Звезды: их рождение, жизнь и смерть | страница 39

(3.8)

где R

и M — радиус и масса Солнца. Светимость в инфракрасных лучах сжимающегося облака можно оценить, разделив половину освободившейся гравитационной энергии на время сжатия. Комбинируя формулы (3.6), (3.7) и (3.8), будем иметь

(3.9)

где T —температура вещества облака к моменту, когда процесс диссоциации водорода закончился, L

= 4 10^>33 эрг/с — светимость Солнца. Величина T должна быть порядка нескольких тысяч градусов, откуда L100L. Это очень большая величина. Следует, однако, заметить, что мы получили среднее значение светимости за весь период сжатия. В действительности, однако, основная часть освободившейся гравитационной энергии будет излучена на самых последних этапах стадии свободного падения, когда радиус облака уже будет близок к R_>1. В начальной стадии процесса сжатия (которая, тем не менее, занимает большую часть времени) облако почти не излучает. Теория, таким образом, предсказывает наличие вспышки инфракрасного излучения облака. Длительность этой вспышки, как показывают оценки, должны быть порядка нескольких лет, причем инфракрасная светимость облака должна в тысячи раз превосходить болометрическую светимость Солнца.

Как только сжимающееся облако станет непрозрачным для своего инфракрасного излучения, светимость его резко упадет. Оно будет продолжать сжиматься, но уже не по закону свободного падения, а гораздо медленнее. Температура его внутренних областей, после того как процесс диссоциации молекулярного водорода закончится, будет непрерывно повышаться, так как половина освобождающейся при сжатии гравитационной энергии будет идти на нагрев облака (см. § 7). Впрочем, такой объект «облаком» уже называть нельзя. Это уже самая настоящая протозвезда.

Таким образом, из простых законов физики следует ожидать, что может иметь место естественный и закономерный процесс эволюции газово-пылевых комплексов межзвездной среды сначала в протозвезды, а потом в звезды. Однако возможность — это еще не есть действительность. Первейшей задачей наблюдательной астрономии является, во-первых, изучить реальные облака межзвездной среды и проанализировать, способны ли они сжиматься под действием собственной гравитации. Для этого надо знать их размеры, плотность и температуры. Во-вторых, очень важно получить дополнительные аргументы в пользу «генетической близости» облаков и звезд (например, тонкие детали их химического и даже изотопного состава, генетическая связь звезд и облаков и пр.). В-третьих, очень важно получить из наблюдений неопровержимые свидетельства существования самых ранних этапов развития протозвезд (например, вспышки инфракрасного излучения в конце стадии свободного падения). Кроме того, здесь могут наблюдаться (и, по-видимому, наблюдаются) совершение неожиданные явления (см. § 4). Наконец, следует детально изучать протозвезды. Но для этого прежде всего нужно уметь отличать их от анормальных» звезд. Круг вопросов, связанных с наблюдениями эволюции протозвезд в звезды, будет обсуждаться в § 5.