Какие звезды рождаются?
Судить о том, какие звезды и как часто рождаются в Галактике, астрономы могут лишь косвенно, делая широкие обобщения и опираясь на несовершенную пока теорию. Поскольку химический состав всех молодых звезд приблизительно одинаков, важнейшей характеристикой звезды, определяющей ее структуру и эволюцию, является масса. Подсчеты звезд различной массы возможны лишь в небольшой окрестности Галактики вокруг Солнца. Затем результаты этих подсчетов обобщаются "по принципу подобия" на всю Галактику. Да и вблизи Солнца подсчет молодых звезд очень затруднен тем, что они соседствуют или погружены в непрозрачные облака межзвездного газа.
Яркие массивные звезды обнаружить легче. Об их, присутствии часто судят по косвенным признакам, например по инфракрасному излучению нагретой ими межзвездной пыли или по радиоизлучению ионизованного ими межзвездного газа. Молодые маломассивные звезды, сосредоточенные вблизи галактической плоскости, практически не видны на расстоянии более 1 кпк от Солнца. Поэтому исследовав распределение звезд по массам вблизи Солнца и считая, что везде в Галактике оно остается неизменным, обобщают подсчеты звезд высокой светимости (и массы) на звезды меньших масс.
Прямые подсчеты звезд дают нам некую итоговую картину звездообразования за весь период эволюции Галактики. Если же нас интересует распределение по массам ныне формирующихся звезд, то задача осложняется тем. что продолжительность жизни звезды зависит от ее массы: чем звезда массивнее, тем короче ее век. Поэтому от наблюдаемого распределения звезд переходят к начальному, используя теоретически рассчитанную продолжительность жизни звезд различной массы. Распределение молодых звезд по массам, или начальную функцию звездных масс, часто записывают в виде степенной функции, показатель которой A указывает на долю звезд различной массы в общем звездном населении.
В окрестности Солнца звезды с массами 0,5-10 Мс действительно неплохо описываются степенной функцией с A= 2.35 (такой спектр масс обычно называют салпитеровским, по фамилии астронома, впервые описавшего его в середине 50-х годов). Этому закону подчиняются как звезды, свободно движущиеся в пространстве (их называют звездами поля), так и звезды, объединенные в скопления. В соответствии с салпитеровской функцией масс маломассивных звезд в Галактике рождается сейчас значительно больше, чем массивных, и не только по количеству, но и по доле заключенного в них вещества. Повторим, что полная интенсивность звездообразования (т. е. суммарная масса звезд, родившихся в Галактике за 1 год) оценивается большинством исследователей в 3-5 Мс в год, хотя иногда можно встретить и другие цифры в диапазоне от 1 до 20 Мс в год (сказываются неопределенности в теории и наблюдениях).
Из наблюдений установлено с полной определенностью только существование звезд с массами от 80- 90 Mс до 0,1-0,05 Мс. Но вероятно, в действительности диапазон звездных масс значительно шире. Есть серьезные аргументы в пользу существования очень массивных звезд (от 200 до 2000 Мс), и появляются уже первые наблюдательные данные о существовании карликов с массами 0,04-0,01 Мс. Правда, работы последних лет показывают, что в распределении звезд по массам возможны провалы, т. е. звезды в определенных интервалах масс встречаются крайне редко или вовсе отсутствуют. Возможно также, что для всей совокупности звезд единый закон распределения по массе есть слишком грубое приближение и нужно пользоваться двумя независимыми распределениями для звезд большой и малой массы, соответствующими двум, немного различающимся способам формирования звезд.
При описании теории звездообразования мы увидим, что действительно существуют предпосылки для рассмотрения двух способов зарождения звезд. Это связано с возможностью спонтанного (самопроизвольного) и стимулированного вынужденного развития процесса гравитационной неустойчивости газовой среды. Однако вопросы эти сейчас лишь начинают обсуждаться, и до окончательных выводов еще далеко.
В заключение этой главы познакомимся со звездными агрегатами. Как известно, звезды "не любят" жить поодиночке. Не так давно считалось, что одиночные звезды составляют примерно половину населения Галактики, то теперь очевидно, что такие звезды находятся в явном меньшинстве. Большая часть звезд, судя по всему, двойные, но встречаются и более сложные системы - тройные, четверные… Известна даже одна система, содержащая 6 звезд. Чем больше компонент содержат звездные системы, тем реже они встречаются в пространстве.
Возможно, мы еще просто не натолкнулись на кратные звезды, содержащие 8, 10, 15 компонентов, хотя такие системы, вообще говоря, могут существовать. Кроме двойных и кратных звездных систем, имеющих регулярное строение, существуют и звездные скопления с хаотическим движением членов (раньше такие скопления метко называли звездными кучами).
Принято считать, что в настоящее время в Галактике формируются два типа звездных систем - рассеянные скопления и звездные ассоциации. Разницу между ними видят в том, что скопления более компактны и звезды в них гравитационно связаны, а ассоциации имеют больший размер, низкую пространственную плотность и звезды в них могут свободно разлетаться от общего места рождения, не будучи в состоянии удержать друг друга взаимным тяготением.
Но чем дольше изучаются эти объекты, тем больше накапливается признаков их подобия или уж во всяком случае, их генетической связи. У рассеянных скоплений при внимательном изучении обнаруживаются протяженные звездные "короны", слабо связанные с ядром скопления, а возможно, и потерявшие уже эту связь, но по инерции сопровождающие еще скопление в его галактическом движении. С другой стороны, у звездных ассоциаций, которые сначала были выделены как группировки ярких массивных звезд, при внимательном изучении обнаруживается многочисленное население слабых маломассивных звезд и в некоторых случаях плотное звездное ядро в центре.
Поэтому многие исследователи склонны теперь считать скопления и ассоциации лишь двумя стадиями одного процесса - процесса группового звездообразования, когда часть молодых звезд после своего рождения оказывается в свободном состоянии и быстро рассеивается в пространстве, а другая их часть формирует гравитационно связанную систему и длительное время входит в ее состав. Этот взгляд подтверждается и близкой частотой рождения скоплений и ассоциаций в Галактике. И те и другие рождаются примерно один раз в 2 - 3 тыс. лет.
