Звезда-кокон

В результате развития гравитационной неустойчивости облако (фрагмент облака) коллапсирует так, что в центре фрагмента при достижении достаточно высокой плотности возникает гидростатически равновесное звездообразное ядро, окружённое продолжающей коллапсировать массивной оболочкой. Эта оболочка, собственно, и делает рождающуюся звезду невидимой в оптич. лучах (отсюда и аналогия с коконом). По мере роста светимости и темп-ры центральной звезды и разрежения оболочки может образоваться компактная зона НII, а после рассеяния пылевой оболочки - обычная зона НII вокруг молодой звезды спектрального класса О или В.

Расчёты, проведённые для массивных звёзд, образующихся из газово-пылевых фрагментов с массой более 3 показали, что вначале вещество оболочки свободно падает на звезду. Оптическая толща такой оболочки очень велика (~ 10³) в основном из-за присутствия пыли. Внешнему наблюдателю подобный объект представляется как источник длинноволнового ИК-излучения небольших угловых размеров со светимостью, соответствующей светимости ИК-источников протозвёздного типа с цветовой темп-рой К. Переработка излучения оболочкой вследствие большой оптич. толщи настолько эффективна, что изменение темп-ры молодой центральной звезды от неск. тыс. до десятков тыс. К не приводит к существенному изменению T_c (T_c увеличивается не более чем в 2 раза).

По мере роста массы и светимости звезды важным динамич. эффектом становится давление излучения. Импульс поглощённого пылью излучения перераспределяется между пылью и газом посредством эффективного (при плотности газа более 10¹⁴ г/см³) механизма трения пылинок о газ. Торможение коллапсирующего вещества давлением излучения приводит к появлению в оболочке уплотнения (кокона) близ границы испарения пыли на расстоянии от звезды , где R₃ - радиус звезды. По совр. представлениям, пылинки имеют сложную структуру (см. Межзвездная пыль): силикатное или графитовое ядро с темп-рой испарения 1500-3500 К, покрытое загрязнёнными льдами с темп-рой плавления 100 К. На расстоянии , где находится граница испарения льдов, образуется второе уплотнение в звёздной оболочке (внеш. кокон). Структура оболочки с двумя уплотнениями показана на рис. 1 в ст. Звездообразование.

В спектре З.-к. помимо обусловленного внеш. коконом мощного пика длинноволнового ИК-излучения (с 60-100 К) должен наблюдаться и более коротковолновый компонент, обусловленный излучением внутр. кокона (300-700 К). Наблюдения подтверждают эти теоретич. представления.

Зависимость массы родившейся звезды от массы исходного газово- пылевого облака (сплошная кривая).

С увеличением светимости центральной звезды давление излучения возрастает настолько, что коллапс оболочки останавливается и затем оболочка "сдувается" излучением. Характерная особенность: чем больше масса исходного фрагмента, тем большая относительная доля вещества сбрасывается (рис.). Это - один из осн. механизмов ограничения массы образующихся звёзд. При меньших плотностях в оболочке важными механизмами ограничения массы звезды явл. также Истечение вещества из звезд и динамич. эффекты, связанные с распространением ионизац. фронта. Перепад темп-р ~ 10⁴ К в ионизованной зоне и ~ 10² К в неионизованной зоне приводит к появлению ударной волны, тормозящей коллапс.

За 10⁴-10⁵ лет плотность падает во внутр. областях оболочки настолько, что создаются благоприятные условия для развития компактной зоны НII. Оптич. излучение на этой стадии всё ещё эффективно поглощается и перерабатывается во внеш. коконе. Распад кокона вследствие взаимодействия с ионизац. фронтом и из-за неизбежной неоднородности может привести к образованию уплотнений вещества - источников мазерного излучения. С этой стадией связывают существование в местах активного звездообразования ОН- и HO-мазеров (см. Звездообразование).

Лит.:
Шкловский И.С., Звезды. Их рождение, жизнь и смерть, 3 изд., М., 1984; Протозвезды и планеты, ч. 1-2, пер. с англ., М., 1982.

(Б.М. Шустов)