Глобула Бока: где рождаются звёзды из тёмного облака

Глобула Бока - это маленькое плотное облако холодного газа и пыли, которое на снимках выглядит как чернильная клякса, выгрызенная из светлой туманности. Названы такие облака по имени астронома Барта Бока, который ещё в 1940-х предположил, что эти тёмные сгустки - «коконы» будущих звёзд. Сегодня глобула Бока считается одной из самых наглядных стадий звездообразования: облако достаточно простое, чтобы посчитать его на пальцах, и достаточно реальное, чтобы внутри него действительно загорались протозвёзды. В этом разборе мы пройдём от того, почему глобула чёрная, к тому, при какой массе она схлопывается, и закончим тем, что прячется у неё внутри. Ниже - небольшой инструмент: задайте параметры облака, и он соберёт запрос на разбор его устойчивости и судьбы.

Почему глобула Бока выглядит чёрной

Глобула Бока не светится в видимом диапазоне сама - мы видим её как силуэт. Внутри облака плотно упакована межзвёздная пыль, и эта пыль поглощает и рассеивает свет звёзд, лежащих за облаком. Поэтому на фоне яркой эмиссионной туманности или плотного звёздного поля глобула выделяется тёмным пятном с резкими краями. Чем больше пыли на луче зрения, тем сильнее поглощение: его описывают величиной экстинкции $A_V$ - на сколько звёздных величин ослабляется свет в видимой полосе. У плотных глобул $A_V$ доходит до десятков, то есть свет ослабляется в миллионы раз.

Рассчитать для своей задачи

Чтобы заглянуть внутрь, астрономы переходят в инфракрасный и радиодиапазон, где пыль почти прозрачна. Именно так выяснилось, что в видимом диапазоне глобула - чёрная клякса, а в инфракрасном - тёплый плотный сгусток, иногда уже с зачатком звезды в центре. Похожий приём смены диапазона работает и при чтении диаграммы Герцшпрунга-Рассела, где спектральный класс кодирует температуру звезды.

Размер, масса и плотность типичной глобулы

Глобула Бока - объект скромный по космическим меркам. Характерные параметры держатся в узком диапазоне, и именно компактность делает их удобной модельной системой:

• размер - от 0,1 до 1 парсека (тысячи а. е.);
• масса - от единиц до сотни масс Солнца, чаще $\sim 10\,M_\odot$;
• температура - около 10 К, это один из самых холодных объектов в Галактике;
• концентрация молекул - $n \sim 10^4$–$10^5$ частиц на кубический сантиметр.

Газ в глобуле почти целиком молекулярный: водород в форме $\mathrm{H_2}$, с примесью угарного газа $\mathrm{CO}$, аммиака $\mathrm{NH_3}$ и пыли. По излучению этих молекул в радиолинии и измеряют температуру и плотность облака. Низкая температура здесь принципиальна: чем холоднее газ, тем слабее тепловое давление, которое сопротивляется собственной гравитации облака.

Критерий Джинса: когда облако схлопывается

Судьбу глобулы решает баланс двух сил: гравитация тянет вещество к центру, тепловое давление расталкивает его наружу. Облако начинает сжиматься, если его масса превышает критическое значение - массу Джинса $M_J$. Качественно это видно из энергетики: гравитационная энергия растёт с массой быстрее, чем тепловая, поэтому достаточно массивное (или достаточно холодное и плотное) облако обязано коллапсировать.

Массу Джинса удобно записать через температуру $T$ и концентрацию $n$:

$$M_J \approx 2\,M_\odot \left(\frac{T}{10\ \text{К}}\right)^{3/2} \left(\frac{n}{10^4\ \text{см}^{-3}}\right)^{-1/2}$$

Из формулы видно главное: масса Джинса падает с ростом плотности и резко падает с понижением температуры. Холодная плотная глобула имеет маленькую $M_J$, поэтому даже скромных нескольких масс Солнца хватает, чтобы перевалить порог. Если реальная масса облака $M > M_J$, давление проигрывает гравитации и начинается коллапс.

Рассчитать для своей задачи

Тот же критерий часто формулируют через длину Джинса $\lambda_J$ - минимальный размер возмущения, которое уже не успевает «разгладиться» звуковой волной и начинает расти:

$$\lambda_J = c_s \sqrt{\frac{\pi}{G\rho}}$$

где $c_s$ - скорость звука в газе, $\rho$ - его плотность, $G$ - гравитационная постоянная. Возмущения крупнее $\lambda_J$ неустойчивы и схлопываются. Для понимания, какие движения молекул задают $c_s$, полезен разбор наиболее вероятной скорости молекул газа.

Что запускает коллапс глобулы

Сама по себе глобула может висеть в почти устойчивом состоянии долго: она находится на грани, когда давление едва уравновешивает гравитацию. Чтобы перевести её в коллапс, нужен толчок - внешнее воздействие, которое чуть-чуть сожмёт облако или добавит ему массы:

• ударная волна от близкой вспышки сверхновой;
• давление излучения и звёздный ветер от соседних горячих звёзд (часто это видно по «хвосту» глобулы, направленному от звезды);
• столкновение двух облаков или прохождение спирального рукава Галактики.

После толчка плотность в центре растёт, масса Джинса падает ещё сильнее, и процесс становится самоподдерживающимся: чем плотнее, тем легче сжиматься дальше. Это называют убеганием - runaway-коллапсом. Центральная часть схлопывается быстрее краёв, и в середине формируется горячее ядро.

Важно, что глобула почти никогда не сжимается строго целиком и одновременно. Внешние слои поначалу отстают, и облако сначала «теряет опору» в самом центре. Поэтому реальная картина коллапса - это волна сжатия, бегущая от ядра наружу: вещество слой за слоем срывается и падает к центру, а наблюдатель в радиолиниях видит характерный профиль с подающим в инфалл газом. Скорость свободного падения задаётся только плотностью и не зависит от размера: $t_{ff} \approx \sqrt{3\pi / (32 G \rho)}$, и для типичной глобулы это сотни тысяч лет.

Рождение протозвезды внутри

Когда центральная область сожмётся достаточно, она перестаёт быть прозрачной для собственного теплового излучения: энергия больше не уходит свободно, температура и давление в ядре растут. Так возникает протозвезда - ещё не звезда (термоядерные реакции не идут), но уже самостоятельный гравитационно связанный объект, окружённый падающей оболочкой и диском.

Дальше протозвезда продолжает аккрецировать вещество из остатков глобулы и медленно сжиматься. Когда температура в центре достигает примерно $10^7$ К, загорается термоядерное горение водорода, и объект выходит на главную последовательность - становится нормальной звездой. Часть вещества глобулы при этом разлетается с биполярными джетами и звёздным ветром, очищая окрестности. Так чёрная клякса глобулы Бока за сотни тысяч лет превращается в молодую звезду с протопланетным диском.

Частые ошибки

• Считать, что глобула Бока светится сама. В видимом диапазоне она тёмная - мы видим силуэт, потому что пыль поглощает свет фоновых объектов.
• Путать массу облака с массой Джинса. Коллапс идёт при $M > M_J$; сама $M_J$ - это порог, зависящий от температуры и плотности, а не масса конкретного облака.
• Думать, что протозвезда уже звезда. В протозвезде термоядерные реакции ещё не идут, она светит за счёт сжатия и аккреции, а не синтеза.
• Игнорировать роль температуры. Масса Джинса растёт как $T^{3/2}$: тёплое облако той же плотности устойчиво, холодное - нет. Именно холод (10 К) делает глобулу склонной к коллапсу.
• Считать коллапс мгновенным. От толчка до загорания звезды проходят сотни тысяч лет; глобула долго балансирует на грани устойчивости.

FAQ

Чем глобула Бока отличается от обычной туманности? Туманность чаще светится (эмиссионная) или отражает свет (отражательная), а глобула Бока - это плотный тёмный сгусток, который свет поглощает. Глобулы заметно компактнее и холоднее диффузных облаков и являются непосредственными «заготовками» звёзд.

Всегда ли в глобуле рождается звезда? Нет. Часть глобул устойчива и может рассеяться под действием излучения соседних звёзд раньше, чем начнётся коллапс. Звезда загорается только если масса облака превышает массу Джинса и есть толчок, запускающий сжатие.

Сколько звёзд получается из одной глобулы? Чаще одна или двойная система, но крупная глобула может фрагментироваться на несколько ядер и дать небольшую группу звёзд. Число фрагментов задаётся тем, на сколько джинсовых масс делится облако при сжатии.

Коротко

Глобула Бока - это холодное (около 10 К) плотное облако газа и пыли размером в доли парсека, видимое как тёмный силуэт из-за поглощения света пылью. Её судьбу решает критерий Джинса: если масса облака превышает массу Джинса $M_J$, гравитация побеждает тепловое давление и начинается коллапс. После внешнего толчка сжатие становится самоподдерживающимся, в центре формируется протозвезда, а затем - при $10^7$ К в ядре - загорается термоядерное горение и рождается звезда. Так чёрная клякса на фоне туманности оказывается одним из самых наглядных мест звездообразования в Галактике.