<< 6. Какие звезды рождаются
| Оглавление |
8. Пространство между звездами >>
Где рождаются звезды
|
Астрономы умеют довольно точно определять места, где происходит или недавно происходило рождение звезд. Области звездообразования выдает, как правило, присутствие массивных горячих и ярких звезд. Их век недолог и потому наличие этих звезд есть явное указание на то, что родились они где-то здесь неподалеку за последние несколько миллионов лет. Косвенными индикаторами звездообразования являются ИК излучение пыли, нагретой горячими звездами, а также линии излучения водорода и других элементов, ионизованных этими звездами и образующих вокруг них области HII.
Известным примером такой области является Туманность Ориона, находящаяся от нас на расстоянии около 0,5 кпк (рис. 7.1). Сама Туманность - лишь часть огромного газо-пылевого облака, находящегося позади нее. Сформировавшиеся у ближнего края облака звезды разогрели часть газа и заставили его светиться, создав эмиссионную туманность. Остальная масса холодного газа в оптическом диапазоне не видна.
Как показывают наблюдения в нашей и соседних галактиках, эмиссионные туманности, т. е. облака ионизованного водорода, отмечающие места недавнего звездообразования, распределены по диску галактики не хаотически. Как правило, они сгруппированы в комплексы размером в 200-500 пк. Данные о наиболее крупных комплексах приведены в табл. 7.1.
| Объект | Диаметр, пк |
Масса H II, M  |
Расстояние от Солнца, кпк |
| Галактические | |||
| W 49 A | 150 | 3 104 | 12 |
| h Car | 200 | 4 104 | 2,7 |
| NGC 3603 | 250 | 8 104 | 7,2 |
| W 51 | 200x100 | 4 104 | 6 |
| W 3; 4; 5 | 300x200 | 2 104 | 2,2 |
| Cyg X | 800х600 | 5 104 | 1,5 |
| RCW 102; 104; 106 | 200 | 6 104 | 3,5 |
| G 298-0,3 | 300 | 2 105 | 10 |
| Внегалактические | |||
| 30 Dor (БМО) | 500 | 6 105 | 50 |
| NGC 604 (M 33) | 370 | 7 105 | 800 |
| М 31 А | 250 | 5 104 | 680 |
| М 81 А | 450 | 4 105 | 3500 |
| Таблица 7.1. Гигантские комплексы Н II. |
В нашей Галактике область наиболее интенсивного звездообразования представляет кольцо с внутренним радиусом 3,5 кпк и внешним 6,5 кпк от центра Галактики. Солнце находится еще дальше от центра Галактики, на расстоянии 8 - 10 кпк, поэтому мы наблюдаем "звездное кольцо" снаружи и, к тому же, с ребра. В тех диапазонах электромагнитного излучения, которые не очень чувствительны к межзвездному поглощению, кольцо отчетливо выделяется на фоне Млечного Пути (рис. 7.2). Основные индикаторы молодого звездного населения (остатки массивных сверхновых; ИК излучение пыли, нагретой яркими звездами; гамма-излучение молодых пульсаров) и индикаторы плотного межзвездного газа, готового к звездообразованию (излучение молекул СО; гамма-излучение, рождающееся в плотных облаках) неравномерно распределены вдоль Млечного Пути, а в основном ограничены сектором 60 от направления на центр Галактики.
Изучив это распределение детальнее, мы обнаруживаем, что и внутри "галактического кольца" индикаторы звездообразования распределены не равномерно, а сконцентрированы вдоль нескольких дуг, скорее всего представляющих собою части спиральных рукавов, доступные нашим телескопам. К сожалению, находясь в плоскости Галактики, очень трудно восстановить картину распределения объектов в ее диске: чтобы это сделать, необходимо точно знать расстояние до них. До некоторых объектов расстояние удается измерить: прежде всего это звезды высокой светимости и скопления молодых звезд, а также газовые облака, имеющие тонкие линии излучения в радиоспектре. Но во многих случаях, например, до источников ИК и гамма-излучения расстояние определить невозможно. Поэтому о строении диска нашей Галактики судят, опираясь на наблюдения других спиральных галактик, особенно близких - Туманности Андромеды (М31), Туманности Треугольника (М33), спиралей в созвездии Б. Медведицы (М81 и М101) и др. Во всех случаях выявляется пространственная связь между молодыми звездами и межзвездным газом, особенно с наиболее холодной и плотной его компонентой - молекулярными облаками.
В нашей звездной системе эта связь подтверждается в основном одинаковым распределением по галактической долготе различных индикаторов звездообразования и плотных газовых облаков, наилучшим образом проявляющих себя в излучении молекулы CO (см. рис. 7.2).
К сожалению, Туманность Андромеды повернута к нам почти ребром, и это сильно затрудняет изучение ее пространственной структуры. Значительно интереснее в этом смысле изучать дисковые галактики, повернутые к нам плашмя. Одной из таких систем является сравнительно близкая спираль NGC 6946. Она демонстрирует, что распределение по диску плотных облаков межзвездного газа хорошо коррелирует с распределением областей H II. К тому же ясно видно, что и плотный газ и молодые звезды концентрируются в спиральных рукавах галактики.
Изучая далекие галактики мы не имеем возможности различать их структуру, но иногда это бывает даже удобно. Сравнивая интегральные, т. е. полные потоки излучения от галактики в различных диапазонах спектра, можно сопоставлять между собой ее глобальные свойства. Например, ИК поток пропорционален количеству в галактике теплой пыли, ультрафиолетовый (УФ) поток - числу молодых массивных звезд, поток в линиях излучения молекулы СО - массе холодного плотного газа. Сопоставляя светимость галактик в этих диапазонах, можно понять, как зависит частота рождения звезд от количества межзвездного газа, от типа галактики и прочие любопытные вещи.
В нашей собственной Галактике мы не можем сделать полного обзора всего звездного "хозяйства" - мешает пыль. Но если положиться на данные инфракрасной астрономии, для которой пыль не помеха, а как правило, главный объект наблюдения, то окажется, что 75 % образующихся сейчас в Галактике звезд рождается в ее спиральных рукавах, 15 % - в межрукавном пространстве и 10 % - в районе центра Галактики в области диаметром около 1 кпк. Как видим, три звезды из четырех рождаются в спиральных рукавах, которые занимают сравнительно небольшой объем в галактическом диске (~20%) и совершенно незначительный в Галактике в целом (<1%). Там же, в рукавах расположены наиболее массивные облака молекулярного газа. Их причастность к процессу звездообразования несомненна: группы молодых звезд часто наблюдаются на краю этих облаков либо, по косвенным признакам, в их недрах.
Разумеется, звездообразование не ограничивается "галактическим кольцом": молодые звезды обнаруживаются и в окрестности Солнца и еще значительно дальше от центра Галактики. Правда, условия для звездообразования там не очень подходящие: прежде всего это относится к процессу образования из разреженного межзвездного газа плотных холодных облаков. Но уж если облако сформировалось, то внутри него звезды рождаются так: же, как и в других областях Галактики. Как показали радионаблюдения в линиях излучения молекул СO, Н2O и OН, внешние проявления формирующихся и молодых звезд на расстоянии 20 кпк от центра Галактики такие же, как и вблизи ее центра. Обнаруживаются звезды и в пространстве между галактиками, но вот сформировались они там или были выброшены из галактик - пока неясно.
Еще одна важная особенность процесса звездообразования - это коллективное рождение звезд. При этом типы звездных коллективов могут быть чрезвычайно разнообразными: от двойной звезды до группы звездных скоплений. А в промежутке между этими крайними типами нам встретятся звездные группы и потоки, ассоциации и иерархические конгломераты. Происхождение и жизнь звездных систем - не менее захватывающая тема, чем рождение и жизнь самих звезд. Но мы ограничимся пока знакомством с наиболее типичными из молодых звездных коллективов - звездными скоплениями и ассоциациями.
 | |
| Рис. 7.3. Шаровое звездное скопление. | |
Первые звездные скопления были обнаружены давно, ведь некоторые из них видны даже невооруженным глазом: например, известные скопления Плеяды и Гиады в созвездии Тельца. Сейчас в Галактике зафиксировано более 1,5 тыс звездных скоплений. Из них 150 скоплений относятся к типу шаровых (рис. 7.3) - это очень массивные и старые звездные системы. Всего их в Галактике, вероятно, около 200, и все они родились либо незадолго до, либо непосредственно после формирования самой Галактики, то есть около 15 млрд лет назад.
 | |
| Рис. 7.4. Рассеянное звездное скопление. | |
А остальные многочисленные и чрезвычайно разнообразные по своим характеристикам звездные скопления значительно моложе и называются рассеянными (рис. 7.4). Иногда их называют также галактическими, или открытыми скоплениями (open cluster). Каждое из этих названий отражает одну из характерных черт данных скоплений: они действительно концентрируются вдоль галактической плоскости, и звезды в них расположены не очень плотно, так что скопление выглядит как бы открытым для других звезд и посторонних влияний. В действительности так оно и есть: звезды довольно легко покидают эти скопления, а влияние посторонних гравитационных полей еще больше ускоряет их разрушение. Обычно рассеянные скопления в десятки и даже сотни раз моложе шаровых. Но еще более молоды звездные ассоциации.
В 20-е годы нашего века астрономы выделили на небе несколько группировок горячих звезд, члены каждой из которых имели близкие по величине и направлению-скорости, хотя порою отстояли друг от друга на несколько угловых градусов. Эти горячие звезды спектральных классов О и В не показывали видимой концентрации на небе; размер каждой группировки был больше, чем у обычных звездных скоплений, но генетическая связь между членами каждой группировки была несомненной. Эти разреженные звездные коллективы, содержащие от нескольких десятков до нескольких сотен голубых звезд и имеющие размеры от 15 до 300 пк, были названы ОВ-ассоциациями (см. рис. 7.5 и 7.6). Учитывая, что горячие массивные звезды живут недолго, был сделан вывод о происходящем в Галактике в настоящее время групповом звездообразовании (см. [41, 42]).
Тогда же обнаружили группировки неправильных переменных звезд, относящихся к типу Т Тельца; позже они были названы Т-ассоциациями. В отличие от ОВ-звезд переменные типа Т Тельца являются маломассивными звездами, но также очень молодыми, еще не достигшими главной последовательности, т. е. находящимися на стадии гравитационного сжатия. Все ОВ-ассоциации, как правило, содержат и звезды типа Т Тельца, но встречаются Т-ассоциации без ярких массивных звезд.
Эту закономерность можно объяснить в рамках теории гравитационной неустойчивости. Вспомним формулу (5.3) для критической массы облака: чем больше плотность газа, тем меньше эта масса, а с другой стороны, тем быстрее, в соответствии с формулой (5.1), происходит сжатие облака в звезду. Значит, при наличии уплотнений различного типа первыми должны рождаться маломассивные звезды типа Т Тельца, и только позже появляются массивные ОВ-звезды. Наши рассуждения подтверждаются наблюдениями: в некоторых Т-ассоциациях, лишенных ОВ-звезд, открыты компактные области ионизованного водорода, а также источники ИК излучения, связанные с рождающимися массивными звездами. К тому же, как показывают наблюдения ОВ-ассоциаций, после своего рождения массивные звезды разогревают окружающий газ и делают его непригодным для формирования маломассивных звезд.
В центре звездных ассоциаций нередко находятся плотные звездные скопления. Сама же ассоциация представляет как бы корону скопления, звезды в которой слабо связаны силами тяготения как со скоплением, так и друг с другом. У некоторых ассоциаций обнаружены признаки расширения: их звезды разлетаются из значительно более компактной области, где они сформировались. Приведет ли это расширение к полному разлету ассоциации, зависит от массы находящегося внутри нее вещества, тормозящего разлетающиеся звезды силой притяжения. Скорости движения звезд в ассоциациях измерены довольно точно и составляют порядка 10 км/с. А вот полную массу вещества внутри ассоциации с учетом как звезд, так и газа в различных его формах (молекулы, атомы, ионы) измерить значительно сложнее. Поэтому вопрос о расширении ассоциаций так же сложен, как в космологии вопрос о расширении Вселенной: разбегание как галактик, так и звезд может остановить только гравитация, а вот достаточно ли для этого вещества между ними - могут ответить только дальнейшие наблюдения.
Впрочем, если Вселенная одна, и космологи со временем точно докажут, будет ли ее расширение продолжаться бесконечно или нет, то звездных ассоциаций много и для каждой из них решение будет своим. Одни ассоциации, вероятно, расширяются неудержимо, и их звезды быстро растворятся в галактическом поле (за время 107-108 лет). Другие - более плотные, испытают несколько периодов расширения и сжатия и, наконец, придут в некоторое стабильное состояние. Конечно, и они со временем распадутся под действием взаимных возмущений звезд и посторонних гравитационных возмущений, например, со стороны массивных газовых облаков. Но это потребует большего времени: ~109 лет.
Итак, мы познакомились с местами массового производства звезд, где они изготавливаются большими сериями, -со звездными скоплениями и ассоциациями. Однако в некоторых областях Галактики существует и уникальное производство звезд: возможно, звезды там рождаются поодиночке или небольшими группами. Поэтому давно уже астрономы озадачены вопросом: какой источник звездообразования является главным - кустарный или индустриальный, индивидуальный или массовый? Точно на него ответить удастся не скоро: полный учет всех новорожденных звезд - задача непростая. Пока телескопам доступны лишь самые массивные и яркие звезды, да и то расположенные не далее 3 - 5 кпк от Солнца (не забывайте, речь идет о молодых звездах, лежащих в плоскости галактического диска, где очень много пыли). Появление на свет маломассивных звезд, которых большинство, удается зафиксировать только в непосредственной близости от Солнца: не далее 1 кпк. Что уж тут говорить обо всей Галактике.
И все-таки некоторые оценки сделать можно. Если Галактика более или менее симметрична, и по ту сторону от ее центра все так же, как на нашей половине, то из имеющихся данных можно оценить частоту рождения звездных скоплений и ассоциаций: происходит это приблизительно один раз в 3000 лет, причем скопления и ассоциации рождаются одинаково часто, что косвенно доказывает их генетическую связь. И те, и другие со временем разрушаются и отдают свои звезды в общее галактическое поле (данные о некоторых ассоциациях приведены в табл. 7.2 и 7.3). Массы рассеянных скоплений заключены в диапазоне от 100 до 104 M и в среднем составляют 300-500 M. Ассоциации более массивны, так как нередко включают в свой состав одно или несколько скоплений. Их массы доходят до 105 M, а в среднем, по-видимому, близки к 104 M. Разделив характерную массу системы на частоту формирования таких систем, определим их вклад в частоту рождения звезд в Галактике: рассеянные скопления дают ~(0,1 - 0,2) M/год, а ассоциации ~3 M/год.
| Название | Координаты центра | Расстояние, кпк |
Диаметр | Число звезд, O/B |
Скопления / Звезды, (NGC) |
||
| a (2000,0) d | угловой, ( ) |
линейный, пк |
|||||
| Cas OB4 | 0h28,4m | +62 42' | 2,88 | - | - | 5/12 | 103 |
| Cas OB14 | 0h28,8m | +63 22' | 1,11 | - | - | 0/3 | /c Cas |
| Cas OB8 | 1h46,2m | +61 19' | 2,88 | - | - | 1/10 | 581,663; 654? |
| Per OB1 | 2h14,5m | +57 19' | 2,29 | 6 | 240 | 9/56 | h, c, Per |
| Cas OB6 | 2h43,2m | +61 23' | 2,19 | 8 | 306 | 17/8 | IС 1805 |
| Cam OB1 | 3h31,6m | +58 38' | 1,00 | - | - | 3/9 | 1444? 1502? |
| Per OB3 | 3h27,8m | +49 54' | 0,17 | - | - | - | /a, D Per |
| Per OB2 | 3h42,2m | +33 26' | 0,40 | 8x5 | 56x35 | 1/3 | /x, o, c Per |
| Aur OB2 | 5h28,3m | +34 54' | 3,16 | - | - | 5/3 | 1893, IС 410 |
| Aur OB1 | 5h21,7m | +33 52' | 1,32 | 6x5 | 140x120 | 5/5 | 1912,60; 1931? |
| Gem OB1 | 6h09,8m | +21 35' | 1,51 | 5 | 130 | 4/13 | 2175? /c2 Ori |
| Ori OB1 | 5h31,4m | -2 41' | 0,46 | 16 | 130 | 9/6 | Трапеция /q, b, g, d, e Ori |
| Mon OB1 | 6h33,1m | +8 50' | 0,55 | 14x5 | 135x48 | 1/0 | 2264 /S Mon |
| Mon OB2 | 6h37,2m | +4 50' | 1,51 | 6x4 | 160x110 | 10/7 | 2244 /Звезда Пласкетта |
| CMa OB1 | 7h07,0m | -10 28' | 1,32 | 4 | 92 | 4/3 | 2335,53; 2343? |
| Pup OB1 | 7h54,8m | -27 05' | 2,51 | 4x3 | 180x130 | 7/0 | 2467? |
| Vel OB1 | 8h49,9m | -45 00' | 1,40 | 6x4 | 150x100 | 5/11 | 2659? |
| Car OB1 | 10h46,7m | -59 05' | 2,51 | 2x1 | 90x48 | 6/15 | 3293;IС 2581? |
| Car OB2 | 11h06,0m | -59 51' | 2,0 | 6x3 | 190x90 | 8/6 | 3572, Tr 18 |
| Cen OB1 | 13h04,8m | -62 04' | 2,51 | 6 | 260 | 2/19 | 4755 /c Cru |
| Sco - Cen | 16h | -25 | 0,16 | - | - | - | IС 2602? /a СМа, a Car, a Eri |
| Аra ОВ1 | 16h39,5m | -46 46' | 1,38 | 4,5x3 | 110x70 | - | 6169,93 /m Nor |
| Sco OB1 | 16h53,5m | -41 57' | 1,91 | 1,5x1 | 53x37 | 18/10 | 6231 /x1 Sco |
| Sco OB2 | 16h14,9m | -25 55' | 0,16 | - | - | 0/3 | /a, b1, d Sco |
| Sgr OB1 | 18h07,9m | -21 28' | 1,58 | 9,5x4 | 260x110 | 8/9 | 6514, 30-1 /m Sgr |
| Sgr OB4 | 18h14,4m | -19 03' | 2,4 | - | - | 1/6 | 6603 |
| Ser OB1 | 18h20,8m | -14 35' | 2,19 | 5x3 | 190x110 | 9/9 | 6611 |
| Ser OB2 | 18h18,6m | -11 58' | 2,0 | 8 | 280 | 9/6 | 6604? |
| Vul OB1 | 19h44,0m | +24 13' | 2,0 | - | - | 5/7 | 6823 |
| Cyg OB3 | 20h04,7m | +35 50' | 2,29 | - | - | 9/15 | 6871? /Cyg X - 1 |
| Cyg OB1 | 20h17,8m | +37 38' | 1,82 | 7x4 | 220x130 | 12/28 | 6913, IС 4996 |
| Cyg OB9 | 20h23,3m | +39 56' | 1,2 | - | - | 7/7 | 6910 |
| Cyg OB2 | 20h32,4m | +41 17' | 1,82 | 0,5 | 16 | 13/2 | |
| Cyg OB7 | 21h02,7m | +49 43' | 0,83 | - | - | 3/6 | /a Cyg |
| Сер OB2 | 21h47,9m | +61 04' | 0,83 | 8 | 110 | 8/9 | 7160, IС 1396 /m, n, l Сер |
| Сер ОВ1 | 22h24,6m | +55 14' | 3,47 | 3,5 | 210 | 7/26 | 7380? /b Сер |
| Cas OB5 | 23h58,7m | +60 22' | 2,51 | 2,5 | 110 | 5/10 | 7788, 7790? /r Cas |
| Таблица 7.2. ОВ-ассоциации. |
| Обозначение | a (2000,0) d | l | b | N | D | r, пк | Характерный объект | |
| Per T2 | 3h44m | +32,1 | 160,5 | -17,9 | 16 | 0,4 | 380 | IС 348 |
| Тau Т1 | 4h18m | +28,3 | 168,8 | -15,7 | 15 | 3 | 200 | RY Tau |
| Тau T2 | 4h32m | +18,2 | 178,9 | -20,0 | 12 | 6 | 170 | Т Тau |
| Тau Т3 | 4h33m | +25,2 | 173,5 | -15,2 | 49 | 5 | 170 | UZ Tau |
| Aur T1 | 4h58m | +31,2 | 172,4 | -7,2 | 15 | 9 | 170 | RW Aur |
| Ori T1 | 5h32m | +11,6 | 193,2 | -11,9 | 49 | 4 | 400 | CO Ori |
| Ori T2 | 5h35m | -5,4 | 209,0 | -19,5 | 450 | 4 | 400 | T Ori |
| Ori Т3 | 5h41m | -1,7 | 206,3 | -16,4 | 102 | 4 | 400 | (s, x Ori, IС 434, NGC 2024 |
| Ori T4 | 5h44m | +9,2 | 196,9 | -9,5 | 28 | 3 | 400 | FU Ori |
| Ori T8 | 5h45m | +0,0 | 205,2 | -14,7 | 45 | 2 | 400 | NGC 2068, 2071 |
| Mon T4 | 6h32m | +10,3 | 201,5 | +0,3 | 16 | 1 | 800 | NGC 2169, 2245, 2247, IС 446 |
| Mon T2 | 6h32m | +4,9 | 206,3 | -2,1 | 16 | 0,5 | 1660 | NGC 2244 |
| Mon T1 | 6h41m | +9,7 | 203,1 | +2,1 | 198 | 3 | 800 | NGC 2264, S Mon |
| Cen T1 | 13h08m | -63,1 | 304,8 | -0,3 | 15 | 1 | 170 | - |
| Seo T1 | 16h25m | -23,4 | 353,7 | +17,7 | 33 | 9 | 210 | a Sco, r Oph |
| Sgr T2 | 18h04m | -24,4 | 6,0 | -1,2 | 85 | 1 | 1300 | NGC 6530, М 8 |
| Ser T1 | 18h19m | -13,8 | 17,0 | +0,8 | 61 | 0,2 | 2300 | NGC 6611 |
| Cyg Tl | 20h51m | +44,4 | 84,6 | +0,1 | 21 | 1 | 600 | IС 5070 |
| Сер Т2 | 21h41m | +57,5 | 99,5 | +3,5 | 125 | 3 | 480 | IС 1396 |
| Cyg T3 | 21h53m | +47,3 | 94,4 | -5,5 | 38 | 0,2 | 1000 | IС 5146 |
| Таблица 7.3. Звездные ассоциации. Т-ассоциации. |
С чем можно сравнить полученные значения? Оказывается, существует независимый метод оценки темпа звездообразования - это измерение ИК излучения теплой межзвездной пыли: ее нагревают молодые звезды, и чем чаще они формируются, тем сильнее тепловое излучение пыли. А оно практически беспрепятственно доходит до нас из любого уголка Галактики и дает возможность оценить частоту рождения в ней звезд, как входящих в крупные группировки, так и одиноких.
Опираясь на данные ИК астрономии, различные исследователи получают темп звездообразования в Галактике от 1 до 20 M/год, но большинство из них сходится на значении 3-4 M/год. Таким образом, ассоциации являются если уж не важнейшими, то во всяком случае важными поставщиками звезд в галактическое поле. Но некоторая часть этих поставок, вероятно, приходится и на долю "мелкосерийного" или "индивидуального" производства звезд, рассеянного по небольшим плотным облачкам - глобулам, - с которыми мы еще познакомимся.
<< 6. Какие звезды рождаются | Оглавление | 8. Пространство между звездами >>
|
Публикации с ключевыми словами:
Протозвезды - звездообразование
Публикации со словами: Протозвезды - звездообразование | |
См. также:
Все публикации на ту же тему >> | |
