Молодые звёзды

Общая астрономия. Далекая Вселенная. Молодые звёзды

Наблюдения определенно указывают на то, что самые молодые звезды находятся там, где сосредоточены большие массы диффузного, разреженного вещества. Только что возникшие звезды наблюдаются в больших и плотных молекулярных облаках. Наблюдаются даже и протозвезды, погруженные в сгущения газа и пыли, из которых они образовались. Так, астрономы полагают, что давно уже известная, но не вполне обычная звезда Т Тельца и некоторые другие подобные ей звезды — это в действительности протозвезды, т. е. плотные сгущения, разогреваемые при сжатии за счет потенциальной энергии тяготения, а не вследствие ядерных реакций. Светимость протозвезд почти такая же, как у звезд той же массы; но их размеры заметно больше и потому протозвезды, особенно их поверхностные слои, заметно холоднее, а их свет краснее, чем у уже сформировавшихся звезд.

Звезды типа Т Тельца обычно погружены в темные туманности. Удивительное проявление протозвезд — комические мазеры. Устройства, изобретенные и построенные физиками с немалыми усилиями, действуют, оказывается, сами собой в космической среде. Как известно, мазерный эффект возникает тогда, когда среда, в которой распространяется излучение от какого-либо источника, находится, так сказать, в активированном состоянии, т. е. когда в ней имеется аномально много возбужденных атомов или молекул. Активация, или, как говорят, энергетическая накачка, среды должна осуществляться каким-то другим, посторонним источником. Фотоны с энергией, соответствующей переходу с возбужденного уровня энергии атома или молекулы на основной, будут вызывать при своем распространении в такой среде излучение новых фотонов той же энергии, вынуждая атомы и молекулы возвращаться в невозбужденное состояние. В результате поток фотонов данной энергии может оказаться, таким образом, очень существенно усиленным).

Такое неожиданно интенсивное излучение из молекулярных облаков в Большой Туманности Ориона и было обнаружено в 1965 г. в радиоастрономических наблюдениях на длине волны 18 см, соответствующей переходу с возбужденного на основной уровень энергии в уже упоминавшейся молекуле гидроксила. По идее, высказанной И. С. Шкловским, это излучение обязано мазерному механизму, действующему в плотных облаках, превращающихся в протозвезды, или в поверхностных слоях протозвезд. Наблюдения показали, что излучение приходит из довольно плотных участков среды, где концентрация частиц, главным образом, по-видимому, молекул — составляет 108—109 на кубический сантиметр. Размеры излучающих областей — около одной сотой парсека. Температура вещества оценивается приблизительно в тысячу Кельвинов. Вероятно, именно такими и должны быть условия в оболочке протозвезды.

Вопрос об источнике энергетической накачки, необходимой для усиления излучения, остается пока открытым (возможно, она обеспечивается достаточно мощным инфракрасным излучением нагретой пыли или самой, протозвезды), но в пользу гипотезы оболочек протозвезд как среды для мазерного эффекта служит тот факт, что в больших молекулярных облаках, где наблюдаются мазерные источники, всегда имеются только что образовавшиеся молодые, яркие звезды — верный указатель продолжающегося процесса звездообразования. Превращение протозвезды в звезду сопровождается существенными изменениями в окружающей ее среде. Это связано, прежде всего, с влиянием на среду излучения звезды, которое становится более коротковолновым. По мере прогрева поверхности звезды цвет испускаемого ею излучения меняется от красного к голубому; в излучении появляются и фотоны ультрафиолетовой части спектра. Эти «горячие» фотоны разрушают молекулы, ультрафиолетовое излучение заставляет молекулы водорода диссоциировать на атомы.

Затем, при появлении в излучении звезды еще более коротковолновых фотонов, происходит диссоциация атомов водорода на протоны и электроны, и газ становится ионизованным. Ионизованный водород образует вокруг звезды сферический слой, называемый в астрономии зоной Н II. Фотоны производят и разогрев ионизованного газа, отдавая свою энергию электронам и протонам, так что температура газа в зоне НИ достигает десяти тысяч градусов. Так как газ здесь гораздо горячее, чем в окружающем эту зону облаке (где температура не выше 10—100 Кельвинов), то и давление в зоне ионизованного водорода больше, чем снаружи. Это создает силу, которая заставляет горячую зону расширяться, пока давление внутри нее не сравняется с внешним давлением. Зоны Н II излучают видимый свет и потому уже давно известны астрономам. Надежно установлена и их связь с молодыми звездами. При этом чаще всего внутри каждой такой зоны имеется не одна, а несколько молодых горячих звезд.

Это массивные и яркие звезды. Они принадлежат к классам О и В по спектральной классификации, в которой все звезды, в зависимости от их цвета делятся на 9 классов, обозначаемых буквами О, В, A, F, G, К, М, R, N в порядке изменения цвета от голубого к красному. (Солнце принадлежит к промежуточному, срединному классу G; на среднюю зеленовато-желтую часть солнечного спектра приходится максимум чувствительности глаза.) По всем признакам, по которым судят о возрасте звезд, звезды классов О и В.— это самые молодые звезды в Галактике. Замечательная особенность звезд классов О и В состоит в том, что они в большинстве своем объединяются в группы, насчитывающие до нескольких сотен звезд. Такие группы называют ОВ-ассоциациями. Как впервые заметил В. А. Амбарцумян, это обстоятельство указывает на то, что звезды образуются не поодиночке, а коллективно, группами. Более того, согласно новейшим данным, молодые звезды практически всегда составляют группировки того или иного рода. Наиболее крупные из них — гигантские звездные комплексы, обнаруженные Ю. Н. Ефремовым.

Почти все известные в Галактике ОВ-ассоциации являются частями звездных комплексов или очень молодых звездных скоплений, которые тоже, как правило, входят в звездные комплексы. Типичный возраст звезд в звездных комплексах не превышает 50 миллионов лет. Звездные комплексы, несомненно, образуются в больших молекулярных облаках — самых крупных сгущениях газа и пыли. Внутри них наблюдаются и молекулярные мазеры-протозвезды, и ОВ-ассоциации, и зоны H II. При этом иногда удается проследить последовательность событий, развивающихся в молекулярном облаке и связывающих протозвезды, ОВ-ассоциации и зоны Н II в единую эволюционную цепь. Наиболее значительное открытие в этой области сделано несколько лет назад А. Блаау (Голландия). Он установил, что ОВ-ассоциации состоят из подгрупп, насчитывающих каждая от 5 до 20 звезд, причем эти подгруппы располагаются в объеме ассоциации по возрасту: подгруппа самых молодых членов ассоциации лежит на одном краю ассоциации, тогда как самые старые ее члены составляют подгруппу, лежащую на противоположном краю ассоциации.

Такая возрастная последовательность в местоположении подгрупп означает, что звездообразование, породившее ассоциацию, протекало последовательными вспышками, причем возникновение одной вспышки инициировало другую вспышку в соседней области. По облаку распространялась как бы волна звездообразования, формировавшая звезды сначала на одном его краю, а затем перемещавшаяся к противоположному краю. Б. Элмгрин и Ч. Лада нашли простой и убедительный космогонический механизм, способный привести к обнаруженному Блаау явлению. Они исходили из того, что область ионизованного и горячего водорода, область Н II, возникающая вокруг новорожденной звезды класса О или В, расширяется и толкает перед собой окружающий ее холодный газ. Скорости, сообщаемые таким образом холодному газу, составляют 5 или даже 10 км/с, что больше скорости звука в этом газе (последняя не превышает одного километра в секунду). Поэтому в холодном молекулярном газе возникает ударная волна, которая формирует за своим фронтом слой сжатого и разогретого газа.

Постепенное охлаждение газа из-за излучения ведет к его дальнейшему уплотнению, и через несколько миллионов лет температура и давление в нем упадут настолько (а плотность настолько возрастет), что станет возможна гравитационная конденсация слоя. Как мы говорили в начале этой главы, конденсация сопровождается каскадной фрагментацией вещества. В условиях газо-пылевой среды в молекулярных облаках она протекает не совсем так, как в первичном газе прото-галактики. Например, здесь уже невозможно поддержание температуры на уровне десяти тысяч Кельвинов; охлаждение газа при наличии в нем примеси углерода, кислорода, азота снижает температуру до значений, в сотни раз меньших.

Но, вероятно, именно поэтому в таком процессе способны рождаться преимущественно звезды большой массы. Молодые массивные звезды — всегда звезды классов О и В. А это означает, что они в свою очередь тоже формируют вокруг себя зону Н II; новая зона H II создает новую ударную волну в свежем молекулярном газе, которая еще через несколько миллионов лет порождает новую вспышку звездообразования. Процесс снова и снова повторяется, перемещая очаг звездообразования с одного края облака на другой. В этой картине находят наглядное объяснение и сам факт существования звездных подгрупп разного возраста в одной ассоциации, и возрастная последовательность в расположении подгрупп. Более того, недавно появились прямые наблюдательные данные о волнах звездообразования, распространяющихся в больших молекулярных облаках. Например, яркая туманность в созвездии Кассиопеи, представляющая собой светящееся облако ионизованного водорода с погруженными в него молодыми звездами, является, как показали радионаблюдения, частью крупного молекулярного облака размером в 50 пс.

Сама туманность Кассиопеи состоит из двух зон Н II. Крайняя восточная зона (ее обозначают 1C 1805)—это довольно старая, диффузная зона Н II, которая расширяется и рассеивается, обнажая внутри себя подгруппу по крайней мере из двадцати звезд классов О и В, далее к западу от нее располагается более молодая и менее разреженная зона Н II (ее обозначают 1C 1795), которая тоже расширяется. Она, безусловно, содержит молодые звезды, но они скрыты от нас облаками газа и пыли. Западная граница молодой зоны Н II движется в глубь молекулярного облака. Вблизи этой границы имеется несколько весьма компактных источников радиоизлучения и излучения в инфракрасной области спектра — это массивные протозвезды или только что сформировавшиеся массивные звезды. Именно так и должна выглядеть волна звездообразования в молекулярном облаке. Но что породило первые яркие звезды, с которых началась «цепная реакция» звездообразования? Несомненно, это связано с каким-то внешним воздействием на молекулярное облако.

Может быть, на него налетело соседнее молекулярное облако — ведь облака хаотически движутся друг относительно друга в диске Галактики. Скорость сталкивающихся облаков больше, чем скорость звука в их веществе; поэтому такое столкновение могло привести к формированию ударной волны на соприкасающихся краях облаков. Вернее, возникают две ударные волны, которые распространяются в разные стороны от поверхности соприкосновения облаков, и в каждом из них за фронтом ударной волны формируется слой уплотненного газа, способный претерпеть дальнейшую гравитационную конденсацию и фрагментацию. Правда, расчет показывает, что вероятность таких столкновений не очень велика; вряд ли можно ожидать во всей Галактике более одного столкновения за каждые десять миллионов лет. Для наблюдаемого темпа звездообразования в молекулярных облаках этого, по-видимому, недостаточно. Другая возможность связана с взрывами звезд на поздних этапах их эволюции. Такие взрывы наблюдали в нашей Галактике и наблюдают в других галактиках как вспышки сверхновых.

При таком явлении оболочка звезды, а то и весь ее материал, выбрасывается с большой скоростью, что создает в окружающей среде взрывную ударную волну. Если это произошло не очень далеко от соседнего молекулярного облака (в пределах нескольких парсеков), то в этом облаке вполне может возникнуть достаточно значительное уплотнение, чтобы «поджечь» в нем процесс звездообразования. Наконец, ударные волны в молекулярных облаках могут возникнуть благодаря спиральной волне плотности в диске Галактики. Вращение диска Галактики превращает распространяющиеся в нем возмущения в спиральные волны. Эти волны «накатываются» на холодный газ облаков со скоростью, которая больше скорости звука в газе, что и порождает в облаках ударные волны. Астрономы заметили, что в молекулярных облаках, лежащих вдоль спиральных рукавов, зоны Н II встречаются чаще, чем в тех облаках, которые находятся вне рукавов. Возможно, это как раз и связано с ударными волнами, которые возбуждаются в облаках спиральными волнами и порождают в свою очередь горячие звезды. Возможно, все три механизма, о которых мы сказали, способны так или иначе действовать в реальных условиях межзвездной среды; во всяком случае на основании тех данных, которые сейчас имеются, ни одному из них нельзя определенно отдать предпочтение.

Другой вопрос, который возникает в связи с картиной цепной реакции звездообразования, представляется, пожалуй, более трудным. Как объяснить на этом пути образование не только массивных звезд классов О и В, но и обычных звезд, подобных Солнцу, которых больше всего? Эти звезды тоже возникают путем гравитационной конденсации и фрагментации вещества и, вероятно, в тех же вспышках звездообразования, которые порождают массивные звезды. Дробление большого сгустка на крупные фрагменты вряд ли обходится без появления «осколков» меньших масс, которых может быть много больше по числу, чем массивных фрагментов. В процессе дробления, порождающем достаточно большое число фрагментов, могут действовать весьма общие статистические закономерности, не зависящие от природы фрагментирующихся тел и от конкретных механизмов фрагментации. В 40-е годы А. Н. Колмогоров обратил внимание на то, что, согласно многочисленным эмпирическим данным, размеры и массы частичек золота, вымываемых из золотоносного песка, всегда распределены по вполне определенному (логарифмически нормальному) закону.

Наибольшее число частиц имеет некоторую среднюю массу, а меньших и больших по массе частиц тем меньше, чем сильнее отличие их массы от средней. А. Н. Колмогоров доказал, что такое распределение возникает в очень большом числе самых разнообразных процессов дробления, или, как мы бы сказали, каскадной фрагментации, когда исходная масса последовательно делится на всё меньшие части. При этом и исходная масса, и любой ее фрагмент могут распадаться в каждом отдельном акте дробления на произвольное число фрагментов, произвольно распределенных по массам. Нужно только,— но это довольно сильное условие,— чтобы вероятность фрагментации в каждом акте не зависела от величины исходной массы. Астрономические данные о массах звезд, теоретически и наблюдательные соображения о темпе их эволюции позволили Э. Солпитеру (США) построить эмпирический закон распределения звезд по массам. Согласно этому закону число звезд с данной массой тем меньше, чем больше эта масса. В отличие от распределения А. Н. Колмогорова, этот закон не выделяет никакой средней, типичной массы. Но он, вероятно, не распространяется на звезды самых малых масс, которых, по-видимому, должно быть всё же меньше, чем типичных — это означает наличие «завала» к малым массам в действительном распределении звезд.

Реальный закон распределения звезд по массам — с учетом такого «завала» — вряд ли может быть, однако, строго симметричным относительно какой-то типичной массы: скорее всего, имеется перевес в сторону малых масс. Из сопоставления этих соображений с теорией А. Н. Колмогорова следует, что, по-видимому, имеется определенная зависимость вероятности фрагментации от массы фрагментов (т. е. при образовании звезд нарушается условие, принятое в математической теории). Такая зависимость должна иметься в том случае, когда размеры фрагментов в каждом акте дробления лишь немного превышают джинсову длину.

Схема каскадной фрагментации, о которой мы говорили в связи с первыми звездами Галактики, действует и для звезд новых поколений, хотя конкретные физические процессы (теплоотвод, охлаждение и нагрев газа) имеют в этом случае иной характер. Последовательная теория, позволяющая объяснить как характерные массы звезд, так и распределение звезд по массам, должна сочетать в себе идеи каскадной фрагментации с универсальными результатами теории вероятностей, подобными закону Колмогорова. Такая теория пока еще не построена. Но интересно, что каскадная фрагментация при звездообразовании действительно происходит так, что размеры фрагментов близки к критической джинсовой длине, и потому можно ожидать, что закон распределения звезд по массам на самом деле должен быть несимметричным относительно типичной массы, на что и указывает закон Солпитера.

Авторство, источник и публикация:
1. Подготовлено проектом 'Астрогалактика'
2. Публикация проекта 16.12.2006