|
“Основываясь на выполненных наблюдениях, не наблюдались облака, гравитация которых настолько велика, чтобы перевешивать температурные влияния… Возможно, это и есть выход из дилеммы… Мы еще не знаем, сколько молекул водорода находится в типичных облаках атомного водорода. Такая ситуация искусственно создана для теоретиков, чтобы с нею работать, поскольку отсутствуют данные, способные противоречить любому допущению о количестве дополнительного материала в облаках… Мы полагаем, что [в облаке] должно быть достаточно материи для провоцирования его сжатия”.[74] Подобное объяснение основы одной из нынешних теорий формирования звезд из газовых и пылевых облаков делает очевидным, почему астрономам так трудно входить в детали. Теоретик Версчур просто принимает наличие проблемы. Другие теоретики полагаются на другие допущения – например, гипотетический процесс, дополняющий влияние гравитации – но все они оперируют одним и тем же принципом; они строят свои гипотезы на допущении “отсутствия противоречащих данных”. Как и следовало ожидать, детали весьма смутные. Версчур признает: “Мы далеки от понимания всех деталей, как облака становятся звездами”.[75] Возможно, самая лучшая оценка ситуации такова. Она иллюстрирует надежность комментария из британского научного журнала Природа (1974 год): “Конечно, огромное множество астрономов-теоретиков наслаждается ситуацией, когда имеется достаточное свидетельство для построения стоящей модели, но не достаточное для доказательства того, что их любимая модель некорректна”.[76] Влияние доступности пыли и газа на скорость эволюции иллюстрируется шаровыми звездными скоплениями, расположенными в Большом Магеллановом Облаке. Здесь гравитационное перекашивание структуры Облака привело к неоднородному распределению пыли и газа и вхождению в регионы некоторых шаровых звездных скоплений относительно высокой плотности. Силы вращения, обычно разрывающие скопления по мере их приближения к центральной плоскости Галактики, тоже значительно ослаблены гравитационным искажением. В результате, одни шаровые звездные скопления остаются невредимыми в пылевых регионах достаточно долго, чтобы позволить составляющим им звездам достичь эволюционной стадии, сравнимой со стадией звезд рассеянных звездных скоплений. Если форма и размер этих скоплений совпадают с формами и размерами обычных шаровых звездных скоплений, их звезды являются представителями Класса 1В, как и звезды в рассеянных звездных скоплениях. Мы можем соотнести эволюционные стадии звезд в двух Магеллановых Облаках с возрастами галактик, хотя более разнородные популяции этих больших совокупностей делают соотношение менее определенным, чем соответствующие результаты изучения шаровых звездных скоплений. В этой связи самое значимое наблюдение таково. Большое Магелланово Облако (БМО) содержит множество звезд красных сверхгигантов, связанных с горячими голубыми звездами в облаках водорода. Как упоминалось в главе 5, два очень разных вида звезд тесно связаны с точки зрения эволюции. Горячая голубая звезда (Класс 1В) пребывает на стадии почти сверхновой. Красный гигант второго цикла (Класс 2С) – это первая визуально наблюдаемая пост-сверхновая звезда. Таким образом, наличие красных гигантов определяет БМО как совокупность, в которой самые продвинутые звезды достигли второго эволюционного цикла. — 112 —
|