КОНДЕНСАЦИИ МЕЖЗВЕЗДНОГО ВЕЩЕСТВА И ЗВЕЗДООБРАЗОВАНИЕ

Из всего предыдущего содержания этой главы следует, что межзвездное вещество крайне неоднородно. Кроме видимых неоднородностей — пылевых и газовых туманностей, существуют невидимые уплотнения, обнаруживаемые или по радиоизлучению (и поглощению), или косвенным путем, например по показателям цвета звезд. Газовые туманности, образующие обширные и довольно плотные области НИ, обла: дают очень высокой температурой, которая отнюдь не способствует дальнейшему их уплотнению. Наоборот, они расширяются и, встречаясь с областями HI, стимулируют их уплотнение, о чем мы уже говорили.

Мы рассматривали по отдельности пылевые и газовые структурные образования нашей звездной системы. Практически они всегда встречаются вместе, образуя сложные газопылевые комплексы, в которых обе составляющие взаимодействуют между собой и с погруженными в них звездами.

Мы видели также, что области HI имеют тенденцию к дифференциации из разреженного водородно-гелиевого субстрата в плотные облака. Образовавшиеся сгущения могут прогрессировать дальше под действием гравитационных сил. Сгущающиеся газ и пыль образуют столь плотное облако, что оно становится непрозрачным и для света и для рентгеновских лучей. В его центре температура падает приблизительно до 10 К, но когда в результате флуктуаций плотности образуются отдельные центры сгущения, каждое из них начинает сжиматься независимо, отдавая потенциальную энергию на разогрев газопылевых масс. Так возникают протозвезды, единичные, если первоначальная масса мала, или их ассоциация, если масса велика (ср. главу IV, § 19). Конечно, в этой контракционной фазе своего развития звезды еще очень холодны и не могут быть наблюдаемы, пока сжатие не зайдет достаточно далеко, а затем в них начнутся термоядерные реакции.

Существенный прогресс в выявлении этих процессов принесло нам широкое исследование инфракрасного излучения космических объектов.

Если наблюдения в оптическом диапазоне позволяли проникнуть лишь через сравнительно разреженные массы пыли, то с помощью инфракрасной техники удается преодолеть очень плотные завесы и тем самым изучать свойства и пыли, и объектов, находящихся внутри таких плотных газово-пылевых сгущений, в том числе объекты низкотемпературные, которые в оптическом диапазоне изучают слишком мало. Заметим, что максимум излучения черного тела, нагретого до 300 К, приходится на длины волн около 10 мкм, до 100 К — на 30 мкм и при 30 К — в области 100 мкм. До последнего десятилетия нам были доступны только газовые объекты, обладающие такой температурой — через наблюдения в радиодиапазоне (сгущения нейтрального водорода HI с помощью линии 21 см и молекулярные облака, в том числе мазерные). Радиоизлучение, так же как и инфракрасное, испытывает лишь незначительное поглощение в пылевых облаках. И в радиодиапазоне ничем не проявляют себя звезды, если они не являются носителями нетеплового излучения, как, например, пульсары. Наоборот, холодные звезды с температурой меньше 3000 К излучают преимущественно в инфракрасной области.

Особенный интерес представляет тот случай, когда у звезды обнаруживается очень большой избыток инфракрасного излучения, иногда во много десятков раз превосходящий нормальное излучение абсолютно черного тела. Такие звезды на самом деле погружены в очень плотные пылевые облака, в которых звездное излучение поглощается, пылинки же разогреваются до 100—300 К и только их излучение доходит, в основном, до наших приборов. Если в такой пылевой оболочке находится горячая звезда, то она ионизует газ в достаточно широкой области вокруг себя, создавая зону НИ. Она далеко отгоняет лучистым давлением пылевые массы, так что пылинки не могут испариться. Здесь же прекращается и ионизация водорода. Таким путем образуется так называемая звезда-кокон, структура которой построена по схеме:

У холодной звезды область НII, очевидно, не образуется.

Можно поставить вопрос: что является здесь первичным — звезда или пыль? Однозначно ответить на этот вопрос трудно, поскольку в форме кокона наблюдаются звезды самых разных типов. Это и новые звезды, и звезды спектральных классов от В до М, а также звезды RV и Т Тельца, R Сев. Короны, бывшая новая Кормы, блиставшая на южном небе в начале прошлого столетия, а сейчас находящаяся на пределе видимости невооруженного глаза, но остающаяся одним из самых ярких инфракрасных объектов неба. Специальное обследование отдельных инфракрасных источников, которые удалось отождествить с оптическими, показали, что из 12 звезд семь являются холодными гигантами, четыре — углеродными, одна — звездой Вольфа — Райе, WC. Многие переменные звезды типа Миры Кита имеют инфракрасный избыток на по сравнению с другими «миридами», что можно приписать пылевой оболочке радиусом 20—30 а. е. с температурой около 1500 К.

Около них находят облака межзвездных молекул, в первую очередь гидроксила и водяных паров, а также молекулы водорода . У каждого класса инфракрасных звезд свой тип взаимодействия с пылью, соседство с молекулярными облаками — обычное явление. Звездный ветер из холодных звезд класса М состоит из частиц газа, которые на известном отдалении могут стать материалом для твердых частиц — силикатов или железосодержащих, а при избытке углерода (у С-звезд) — превратиться в кремний-карбид и графит. Возможность такого превращения проверена экспериментально в лаборатории, но для этого нужны некоторые зародышевые ядра, способ образования которых неизвестен. На уже образовавшихся пылинках происходит оседание молекул и многие из них, в частности , рождаются именно на поверхности пылинок.

В течение лет образуется сперва протозвезда, которая затем выходит на главную последовательность полноценной звездой. Более массивные оформляются быстрее, менее массивные — дольше. Протозвезды воспринимают из окружающей среды газопылевые массы, образующие оболочку с постепенно возрастающей температурой. Далее реализуется уже описанная схема:

В этом случае пылевая оболочка есть часть того первичного вещества, которое избежало конденсации. Уплотняясь под действием расширяющейся от горячей звезды области НII, нейтральные водородные атомы захватывают пылинки и молекулы, чем способствуют образованию новых центров гравитационной конденсации. Если первоначальная масса газопылевого комплекса достигла , то из него могут возникать целые звездные группы, ассоциации или скопления. Возраст звезд, содержащихся в них, не одинаков, не только потому, что более массивные сгущения эволюционируют быстрее, но и потому, что зарождаются они в разное время.

Как мы уже знаем, области НИ излучают в радиоконтинууме в результате свободно-свободных переходов электронов, а также дают дискретное излучение при рекомбинации ионов. Распределение в них радиоизлучения совпадает с распределением инфракрасного излучения 10—20 мкм: убедительное доказательство совместного существования горячего газа и нагретой до 100—300 К пыли.

Размеры мазерных сгущений от 1 до 1000 а. е. Плотность молекул в них или в среднем г/см3, а пыли — в сто раз меньше, т. е. г/см3. Это так много, что огромная поглощательная способность такого облака неизбежна.

Рассмотрим несколько газовопылевых комплексов, в которых сложность и многообразие их проявляются особенно отчетливо.

Туманность Ориона. Мы познакомились с нею как с диффузной туманностью — огромной HII-областью, возбуждаемой четырьмя О—В звездами Трапеции Ориона (OI Ориона). Здесь находится мак симум ионизации, как то показывают радиоизофоты. К северо-западу от Трапеции, на расстоянии Г, находится скопление инфракрасных источников, невидимых в оптическом диапазоне.

Оно совпадает с молекулярным облаком. Около звезды Трапеции находится объект Ней Аллена. Он протяженный (диаметром около ), дает излучение в области 200 мкм и показывает специфическую эмиссию в 10 мкм от силикатных частиц пылевой оболочки. Близко находится точечный объект IRS 4, более холодный. Обе звезды, разделенные угловым расстоянием 3, окружены облаком, излучающим в еще более длинных волнах — 69 мкм; очертания этого облака повторяют очертания области, излучающей в радиоконтинууме с . Температура пыли равна приблизительно 100 К. Это область разреженного HII без резкого перехода к области HI, которая прослеживается в стороне и обладает

Среди дискретных источников, расположенных в туманности и за нею, определяемых только по инфракрасному излучению и мазерной эмиссии ОН и выделяется объект Беклин — Нейгебауэра в области спектра 3—10 мкм. Его температура около 530 К, излучение сильно поляризовано, а диаметр меньше От него в 12" к югу находится небулярный объект Клейнман — с поперечником 30" и температурой 70 К. Его ядро, диаметром более горячее, 200 К. Около всего инфракрасного излучения туманности Ориона исходит от этих источников. С ними совпадает молекулярное облако. В нем находится не менее семи объектов, подобных объекту Весь этот комплекс находится за областью НII. Ни один из объектов типа не обнаруживается в визуальных лучах из-за огромного поглощения: не исключено и значение Предположительно полное излучение звезды достигает

Очень схож с комплексом туманности Ориона протяженный радиоисточник в Персее, связанный с яркой туманностью Здесь наблюдаются все те же компоненты газопылевого комплекса, который скрывает в себе огромную ассоциацию рождающихся О-звезд.

Иными характеристиками обладает область вблизи р Ophiuchi (Змееносца). Это — сложный комплекс пылевых темных облаков, рядом с которыми находится светлая туманность отражательного типа. Встречаются немногочисленные компактные области НИ, в которых, кроме водорода, излучают (в ультрафиолетовой области) при рекомбинации ионы CII. В ближнем инфракрасном диапазоне в этой области было обнаружено 67 точечных объектов, погруженных в пылевые массы, поглощение в которых достигает в визуальной области Их плотность — до тогда как плотность звезд в Плеядах а в скоплении h Персея . Надо полагать, что все эти объекты — действительно звезды, недавно рожденные ( лет). Полагая, что они уже вышли на главную последовательность, их спектры можно оценить от ВЗ до Менее массивные остаются еще протозвездами. Им нужно лет, в течение которых скопление Здесь всюду присутствуют облака из молекул По линиям СО установлены содержание этих молекул в самых плотных сгущениях и температура 30 К.

Вероятно, много больше молекул которые обнаружили себя полосой поглощения в ультрафиолетовом спектре . В далеком инфракрасном диапазоне вокруг наиболее массивных (ярких) инфракрасных звезд найдены протяженные источники диаметром до 2,5. Это — нагретые пылевые оболочки, еще не пошедшие на образование звезд.

Небольшая темная туманность Барнард 5 в Персее оказалась местом рождения по крайней мере четырех звезд. Одна из них окружена пылью с температурой 800 К, вблизи другой . Остальные две являются, по-видимому, звездами Т Тельца. Так малозаметным образом рождаются маломассивные звезды Главной последовательности (ГП). Конечно, для того чтобы стать гнездом для рождающихся звезд, газопылевые облака должны существовать достаточно долго, а это определяется их включением в общую динамику Галактики и кинематикой с возможными встречами друг с другом (приблизительно один раз в лет). Важно также соотношение между уже образовавшимися звездами и плотностью газа и пыли. При некоторых условиях процесс рождения и первоначальной эволюции идет автоматически, как результат взаимодействия между протозвездой и окружающим веществом. Он приводит к конденсации звезды ГП с массой от 0,1 до 15—20 масс Солнца и более. Остатки облака могут существовать еще десятки миллионов лет.

Но если сконденсировалась масса порядка , то новорожденная звезда обладает большой светимостью, благодаря чему она легко выделяется как заметный объект на звездном фоне. Горячая ранняя звезда может живо взаимодействовать с остатками породившего ее диффузного вещества, разгоняя последнее своим бурным лучеиспусканием, а также «звездным ветром» — неисчерпаемым потоком корпускул, движущихся со скоростями до 3000 км/с. Этот процесс вследствие длительности его по результатам может соперничать со взрывом сверхновой звезды. Не всегда он заканчивается «в пользу звезды». Как мы видели уже, за туманностью Ориона есть объекты, свет от которых не пробивается через пылевые массы. Другой пример был приведен ранее (с. 318): звезда № 12 из ассоциации VI Лебедя — одна из нескольких молодых звезд, возраст их порядка 106—10е лет. При их образовании первоначальное пылевое сгущение было особенно большим и плотным и за короткое время оно не рассеялось. Молодые горячие звезды своим присутствием как бы определяют спиральные ветви нашей Галактики, равно как и тех спиральных галактик, в которых процесс звездообразования еще свеж, а также некоторых неправильных галактик. По Некоторым причинам, еще не вполне ясным, в жизни галактики могут быть такие эволюционные фазы, когда яркое звездообразование замирает на долгий срок. Но это уже тема звездной астрономии.