кратной) системы, за исключением, быть может, самых тесных двойных. В этой теории предполагается, что каким-то образом возникают ядра конденсации, которые начинают обращаться одно вокруг другого при условиях, мало отличающихся от наблюдаемых в двойных системах. Ее часто критиковали за то, что она ничего не объясняет, а просто сводит малоизвестное к ещё хуже известному. В любом случае, поскольку при этом подходе не удается объяснить спектрально-двойные, его нужно дополнить каким-то механизмом, способным создавать очень тесные системы. С этой целью можно рассмотреть процесс деления.

Теория деления — это, пожалуй, самый привлекательный механизм, но и в ней (как мы увидим) встречаются некоторые трудности. В этой теории постулируются такие условия, что еще на стадии туманности (или, может быть, позднее) сжимающаяся протозвезда делится на две массы, первоначально образующие контактную систему. Возникшая таким образом система может выглядеть тесной двойной, пока ее компоненты имеют протозвездные размеры, однако ясно, что система неизбежно превратится в широкую двойную, если оба компонента сожмутся до главной последовательности без заметного уменьшения орбитального момента количества движения. Таким образом, и теория деления не способна объяснить происхождение спектрально-двойных. Чтобы объяснить, как образуются тесные двойные, предлагались две возможности: 1) задержка деления на два компонента медленно сжимающейся не достигшей главной последовательности звезды на стадии квазистатического сжатия; 2) постепенная потеря орбитального момента количества движения при сжатии обоих компонентов до главной последовательности.

В первом варианте предполагается, что тесные и широкие двойные образуются одинаковым путем, а именно делением газовой массы,

обладающей избыточным моментом количества движения. Деление происходит либо в процессе ускоряющегося коллапса вращающейся протозвезды и в конце концов при достижении главной последовательности два сжимающихся фрагмента образуют широкую (визуально-) двойную систему, либо оно почему-то задерживается и происходит лишь тогда, когда единая сжимающаяся масса уже достигает звездных размеров. В результате, когда оба компонента достигают главной последовательности, образуется тесная (спектрально-) двойная. К этому подходу мы вернемся в следующем разделе.

Во втором варианте (развитом в основном Хуангом и Местелом) постулируется, что деление всегда происходит на стадии ускоряющегося коллапса. Другими словами, все двойные звезды первоначально представляют собой тесную пару протозвезд. Затем ход их эволюции зависит от соотношения между магнитной активностью и истечением газа при сжатии каждого протозвездного фрагмента. При наличии сильной связи между вращательным и орбитальным движениями любые потери вследствие магнитного торможения фрагментов (типа рассматриваемых в конце разд. 11.4) будут возмещаться за счет орбитального момента количества движения. Таким образом обеспечивается непрерывное уменьшение расстояния а, и система всегда остается тесной двойной, несмотря на сжатие самих компонентов. Поскольку в этой теории фигурирует много неизвестных параметров, пока еще не доказано, что потери будут происходить именно с такой скоростью, которая нужна, чтобы система оставалась тесной.