Gwiazda się rodzi czyli pożar galaktyki

Wiemy już dziś (teoretycznie przynajmniej), jak zamienić ołów w złoto: wystarczy obłuskać zeń trochę elektronów, protonów i neutronów, a niechybnie zabłyśnie żółtawo ku chwale naszej Nauki. Gdyby ktoś jednak zwrócił się do tejże Nauki z żądaniem recepty na wytworzenie paru — niby też złotych — punkcików w skarbnicy niebieskiego firmamentu — odejdzie z niczym. Złoto — owszem, powiada Nauka, ale gwiazdki z nieba na razie nie będzie. Najbardziej porywczy konsumenci wiedzy popularnej (tacy, co to lubią, by im podać WSZYSTKO za jednym zamachem) mogą przerwać w tym miejscu czytanie i wznowić je za kilka (-dziesiąt?) lat, kiedy procesy gwiazdotwórcze będą jednym z klasycznych działów astronomii. Cierpliwych i mniej wybrednych zapraszam już dziś na skromną degustację, na której skosztujemy i tego, co zachowując pewne wartości odżywcze zdążyło się już nieco zleżeć, i tego, co zebraliśmy przed chwilą na tyle zachłannie, że nie bardzo jeszcze wiemy, czy w ogóle można to coś komukolwiek podawać.

Jeśli niebem nazwiemy to, co jest między gwiazdami (a chyba nikt nie zaprotestuje przeciwko takiej definicji) — możemy z całą odpowiedzialnością stwierdzić, że gwiazdy powstają z nieba i że domaganie się gwiazdki z nieba od nauki wcale nie musi być absurdalną zachcianką. Chcąc zrobić coś z czegoś wypada się najpierw rozeznać w zasobach materiałowych. Przystępując do produkcji gwiazd powinniśmy zatem zacząć od inwentaryzacji naszego niebieskiego budulca. Między gwiazdami znajdziemy wiele różnych rzeczy, ale najczęściej będziemy napotykać na rzecz najmniej przydatną: pustkę. Co stwierdziwszy zyskamy należyte wyobrażenie o kalibrze czekającego nas zadania. Tę oto pustkę (właściwie — prawie pustkę, ale nie będziemy się chyba kłócić o jakieś drobne „ułamki” atomu w całkowicie poza tym pustym centymetrze sześciennym) musimy zagęścić trylion trylion trylionów razy, odpowiednio przy tym podgrzewając (już tylko parę milionów razy) i dbając cały czas o to, by się nam ta przyszła gwiazda z odpowiednią prędkością obracała. Jeśli chcemy dodatkowo otrzymać kilka obiegających ją planet — zadanie komplikuje się jeszcze bardziej.

„Ułamki” atomu w 1 cm³ i temperatura kilkudziesięciu kelwinów to typowe średnie statystyczne, nie dające właściwie żadnego wyobrażenia o istocie rzeczy. W naszym przypadku jest nią niejednorodność ośrodka międzygwiazdowego. Decyduje o niej wiele różnych czynników, wśród których niebagatelną — jeśli nie wręcz główną — rolę odgrywają groźnie brzmiące niestabilności termiczne. Wiejąca od tych pojęć groza jest oczywiście pozorna: chodzi tu po prostu o to, że w pewnych warunkach przy wzroście gęstości materii międzygwiazdowej bardzo szybko rośnie jej zdolność do wyświecania energii w zakresie radiowym i w podczerwieni. Ponieważ dopływ energii (głównie promieniowanie kosmiczne i wysokoenergetyczne promieniowanie elektromagnetyczne) jest stały, temperatura ośrodka określająca równowagę między dopływem i odpływem energii ustala się na coraz to niższym poziomie. Jest to jedyna chyba sytuacja, w której sprężanie (można chyba tak nazwać działanie zmierzające do zwiększenia gęstości ośrodka międzygwiazdowego złożonego w głównej mierze z gazu) prowadzi nie do wzrostu, lecz do spadku temperatury sprężanej substancji. Spadek ten jest przy tym tak duży, że próba sprężenia kończy się… spadkiem ciśnienia. Wszystko to dzieje się przy stale rosnącej gęstości, jednak tylko do pewnej jej wartości granicznej, powyżej której, pomimo malejącej nadal temperatury, ciśnienie zaczyna ponownie rosnąć. Jeśli — w najprostszym założeniu — przyjmiemy, że w całym ośrodku międzygwiazdowym panuje jednakowe ciśnienie, to opisana niestabilność spowoduje jego rozpad na dwie tzw. fazy: rzadką i stosunkowo gorącą oraz gęstą i chłodną. W rzeczywistości sprawy są bardziej skomplikowane i autorzy współczesnych teorii ośrodka międzygwiazdowego doliczają się w nim aż siedmiu różnych faz o temperaturach od kilku do kilku milionów kelwinów. Tak więc, ograniczając się nawet do rozważań teoretycznych i nie siągając po lunetę, musimy się pogodzić z niejednorodnością ośrodka międzygwiazdowego, który w tym pierwszym przybliżeniu powinien nam się ukazać jako spokojny przestwór zawierający pewną ilość równie łagodnych, dość gęstych obłoków, które z racji tej łagodności można by porównać do ziemskich cumulusów. Zgodnie z teorią obłoki te mają się składać głównie z wodoru neutralnego, oznaczanego powszechnie symbolem H I. Badania rozkładu wodoru neutralnego potwierdzają w pewnym sensie teorię: tworzy on rzeczywiście szereg obłoków, układających się nadto w coś, co od biedy przypomina (ale nie wszystkim) zarys ramion spiralnych. Obłoki te nie są jednak ani łagodne, ani nie znajdują się w spokojnym przestworze. Ośrodek międzygwiazdowy daleki jest od stanu idyllicznej równowagi ciśnieniowej; najbliższy skojarzeniowo byłby dlań chyba obraz silnego frontu atmosferycznego i związanych z nim kłębiących się chmur burzowych. Takie energiczne, a nie podtrzymywane ruchy nie mogą trwać w nieskończoność, tak więc dla kłębienia się (lub — fachowo mówiąc — dla turbulencji ośrodka międzygwiazdowego) trzeba znaleźć jakieś zasilanie. Energia owych chaotycznych ruchów bierze się więc z wybuchów supernowych, z wiatrów gwiazdowych i wreszcie (ale to tylko hipoteza) z ruchu obrotowego Galaktyki. Cały ten galimatias jest na szczęście ograniczony do odległości nie większych, niż 200–300 parseków (pc) od płaszczyzny Galaktyki. Wyżej wodoru neutralnego praktycznie nie ma, co nie znaczy jednak, że panuje tam bezruch. W owym cienkim dysku obłoki H I bynajmniej nie są rozmieszczone równomiernie, lecz tworzą charakterystyczny dla galaktyk spiralnych pierścień: w dużych odległościach od środka Galaktyki jest ich dużo, a w małych (bliżej niż 4 kpc od centrum) nie ma ich prawie wcale. W okolicach pośrednich (4–8 kpc od centrum) liczba obłoków na jednostkę powierzchni dysku rośnie w miarę zbliżania się do peryferii Galaktyki. Nie znaczy to jednak, że tam, gdzie jest mniej wodoru neutralnego, próżnia międzygwiazdowa jest bardziej doskonała! Bliskie okolice centrum Galaktyki rzeczywiście robią wrażenie dość dokładnie „wysprzątanych”, lecz już nieco dalej, między 4 a 8 kpc od centrum, gęstość materii międzygwiazdowej gwałtownie wzrasta, by znów opaść poza orbitą Słońca. W obszarach o maksymalnej gęstości głównym składnikiem materii międzygwiazdowej jest wodór cząsteczkowy H_>2, który do niedawna nie mógł być w ogóle obserwowany z Ziemi, a i teraz jeszcze jego obserwacje są i niezbyt liczne i mało dokładne. Podobnie H I, tworzy on obłoki nazywane już zwyczajowo molekularnymi, w których oprócz wodorowej odkryto już kilkadziesiąt innych cząsteczek. One to właśnie, a przede wszystkim najczęściej spotykany i najłatwiejszy do zaobserwowania tlenek węgla (CO), pozwoliły na dokonanie pośrednich badań rozkładu wodoru cząsteczkowego. Swoją drogą — kto by się spodziewał, że tak pożytecznym w astronomii okaże się… czad?

Obserwacje CO i innych cząsteczek (amoniak, formaldehyd) nie dają się łatwo rozszyfrować i wyciągane z nich wnioski co do warunków fizycznych panujących w obłokach molekularnych wcale nie muszą być prawdziwe. Kilka z nich nie ulega jednak wątpliwości. Obłoki molekularne prawie nie występują poza pierścieniem 4–8 kpc od centrum Galaktyki i w odległościach większych niż 100 pc od jej płaszczyzny. Mają niskie temperatury (nie przekraczające 10 K) i bardzo duże jak na ośrodek międzygwiazdowy gęstości dochodzące do miliona atomów na cm³. Największe z nich mają rozmiary rzędu 100 pc (aktualny rekordzista — 170 pc), zaś najmniejsze są tak małe, że można je wykryć tylko w niewielkich odległościach od Słońca (są one skądinąd znane jako ciemne obłoki pyłowe, tzw. globule). Prócz wodoru cząsteczkowego i innych molekuł można w nich znaleźć spore ilości pyłu (do 1% masy) i niewielkie ilości wodoru neutralnego. Nasze informacje o masach obłoków molekularnych są już niezbyt pewne; panuje jednak przekonanie, iż w ekstremalnych przypadkach dochodzą one do miliona mas Słońca. Tak olbrzymich obłoków ma być w Galaktyce kilka tysięcy. Jak się nietrudno domyślić, kłopoty z wyznaczaniem mas obłoków molekularnych biorą się z naszej nieumiejętności przeliczenia „widzialnych” cząsteczek CO (ich liczby też zresztą nie zawsze jesteśmy pewni) na „niewidzialne” cząsteczki H₂. Zaś z problemem masy związany jest ściśle kluczowy w całej tej historii problem statusu dynamicznego obłoków. Jeśli są one rzeczywiście aż tak masywne, na jakie w tej chwili wyglądają, to przy obserwowanych> temperaturach i gęstościach dominującą siłą powinno być w nich nie ciśnienie, lecz samograwitacja. Każdy taki obłok powinien się natychmiast zacząć kurczyć (kolapsować) pod wpływem własnego przyciągania. Mogłaby go przed tym uchronić dostatecznie silna turbulencja wewnętrzna, ale łatwo można się przekonać, że bez nieustannego wzbudzania musiałaby ona niemal błyskawicznie zaniknąć. Szerokie linie emisyjne tlenku węgla świadczą o szybkich ruchach wewnętrz obłoków. Czy ruchy te są uporządkowanym kurczeniem się, czy chaotycznym kłębieniem — nie wiadomo. Ponieważ wszystko — to jest cała teoria — wskazuje na to, iż raz rozpoczętego kolapsu nie można już zatrzymać przed osiągnięciem gęstości i temperatur panujących we wnętrzach gwiazd — każdy kolapsujący obłok powinien się nieuchronnie zamienić w gromadę otwartą lub asocjację, czy nawet — jeśli jest bardzo mały — w pojedynczą gwiazdę. Jest to argument wysuwany przeciwko interpretacji wspomnianych ruchów w kategoriach kolapsu. Gdyby wszystkie obłoki kolapsowały, to tempo powstawania gwiazd byłoby tysiąckrotnie większe od obserwowanego. Problem: turbulencja, czy kolaps wiąże się z kolei ściśle z ewolucją obłoków molekularnych i z ich średnim czasem życia. Kolaps obłoku trwa niewiele ponad milion lat i chcąc utrzymać stałą liczbę obłoków (nie wiemy, czy rzeczywiście powinna ona być stała, ale nie widzimy powodów, dla których akurat teraz miałoby w Galaktyce być wyjątkowo dużo obłoków) musielibyśmy podać jakiś bardzo wydajny mechanizm ich wytwarzania. Pewne obserwacje pozwalają ocenić średni wiek obłoków kilkoma niezależnymi sposobami; otrzymuje się z nich wartości co najmniej dziesiąciokrotnie większe od czasu potrzebnego do ukończenia kolapsu. Turbulencja zdaje się być nieodzowna, trudno jest jednak wskazać taki mechanizm jej wzbudzania, który działałby efektywnie w skali pojedynczego obłoku. Tak więc nasz problem jest ciągle otwarty i takim chyba pozostanie aż do czasu, gdy rozwój techniki umożliwi znaczne zwiększenie rozdzielczości obserwacji. W każdym razie ostatnio większość specjalistów zdaje się przychylać ku turbulencji. Nie oznacza to oczywiście, iż ktokolwiek odmawia obłokom prawa do kolapsowania: wszyscy wiedzą, że jeśli nie globalnie to częściowo, choćby lokalnie muszą one kolapsować, ponieważ jest to (jak się za chwilę przekonamy) jedyna droga prowadząca do powstawania gwiazd. Wiele obserwacji przeprowadzanych najróżniejszymi metodami (od radiowych poprzez różne zakresy podczerwieni aż do tradycyjnych optycznych) składa się na nasze — nie waham się użyć tego słowa — niezachwiane przekonanie o ścisłym związku genetycznym łączącym obłoki molekularne i gwiazdy. Już przy pobieżnym tylko spojrzeniu na Galaktykę można stwierdzić, że w pierścieniu molekularnym między 4 a 8 kpc od jej centrum znajduje się wyjątkowo dużo gwiazd bardzo młodych. Skąd wiemy, która gwiazda jest młoda, a która właśnie dogorywa, to już zupełnie inna sprawa, do roztrząsania której trzeba by się zabrać w osobnym artykule. W każdym razie wiek większości gwiazd potrafimy określać dość dokładnie. Globalna korelacja położeń gwiazd bardzo młodych i obłoków molekularnych nie oznacza jeszcze więzi genetycznej, ale powielona wielokroć w skali pojedynczych obłoków staje się jej niezbitym dowodem. Wśród zaobserwowanych dotychczas wielkich obłoków molekularnych nie ma ani jednego, w którego bezpośrednim sąsiedztwie nie znalazłyby się gwiazdy bardzo młode. Wniosek, że tam gdzie dziś są gwiazdy, był jeszcze milion (lub coś w tym rodzaju) lat temu tylko kawałek obłoku, narzuca się sam. Jeśli to komuś nie wystarcza, są dalsze argumenty. Otóż można teoretycznie przewidzieć, jak będzie wyglądało widmo zwykłej młodej gwiazdy otoczonej obłokiem. W szczegóły nie warto się wdawać, istotne jest to, że dotrze od niej do nas tylko promieniowanie podczerwone. W prawie wszystkich zbadanych dotychczas wielkich obłokach znaleziono takie właśnie gwiazdowe źródła podczerwieni, czyli zobaczono gwiazdy, które się jeszcze z obłoków nie wydostały. Przewidziano też teoretycznie i zaobserwowano, w jaki sposób nowo powstałe gwiazdy odrzucają nieskolapsowane części macierzystego obłoku. W przypadku gwiazd masywnych dochodzi do tego dzięki rozrostowi otaczających je tzw. zwartych obszarów wodoru zjonizowanego H II. Gwiazdy mniej masywne, których promieniowanie nie może zjonizować obłoku, posługują się natomiast wiatrami gwiazdowymi. Zwarte obszary H II w różnych stadiach ewolucji są często spotykane w obłokach molekularnych; obserwuje się je na falach radiowych. Ubocznym niejako, nie przewidzianym zupełnie przez teorię efektem działalności procesów gwiazdotwórczych są masery międzygwiazdowe często występujące w sąsiedztwie zwartych obszarów H II i źródeł podczerwonych. Efektowne i do niedawna jeszcze całkowicie tajemnicze, także domagają się jednak odrębnego artykułu.

Podsumujmy więc: praktycznie nie ma wielkich obłoków bez sąsiadujących z nimi gwiazd bardzo młodych. Zaś we wnętrzach obłoków obserwuje się takie gwiazdy lub skutki ich oddziaływania z otoczeniem w sposób pośredni: w podczerwieni lub na falach radiowych. Jeśli dodamy jeszcze, że nie ma gwiazd bardzo młodych, z którymi nie sąsiadowałyby obłoki molekularne, to każdy już chyba się zgodzi ze stwierdzeniem, iż gwiazdy powstają w obłokach molekularnych. Wokół gwiazd nieco starszych obserwuje się co najwyżej smętne resztki obłoków (Plejady!), zaś gwiazdy jeszcze starsze są już całkowicie zakonspirowane i próżno szukać wokół nich czegoś, co choćby próbowało przypominać obłok molekularny. Ocenia się, iż do całkowitego odrzucenia (bądź zdysocjowania) resztek materii molekularnej dochodzi zazwyczaj w czasie nie dłuższym niż kilkadziesiąt milionów lat: systematyczne badania nie wykazały żadnych śladów emisji CO wokół gwiazd, które przekroczyły taką właśnie granicę wiekową.

Nie będzie gwiazd, jeśli nie będzie przedtem obłoków molekularnych. Tyle wiemy i to jest właściwie cała nasza wiedza na ten temat. Reszta to domysły. Nie wiemy mianowicie, jak powstają obłoki molekularne, ani co sprawia, że tracą równowagę i zaczynają kolapsować. I o ile można mieć nadzieję, że drugi z tych problemów zostanie niebawem rozwiązany — jeśli nie w ogóle, to przynajmniej w ważkich przypadkach szczególnych — o tyle pierwszy wygląda obecnie zupełnie beznadziejnie. Dopomóc mogą, jak już wspominaliśmy, tylko nowe obserwacje; Wysuwane dziś hipotezy przypisują duże znaczenie ciągle jeszcze dyskusyjnym spiralnym falom gęstościowym, a raczej związanym z nimi frontom uderzeniowym tj. gwałtownym skokom objętości i ciśnienia ośrodka międzygwiazdowego. Zwykły obłok wodoru neutralnego, który dostał się w obręb takiego frontu zostaje zgnieciony tak silnie, że jego gęstość może wzrosnąć nawet trzystakrotnie, zbliżając się do gęstości obłoku molekularnego. Tyle mówią obliczenia. Świetnie, chciałoby się powiedzieć, tylko… te same obliczenia prowadzą do wniosku, że tak sprasowany obłok rozpłynie się w otoczeniu po przejściu przez front i że zostanie z niej co najwyżej mizerna,, choć rzeczywiście dość gęsta resztka. Zgódźmy się jednak na przypisywaną frontom spiralnym rolę i popatrzmy co może się dalej dziać z utworzonymi w nich zgęstkami. Jeśli takich zgęstków jest dużo, mogą między sobą oddziaływać, zlepiać się, bądź wzajemnie rozpraszać; jak to się fachowo mówi — zmieniać widmo mas. Może się okazać, że stan równowagi takich oddziaływań jest osiągnięty wtedy, gdy obłoków małych jest mniej niż na początku i gdy pojawiają się zamiast nich obłoki wielkie. W dziedzinie ewolucji widma mas jest jeszcze bardzo dużo do zrobienia; niemniej dotychczasowe wyniki zdają się taką możliwość potwierdzać. Pozostaje jednak pytanie co z galaktykami, które nie mają ramion spiralnych i towarzyszących im frontów? Czyżby gwiazdy powstawały nielegalnie? Wprawdzie i tam znajdą się zawsze jakieś fronty uderzeniowe, powstające na przykład w trakcie wybuchów supernowych, ale jak miałoby w tych warunkach przebiegać zgniatanie obłoków H I i czy mogłyby się one pozlepiać w wielkie obłoki molekularne, tego nikt nie wie. Nie wykluczone, że jakąś rolę odgrywają tu pola magnetyczne. Wprawdzie na ruchy praktycznie nie zmieniających zjonizowanego gazu obłoków molekularnych raczej nie mogą one wpływać, wpływają jednak z pewnością (choć w trudnym do oceny stopniu) na ruchy obłoków H I i — co za tym idzie — na ich ewolucję.

Gęsty jak na warunki panujące w ośrodku międzygwiazdowym obłok molekularny wymaga jeszcze dodatkowego zagęszczenia o sto milionów trylionów razy. Dopiero wtedy można go nazwać gwiazdą. W obłoku izolowanym jedyną siłą mogącą spowodować zmniejszenie jego rozmiarów (i oczywiście wzrost gęstości) jest samograwitacja. Aby mogła zacząć działać muszą jednak zostać spełnione pewne warunki. Zbiór tych warunków będziemy krótko nazywać „kryterium Jeansa”. Jeśli jest ono spełnione to obłok (słowo obłok jest w tym rozumieniu umowne; może równie dobdze oznaczać część obłoku) kolapsuje, a jeśli nie, to rozpręża się lub pozostaje w stanie równowagi. Oddziaływanie z otoczeniem (wstępne sprężenie obłoku lub odciągnięcie zeń ciepła) może doprowadzić do spełnienia kryterium, które w izolowanym obłoku pozostawałoby niespełnione. Jak się więc wydaje, najprościej jest wywołać kolaps wymuszając go z zewnątrz. I tu jednak sprawa nie przedstawia się jasno; gdyby tak było, prawie wszystkie gwiazdy powinny powstawać w zewnętrznych częściach obłoków, gdy tymczasem często obserwuje się młode gwiazdy w ich głębokich wnętrzach. Wydaje się, iż działają tu dwa różne mechanizmy: całkowicie spontaniczny płynący z globalnej niestabilności obłoku i prowadzący do powstawania gwiazd głęboko ukrytych, oraz wymuszony, płynący z lokalnej niestabilności wzbudzonej przez oddziaływania zewnętrzne. Wydaje się, że za sensownością takiego rozróżnienia przemawia fakt, iż przy powierzchni obłoków częściej powstają gwiazdy masywne. W połączeniu z pewnymi prawidłowościami budowy młodych gromad gwiezdnych, spostrzeżenie to posłużyło ponadto do sformułowania teorii samopowielającego się procesu gwiazdotwórczego. Pierwsze masywne gwiazdy mają według niej powstawać na skraju dużego obłoku molekularnego wskutek działania jakichś czynników zewnętrznych (wybuch supernowej, zderzenie obłoków), po czym ich promieniowanie rozgrzewa, dysocjuje i jonizuje otoczenie wysyłając wgłąb obłoku tzw. front jonizacyjno-uderzeniowy. Pełni on rolę szufli zgarniającej obłok dopóty, dopóki w zagęszczonej w ten sposób warstwie nie wzbudzą się niestabilności spontaniczne i nie rozpadnie się ona na kolejną grupę gwiazd, młodszą od pierwszej o czas niezbędny do zebrania na szufli odpowiedniej ilości materii. Kilka młodych gromad gwiezdnych, tzw. asocjacji OB, ma taką właśnie „grupową” strukturę; przy czym najmłodsze grupy wchodzące w ich skład są jeszcze zazwyczaj ukryte w sąsiadujących z asocjacjami obłokach. Zdobywszy sobie początkowo szeroki rozgłos, hipoteza ta jest obecnie krytykowana za pewne uchybienia wynikłe z nadmiernych uproszczeń. Nie zaproponowano jednak dotychczas nic, co pozwoliłoby objaśnić grupową strukturę asocjacji OB w inny sposób. Obserwuje się natomiast szereg obłoków, w których czynniki wymuszające kolaps dają się łatwo zidentyfikować. Obłok molekularny w Jednorożcu, matkujący asocjacji Mon OB 2, jest wyraźnie atakwany przez pozostałość po wybuchu supernowej noszącej nazwę Pętli Jednorożca. W miejscu zderzenia obłoku z towarzyszącym Pętli frontem uderzeniowym widać wszystko, co towarzyszy aktywnie działającym procesom gwiazdotwórczym. Najbardziej efektywnym śladem tej aktywności jest mgławica emisyjna Rozeta, będąca w rzeczywistości dość już odewoluowanym obszarem H II, który rozrósł się na tyle, że częściowo rozerwał obłok molekularny. Z mgławicą NGC 1333 sąsiadują dwa zderzające się ze sobą oboki molekularne, w których obszary zagęszczone przy zderzeniu wydają się kolapsować. Tam gdzie — jak można się domyślać — obłoki zetknęły się po raz pierwszy, widać grupę młodych gwiazd i obszar H II. Jeszcze inny obłok molekularny jest na naszych oczach zagęszczany przez ekspandującą mgławicę pierścieniową NGC 2359 otaczającą gwiazdę typu Wolfa-Rayeta i czerpiącą energię ekspansji z jej wiatru gwiazdowego. Jak więc widać, istnieje kilka sposobów propagacji raz wzbudzonych procesów gwiazdotwórczych.

Wracając do żartobliwego tonu z początku artykułu, możemy dać już przepis na gwiazdy: żeby dostać ich dowolną liczbę, wystarczy w jednym jedynym miejscu podpalić Galaktykę. To znaczy osadzić w tym miejscu dostatecznie silne źródło energii. Wszystko jedno, czy źródłem tym będzie gwiazda-matka, czy szybko poruszający się obłok, cała Galaktyka zapłonie niezawodnie, o ile będą w niej już obłoki molekularne. Takie właśnie pożary galaktyk były niedawno modelowane na maszynach cyfrowych i mimo elementarnej wręcz prostoty matematyki i fizyki użytej do opisu procesów gwiazdotwórczych, udało się jego autorom uzyskać bardzo interesujące wyniki. Okazuje się np., że dla wytłumaczenia trwałości ramion spiralnych wcale nie trzeba wprowadzać fal gęstościowych: powstają one podczas pożaru o ile tylko modelowana galaktyka się obraca, a ich kształt i ilość zależą od sposobu w jaki się ten obrót dokonuje.

Tak, powiedzą uważni czytelnicy, ale przecież te same fale, które teraz chcemy wyrzucić, miały odgrywać co najmniej znaczną, jeśli nie wręcz główną rolę w produkcji obłoków molekularnych! Rzeczywiście popadamy w sprzeczność. Ale ostrzegałem przed tym uczciwie. Jesteśmy po prostu ciągle jeszcze na etapie pociągania za różne wystające z supła pętelki i szukania tej właściwej, po pociągnięciu której supeł się nieco poluzuje.