Рождение звезды

Экзопланету пришлось искать по тени и дрожанию звезды, потому что сама планета почти не светится. У звезды в момент её рождения трудность ещё серьёзнее: свет должен сначала пробиться сквозь облако газа и пыли, которое почти полностью его гасит.

Прежде чем стать точкой на диаграмме температура—светимость, будущая звезда проводит первые сотни тысяч лет невидимой ни для одного обычного телескопа. Она рождается внутри молекулярного облака — холодного, тёмного скопления газа массой от сотен до миллиона солнечных, растянутого на десятки световых лет. Часть этого же облака в конце концов станет диском, часть — планетами, а часть просто рассеется обратно в межзвёздное пространство. Разница между будущей звездой, коричневым карликом и планетой начинается именно здесь.

Эта глава возвращает время назад: от готовой звезды предыдущей главы — к холодному облаку, из которого она получила свою массу.

Из чего состоит холодное облако

Большая часть массы молекулярного облака — молекулярный водород, H₂. Именно он даёт название всему классу объектов, но напрямую его почти невозможно увидеть: у симметричной молекулы H₂ нет постоянного электрического дипольного момента, и при типичных десяти кельвинах она почти не излучает на доступных для наблюдения линиях. Вместо этого облака прослеживают по монооксиду углерода, CO — второй по распространённости молекуле, чьи вращательные переходы легко регистрируют радиотелескопы на миллиметровых волнах. Яркость линии CO пересчитывают в массу H₂ через откалиброванный коэффициент; это не прямое взвешивание, а вывод, основанный на статистике многих облаков.

Типичное молекулярное облако имеет температуру около 10 K и среднюю плотность в сотни частиц на кубический сантиметр. Гигантские молекулярные облака вроде тех, что образуют туманность Ориона или облако в Тельце, растягиваются на десятки световых лет и могут содержать до миллиона масс Солнца газа. Телец находится примерно в 450 световых годах, Орион — примерно в 1350.

Свет коротких, видимых волн облако гасит почти полностью: пылинки силикатов и углеродных соединений эффективно поглощают и рассеивают синий и зелёный свет. На более длинных инфракрасных и радиоволнах те же пылинки становятся почти прозрачными. Поэтому именно инфракрасные и радиотелескопы стали главным инструментом изучения рождения звёзд — они видят то место, где видимый свет бессилен.

Ядро видно не тем же способом, что облако

Здесь возникает странность: именно в самых плотных и холодных участках CO начинает вымерзать на поверхности пылинок и исчезает из наблюдаемого спектра — тот же индикатор, что выдавал облако снаружи, перестаёт работать внутри самого плотного места. Вместо CO астрономы используют другие молекулы, например аммиак NH₃ и ион N₂H⁺, устойчивые к вымерзанию дольше, а также излучение самой пыли на субмиллиметровых волнах — оно зависит от массы и температуры пылинок, а не от химии газа.

Космическая обсерватория Herschel, работавшая до 2013 года, засняла ближние облака в дальнем инфракрасном диапазоне и показала, что газ организован не хаотично, а в длинные нити — филаменты, вдоль которых, как бусины на нитке, нанизаны плотные ядра. Наблюдения ALMA у самых компактных ядер находят плотности до нескольких миллиардов частиц на кубический сантиметр в областях радиусом порядка сотни астрономических единиц.

При такой плотности свободное падение газа занимает не миллионы, а десятки тысяч лет — значительно быстрее, чем живёт окружающее его разреженное облако.

У протозвезды появляется адрес на шкале волн

По мере того как ядро продолжает сжиматься, вращение, которым обладало исходное облако, не позволяет газу упасть точно в точку. Сохранение момента импульса расплющивает падающий газ в диск вокруг растущей протозвезды, а часть вещества продолжает падать на неё из окружающей оболочки.

Молодые звёздные объекты классифицируют не по прямому виду, а по форме их спектра — по тому, на каких волнах сосредоточена основная энергия. Схему предложили Филипп Андре, Дерек Уорд-Томпсон и Мари Барсони в 1993 году. Класс 0 почти целиком скрыт в оболочке и виден только в радио- и субмиллиметровом диапазоне. У класса I оболочка заметно поредела, а вокруг уже сформировался диск. Класс II — это классическая звезда типа Т Тельца: оболочки почти нет, звезда видна в обычный телескоп, а диск выдаёт себя избыточным инфракрасным излучением. Класс III — диск в основном рассеялся, спектр приближается к обычной молодой звезде.

Раньше звезды видно её струю

Задолго до того, как саму протозвезду удаётся разглядеть, аккреция выдаёт себя иначе: вдоль оси вращения, перпендикулярно диску, вырывается узкая быстрая струя газа — биполярный джет, разгоняющий вещество до сотен километров в секунду. Врезаясь в окружающий газ, эта струя создаёт светящиеся ударные фронты. Их называют объектами Хербига—Аро — в честь Джорджа Хербига и Гильермо Аро, которые в 1950-х годах независимо изучали эти странные компактные туманности задолго до понимания их истинной природы.

HH 34 — пример, снятый Hubble трижды за более чем десятилетие, в 1994, 1998 и 2007 годах: сгустки газа в струе заметно сместились между кадрами, а измеренная скорость составляет около 250 километров в секунду. Механизм струи и аккреции связаны: истечение, закрученное магнитным полем диска, уносит избыточный момент импульса, и именно это позволяет остальному веществу продолжать падать по спирали внутрь, а не бесконечно вращаться по орбите.

Диск, из которого получаются планеты

Когда оболочка почти исчезает, оставшийся уплощённый диск становится тем местом, где впоследствии рождаются планеты. В 2014 году ALMA сняла диск вокруг молодой звезды HL Тельца и показала несколько концентрических ярких колец, разделённых тёмными промежутками — редкую и неожиданную картину: звезде было около миллиона лет, а обычные модели не ожидали, что планеты успевают сформироваться так быстро.

Возможно, формирование планет идёт быстрее, чем считалось; возможно, часть промежутков создают другие процессы — линии конденсации летучих веществ или неустойчивости роста пылинок, а не только гравитация будущей планеты. Само по себе кольцо в диске не является фотографией планеты — тот же урок, что и с промежутками у Сатурна или щелью PDS 70 из прошлой главы.

Более старый диск TW Гидры, снятый той же ALMA в 2016 году, показывает похожие кольца и промежутки на расстояниях, сравнимых с орбитами Земли, Урана и Плутона в нашей системе — редкая возможность увидеть, как могла бы выглядеть в этом возрасте колыбель уже знакомых миров.

Окружение может уничтожить диск раньше, чем повезёт планете

Не каждый диск доживает до планет. В тесных областях вроде туманности Ориона десятки молодых звёзд соседствуют с несколькими по-настоящему массивными и яркими звёздами скопления Трапеция. Их жёсткое ультрафиолетовое излучение буквально сдувает газ с поверхности близких дисков — процесс называют фотоиспарением. Такие диски выглядят маленькими светящимися каплями с хвостом, направленным прочь от ионизирующей звезды; их называют проплидами. Hubble нашёл более полутора сотен таких объектов вокруг Трапеции. Иногда среда, которая помогла звезде родиться, оказывается той же средой, что не даёт её диску закончить работу.

Освободившись от плотной оболочки, молодая звезда становится звездой типа Т Тельца: она ещё слишком велика и не начала устойчивого термоядерного горения водорода, а её свет в основном рождается медленным гравитационным сжатием — так называемым сжатием Кельвина—Гельмгольца. На диаграмме температура—светимость из предыдущей главы такая звезда сначала идёт по почти вертикальному пути, называемому треком Хаяши, и лишь затем выходит на главную последовательность. Масса, набранная на этом этапе из оболочки и диска, уже решает дальнейшую судьбу звезды: именно она определит температуру, светимость и продолжительность жизни на миллиарды лет вперёд.