Astronet Астронет: Б. М. Шустов,  "Физика Космоса", 1986 Звезда-кокон
http://variable-stars.ru/db/msg/1189177

Звезда-кокон

 - формирующаяся звезда, окружённая непрозрачной для оптич. излучения газово-пылевой оболочкой. Согласно совр. представлениям о звездообразовании, рождающиеся звёзды на определённом этапе проходят стадию З.-к. Исследование З.-к. было стимулировано открытием необычных источников ИК- и радиоизлучения в областях звездообразования - газово-пылевых комплексах. Для этих источников характерны небольшие размеры (~ 0,1-1 пк), значит. светимость ($\sim 10^2-10^5 L_\odot$). Их эффективная и цветовая темп-ры составляют десятки - сотни К. В тех же областях были обнаружены компактные зоны HII примерно таких же размеров и с высокой электронной плотностью (~ 103-106 см-3), окружённые мощными пылевыми оболочками, переизлучающими коротковолновое излучение центральной звезды в более длинноволновом диапазоне (далёком ИК-диапазоне). Несомненное генетич. родство источников этих двух типов позволило создать сценарий образования массивной звезды в газово-пылевом облаке.

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 ${\mathfrak M}_\odot$ 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 $T_c\approx 50$ 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 Tc (Tc 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 $r\approx 10-100 R_3$, где R3 - радиус звезды. По совр. представлениям, пылинки имеют сложную структуру (см. Межзвездная пыль): силикатное или графитовое ядро с темп-рой испарения $\approx$1500-3500 К, покрытое загрязнёнными льдами с темп-рой плавления $\approx$100 К. На расстоянии $r\approx 10^4-10^5 R_3$, 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 $T_c\approx$60-100 К) должен наблюдаться и более коротковолновый компонент, обусловленный излучением внутр. кокона ($T_c\approx$300-700 К). Наблюдения подтверждают эти теоретич. представления.

Зависимость массы родившейся звезды
${\mathfrak M}_3$ от массы ${\mathfrak M}_\odot$ 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)


Глоссарий Astronet.ru

Rambler's Top100 Яндекс цитирования