Звездные струи
1.09.2000 12:02 | С. Б. Попов/ГАИШ, Москва
Коллимированные потоки вещества, образуемые звездами, сопровождают звезды в ходе их эволюции как на фазе рождения, так и в конце эволюционного пути. Они наблюдаются в виде протяженных структур чрезвычайно разнообразной морфологии и, как стало выясняться только в последнее время, связаны со звездами различных спектральных типов. История исследований звездных струй составляет всего лишь около 20 лет, но до сих пор нет единой теоретической модели, объясняющей весь диапазон проявлений этого феномена. В этой области науки сложилась ситуация, когда большая масса наблюдательных фактов требует своей систематизации на основе более глубокого понимания их природы. Кроме звездных струй существуют подобные им струи активных ядер галактик. Но вследствии относительной близости звездные струи представляются более предпочтительными для изучения природы всех астрофизических струй.
1. Классификация звездных струй.
Если говорить о наиболее эффектных открытиях астрономии, то их основая масса придется на бурные 60-е годы: это открытия квазаров, радио- и рентгеновских источников, пульсаров, реликтового излучения. Это было связано с быстрым развитием приемников излучения. Последующие годы можно было бы охарактеризовать как накопление данных наблюдений, осуществляемых на более высоком техническом уровне, без значительных потрясений наших знаний о Вселенной. И все-же, не углубляясь в анализ развития астрономии в наше время, можно утверждать, что значительные открытия имели место и после 60-ых годов. Примером могут быть звездные струи, о существовании которых ничего не знали до 1979 г. (хотя их проявления в виде кометарных туманностей и объектов Хербига-Аро (НН) наблюдались задолго до этого года), когда американский астроном Б. Маргон со своими коллегами увидели за необычными свойствами звездного об'екта SS 433 проявление релятивистских струй. Скорость движения вещества в этих струях равнялась 0.26 скорости света. Ничего подобного до тех пор не было известно. Вскоре стало ясно, что коллимированные потоки вещества существуют и у многих других звездных объектов. Таким образом класс объектов типа астрофизические струи, охватывающий ранее только внегалактические истечения, существенно расширился за счет звездных струй.
Струи - это вытянутые структуры, состоящие из направленно движущегося от центрального источника (звезды или ядра активной галактики) газа. Такие структуры с раствором в пределах нескольких десятков градусов обычно называют просто потоками, подчеркивая факт меньшей коллимации, чем у струй (у которых раствор меньше 10 градусов). Струи и потоки наблюдаются в чрезвычайно широком интервале масштабов и динамических характеристик. С одной стороны это внегалактические струи протяженностью до нескольких сот кпс, со светимостью до 10 светимостей солнца и релятивистскими скоростями, с другой - струи молодых звезд со значениями этих параметров 1 пс, 0.1 светимостей солнца и 10 км/с соответственно. В этой статье речь пойдет о объектах нижней ступени этой иерархии - звездных струях.
Звездные струи (под которыми здесь понимаются и потоки) можно разделить на две большие категории: струи от нормальных звезд, находящихся на различных этапах эволюции, и струи от релятивистских звезд. Эти два типа существенно различаются по потоку механической энергии и скорости. Первый тип представлен в основном струями от молодых звезд и протозвезд. Эти струи обладают меньшей энергией и скоростью. Они подразделяются в свою очередь на более медленные и плохо коллимированные холодные (20-30 К) молекулярные потоки (хотя известны примеры и высокоскоростных молекулярных потоков), которые наблюдаются в молекулярных линиях в длинноволновой части спектра, и на оптические струи (т.е. видимые в оптике). Сейчас известно около 150 звездных струй. Их источники ассоциируются со звездами различных спектральных типов: протозвезды (у которых еще не начались реакции термоядерного синтеза), звезды до главной последовательности, красные гиганты, симбиотические звезды, звезды с планетарной туманностью, новые, катаклизмические переменные и пекулярные горячие звезды. Наблюдения звездных струй осложнены низкой светимостью этих объектов. Здесь представляется уместным подчеркнуть тот факт, что они были значительно продвинуты лишь с использованием новейших методик наблюдений (спектроскопия с длинной щелью и др.), более чувствительной светоприемной аппаратуры (цифровые панорамные приемники и др.) и крупнейших телескопов, таких как радиотелескоп VLA, космический телескоп имени Хаббла, космические станции IRAS и IUE, работающие в инфракрасном и ультрафиолетовом диапазонах, 6-ти метровый на Кавказе и др. Поговорим теперь о характерных чертах выделенных классов звездных струй.
2. Струи от молодых звезд.
Молекулярные потоки ассоциируются исключительно с протозвездами и молодыми звездами и, следовательно, с областями звездообразования - гигантскими молекулярными облаками, например такими как в туманностях Ориона и Тельца. Источники потоков как правило погружены в плотные облака газа и пыли, скрывающие тайну процессов звездообразования и их следствие - образование струй. Вследствии сильного поглощения излучения эти источники видны только в инфракрасном диапазоне спектра, в котором поглощение меньше. Согласно современным сценариям образования звезд, например Ф. Адамса и Ф. Шу, все звезды проходят через фазу коллимированного истечения. Облака и потоки имеют низкую температуру (10 - 90 К), что и обеспечивает существование молекул, в линиях которых наблюдаются эти объекты. На фоне родительского облака поток выделяется широкими крыльями молекулярных эмиссионных линий и биполярной структурой на карте скоростей облака. Исследование потоков в линиях СО, SO, SiO, CS, OH, NH , H CO, HCO и др. позволяет определить структуру, химический состав и физические параметры движущегося газа. Скорости движения газа в молекулярных потоках редко превосходят 30-40 км/с, хотя недавно обнаружены высоко-скоростные молекулярные потоки (100 - 300 км/с), что превышает скорость звука в облаках. Молекулярные потоки переносят значительную массу и энергию, способную влиять на эволюцию родительского облака и сдерживать возможное образование других протозвезд, увеличивая турбуленцию в облаке. По многим оценкам общая масса молекулярного потока 1 - 100 масс солнца.
Происхождение таких больших масс в потоках, по сравнению с массами звездных источников, легко объясняется, если газ в потоках захвачен из родительского облака и ускорен более высокоскоростным и менее массивным потоком, на роль которого претендует сколлированный звездный ветер. Если принять во внимание, что вероятно все молодые звезды проходят через фазу интенсивного истечения, то качественно понятно, почему коэффициэнт перехода газа облака в звезды может быть так мал, как наблюдается, - порядка 1 %. Таким образом в облаке происходит саморегуляция образования звезд. В тех случаях, когда источник потока не скрыт вследствии мощного межзвездного поглощения, он как правило имеет признаки, характерные для звезд типа FU Ориона, Т Тельца или Ае/Ве Хербига - звезд, находящихся на ранней стадии эволюции. Динамический возраст молекулярных потоков невелик, существенно меньше времени молодости звезды - времени ее превращения в звезду главной последовательности. Следовательно фаза коллимированного истечения от звезды является коротким событием в истории ее рождения. По-видимому, эта фаза наступает вследствии включения механизмов отвода избыточной массы, аккрецирующей на звезду из протозвездного диска (несмотря на большие массы молекулярных облаков, массы образовавшихся звезд почти всегда порядка массы Солнца). Обращает внимание на себя тот факт, что кинетическая светимость потоков пропорциональна болометрической светимости предполагаемых звездных источников и их отношение равно в среднем 0.001. Такая корреляция не может быть случайной и отражает то, что энергетика потока определяется светимостью центрального объекта и механизм ускорения должен быть одинаковым для всех потоков. Предполагают, что источником энергии может быть аккреция на молодую звезду. В случаях, когда позволяют разрешение и прозрачность, около некоторых звездных источников струй наблюдаются дископодобные структуры, перпендикулярные к струям. Имеются и другие корреляционные связи между встречаемостью струй и типом звездного источника, предполагающие связь струй с аккрецией на звезду. Как мы увидим далее та же самая связь наблюдается и у релятивистских источников струй. Имеется также другая немаловажная особенность - по данным поляриметрических измерений многие потоки направлены вдоль силовых линий магнитных полей. Это подчеркивает возможное влияние магнитного поля на образование и движение струй.
Некоторые источники молекулярных потоков являются также и источниками оптических струй. Все характерные черты звездных струй прекрасно иллюстрируются на примере струй в молекулярном облаке L1551 от инфракрасного источника IRS5 - первого биполярного потока, открытого американским астрономом Р. Снеллом и др., и ставшего своего рода полигоном для изучения основных свойств звездных струй.
Предполагается, что в центре источника находится звезда типа FU Ориона. Вокруг него наблюдается околозвездный диск. и молекулярный тор. Эти структуры могут оказывать коллимирующее воздействие на оптические струи и молекулярные потоки соответственно. Как струи так и потоки направлены вдоль локального магнитного поля. Являются ли молекулярные потоки и оптические струи взаимосвязаными в единый поток и являются ли они следствием непрерывного истечения или серии выбросов - остаются вопросами и для других подобных объектов.
В отличии от холодных молекулярных потоков струи, видимые в оптике, являются более горячими и имеют б'ольшие скорости (до 400 км/с ). Оптические струи лучше коллимированы. Распределение яркости в струях свидетельствует об их неоднородности. В структуре струй часто видны движущиеся отдельные волокна и узлы, в расположении которых иногда видна закономерность. Сами струи бывают окружены вытянутыми отражательными туманностями. Вообще открытие струй от молодых звезд стало звеном, связавшим воедино явления, наблюдавшиеся в молекулярных облаках: отражательные туманности с характерной кометарной формой, звезды типа Т Тельца, компактные эмиссионные туманности - объекты Хербига-Аро, - и мазеры. На связь кометарных туманностей с молодыми звездами впервые указал в 1955 г. В. Амбарцумян. НН объекты были отождествлены с ярчайшими узлами в струях, движущимися со сверхзвуковыми скоростями. Спектр НН объектов характерен для вещества, нагреваемого ударными волнами. Как правило наиболее ярким является узел на конце струи, где газ струи сталкивается с веществом родительского облака.
Звездные струи бывают как биполярные так и монополярные. Монополярность может быть следствием поглощения излучения от дальней к наблюдателю струи в плотной оболочке вокруг звезды-источника. Обычно у источников с известной одной струей на более глубоких снимках находят и вторую струю. Другое возможное объяснение монополярности состоит в том, что оболочка вокруг звезды с одной стороны может оказывать на пробивающуюся струю слишком большое сопротивление и струя появится через какой-то период времени или, наоборот, с одной стороны недостаточно газа, чтобы образовать заметную струю. Влияние окружающего вещества на струи может отражаться также в изгибе их траекторий. Некоторые исследователи рассматривают также возможную прецессию струй, приводящую к этим изгибам.
Как уже упоминалось кроме струй молодых звезд наблюдаются струи и от других невырожденных звезд. Их число существенно меньше. Они также характеризуются обычно биполярной структурой, высокими (сверхзвуковыми) скоростями, наличием эмиссионных узлов, заметной поляризацией и признаками аккреционного диска. В отличии от этих струй