Звезды: их рождение, жизнь и смерть

Шкловский Иосиф Самуилович

Набросанный сейчас «сценарий» образования звезд (см. рис. 5.3) позволяет сделать следующие, важные для наблюдательной астрономии выводы:

a. На самой ранней фазе «свободного падения» (для звезд класса О

10⁵ лет) сжимающееся протозвездное облако не наблюдаемо.

b. В течение следующих

10⁴ лет протозвезда может наблюдаться как инфракрасный источник. Никакой компактной области Н II при этом не наблюдается.

c. После того как протозвезда превратилась в звезду, т. е. «села» на главную последовательность, образуется расширяющаяся компактная H II область, окруженная внешним, сравнительно холодным «коконом». Эта фаза также длится около 10⁴ лет.

d. Последняя фаза — следы компактной Н II области (уже «выевшей» внешний «кокон»), окруженной протяженной областью сравнительно малой яркости, длится до миллиона лет.

Хотя положенная в основу расчетов модель, как уже подчеркивалось выше, весьма схематична, основные черты эволюции протозвездных облаков и звезды она, по-видимому, отражает верно, что доказывается ее хорошим согласием с большим количеством наблюдений, выполненных в последнее время, в частности, под руководством Мецгера в Бонне. Следует также не забывать, что расчеты, результаты которых рассматривались выше, относятся к весьма массивным протозвездным

облакам. Можно, однако, предполагать, что для менее массивных звезд доля массы протозвездного облака, не конденсировавшегося в звезду, будет мала. Поэтому внешний «кокон» может и не образоваться и инфракрасное излучение сравнительно горячего внутреннего «кокона» не будет «экранировано».

В какой степени астрономические наблюдения подтверждают набросанный выше сценарий эволюции протозвездного облака? Прежде всего, требует наблюдательного подтверждения основная картина образования групп звезд в темных молекулярных облаках межзвездной среды. Генетическая связь зон Н II (окружающих молодые горячие массивные звезды) и темных молекулярных облаков известна уже давно: достаточно взглянуть на фотографии диффузных туманностей с включенными в них темными пятнами и другими протяженными деталями (см., например, рис. 2.2—2.3). Новейшие наблюдения существенно дополняют эту картину. Так, например, почти от всех зон H II обнаружено излучение в молекулярной линии СО

= 2,64 мм.

Это означает, что там имеется холодный молекулярный газ, являющийся «реликтом» первичного газово-пылевого облака, из которого образовались массивные горячие звезды и «порожденные» ими зоны Н II. В случае, если протозвезды закрыты плотным непрозрачным «коконом», последний переизлучает в инфракрасные кванты все поглощенное протозвездное излучение. Следовательно, измерив мощность инфракрасного источника, можно определить светимость находящейся внутри него невидимой из-за поглощения протозвезды. В ряде случаев мощность компактных инфракрасных источников достигает десятков и сотен тысяч солнечных светимостей, что указывает на наличие массивной протозвезды, которая превратится в звезду спектрального класса О. Следует подчеркнуть, что ассоциации компактных областей H II (представляющих, как было показано выше, более позднюю фазу развития протозвездных оболочек) и инфракрасных источников наблюдаются довольно часто.

Новейшие радиоастрономические исследования в этой области. широко используют наблюдения молекулярной радиолинии СО. В областях HII часто наблюдаются компактные области, в которых интенсивность этой линии повышена. Там находятся, следовательно, плотные конденсации холодного молекулярного газа, окруженные разреженной, горячей средой. Такие конденсации с массой порядка нескольких сотен M

, как правило, ассоциируются со скоплениями молодых звезд.

Так как время гравитационного сжатия массивных протозвезд сравнительно невелико, следует ожидать, что около них имеются остатки газово-пылевого облака, из которого они образовались. Речь идет о «протозвездных оболочках», рассмотренных теоретически выше. В случае, когда звезды классов А и В имеют в своих спектрах наряду с линиями поглощения также линии излучения (класс таких звезд обозначается Ae и Be), можно подозревать, что они являются звездами типа Т Тельца (см. ниже), т. е. протозвездами. И вот, оказывается, что в большинстве случаев такие звезды окружены компактными молекулярными облаками, в которых усилена радиолиния СО

= 2,64 мм. Из наблюдений следует также, что эти «околозвездные» облака значительно плотнее и горячее обычных молекулярных облаков, встречающихся в межзвездной среде. Наличие околозвездных плотных облаков следует также из наблюдений рекомбинационной радиолинии углерода. Дело в том, что радиус зоны H II звезды класса В, находящейся внутри плотного облака, мал, между тем как излученных этой звездой квантов в области длин волн 912 A <

< 1101 A. (граница ионизации углерода) оказывается достаточно, чтобы образовать довольно протяженную зону ионизации углерода, обилие атомов которого в тысячи раз меньше, чем водорода.

 

Рис. 5.4: Кривые поглощения света темным облаком в созвездии Змееносца.

 

Рис. 5.5: Область темной туманности в созвездии Змееносца в большем масштабе.

В ряде случаев современная астрономия имеет прямые доказательства того, что внутри плотных, холодных непрозрачных для видимых лучей облаков межзвездного газа содержится скопление очень молодых звезд или протозвезд. Хорошим примером является известное газово-пылевое облако в созвездии Змееносца, находящееся на расстоянии 160 пс от Солнца. В этом темном облаке в инфракрасных лучах (длина волны 2,2 мкм) в области с линейными размерами

1,5 пс наблюдается около 70 невидимых (из-за поглощения в оптических лучах) звезд. Анализ наблюдений показывает, что распределение этих звезд по светимости (так называемая «функция светимости») такое же, как у молодых звездных скоплений. Эти звезды несомненно являются наиболее яркими членами скопления, «погруженного» в плотное облако. Оказывается, что поглощение света от каждой звезды в облаке значительно больше, чем среднее поглощение в облаке. Это означает, что вокруг каждой звезды имеется довольно плотная оболочка, производящая дополнительное поглощение. Интересно еще отметить, что зависимость этого дополнительного поглощения от длины волны отличается от аналогичной зависимости для общего поглощения в облаке. Отсюда следует, что свойства пылинок в протозвездном облаке (например, их размеры и химический состав) отличаются от «средних». На рис. 5.4 приведены кривые поглощения света в облаке Змееносца. Точки дают положения наблюдаемых только в инфракрасных лучах звезд. Подавляющее большинство этих звезд находится внутри сравнительно небольшого квадрата (рис. 5.5). Сплошные линии соответствуют распределению яркости углеродной рекомбинационной радиолинии С 157

, штрих-пунктирная окружность дает положение источника длинноволнового (

= 25 мкм) инфракрасного излучения, находящегося в области, где плотность молекулярного газа максимальна (

10⁶ см³). В этой же области обнаружено некоторое количество очень маленьких радиоисточников,

скорее всего являющихся компактными областями H II. Все описанные выше наблюдательные данные согласованно свидетельствуют о том, что внутри темной туманности в Змееносце находится протозвездное скопление, наиболее массивные члены которого станут звездами спектрального класса В. Это следует из сравнительно большой протяженности области ионизации углерода при отсутствии сколько-нибудь протяженной области Н II. В соответствии с рассмотренными выше результатами теоретических расчетов более массивные протозвезды окружены плотными оболочками — «коконами». Можно ожидать, что через сотню тысяч лет образующиеся в этом облаке массивные звезды «сядут» на главную последовательность, ионизуют значительную часть облака, тем самым «просветляя» его, и станут наблюдаемыми в оптическом диапазоне. Не следует, однако, забывать, что целый ряд моментов, касающихся эволюции звезд со сравнительно небольшой массой, пока еще далек от ясности.

Остановимся теперь на наблюдательных данных, касающихся гигантских газово-пылевых комплексов, где, как можно ожидать, процесс образования звезд из диффузной межзвездной среды идет особенно интенсивно. Интерпретация обширных рядов относящихся сюда радиоастрономических и инфракрасных наблюдений была выполнена главным образом западногерманскими астрономами под руководством проф. Мецгера. Оказывается, что процесс звездообразования происходит несколько различно в газово-пылевых комплексах, находящихся в спиральных рукавах (см. рис. 5.6) и между ними. Основное различие состоит в том, что в первом случае процесс звездообразования происходит практически одновременно, между тем как во втором он может растянуться на много миллионов лет. Это различие можно объяснить разными условиями в прохождении «волны сжатия», стимулирующей конденсацию облаков межзвездной среды в связи с гравитационной неустойчивостью (см. § 3). Если газово-пылевой комплекс находится в рукаве, сжатие газа в его различных частях происходит почти одновременно, между тем как в изолированных комплексах, находящихся между облаками, волне сжатия требуется много миллионов лет, чтобы пройти через весь комплекс.

Рассмотрим теперь несколько более подробно условия в ближайшем к нам «изолированном» газово-пылевом комплексе, находящемся в созвездии Ориона. Часть этого комплекса давно известна: это знаменитая туманность Ориона (см. рис. 2.3). В этом комплексе можно наблюдать молодые звезды на разных стадиях их эволюции («О—В ассоциация» Ориона), компактные H II области, а также протозвезды, находящиеся в плотном непрозрачном облаке холодного газа. На рис. 5.7 приведено распределение яркости в радиолинии ¹³СО. Это холодное облако видимым образом «разрывает» туманность Ориона (см. рис. 2.3) на две части. Плотность молекулярного газа в облаке очень велика (

5

10⁴ см^{– 3}), а полная масса достигает 2000 M

. Горячие О—В звезды, входящие в ассоциацию Ориона, тянутся на 12° к северо-западу от молекулярного облака, причем возраст звезд непрерывно растет к северо-западу, достигая 10⁷ лет. Любопытно, что в области самой О—В ассоциации радиолиния СО не наблюдается. Это означает, что холодный молекулярный газ, из которого там образовались звезды, был ионизован и рассеян эволюционировавшими звездами. Недалеко от плотного молекулярного облака находится знаменитая «трапеция» Ориона, состоящая из недавно (

10⁵ лет) образовавшихся горячих звезд, в то время как внутри молекулярного облака звезды только начали образовываться.

 

Рис. 5.6: Распределение газово-пылевых комплексов в Галактике.

К югу и к северу от молекулярного облака находятся яркие компактные области Н II. В области двух максимумов яркости линии СО, соответствующих самым плотным частям молекулярного облака (n_H2

2

10⁶ см^{– 3} с массой

200M

), наблюдаются источники длинноволнового инфракрасного излучения. Один из таких источников — это знаменитый инфракрасный объект Клейнмана — Лоу. Внутри таких относительно протяженных (

1

) источников длинноволнового инфракрасного излучения обнаружены «точечные», судя по спектру значительно более «горячие», источники, связанные скорее всего с протозвездными оболочками. В частности, внутри компактной инфракрасной туманности Клейнмана — Лоу находится «только что севшая» на главную последовательность звезда, причем сейчас можно наблюдать ее внутренний и наружный «коконы». Например, у яркого «точечного» источника, находящеюся внутри туманности Клейнмана — Лоу, были обнаружены инфракрасные линии водорода (серия Бреккета), доказывающие, что там имеется очень маленькая (r = 5

10¹⁴ см или

30 астрономических единиц) Н II область с плотностью n_e

3

10⁵ см^{– 3}. Почти наверняка эта «сверхкомпактная» Н II область представляет собой обращенную к звезде часть внутреннего «кокона». Внутри других инфракрасных туманностей (скорее всего — внешних «коконов») находятся менее массивные протозвезды. Сейчас уже можно утверждать, что спустя сотню тысяч лет на месте нынешнего плотного молекулярного облака в Орионе будет наблюдаться еще одна деталь находящейся в этой области неба большой ассоциации. Таким образом обосновывается картина волны сжатия вещества в газово-пылевом комплексе размером в

100 пс, распространяющейся со скоростью

10 км/с и на своем фронте стимулирующей процесс звездообразования. Первопричиной возникновения такой волны может быть, например, сильная ударная волна, образовавшаяся в межзвездной среде во время вспышки сверхновой звезды (см. § 16).