Текст книги "Звезды: их рождение, жизнь и смерть"

Глава 5 Эволюция протозвезд и протозвездных оболочек

В § 3 мы довольно подробно рассматривали вопрос о конденсации в протозвезды плотных холодных молекулярных облаков, на которые из-за гравитационной неустойчивости распадается газово-пылевой комплекс межзвездной среды. Здесь важно еще раз подчеркнуть, что этот процесс является закономерным, т. е. неизбежным. В самом деле, тепловая неустойчивость межзвездной среды, о которой шла речь в § 2, неизбежно ведет к ее фрагментации, т. е. к разделению на отдельные, сравнительно плотные облака и межоблачную среду. Однако собственная сила тяжести не может сжать облака – для этого они недостаточно плотны и велики. Но тут «вступает в игру» либо ударная волна, сжимающая межзвездную среду в спиральном рукаве (см. § 2), либо межзвездное магнитное поле и характерная для него неустойчивость Рэлея – Тэйлора. В системе силовых линий этого поля неизбежно образуются довольно глубокие «ямы», куда «стекаются» облака межзвездной среды (см. § 3). Это приводит к образованию огромных газово-пылевых комплексов. В таких комплексах образуется слой холодного газа, так как ионизующее межзвездный углерод ультрафиолетовое излучение звезд сильно поглощается находящейся в плотном комплексе космической пылью, а нейтральные атомы углерода сильно охлаждают межзвездный газ и «термостатируют» его при очень низкой температуре – порядка 5—10 кельвинов. Так как в холодном слое давление газа равно внешнему давлению окружающего более нагретого газа, то плотность в этом слое значительно выше и достигает нескольких тысяч атомов Н и молекул Н₂ на кубический сантиметр. Под влиянием собственной гравитации холодный слой, после того как он достигнет толщины около одного парсека, начнет «фрагментировать» на отдельные, еще более плотные сгустки, которые под воздействием собственной гравитации будут продолжать сжиматься. Таким вполне естественным образом в межзвездной среде возникают ассоциации протозвезд. Каждая такая протозвезда эволюционирует со скоростью, зависящей от ее массы.

В § 3 мы уже рассматривали самую раннюю фазу эволюции протозвезды – фазу «свободного падения». Эта фаза кончается после того, как благодаря возросшей плотности протозвезда (которая до этого сжималась при более или менее постоянной температуре) станет непрозрачной к собственному инфракрасному излучению. После этого температура ее центральных областей начнет быстро расти. Таким образом, возникает большая разность температур между наружными и внутренними слоями. По этой причине освобождающаяся при сжатии гравитационная энергия должна каким-то образом «транспортироваться» наружу.

Дальнейшая эволюция протозвезды была теоретически рассчитана японским астрофизиком Хаяши, который первым обратил внимание на то, что транспорт энергии в сжимающейся протозвезде должен осуществляться путем конвекции (а не лучеиспусканием, как полагали астрономы до 1961 г., когда были опубликованы исследования Хаяши). Как будет рассказано в § 7, конвекция развивается тогда, когда другие возможности переноса вырабатываемой в недрах звезд энергии ограничены. В самых наружных, «фотосферных» слоях протозвезды механическая энергия бурных конвективных движений, которыми охвачен весь ее объем, должна трансформироваться в энергию излучения, уходящую в мировое пространство. В миниатюрном масштабе такая картина наблюдается в наружных слоях солнечной атмосферы – так называемой «хромосфере», сравнительно высокая температура которой поддерживается механической энергией волн от конвективных потоков, идущих из подфотосферных слоев Солнца. Но у нашего светила конвекцией охвачены только наружные слои. Гораздо более близкими к условиям в протозвезде являются условия в красных гигантах, большая часть объема которых до самой поверхности охвачена бурной конвекцией (см. рис. 11.3).

Температура, при которой энергия конвективных потоков переходит в энергию излучения, определяется многочисленными причинами, например, химическим составом и пр. Чисто эмпирически можно принять, что в поверхностных слоях протозвезды баланс между притоком механической энергии конвекции и излучением устанавливает температуру, близкую к температуре фотосфер красных гигантов, т. е. 3500 К. Более точные расчеты дают для температуры наружных слоев протозвезд несколько меньшее значение, 2500 К. Любопытно, что эти же расчеты приводят к зависимости температуры поверхности протозвезды от ее массы M и светимости L в виде

(5.1)

т. е. эта температура практически совсем не зависит от светимости протозвезды и очень слабо – от ее массы. Итак, температура на поверхности охваченной конвекцией протозвезды на протяжении всей «стадии Хаяши» ее эволюции остается почти постоянной. Так как при этом ее радиус все время уменьшается (ибо она под влиянием собственной гравитации продолжает сжиматься), светимость протозвезды на этой стадии будет непрерывно уменьшаться. Максимальная светимость будет иметь место в течение сравнительно короткого времени, когда во всем объеме протозвезды установится конвекция. Для грубой оценки величины этой максимальной светимости («вспышки») примем для радиуса протозвезды при установлении в ней конвекции формулу (3.8), полученную в § 3. Это означает, в частности, что мы заранее предполагаем, что конвекция в протозвезде наступает сравнительно быстро, т. е. за время установления конвекции протозвезда «не успеет» заметно сжаться. Тогда светимость протозвезды во время «вспышки» будет описываться простой формулой:

(5.2)

Длительность вспышки можно оценить, разделив величину освободившейся при сжатии протозвезды гравитационной энергии GM/R₁ на L. Она оказывается порядка нескольких лет, т, е. действительно небольшой.

В § 3 было показано, что в конце «стадии свободного падения» у сжимающейся протозвезды также должна быть яркая сравнительно кратковременная вспышка инфракрасного излучения, когда светимость в тысячи раз превосходит болометрическую светимость Солнца. Вторая вспышка, о которой только что шла речь, должна произойти довольно скоро после первой. Обе вспышки будут сильно отличаться по спектральному составу своего излучения. Во время первой вспышки излучение должно быть сосредоточено в длинноволновой ( 20—30 мкм) инфракрасной части спектра, в то время как основная часть излучения во время второй вспышки падает на ближнюю инфракрасную часть спектра ( 1—2 мкм). При современном состоянии теории и достигнутом сейчас уровне наблюдательной астрономии нельзя также исключить возможность того, что обе вспышки у протозвезд не разделены во времени, а практически сливаются.

После вспышки, сопутствующей окончанию установления конвекции во всем объеме протозвезды, последняя, как уже говорилось, продолжает сжиматься, причем температура ее поверхности поддерживается на почти постоянном уровне (см. выше). Поэтому светимость протозвезды будет убывать обратно пропорционально квадрату ее радиуса. В то же время температура ее недр непрерывно повышается. И вот наступает момент, когда температура там поднимается до нескольких миллионов градусов и «включаются» первые термоядерные реакции на легких элементах (литий, бериллий, бор) с низким «кулоновским барьером» (см. § 8). Протозвезда при этом будет продолжать сжиматься, так как «продукция» термоядерной энергии все еще недостаточна для того, чтобы разогреть ее недра до такой температуры, при которой давление газа уравновесит силу гравитации. Только после того как продолжающийся рост температуры в недрах протозвезды сделает возможным протон-протонную или углеродно-азотную реакцию (см. § 8), давление газа наконец ее «застабилизирует». Протозвезда станет звездой и, в зависимости от своей массы, займет совершенно определенное место на диаграмме Герцшпрунга – Рессела. Теория строения образующихся таким образом равновесных звезд будет рассматриваться во второй части этой книги.

Мы рассмотрели сейчас процесс эволюции протозвезд в звезды. Само собою разумеется, что наше рассмотрение не является строгим. Оно, по необходимости, носит «полукачественный» характер. Строгое решение проблемы образования звезд из межзвездной среды сейчас вряд ли вообще возможно. Можно только строить отдельные куски теории, постоянно контролируя ее наблюдениями.

Рис. 5.1: Теоретическая зависимость радиуса протозвезды от времени.

На рис. 5.1 схематически представлена зависимость радиуса протозвезды, первоначальная масса которой была равна массе Солнца, от времени. Для масштаба горизонтальные прерывистые линии соответствуют радиусам орбит планет Солнечной системы. Мы видим, что в начале «стадии свободного падения» сжимающейся под воздействием собственной гравитации протозвезды, еще недавно бывшей плотным, холодным «молекулярным» облаком, ее радиус близок к радиусу орбиты Плутона. При этом средняя концентрация частиц (преимущественно молекул водорода) была 10¹² см^-3. Стадия свободного падения (начатая от такой плотности) имеет длительность немногим больше 10 лет (см. формулу (3.7)). За это короткое время протозвезда сжимается до размеров орбиты Меркурия, т. е. примерно в сто раз. Конечно, этому этапу предшествовал существенно более длительный этап сжатия облака с первоначальной плотностью 10⁵—10⁶ см^-3 до размеров орбиты Плутона. Далее, сжатие протозвезды резко замедляется, так как она становится непрозрачной к собственному излучению. Наступает «стадия Хаяши» в жизни охваченной конвекцией протозвезды. В самом начале этой стадии должна быть «вспышка» (см. выше). Через несколько десятков миллионов лет сжатие протозвезды почти прекращается и она «садится» на главную последовательность.

Рис. 5.2: Эволюционный трек протозвезды на диаграмме Герцшпрунга—Рессела.

На рис. 5.2 изображен эволюционный «трек» протозвезды на диаграмме Герцшпрунга – Рессела. Стадия свободного падения протозвезды, когда она холодна и прозрачна, изображена (схематически, конечно) штриховой кривой в правой части рисунка. Максимум этой кривой соответствует наступлению непрозрачности и связан с первой вспышкой длинноволнового инфракрасного излучения. После наступления непрозрачности болометрическая светимость протозвезды быстро уменьшается, после чего следует очень быстрый ее рост, связанный с «закипанием» протозвезды из-за выхода наружу конвективных потоков и превращения их энергии в энергию излучения. Наступает вторая вспышка, на этот раз в ближней инфракрасной области. Заметим, что на этой кривой светимость протозвезды в максимуме вспышки в несколько раз меньше, чем по нашей грубой формуле (5.2), что, конечно, нас не должно смущать. Этому кратковременному этапу эволюции протозвезды соответствует широкая штрихованная полоса. Последняя (сплошная) часть эволюционного трека показывает непрерывное уменьшение светимости сжимающейся протозвезды, температура поверхности которой поддерживается на почти постоянном уровне («стадия Хаяши»). Наконец, трек протозвезды доходит до главной последовательности, что означает, что она превратилась в «нормальную» звезду. Следует подчеркнуть еще раз, что длительность отдельных «кусков» эволюционного трека совершенно различна.

Западногерманские астрофизики теоретически рассмотрели задачу о конденсации сферического газово-пылевого облака большой массы в звезду. Численные расчеты были проведены для значений масс 150, 50 и 20 M. Как показывают эти расчеты, в конечном итоге эволюции на главную последовательность приходят звезды с массами 36, 17 и 12 M соответственно, т. е. существенная часть первоначальной массы облака не конденсируется, а образует «протозвездные оболочки». Именно такие оболочки, эволюция которых рассчитывается, могут быть объектами исследования методами наблюдательной астрономии. Следовательно, открывается новый подход к основной проблеме звездной космогонии. Первоначальный радиус сжимавшихся облаков был принят 10¹⁸ см, причем облака считались невращающимися и лишенными магнитного поля, что, конечно, является значительным упрощением задачи. Тем не менее, результаты расчетов, как показывают наблюдения, довольно верно описывают различные стадии эволюции сжимающегося облака. Резюмируем эти результаты:

1. Спустя несколько сотен тысяч лет после начала сжатия облака и вскоре после того, как внутри сжимающегося облака образуется звездообразное, довольно горячее ядро, вокруг последнего возникает плотный, непрозрачный для оптических лучей газово-пылевой «кокон», внутренний радиус которого (3—5)10¹³ см, а внешний 10¹⁵ см. Температура наружных слоев «кокона» 500 К, и он, в принципе, мог бы наблюдаться как инфракрасный источник. Однако холодное вещество сжимающегося облака, находящееся снаружи от «кокона», непрозрачно к инфракрасным лучам. Наблюдатель никакого «кокона» внутри облака не увидит.

2. Мощное ( 1000L) инфракрасное излучение от «кокона» будет оказывать давление на газово-пылевую среду оболочки. По этой причине сжатие оболочки довольно быстро (через несколько десятков тысяч лет) остановит сжатие наружных слоев облака, которые после этого начнут расширяться. Таким образом, возникает наружная газово-пылевая оболочка или внешний «кокон», радиус которого 10⁷ см. В дальнейшем как внутренний, так и внешний «коконы» расширяются. Начиная с некоторого момента, толщина внешнего «кокона» настолько уменьшается, что через него видно инфракрасное излучение более компактного и горячего внутреннего «кокона». Поэтому внешний наблюдатель «увидит» в инфракрасных лучах компактный «горячий» источник (T500 К – 1000 К), окруженный более протяженным и холодным (T200 К) источником. Именно такая ситуация и наблюдается в некоторых случаях (например, в Орионе, см. выше).

3. До сих пор ионизованный газ находился только в малой области внутри внутреннего «кокона». Связанный с этим газом поток теплового радиоизлучения очень мал и не может быть наблюдаем. Однако по мере расширения толщина внутреннего кокона становится настолько малой, что через него начнет проходить ионизующее ультрафиолетовое излучение протозвезды. Таким образом, всего лишь за несколько тысяч лет внутри внешнего «кокона» образуется очень компактная H II область, окруженная холодным неионизованным газом. На этой фазе наблюдатель будет видеть весьма компактную Н II область, окруженную более протяженным инфракрасным источником. Такая комбинация источников также довольно часто наблюдается.

4. Образовавшаяся таким образом компактная Н II область быстро расширяется и довольно скоро достигнет внутренней границы внешнего «кокона». Наблюдатель увидит Н II область и инфракрасный источник с одинаковыми размерами.

Рис. 5.3: Различные фазы сжатия протопланетного облака.

5. После того как весь наружный «кокон» станет ионизованным, образуется компактная H II область нового типа, масса которой остается постоянной, а яркость радиоизлучения быстро уменьшается (см. более подробно об этом в § 13). Ионизационный фронт будет распространяться через окружающую протозвездное облако разреженную среду, образуя при этом обычную протяженную Н II область. Среднее время жизни таких H II областей (т. е. среднее время жизни обычных облаков Н II) по оценке проф. Мецгера (Бонн, ФРГ), много сделавшего в области радиоастрономических исследований процесса звездообразования, составляет примерно 5 10⁵ лет.

Набросанный сейчас «сценарий» образования звезд (см. рис. 5.3) позволяет сделать следующие, важные для наблюдательной астрономии выводы:

a. На самой ранней фазе «свободного падения» (для звезд класса О 10⁵ лет) сжимающееся протозвездное облако не наблюдаемо.

b. В течение следующих 10⁴ лет протозвезда может наблюдаться как инфракрасный источник. Никакой компактной области Н II при этом не наблюдается.

c. После того как протозвезда превратилась в звезду, т. е. «села» на главную последовательность, образуется расширяющаяся компактная H II область, окруженная внешним, сравнительно холодным «коконом». Эта фаза также длится около 10⁴ лет.

d. Последняя фаза – следы компактной Н II области (уже «выевшей» внешний «кокон»), окруженной протяженной областью сравнительно малой яркости, длится до миллиона лет.

Хотя положенная в основу расчетов модель, как уже подчеркивалось выше, весьма схематична, основные черты эволюции протозвездных облаков и звезды она, по-видимому, отражает верно, что доказывается ее хорошим согласием с большим количеством наблюдений, выполненных в последнее время, в частности, под руководством Мецгера в Бонне. Следует также не забывать, что расчеты, результаты которых рассматривались выше, относятся к весьма массивным протозвездным облакам. Можно, однако, предполагать, что для менее массивных звезд доля массы протозвездного облака, не конденсировавшегося в звезду, будет мала. Поэтому внешний «кокон» может и не образоваться и инфракрасное излучение сравнительно горячего внутреннего «кокона» не будет «экранировано».

В какой степени астрономические наблюдения подтверждают набросанный выше сценарий эволюции протозвездного облака? Прежде всего, требует наблюдательного подтверждения основная картина образования групп звезд в темных молекулярных облаках межзвездной среды. Генетическая связь зон Н II (окружающих молодые горячие массивные звезды) и темных молекулярных облаков известна уже давно: достаточно взглянуть на фотографии диффузных туманностей с включенными в них темными пятнами и другими протяженными деталями (см., например, рис. 2.2—2.3). Новейшие наблюдения существенно дополняют эту картину. Так, например, почти от всех зон H II обнаружено излучение в молекулярной линии СО = 2,64 мм.

Это означает, что там имеется холодный молекулярный газ, являющийся «реликтом» первичного газово-пылевого облака, из которого образовались массивные горячие звезды и «порожденные» ими зоны Н II. В случае, если протозвезды закрыты плотным непрозрачным «коконом», последний переизлучает в инфракрасные кванты все поглощенное протозвездное излучение. Следовательно, измерив мощность инфракрасного источника, можно определить светимость находящейся внутри него невидимой из-за поглощения протозвезды. В ряде случаев мощность компактных инфракрасных источников достигает десятков и сотен тысяч солнечных светимостей, что указывает на наличие массивной протозвезды, которая превратится в звезду спектрального класса О. Следует подчеркнуть, что ассоциации компактных областей H II (представляющих, как было показано выше, более позднюю фазу развития протозвездных оболочек) и инфракрасных источников наблюдаются довольно часто.

Новейшие радиоастрономические исследования в этой области. широко используют наблюдения молекулярной радиолинии СО. В областях HII часто наблюдаются компактные области, в которых интенсивность этой линии повышена. Там находятся, следовательно, плотные конденсации холодного молекулярного газа, окруженные разреженной, горячей средой. Такие конденсации с массой порядка нескольких сотен M, как правило, ассоциируются со скоплениями молодых звезд.

Так как время гравитационного сжатия массивных протозвезд сравнительно невелико, следует ожидать, что около них имеются остатки газово-пылевого облака, из которого они образовались. Речь идет о «протозвездных оболочках», рассмотренных теоретически выше. В случае, когда звезды классов А и В имеют в своих спектрах наряду с линиями поглощения также линии излучения (класс таких звезд обозначается Ae и Be), можно подозревать, что они являются звездами типа Т Тельца (см. ниже), т. е. протозвездами. И вот, оказывается, что в большинстве случаев такие звезды окружены компактными молекулярными облаками, в которых усилена радиолиния СО = 2,64 мм. Из наблюдений следует также, что эти «околозвездные» облака значительно плотнее и горячее обычных молекулярных облаков, встречающихся в межзвездной среде. Наличие околозвездных плотных облаков следует также из наблюдений рекомбинационной радиолинии углерода. Дело в том, что радиус зоны H II звезды класса В, находящейся внутри плотного облака, мал, между тем как излученных этой звездой квантов в области длин волн 912 Å << 1101 Å. (граница ионизации углерода) оказывается достаточно, чтобы образовать довольно протяженную зону ионизации углерода, обилие атомов которого в тысячи раз меньше, чем водорода.

Рис. 5.4: Кривые поглощения света темным облаком в созвездии Змееносца.

Рис. 5.5: Область темной туманности в созвездии Змееносца в большем масштабе.

В ряде случаев современная астрономия имеет прямые доказательства того, что внутри плотных, холодных непрозрачных для видимых лучей облаков межзвездного газа содержится скопление очень молодых звезд или протозвезд. Хорошим примером является известное газово-пылевое облако в созвездии Змееносца, находящееся на расстоянии 160 пс от Солнца. В этом темном облаке в инфракрасных лучах (длина волны 2,2 мкм) в области с линейными размерами 1,5 пс наблюдается около 70 невидимых (из-за поглощения в оптических лучах) звезд. Анализ наблюдений показывает, что распределение этих звезд по светимости (так называемая «функция светимости») такое же, как у молодых звездных скоплений. Эти звезды несомненно являются наиболее яркими членами скопления, «погруженного» в плотное облако. Оказывается, что поглощение света от каждой звезды в облаке значительно больше, чем среднее поглощение в облаке. Это означает, что вокруг каждой звезды имеется довольно плотная оболочка, производящая дополнительное поглощение. Интересно еще отметить, что зависимость этого дополнительного поглощения от длины волны отличается от аналогичной зависимости для общего поглощения в облаке. Отсюда следует, что свойства пылинок в протозвездном облаке (например, их размеры и химический состав) отличаются от «средних». На рис. 5.4 приведены кривые поглощения света в облаке Змееносца. Точки дают положения наблюдаемых только в инфракрасных лучах звезд. Подавляющее большинство этих звезд находится внутри сравнительно небольшого квадрата (рис. 5.5). Сплошные линии соответствуют распределению яркости углеродной рекомбинационной радиолинии С 157, штрих-пунктирная окружность дает положение источника длинноволнового ( = 25 мкм) инфракрасного излучения, находящегося в области, где плотность молекулярного газа максимальна ( 10⁶ см³). В этой же области обнаружено некоторое количество очень маленьких радиоисточников, скорее всего являющихся компактными областями H II. Все описанные выше наблюдательные данные согласованно свидетельствуют о том, что внутри темной туманности в Змееносце находится протозвездное скопление, наиболее массивные члены которого станут звездами спектрального класса В. Это следует из сравнительно большой протяженности области ионизации углерода при отсутствии сколько-нибудь протяженной области Н II. В соответствии с рассмотренными выше результатами теоретических расчетов более массивные протозвезды окружены плотными оболочками – «коконами». Можно ожидать, что через сотню тысяч лет образующиеся в этом облаке массивные звезды «сядут» на главную последовательность, ионизуют значительную часть облака, тем самым «просветляя» его, и станут наблюдаемыми в оптическом диапазоне. Не следует, однако, забывать, что целый ряд моментов, касающихся эволюции звезд со сравнительно небольшой массой, пока еще далек от ясности.

Остановимся теперь на наблюдательных данных, касающихся гигантских газово-пылевых комплексов, где, как можно ожидать, процесс образования звезд из диффузной межзвездной среды идет особенно интенсивно. Интерпретация обширных рядов относящихся сюда радиоастрономических и инфракрасных наблюдений была выполнена главным образом западногерманскими астрономами под руководством проф. Мецгера. Оказывается, что процесс звездообразования происходит несколько различно в газово-пылевых комплексах, находящихся в спиральных рукавах (см. рис. 5.6) и между ними. Основное различие состоит в том, что в первом случае процесс звездообразования происходит практически одновременно, между тем как во втором он может растянуться на много миллионов лет. Это различие можно объяснить разными условиями в прохождении «волны сжатия», стимулирующей конденсацию облаков межзвездной среды в связи с гравитационной неустойчивостью (см. § 3). Если газово-пылевой комплекс находится в рукаве, сжатие газа в его различных частях происходит почти одновременно, между тем как в изолированных комплексах, находящихся между облаками, волне сжатия требуется много миллионов лет, чтобы пройти через весь комплекс.

Рассмотрим теперь несколько более подробно условия в ближайшем к нам «изолированном» газово-пылевом комплексе, находящемся в созвездии Ориона. Часть этого комплекса давно известна: это знаменитая туманность Ориона (см. рис. 2.3). В этом комплексе можно наблюдать молодые звезды на разных стадиях их эволюции («О—В ассоциация» Ориона), компактные H II области, а также протозвезды, находящиеся в плотном непрозрачном облаке холодного газа. На рис. 5.7 приведено распределение яркости в радиолинии ¹³СО. Это холодное облако видимым образом «разрывает» туманность Ориона (см. рис. 2.3) на две части. Плотность молекулярного газа в облаке очень велика ( 5 10⁴ см^-3), а полная масса достигает 2000 M. Горячие О—В звезды, входящие в ассоциацию Ориона, тянутся на 12° к северо-западу от молекулярного облака, причем возраст звезд непрерывно растет к северо-западу, достигая 10⁷ лет. Любопытно, что в области самой О—В ассоциации радиолиния СО не наблюдается. Это означает, что холодный молекулярный газ, из которого там образовались звезды, был ионизован и рассеян эволюционировавшими звездами. Недалеко от плотного молекулярного облака находится знаменитая «трапеция» Ориона, состоящая из недавно ( 10⁵ лет) образовавшихся горячих звезд, в то время как внутри молекулярного облака звезды только начали образовываться.

Рис. 5.6: Распределение газово-пылевых комплексов в Галактике.

К югу и к северу от молекулярного облака находятся яркие компактные области Н II. В области двух максимумов яркости линии СО, соответствующих самым плотным частям молекулярного облака (n_H2 2 10⁶ см^-3 с массой 200M), наблюдаются источники длинноволнового инфракрасного излучения. Один из таких источников – это знаменитый инфракрасный объект Клейнмана – Лоу. Внутри таких относительно протяженных ( 1) источников длинноволнового инфракрасного излучения обнаружены «точечные», судя по спектру значительно более «горячие», источники, связанные скорее всего с протозвездными оболочками. В частности, внутри компактной инфракрасной туманности Клейнмана – Лоу находится «только что севшая» на главную последовательность звезда, причем сейчас можно наблюдать ее внутренний и наружный «коконы». Например, у яркого «точечного» источника, находящеюся внутри туманности Клейнмана – Лоу, были обнаружены инфракрасные линии водорода (серия Бреккета), доказывающие, что там имеется очень маленькая (r = 5 10¹⁴ см или 30 астрономических единиц) Н II область с плотностью n_e3 10⁵ см^-3. Почти наверняка эта «сверхкомпактная» Н II область представляет собой обращенную к звезде часть внутреннего «кокона». Внутри других инфракрасных туманностей (скорее всего – внешних «коконов») находятся менее массивные протозвезды. Сейчас уже можно утверждать, что спустя сотню тысяч лет на месте нынешнего плотного молекулярного облака в Орионе будет наблюдаться еще одна деталь находящейся в этой области неба большой ассоциации. Таким образом обосновывается картина волны сжатия вещества в газово-пылевом комплексе размером в 100 пс, распространяющейся со скоростью 10 км/с и на своем фронте стимулирующей процесс звездообразования. Первопричиной возникновения такой волны может быть, например, сильная ударная волна, образовавшаяся в межзвездной среде во время вспышки сверхновой звезды (см. § 16).

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^-3M. 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.