Одной из проблем современной астрономии является неспособность теорий звездообразования объяснить рождение гигантских светил. В стандартном рецепте рождения звезды она появляется в глубинах крупного облака молекулярного водорода – основного ингредиента в данном процессе. Этот газ – самый холодный из всех других форм, которые можно найти между звездами Млечного пути. Благодаря низкой температуре молекулы в облаке имеют небольшую скорость и их движение управляется гравитацией, которая пытается все облако стянуть к его центру, самой плотной части. Именно там материя, постепенно скапливаясь и сближаясь, переходит предел массы, после которой начинается термоядерный синтез. Происходит рождение звезды.

Описанная схема работает очень хорошо для звезд вроде нашего Солнца. Однако если ее применить к звезде, превышающей нашу массой в десять раз, начинаются проблемы. При росте ядра звезды, имеющей серьезные намерения по части своей массы, вместе с этим возрастает и ее температура. При нагреве от 10 Кельвинов, типичных для молекулярного водорода, создающего звезду, до 100 Кельвинов, газ более не может притекать на звезду, и ее рост прекращается. Лишняя температура поверхности также означает, что звезда начинает излучать больше тепловой энергии и окружающий ее газ, который мог быть использован ею, сдувается.

Хорошим способом обойти такую проблему можно считать изначально крупное ядро. Заметное увеличение массы ядра в начале процесса роста звезды позволит ей набрать большую массу до того, как температура повысится до критического значения. Однако для образования очень тяжелого ядра молекулярное облако должно иметь плотность, превосходящую наблюдаемую в таких облаках. Откуда же взять крупное ядро? Что, если использовать два обычных облака, столкнувшихся в плотном рождающемся звездном скоплении?

Хотя столкновение двух облаков газа не кажется особенно драматическим явлением, при этом создастся облако с намного большим, чем у двух начальных, давлением, и таким образом можно получить намного больше газа, который под действием собственной массы и родит большое ядро звезды. При таком дополнении к теории логично возникает вопрос о частоте столкновений облаков газа. В плотных условиях молодых звездных скоплений, где обычно и рождаются звезды, такие явления не должны быть удивительными, но при этом наблюдаются они с Земли очень редко.

Этот недостаток наблюдений удалось изменить при открытии уникальных звездных скоплений, в которых десятки тысяч звезд оказываются заключенными в объеме, в десять раз меньшем, чем в типичном скоплении в тем же числом светил. Для того, чтобы такое большое число звезд успело родиться и своим излучением не разогнало исходный материал, начальная плотность облака должна быть очень высокой. Открытие, связанное с рождением гигантских звезд, сделал в тесном скоплении Ясуо Фукуи, сотрудник Нагойского университета. В четырех скоплениях он обнаружил по паре облаков, движущихся навстречу друг другу со скоростями выше 20 км/с. На такой скорости газ облаков, столкнувшись, создает ударную волну, из-за которой плотность возрастает достаточно, чтобы привести к рождению массивного объекта. Фукуи и его коллеги заключили, что наблюдаемое явление и есть то необходимое для звезд-гигантов столкновение и такие процессы объясняют и существование плотных звездных скоплений. Хотя это открытие прочно закрепляет позиции теории столкновения облаков газа в области исследования столкновений звезд, четырех примеров мало, чтобы объяснить образование всех массивных звезд в нашей галактике. Чтобы увереннее доказать свою правоту и ведущую роль столкновений в рождении гигантских звезд и очень плотных скоплений Фукуи обратился в нескольким пузырям газа, которые распространяются в плоскости Млечного пути.

Открытые с помощью инфракрасной обсерватории Спитцер, эти облака делятся на слои, полные газа. Считается, что эти пузыри созданы мощным солнечным ветром, исходящим от большого числа массивных звезд в звездном скоплении в центре каждого пузыря. У такого подхода, однако, есть ряд серьезных недостатков. Так, столь мощные солнечные ветры могут быть созданы только очень массивными звездами, которых в центрах пузырей мы видим мало. Далее, в центрах пузырей наблюдается пыль, которая должна сдуваться ничуть не хуже, чем газ. Наконец, трехмерные пузыри не должны иметь заметную слоистую структуру. Для этого они должны иметь не только особенные условия образования, но и угол наблюдения. Последнее маловероятно выполняется для сотен пузырей, которые мы видим из одной точки – Земли.

Этот внушительный набор неувязок подвиг Фукуи изучить 52 пузыря. При этом оказалось, что хотя в центре пузыря нет массивных звезд, они находятся на его границе. Более того, в половине случаев изученных пузырей они оказались связанными с двумя облаками газа, из которых произошли. Выходит, пузыри тоже могут рождаться при столкновении газовых облаков, но что тогда заставляет их принимать свои формы? Простое объяснение найти трудно, однако компьютерное моделирование показало, что пузыри со слоистой структурой действительно могут образоваться при столкновении, но при этом облака должны быть сильно разного размера, в этом случае сталкивающиеся массы закручиваются и оставляют в результате наблюдаемые кольца. Включение пузырей в исследование позволило получить оценку частоты образования звезд-гигантов в Млечном пути, основываясь на массах звезд на границах пузырей и их скорости. Эта оценка оказалась близкой к наблюдаемой частоте рождения гигантов.