Звезды: их рождение, жизнь и смерть

Шкловский Иосиф Самуилович

 

Рис. 5.7: Радиоизофоты линии СО в туманности Ориона.

 

Рис. 5.8: Радиоизофоты центральной части комплекса W 3.

 

Рис. 5.9: Радиоизофоты компактной области Н II в комплексе W 3.

Рассмотрим теперь особенности процесса звездообразования в гигантских газово-пылевых

комплексах, находящихся в спиральных рукавах. В качестве примера рассмотрим комплекс W 3 (см. рис. 2.4). Здесь насчитывается несколько компактных Н II областей, каждая из которых ионизуется своей горячей массивной звездой или протозвездой. Полная мощность теплового радиоизлучения от этого гигантского комплекса в несколько десятков раз больше, чем от комплекса в Орионе. На рис. 5.8 приведены радиоизофоты центральной части комплекса W 3, полученные на волне 6 см с рекордным угловым разрешением 2

. Кресты обозначают положение инфракрасных звезд, кресты с точками — мазерных ОН и Н₂О источников, а звездочки обозначают оптически наблюдаемые звезды. Изображенные на этом рисунке зоны H II окружены холодным неионизованным газом. На рис. 5.9 приведены изофоты компактной H II зоны, находящейся в W 3, полученные с очень высоким угловым разрешением (0

,65, т. е. лучше, чем оптические фотографии) на волне 2 см. Линейные размеры области, наполненной ионизованным газом с плотностью

10⁵ см^{– 3}, всего лишь около одной сотой парсека, а масса M = 4

10^{– 3}M

. Этот ионизованный газ погружен в темное газово-пылевое облако («кокон»), радиус которого в

10 раз превосходит радиус находящейся внутри зоны Н II, что следует из наблюдений радиолинии СО в данной области. Крестиками на рис. 5.9 помечены находящиеся внутри компактной зоны Н II мазерные источники ОН. На рис. 5.10 приведены изофоты на волне 6 см, полученные для большей области с худшим разрешением (4

). Кроме изображенной на рис. 5.9 компактной Н II области «А» видны еще по крайней мере четыре менее яркие компактные области Н II, внутри которых находятся менее массивные протозвезды.

 

Рис. 5.10: Радиоизофоты компактных областей Н II в комплексе W 3 на волне 6 см.

Приблизительно такая же картина наблюдается во всех исследовавшихся газово-пылевых комплексах. Во всех случаях мы наблюдаем характерные комбинации компактных Н II, СО и инфракрасных источников, полностью подтверждающих картину конденсации протозвезд из газово-пылевой среды, обрисованную выше. Остается еще сказать несколько слов о месте мазерных источников ОН и Н₂О в набросанной картине звездообразования. Кое-что об этом говорилось уже в конце § 4, где было обращено внимание на тесную связь между ОН мазерами I класса и компактными зонами Н II. Хороший пример такой связи изображен на рис. 5.9. Недавно установлено, что с точностью 1

мазеры ОН совпадают с компактными зонами Н II. Анализ этой связи позволяет сделать вывод, что когда размеры расширяющихся компактных зон Н II достигают

,1 пс, около них уже нет мазерных источников ОН. Учитывая скорость расширения компактных зон Н II (

10 км/с), можно отсюда сделать вывод, что возраст космических мазеров ОН не превышает 10⁴ лет. Так как при достижении зоной Н II размеров

,1 пс плотность молекулярного газа в протозвездной оболочке будет

10⁵ см^{– 3}, естественно сделать вывод, что мазеры ОН работают при плотности

10⁶ см^{– 3} и температуре

100 К, причем они располагаются снаружи от ионизованного фронта. Интересно отметить, что в отличие от мазеров ОН мазеры Н₂О не совпадают с компактными зонами H II. Похоже на то, что такие «водяные» мазеры ассоциируются с более ранним этапом эволюции протозвездного облака, когда компактная зона H II еще не образовалась. По-видимому, плотность газа в области генерации «водяных» мазеров

10⁹ см^{– 3}, а температура

10³ К, что соответствует внутренней части внутреннего «кокона». Возможно, мазер Н₂О есть самый ранний указатель образования протозвезды из конденсирующегося протозвездного газово-пылевого

облака.

Так обстоит дело с наблюдениями протозвездных оболочек на разных этапах их эволюции. Наряду с этим в настоящее время имеется наблюдательный материал для протозвезд, находящихся в стадии конвективного сжатия. Вот уже свыше 30 лет астрономам известен очень интересный класс звезд, заслуживший по имени их типичного представителя название «звёзды типа Т Тельца». Это, как правило, холодные звезды, быстро и беспорядочно меняющие свой блеск. Все говорит о том, что их атмосферы охвачены бурной конвекцией. Характерной особенностью звезд типа Т Тельца является наличие в их спектре линий поглощения лития, которого там должно быть в сотни раз больше, чем в солнечной атмосфере. Это может означать, что в недрах таких звезд еще не наступили первые ядерные реакции, ведущие к «выгоранию» легких элементов. Звезды типа Т Тельца всегда наблюдаются группами, получившими название «Т-ассоциаций». В таких ассоциациях наблюдается скопление плотных облаков газово-пылевой межзвездной среды, в которую звезды типа Т Тельца буквально погружены. Часто (но не всегда) Т-ассоциации совпадают с О-ассоциациями, т. е. группами заведомо молодых массивных горячих звезд. На диаграмме Герцшпрунга — Рессела звезды типа Т Тельца располагаются выше главной последовательности. Это вполне объяснимо, если считать их протозвездами на стадии конвективного сжатия: более массивные протозвезды, эволюционирующие в звезды О и В, достигают главной последовательности скорее, в то время как менее массивные протозвезды, наблюдаемые как объекты типа Т Тельца, эволюционируют значительно медленнее.

В спектрах звезд типа Т Тельца часто наблюдаются линии излучения водорода, ионизованного кальция и некоторых других элементов. Анализ условий образования этих линий позволяет сделать вывод, что в наружных слоях атмосфер этих звезд температура растет с высотой. Это похоже на ситуацию в верхних слоях солнечной атмосферы, где температура растет с высотой из-за нагрева механической энергией движения солнечного вещества.

Все это указывает на то, что звезды типа Т Тельца охвачены быстрыми конвективными движениями, т. е. их наружные слои действительно «кипят». По-видимому, существенная часть поверхности этих звезд покрыта пятнами с сильными магнитными полями и характерными для них конвективными движениями.

Другой интересной особенностью спектров звезд типа Т Тельца является наличие там компонент линий поглощения, смещенных в синюю сторону. Это указывает на непрерывный выброс вещества с их поверхности, достигающий

10^{– 7} солнечной массы в год. Отсюда следует, что пока такие звезды «сядут» на главную последовательность, они потеряют значительную часть своей первоначальной массы. Это опять-таки объясняется мощными турбулентными движениями, которыми охвачены такие звезды. Поток кинетической энергии облаков газа, выбрасываемых звездами типа Т Тельца, составляет значительную часть (10—20%) их потока излучения. Все эти факты дают серьезные основания считать звезды типа Т Тельца стадией Хаяши эволюции протозвезд.

Сказанное выше относится к эволюции протозвезд, масса которых меньше солнечной. Для более массивных протозвезд эволюция на заключительной стадии имеет свои особенности. Оказывается, что еще до того, как они «сядут» на главную последовательность, перенос энергии путем конвекции заменится «лучистым» переносом. Это объясняется более-быстрым ростом температуры в недрах таких звезд, что, в частности, приводит к уменьшению непрозрачности их вещества (см. часть II). Как следствие такой смены режима переноса энергии, эволюционный трек протозвезды довольно круто повернет налево, т. е. продолжая сжиматься, звезда будет сохранять почти неизменной свою светимость, следовательно, ее температура будет все время расти. На рис. 5.12 представлены теоретически рассчитанные эволюционные треки протозвезд разной массы, где этот эффект проявляется с большой наглядностью. Им, в частности, объясняется то обстоятельство, что среди звезд типа Т Тельца наблюдаются не только холодные объекты с температурой

3500 К, но и значительно более горячие.

Представляет очевидный интерес рассмотрение самых ранних стадий эволюции Солнца.

Такие расчеты были выполнены в 1980 г. Исходным пунктом этих вычислений является выделение из первичного газово-пылевого комплекса «протозвездного» облака с массой, близкой к массе Солнца, которое под действием гравитационного притяжения составляющих его частиц сжималось к центру со скоростью свободного падения. В процессе такого сжатия резко возрастала плотность в центральной части облака. Когда облако стало непрозрачно к собственному инфракрасному излучению, температура центральной его части («ядра») стала расти — сжимающееся облако стало протозвездой. По мере роста температуры ядра в нем начались процессы диссоциации и ионизации. Однако температура ядра еще не была достаточной для того, чтобы там пошли ядерные реакции.

На наружную поверхность ядра протозвезды с большой скоростью (свободное падение!) падает газ ее сжимающейся оболочки. В процессе торможения этого газа при его столкновении с наружной поверхностью ядра возникает ударная волна и выделяется тепло. Следует заметить, что размеры ядра (

10¹¹ см, т. е. радиус Солнца) в миллион раз меньше первоначальных размеров сжимающегося облака. По мере выпадения газа из облака на ядро масса последнего непрерывно растет. Согласно теоретическим оценкам ежегодный прирост массы ядра составляет

10^{– 5}M

. С ростом массы ядра связан рост его температуры, которая через несколько тысяч лет достигает многих десятков тысяч градусов. Наконец, спустя 20 000 лет после образования ядра его температура превысит 10⁶ К и в нем начнутся первые ядерные реакции превращения дейтерия в гелий. Энергия, выделяющаяся в процессе этой реакции, будет переноситься в наружные слои протозвезды путем конвекции.

 

Рис. 5.11: Схематическое изображение структуры сжимающегося протозвездного облака.

На рис. 5.11 схематически приведена схема структуры сжимающегося протозвездного облака. Эта структура сохраняется в течение всего времени роста массы ядра облака. По мере выпадения газа на ядро размеры наружной протяженной оболочки уменьшаются, а ее температура держится более или менее постоянной. На расстоянии

10¹⁴ см от ядра падающие к центру пылинки нагреваются потоком идущего изнутри излучения. Так образуется поверхность, излучающая инфракрасные кванты. Эту поверхность можно назвать «пылевой фотосферой», излучение которой и наблюдается у инфракрасных звезд. Температура пылинок в этой своеобразной «фотосфере» достигает нескольких сотен кельвинов.