Глава одиннадцатая ЗВЁЗДНЫЕ АССОЦИАЦИИ

Глава одиннадцатая ЗВЁЗДНЫЕ АССОЦИАЦИИ

Теория о нестационарных звёздных системах

Виктора Амазасповича, как и многих астрофизиков, не оставляла дерзновенная мысль — выяснить, как именно происходит эволюция звёзд, как зарождаются, живут и гибнут звёзды, есть ли у этого процесса начало, и возможно ли его окончание?

Казалось, что можно подойти к этой задаче очень просто. Было уже известно, что звёзды бывают молодые и старые, значит, должны быть и новорождённые звёзды, и нужно искать место их рождения в Галактике. Да, но где и как их искать? Как найти их среди такого разнообразия звёзд, звёздных скоплений и газовых туманностей в нашей безбрежной Галактике, не говоря уже о Вселенной? С чего нужно начинать?

Ответить на эти вопросы совсем не просто. Ясно было одно, что без разработанной стратегии поиска места рождения звёзд начинать такую работу почти бессмысленно.

К тому времени наблюдатели уже зарегистрировали и измерили много разных параметров, характеризующих туманности, двойные и кратные звёзды, открытые и шаровые скопления звёзд и т. д. Был накоплен огромный наблюдательный материал. Современная теоретическая физика помогла правильно истолковать наблюдательные данные, понять их сущность. Не случайно возникла новая наука — теоретическая астрофизика, дающая возможность теоретически рассчитать и предсказать многие физические явления, происходящие в звёздах, в сложных звёздных системах, туманностях и галактиках.

Теперь астрофизикам предстояло выяснить — когда и как возникло большинство звёзд нашей Галактики, какова продолжительность их жизни, наконец, есть ли эволюционная связь между звездами и газовыми туманностями? Назрела возможность и необходимость появления новой науки — космогонии, основанной на материале, добытом трудом многих поколений астрономов.

На какие данные наблюдательной астрофизики следует прежде всего обратить внимание при исследовании процессов происхождения и развития звёзд?

Виктор Амазаспович с самого начала считал, что в первую очередь внимание должно быть обращено на неустойчивые звёздные группы и на звёзды, находящиеся в нестационарном состоянии.

Почему изучение неустойчивых состояний представляет особенно большой интерес для космогонии?

Виктор Амазаспович говорит: «Известно, что важным двигателем всякого процесса развития в природе являются противоречия. Эти противоречия особенно ярко проявляются тогда, когда система или тело находятся в неустойчивом состоянии, когда в них происходит борьба противоположных сил, когда они находятся на поворотных этапах своего развития. Поэтому объекты, находящиеся в неустойчивом состоянии, заслуживают особого внимания». Значит, главным свойством, на которое следовало обратить внимание при поиске области звездообразования, является нестационарность, неустойчивость.

Однако общее понятие неустойчивости, нестационарности необходимо было перевести на научный язык, на язык точных физико-математических понятий.

Ещё в 1930-х годах, в Ленинградском университете, Виктор Амазаспович заложил основы статистической теории динамики кратных звёзд и звёздных систем, в рамках которой стало возможно выделить класс нестационарных звёздных систем. Таким образом, эта теория оказалась необходимым путеводителем и эффективным инструментом в мире нестабильных звёздных образований. Она предопределила успех поиска нестационарных объектов и, следовательно, областей звездообразования. Но до тех пор, пока на её основе не были обнаружены области новорождённых звёзд, отношение астрофизиков к данной теории было почтительно прохладным. Не было полной уверенности в том, что именно звёздная динамика должна была решить судьбу космогонической концепции, хотя первое приложение этой теории уже было успешным и дало свои плоды: была установлена «короткая шкала» эволюции Галактики.

Нужно отметить, что до создания статистической механики звёздных систем вопрос о происхождении звёзд рассматривался астрономами путём изучения физических параметров отдельных звёзд совершенно независимо от вопроса о происхождении звёздных групп (кратных звёзд и скоплений).

Однако дальнейшее показало, что исследование одиночных звёзд не даёт возможности найти ключ к радикальному решению вопроса происхождения звёзд. Выяснилось, что в область поиска необходимо включить кратные звёзды (двойные, тройные звёзды) и звёздные скопления.

Кратная звёздная система обыкновенного типа

Три звёздные системы типа «трапеции»

Чтобы отличить стабильные звёздные системы от нестабильных, Амбарцумян и Маркарян, помимо разработки основных теоретических концепций, ввели понятия звёздных систем обыкновенного типа и систем типа «трапеции». Для понимания идеи кратных звёздных систем типа «трапеции» и её использования для обнаружения неустойчивости кратных звёздных систем представим себе сначала три звезды — А, В, С, которые находятся на различных расстояниях друг от друга.

Если, например, звёзды А и В находятся гораздо ближе друг к другу, чем звезда С от них, то есть АВ<АС?ВС, и звёзды образуют вытянутый треугольник, то такие кратные звёздные системы называются кратными системами обыкновенного типа.

Если же кратная звёздная система не обладает указанным свойством, то есть величины всех трёх расстояний между звёздами одинакового порядка: АВ?АС?ВС, то она называется кратной системой типа «трапеции».

Но трапеция, как геометрическая фигура, должна иметь четыре угла. Сами авторы, Амбарцумян и Маркарян, которые ввели понятие систем типа «трапеции»[149], считали этот термин не очень удобным, но, учитывая глубокое физическое значение этого понятия, сочли его вполне уместным. Что касается употребления «неудобного» термина типа «трапеции», то он уже вошёл в астрономическую литературу, и это не привело к каким-либо недоразумениям. Однако нужно помнить, что среди рассматриваемых звёздных систем могут встречаться не только трапеции («четвёрки»), но и «тройки», «пятёрки» и т. д.

Звёздная динамика позволила чётко различить стабильные и нестабильные (распадающиеся) звёздные системы. Было строго доказано, что кратные звёздные системы обыкновенного типа являются устойчивыми системами. Здесь соотношения полуосей орбит небесных тел позволяют свести движение звёзд, в первом приближении, к простым ньютоновско-кеплеровским движениям по эллиптическим орбитам, подобно движению планет в нашей Солнечной системе, устойчивость движения которой впервые была доказана Лапласом.

Подавляющее большинство систем кратных звёзд в Галактике является системами обыкновенного типа. Относительная устойчивость этих систем связана с тем, что скорости движения звёзд вокруг центра системы настолько малы, что звёзды не могут вырваться из системы. В этом случае, как говорят астрофизики, полная энергия системы отрицательна.

Что касается кратных звёздных систем типа «трапеции», то они оказались системами неустойчивыми, распадающимися. Было доказано, что звёздные системы типа «трапеции» обладают положительной полной энергией, то есть скорости звёзд, входящих в систему, настолько велики, что они могут покинуть систему. Они стали одной из характеристик тех звёздных систем, где нужно было искать и находить молодые звёзды. Такие системы в современной научной литературе называют системами типа Амбарцумяна.

В ранних работах Амбарцумяна, как уже говорилось, был исследован вопрос о разрушении открытых звёздных скоплений. Оказалось, что они часто включают в себя неустойчивые группы звёзд, как, например, открытое звёздное скопление ? и h Персея.

Системы типа «трапеции» весьма похожи на открытые скопления и отличаются от них лишь меньшим числом членов. Между тем было известно, что время распада скопления зависит именно от числа его членов: чем меньше это число, тем быстрее оно распадается.

Так был найден желанный ключ к поиску нестабильных, молодых звёздных систем.

С тех пор началась работа по обнаружению и исследованию систем типа «трапеции». Типичным примером таких систем является «трапеция» в центральном скоплении туманности Ориона, обнаруженная в Бюракане в 1949 году. Эта «трапеция» впоследствии стала объектом многочисленных исследований.

Таким образом, открылась прямая дорога к обнаружению особо неустойчивых, распадающихся молодых звёздных скоплений особого типа — звёздных ассоциаций.

На основании собственных теоретических исследований нестационарных звёздных систем и пользуясь данными наблюдательной астрономии, Виктор Амазаспович выделил класс таких звёздных систем огромных размеров, которые содержали много нестационарных, молодых объектов: молодых горячих гигантов О и В, звёзд типа Т Тельца, «трапеций», открытых звёздных скоплений. Этот класс был назван Амбарцумяном звёздными ассоциациями.

Рассмотрим подробнее, что собой представляют звёздные ассоциации. Предоставим слово самому Виктору Амазасповичу: «Звёздные ассоциации — это такие скопления скоплений звёзд, которые находятся в нестационарном состоянии, полная энергия которых положительна, то есть они содержат звёздные системы типа трапеций, где преобладают, по сравнению с галактическим фоном, звёзды спектральных типов ОВ или звёзд типа Т Тельца или и тех, и других: О-ассоциации, Т-ассоциации и О+Т-ассоциации».

Интересно, что до открытия звёздных ассоциаций даже не ставился вопрос о возможности существования звёздных систем с положительной полной энергией. Оказалось, что такие системы существуют — это кратные системы типа «трапеции», и они оказались крайне молоды — моложе двух миллионов лет.

Средняя плотность звёзд в звёздных ассоциациях меньше, чем в общем звёздном поле Галактики, а размеры звёздных ассоциаций находятся в интервале от 30 до 200 парсек. Естественно, при таких больших линейных размерах и низкой плотности звёзды, входящие в звёздные ассоциации, не могут долго находиться в системе, несмотря на силы взаимного притяжения.

Для наглядного и упрощённого представления звёздных ассоциаций возьмём произвольное открытое звёздное скопление размером в несколько парсек, имеющее в своём составе О и В звёзды (или звёзды типа Т Тельца), для которого полная энергия системы отрицательна, и расширим это скопление до таких размеров, чтобы его полная энергия превратилась в положительную. Наверное, его размеры после расширения будут находиться в пределах 30—200 парсек. Такое звёздное скопление будет похоже на звёздную ассоциацию, где взаимное притяжение звёзд не сможет уже удерживать их в скоплении.

Словосочетание «звёздные ассоциации» встречалось в научной литературе и до работ Амбарцумяна (Бидельман и др.). Однако звёздные ассоциации Амбарцумяна как нестационарные, неустойчивые, распадающиеся, расширяющиеся звёздные системы с многочисленными особенностями, присущими областям звездообразования, относятся к совершенно новому типу звёздных систем с чётко выраженным космологическим смыслом.

Очень трудно определить хронологически начало исследований Амбарцумяном звёздных ассоциаций. Первая его статья под названием «Звёздные ассоциации» появилась в «Астрономическом журнале» в 1949 году. Однако значительно раньше Амбарцумян проанализировал и уточнил теорию Росселанда о разрушении скоплений звёзд. Этому в 1938 году была посвящена статья «К вопросу о динамике открытых скоплений»[150].

В связи с феноменом звёздных ассоциаций Амбарцумяном были первоначально высказаны две гипотезы: первая — процесс звездообразования продолжается в нашу эпоху и вторая — звёзды возникают группами. Эти гипотезы подтвердились в дальнейшем, выступая в качестве неотъемлемой закономерности развития звёздного мира, и легли в основу звёздной космогонии.

Были определены и выделены два типа звёздных ассоциаций: О-ассоциации и Т-ассоциации.

О-ассоциации — группы горячих гигантов. Диаметры О-ассоциаций, как уже говорилось, заключены в пределах 30—200 парсек.

Наиболее близкими к нам О-ассоциациями оказались: ассоциация в Орионе на расстоянии около 330 парсек, ассоциация вокруг ? Персея на расстоянии 600 парсек и ассоциация Цефей II на расстоянии 600 парсек от нас. Среди более далёких ассоциаций по богатству звёздами выделяются ассоциации вокруг ? и h Персея, ассоциации вокруг Р Лебедя и ? Киля.

Список ассоциаций, составленный в Бюраканской обсерватории, содержал 25 О-ассоциаций, однако общее число О-ассоциаций в Галактике должно измеряться многими сотнями.

Амбарцумян первым доказал, что О-ассоциации не могут быть сгущениями, возникшими в результате статистических флуктуаций в распределении звёзд типов О и В. Также замечено, что в О-ассоциациях относительное число звёзд низкой светимости значительно меньше, чем для общего звёздного поля. Эти факты определили космологический аспект звёздных ассоциаций Амбарцумяна.

В отличие от О-ассоциаций, T-ассоциации содержат иррегулярные переменные звёзды-карлики, называемыми звёздами типа T Тельца. Было установлено, что они расположены небольшими, сравнительно компактными группами, причём плотность некоторых из этих групп столь велика, что превосходит плотность звёзд типа T Тельца в окружающем звёздном поле. Есть основания считать, что звёзды типа T Тельца — молодые объекты. Многие из них, вероятно, имеют возраст порядка 10⁶ лет. В спектре звезды типа T Тельца наблюдаются яркие линии, а её непрерывная эмиссия иногда настолько сильна, что все линии поглощения оказываются завуалированными.

Иногда ассоциации содержат в значительном количестве и те, и другие объекты. Названы эти системы О+Т-ассоциациями.

Обнаружение звёздных ассоциаций — крупнейшее открытие XX века. Оно вызвало большой интерес среди астрофизиков. Однако были и серьёзные противники, которые в основном сомневались в расширении (распаде) молодых звёздных групп, то есть оспаривалось их космогоническое значение.

Обязательным условием, характеризующим звёздные ассоциации, Амбарцумян считал их расширение, предсказав нижнюю границу скорости расширения, равной 10 км/с.

Гипотеза о звёздных ассоциациях была высказана Амбарцумяном в 1949 году, однако нужны были наблюдения, подтверждающие гипотезу. Между тем уверенное доказательство расширения (рассеяния в пространстве) звёздных ассоциаций как необходимой основы концепции Амбарцумяна запаздывало. Скептики продолжали сомневаться в существовании звёздных ассоциаций и тем более в их расширении.

К определению «собственных» (тангенциальных) движений звёзд в ассоциациях подключились многие первоклассные астрономы мира. Решалась судьба ассоциаций как нестабильных областей звездообразования: расширяются ассоциации или нет?

Надо заметить, что измерить собственные движения звёзд с необходимой точностью весьма сложно и не каждому наблюдателю доступно.

Первым оказался Адриан Блаау[151] из Лейдена. В 1951 году он опубликовал результаты своих измерений собственных движений звёзд для ассоциации вокруг ? Персея (Персей II). Была надёжно измерена скорость расширения ассоциации, которая составила +0,0027 секунд дуги/градус в год, то есть расширение происходило со скоростью 11 км/с.

Но нашлись и такие астрономы (Wooly, Eggen), которые оспаривали вывод Блаау о расширении ассоциации. Эти сомнения, по-видимому, следует объяснить большими трудностями и ошибками измерений собственных движений звёзд.

Измерения собственных движений звёзд в ассоциациях интенсивно продолжались. Блаау и Делей в 1953 году, пользуясь более богатым наблюдательным материалом, вновь подтвердили расширение ассоциации вокруг ? Персея. Количество исследованных расширяющихся ассоциаций увеличилось благодаря измерениям Маркаряна — (Цефей II) — 8 км/с, Блаау и Моргана — (Ящерица) — 8 км/с, Копылова — (Скорпион) — 16 км/с.

Блаау далее исследовал собственные движения группы звёзд одинакового возраста расширяющейся субассоциации Верхний Скорпион. Это было очень важно с космологической точки зрения. Виктор Амазаспович высоко оценил эту работу.

В дальнейшем было обнаружено расширение ассоциации Персей OBI со скоростью 40 км/с, а среди OB-звёзд нашлись и «быстролетящие», обладающие пространственными скоростями порядка 100 км/с.

Звёздные ассоциации распадаются, главным образом, не под действием галактического центра, как первоначально предполагали, а вследствие того, что с самого момента рождения члены ассоциации получают столь большие скорости движения, что быстро уходят из сферы взаимного притяжения, то есть происходит самоиспарение.

Если определены скорости расширения ассоциаций, то можно более точно определить возраст звёзд, составляющих эти ассоциации.

Для ряда О-ассоциаций возрасты составили от одного до пяти миллионов лет и меньше. Эти возрасты в тысячи раз меньше, чем возраст Галактики. Для возраста Т-ассоциаций ещё не удалось получить столь точную оценку, но по косвенным данным, их возраст должен быть порядка одного-двух миллионов лет.

В звёздных ассоциациях были обнаружены молодые звёзды, возраст которых не превышал ста тысяч лет. Это был ошеломляющий результат. По астрономическим масштабам это чрезвычайно молодые звёзды. Их можно считать просто новорождёнными.

Все ли звёзды Галактики возникли в ассоциациях?

Мы наблюдаем в Галактике большое число ассоциаций, но так как жизнь звёздных ассоциаций коротка, то за всё время существования Галактики могли появиться и рассеяться сотни тысяч, а может быть и миллионы ассоциаций. Эти числа достаточно велики, доказывая правдоподобность утверждения, что подавляющая часть звёзд возникла в звёздных ассоциациях.

Таким образом, наблюдательные данные полностью подтвердили представление о том, что звёздные ассоциации являются очагами звездообразования в Галактике, где групповое возникновение звёзд продолжается и в наше время. Вместе с тем они показывают, что звёзды в ассоциациях формируются в разное время сравнительно небольшими распадающимися группами.

За шестьдесят лет, прошедших с момента их обнаружения, количество исследованных звёздных ассоциаций перевалило за многие сотни. Мощные наземные телескопы мира и космический телескоп «Хаббл» с диаметром главного зеркала 2,4 метра сумели обнаружить и исследовать огромное количество звёздных ассоциаций в других галактиках, подтвердив наличие звёздных ассоциаций во всей Вселенной. Теперь уже существование звёздных ассоциаций можно считать доказанным.

Гипотеза сверхплотных протозвёзд

Природа дозвёздного вещества является наиболее трудной проблемой в космологии и космогонии Вселенной, и, несмотря на гигантские усилия астрофизиков и физиков, представления о сверхплотных структурах дозвёздных тел находятся почти на уровне гипотез. Эта проблема продолжает находиться в центре внимания физиков-теоретиков.

Исследование природы и строения «недавно» возникших звёздных ассоциаций дало основание Амбарцумяну выдвинуть свою гипотезу о существовании дозвёздной материи.

Амбарцумян обратил внимание на тот факт, что «наша Галактика не принадлежит к числу систем, особенно богатых диффузной материей, чтобы предположить повсеместное образование звёзд из неё. Между тем процесс звездообразования в Галактике в нашу эпоху интенсивно продолжается».

Согласно предложенной гипотезе о протозвёздах, эволюция космической материи, по крайней мере в настоящую «космическую» эпоху, соответствует переходам от более плотных состояний к менее плотным. Иначе говоря, согласно новой гипотезе, исходным состоянием материи является сверхплотное состояние, и поэтому эту гипотезу можно назвать гипотезой сверхплотных протозвёзд. За исходными сверхплотными и плотными состояниями космической материи в процессе эволюции следуют состояния менее плотные, что соответствует наблюдаемым формам существования космической материи (звёзды, туманности, планеты и т. д.).

Правда, пока необъяснимым остаётся такое длительное (миллиарды лет) пребывание дозвёздных тел в бездеятельном состоянии, а затем их внезапная активность — взрывы, выбрасывание материи и образование звёзд. Здесь пока вопрос сложный и неопределённый.

Долгое время считалось, что самыми плотными реальными космическими образованиями (не считая искусственно придуманных Шварцшильдом и Хойлом бесконечно плотных чёрных дыр) являются звёзды — белые карлики. Средняя плотность материи некоторых из них доходит до сотен тонн в кубическом сантиметре. Такую высокую плотность можно объяснить, если допустить, что материя белых карликов состоит из отдельных атомных ядер, очень близко расположенных друг к другу, и свободных электронов (электронного газа).

Между тем в земных условиях ядра и электроны обычно входят в состав атомов так, что расстояния между электронами и ядрами и, следовательно, размеры атомов во много раз больше, чем размеры самих ядер и электронов.

В популярной литературе принято очень грубо сравнивать структуру «земного» атома с футбольным стадионом: радиус атома сравнивается с радиусом стадиона, а радиус ядра с радиусом футбольного мяча; это иллюстрация того, насколько плотность «земного» атома мала по сравнению с плотностью белых карликов.

Однако теоретические исследования сверхплотных структур (а ими занимались многие физики) показали, что в принципе возможны даже более плотные формы существования материи, чем в белых карликах. Они должны состоять большей частью из нейтронов (нейтронные звёзды). Предполагается, что такими нейтронными звёздами могут быть открытые в 1968 году пульсары — источники, обладающие весьма быстрой и строго периодической переменностью излучения в оптическом, рентгеновском и радиодиапазонах.

Следует заметить, что теория сверхплотных конфигураций материи является одной из сложнейших областей теоретической физики, и без преувеличения можно сказать, что она находится в зачаточном состоянии и развивается очень медленно. Над этой проблемой работали Р. Оппенгеймер[152], А. Камерон[153], Г. А. Гамов и другие выдающиеся физики. Они показали, что при плотностях материи, превышающих 10⁹ г/см?, сложные атомные ядра не могут существовать.

Сегодня теория сверхплотного состояния вещества является центральной проблемой астрофизики, инициированной пионерскими работами Амбарцумяна.

Теория о возникновении гиперонов в сверхплотных средах

В 1960 году Амбарцумян, совместно с академиком НАН Армении Г. С. Саакяном, рассмотрел теоретическую возможность существования в природе ещё более плотных форм материи. Было показано, что, когда плотность газа элементарных частиц становится гораздо выше, чем плотность нейтронных звёзд (около 10¹⁵ г/см³, то есть миллиарды тонн в кубическом сантиметре), тогда в этом газе должны возникать сверхтяжёлые элементарные частицы — гипероны. При дальнейшем возрастании плотности газа число возникающих гиперонов будет превышать общее число нейтронов и протонов в газе.

Эта теория утверждает, что гипероны, крайне неустойчивые в земных условиях (средняя продолжительность их жизни на Земле равна одной десятимиллиардной доле секунды), при сверхвысоких плотностях газа становятся устойчивыми!

Отсюда следует, что сверхплотная звезда с достаточно большой массой должна состоять в основном из гиперонов.

Из теории получен также важный вывод о том, что равновесные сверхплотные конфигурации материи обладают огромными запасами внутренней энергии, достаточными для объяснения их физической и динамической неустойчивости. При возникновении молодых звёзд и звёздных систем активизируется эта сверхплотная материя, хотя, по-видимому, сама по себе она может быть устойчива в течение миллиардов лет.

Самым важным результатом теории является доказательство возможности существования сверхплотной материи с плотностью, равной или большей плотности атомных ядер (больше чем 10¹⁶ г/см³).

При этом Амбарцумяном была выдвинута гипотеза существования Д-тел — дозвёздных сверхплотных образований в неустойчивых звёздных агрегатах. Пытаясь понять теоретически, какие предельные сверхплотные состояния возможны в природе, он всегда предупреждал, что проблема эта очень далека от своего решения, и требуются неимоверные усилия в теории и наблюдениях, чтобы постигнуть истину.

Сотрудник Бюраканской обсерватории, физик Р. М. Мурадян, пытался обосновать существование сверхплотных конфигураций, исходя из понятия о сверхтяжёлых элементарных частицах — суперадронах. В связи с этим Амбарцумян даёт следующее пояснение: «Согласно современным представлениям физики элементарных частиц, между массой и вращательным моментом имеется глубокая взаимосвязь. Если правы те, кто утверждает, что астрономическая Вселенная родилась в результате распада одной сверхтяжёлой частицы, условно названной "первичным адроном", то теоретически можно предсказать, что Вселенная должна совершать один оборот за тысячи миллиардов лет. И вот из Англии поступило сообщение, что астрономические наблюдения, проведённые с помощью больших радиотелескопов учёными обсерватории Джодрелл Бенк, подтверждают возможность вращения Метагалактики. Это обстоятельство, кстати, может быть доказательной иллюстрацией философской концепции о неразрывной генетической связи микро- и макромира».

Как ни парадоксально, но иногда некоторые исследователи умышленно предъявляют одинаковые требования к теории, концепции и гипотезе, возводя гипотезу в ранг научной теории, что даёт основание воодушевленно её ругать, как завершённую научную концепцию. Такой участи удостоилась гипотеза Д-тел Амбарцумяна, к которой намеренно сводилась и сужалась «бюраканская концепция» звёздных ассоциаций, теоретически и наблюдательно подтверждённая. Профессор Московского университета С. Б. Пикельнер на учёном совете ГАИШ, имея в виду гипотезу существования Д-тел, однажды гневно заявил: «Это учение — позор нашей астрономии». Но ведь гипотеза позором быть не может, она или верна или ошибочна, и это может быть выяснено только со временем. А хлёсткое слово «позор» в устах Соломона Пикельнера имело только политический смысл и не имело ничего общего с наукой. Отдельные сотрудники ГАИШ с 1950-х годов выступали против идеи звёздных ассоциаций, но когда она восторжествовала, они переключились на поношение Д-тел, хотя ничего серьёзного противопоставить не смогли до сих пор, кроме всё той же аккреции с последующим коллапсом и чёрных дыр.

Гипотеза о причинах иррегулярных вспышек звёзд типа Т Тельца

Теперь перейдём к попытке Амбарцумяна объяснить сложнейшее явление — иррегулярную переменность звёзд, в частности таких, как звёзды типа Т Тельца.

Очевидно, что любая теория внутреннего строения звёзд должна ответить на вопрос о причинах повторяющихся взрывов звёзд, так называемых иррегулярных переменных звёзд. Здесь рассуждения находятся также на уровне гипотез.

Амбарцумян выдвинул следующую, пока ещё спорную гипотезу (так он сам определил её). После возникновения молодые звёзды сохраняют в себе какое-то количество дозвёздного сверхплотного вещества. Оно время от времени в виде дискретных порций выносится во внешние слои звезды и даже в пространство, окружающее звезду, и затем хаотически взрывается.

Как считал сам Амбарцумян, предложенная гипотеза не вполне соответствует истинному положению дел. «Вполне вероятно, что в действительности всё обстоит гораздо сложнее. Однако этой точкой зрения можно пользоваться пока как рабочей гипотезой — гипотезой о протозвёздах», — предлагал он.

На сегодняшний день других, мало-мальски правдоподобных объяснений иррегулярных вспышек T Тельца и UV Кита почти не существует.

Конечно, наряду с гипотезой Амбарцумяна о последующих вспышках невзорвавшихся частиц дозвёздного вещества может существовать и гипотеза иррегулярной переменности этих звёзд при анизотропной, нестационарной аккреции материи в сильном гравитационном поле. Ведь никто не доказал ещё, что аккреция вещества происходит однородно и спокойно.

Однако заметим, что иррегулярность переменных звёзд, их хаотические вспышки никак не объяснимы «одноразовым» процессом коллапса звезды, если допустить, что он существует. Факт повторяемости взрывов здесь решительно противоречит теории коллапса.

Но откуда появляются те взрывающиеся массы, которые заставляют звезду время от времени вспыхивать?

Предположение Виктора Амазасповича заключается в том, что после образования звёзд, как уже говорилось выше, не всё дозвёздное вещество, образующее звезду, превращается в обычное вещество звезды. Можно допустить, что в недрах молодых звёзд ещё сохраняется некоторая, хотя и уменьшающаяся, «осколочная» доля дозвёздного вещества.

Таким образом, иррегулярную переменность членов T-ассоциаций, звёзд типа Т Тельца, можно объяснить последующей активизацией оставшегося дозвёздного вещества.

Очень трудным вопросом является проблема взрывов дозвёздного вещества и его роли в космогонии всей Галактики и Вселенной.

Центральной задачей астрофизики со дня её возникновения является объяснение гигантских процессов энерговыделения при вспышках звёзд, радиогалактик и квазизвёздных источников. Все точные расчёты, проведённые с целью объяснить эти энергии термоядерным механизмом излучения, ничего не дали. Поиск всевозможных новых мощных механизмов энерговыделения продолжается. Теоретические умозрительные механизмы энерговыделения с использованием гравитационной энергии в результате коллапса и последующей аккреции вещества на гравитирующее тело приблизились к объяснению гигантских энерговыделений, однако это явление пока не установлено наблюдательной астрофизикой. Энергия взрывов дозвёздного вещества, в галактических объектах достигающая 10³⁵ эрг, а в ядрах галактик — 10⁶² эрг, остаётся необъяснимой. Это самые большие взрывы, наблюдаемые в природе. И совершенно непонятно, что же служит взрывателем сверхплотных дозвёздных масс. Но бесспорным является тот факт, что сверхплотные тела являются носителями высочайшей потенциальной энергии.

Делаются серьёзные попытки связать инициирование взрывов со сложным нестационарным перераспределением сильных магнитных полей, при которых могут образоваться магнитные пики — области концентрации магнитных силовых линий и областей выделения больших энергий-взрывателей, детонирующих основную массу объекта.

Начиная с 1970-х годов в связи с обнаружением молекулярных облаков открылись новые перспективы в звёздной космогонии. Астрофизиков чрезвычайно воодушевило открытие нового элемента структуры диска нашей Галактики, молекулярного водородного кольца размером 4–8 килопарсек, тем более что в этом же кольце, в свою очередь, оказалась высокая концентрация звёздных ассоциаций, областей звездообразования, HII-областей, остатков сверхновых, пульсаров, источников синхротронного излучения и у-излучения. Был слишком велик соблазн мысленно объединить эти многочисленные активные проявления в одну область и создать космогонически завершённую картину звездообразования. Не вдаваясь в подробности, заметим, что «примирение» принципиально противоречивых концепций пока не достигнуто. Разгадка проблемы ещё впереди.

Данный текст является ознакомительным фрагментом.