Межзвездные облака, в которых идет процесс интенсивного звездообразования, часто поэтически называют «звездные колыбели». Ближайшее к нам место, где прямо сейчас рождаются звезды, – туманность Тельца – располагается на расстоянии 140 св. лет от наc; интенсивное звездообразование также идет в туманности Ориона и многих других. Как правило, звезды в газовых облаках рождаются группами: чтобы это представить, вообразите себе пчелиный рой, застывший в воздухе, замените каждую пчелу на звезду и поместите этот «рой» в огромное газовое облако.
В молекулярных облаках астрономы находят только очень молодые звезды и почти не находят те, что старше 10 миллионов лет. Это происходит потому, что после рождения «рой» звезд выталкивается приливными силами из своей «колыбели» и начинает самостоятельное движение по галактике, а связанный с ним газ быстро рассеивается. На своем пути звезды, выброшенные из звездных колыбелей, взаимодействуют с десятками других звезд, которые, в свою очередь, тоже находятся в движении. Эти взаимодействия приводят к тому, что постепенно «рой» распадается. Сегодня, когда астрономы наблюдают звезды, они редко могут определить место рождения звезды. Скорее всего, мы никогда не узнаем, где родилось наше Солнце.
Вернемся к новорожденной звезде. Наблюдения подтверждают трехкомпонентную структуру звездообразования: это аккрецирующий со всех сторон на звезду газ, протопланетный диск и… джеты – струи вещества, не поглощенные звездой, «бьющие» из полюсов новой звезды. Их формируют огромные магнитные поля, сопровождающие рождение звезды. По всей видимости, они играют одну из ключевых ролей в звездообразовании, унося вместе с веществом значительную часть момента импульса, позволяя гравитации победить центробежные силы и обеспечить необходимую плотность вещества в звезде для того, чтобы запустить процессы ядерного синтеза.
Что касается самого протопланетного диска, то, очевидно, он состоит из газа, оставшегося от туманности или взрыва сверхновой, и микроскопических (максимум в несколько миллиметров) частичек пыли. Причем масса газа примерно в сто раз превышает массу всей пыли в диске. Протопланетные диски, как правило, обладают радиальной симметрией, поэтому их свойства, такие как температура и поверхностная плотность, зависят только от расстояния до звезды – чем ближе к звезде, тем плотность больше, а температура выше. Молодые, только образовавшиеся протопланетные диски начинаются в непосредственной близости от звезды и простираются на десятки, а иногда и сотни астрономических единиц от нее.
Внутри дисков происходят довольно сложные и до сих пор вызывающие много вопросов процессы. Близкие друг к другу газопылевые потоки, аккрецирующие на звезду, внутри диска взаимодействуют между собой: притягиваются, трутся друг о друга, обмениваются импульсом и веществом, а их скорости уравниваются. Постепенно температура диска падает, наиболее тугоплавкие элементы конденсируются в зерна, свободно плавающие в газе. Постепенно зерна, сталкиваясь друг с другом, вырастают до сантиметровых размеров и оседают в центральной плоскости диска.
Рисунок 7. Протопланетный диск HL Тельца. Изображение получено в миллиметровом диапазоне волн с помощью системы телескопов ALMA
Процесс постепенного роста частиц до планет размером с Землю можно условно разбить на три этапа. В рамках первого этапа частицы нанометрового и микрометрового размеров собираются вместе, прилипают друг к другу и образуют пористые агломераты. Такой рост имеет предел. Лабораторные эксперименты[18] показывают, что пылинки в процессе взаимных ударов в протопланетном облаке могут вырасти только до сантиметровых размеров, сохраняя структуру благодаря электростатическим силам14. Однако дальше начинаются трудности. При соударениях сантиметровые частицы разрушаются, а не слипаются, и их дальнейший рост, преодоление размера в один метр, оказывается невозможным. Эта проблема ввиду множества неудовлетворительных попыток ее решить даже получила название – «проблема метрового барьера»[19].
Второй этап роста частиц как раз и заключается в преодолении этого барьера. Было выдвинуто немало гипотез, создатели которых подходили к проблеме с самых разных точек зрения. Например, группа доктора Коучи из Университета Хоккайдо в Японии провела исследование, в котором убедительно показала, что если покрыть частицы очень липким слоем органических молекул, то слипаться в процессе ударов они будут гораздо эффективнее, чем частицы, не покрытые таким слоем15. Этим исследователям возражает доктор Эндрю Юдин из Принстона, который уже много лет утверждает, что во всем виновата потоковая неустойчивость – растущие со временем возмущения концентрации частиц (локальное отклонение концентрации частиц от среднего значения) в протопланетном диске. Такие возмущения плотности в конечном итоге способствуют слипанию вещества и образованию крупных объектов16. Существуют и другие гипотезы, но, к сожалению, пока еще ни одна из них не стала общепринятой.
Если бы проблема метрового барьера была единственным парадоксом теории протопланетных дисков! Но нет. Например, существует также проблема радиального дрейфа частиц17. Несложные математические выкладки показывают, что сила сопротивления, которую газ оказывает на частицы протопланетного диска, становится максимальной для тел размером около метра. Испытывая сильное сопротивление, частицы должны быстро терять орбитальную скорость и падать на звезду – примерно в течение тысячи лет. Таким образом, рост до километровых размеров оказывается невозможен. И все же то, что мы с вами живем на нашей планете, говорит о том, что природа нашла способ преодолеть все эти сложности.
Какими бы ни были механизмы преодоления метрового барьера или устранения проблемы радиального дрейфа, как только частицы достигают километровых размеров (частицы такого размера и больше называют планетезималями), сила гравитации между ними начинает преобладать над газодинамическими силами в диске. Это знаменует начало третьего этапа формирования планет. Уже через несколько сотен тысяч лет появляется множество планетарных зародышей с массами, достигающими марсианской. Окончательно планеты формируются в течение следующих нескольких миллионов лет.
Когда в протопланетном диске в ходе какого-либо динамического процесса (например, движения протопланеты, которая расчищает пространство перед собой) нарушается симметрия распределения вещества, в нем формируются области с более высокой плотностью газа, чем в окружающем пространстве. Такие структуры не «законсервированы» в одном месте, а способны распространяться по диску, словно волны, – поэтому их и называют волнами плотности. Считается, что аккреция вещества на протопланету порождает две смыкающиеся на ней спиральные волны плотности: одна закручивается внутрь орбиты протопланеты, другая – вовне18. Хоть наблюдения за протопланетными дисками и дали возможность увидеть в их структуре ярко выраженные кольца и спирали (см. рис. 7), из-за плохого качества изображений эти структуры оставались лишь намеками на