Rambler's Top100Astronet    
  по текстам   по ключевым словам   в глоссарии   по сайтам   перевод   по каталогу
 

На первую страницу << 10. Молекулярные облака | Оглавление | 12. От облака к звезде >>

Молекулярные облака

"На густо покрытом звездами поле было расположено большое, почти круглое, темное пятно"

Ф. Хойл, роман "Черное облако"

Чем сложнее системы, тем реже они встречаются в природе и тем больший интерес к себе вызывают. Наиболее сложную химическую организацию вещества и наиболее упорядоченные процессы излучения, связанные с мазерными радиоисточниками, мы наблюдаем в межзвездной среде. Большая часть ее вещества, превращаясь в звезды, деградирует и под действием высокой температуры вновь приобретает примитивный химический состав. Однако некоторая часть межзвездной среды, судя по всему, продолжает свое восхождение к вершинам эволюции, т. е. к живому веществу [46].

В космосе обнаружено уже около сотни различных молекул, среди которых немало органических (табл. 10.1). Сам по себе это факт нетривиальный, поскольку при сверхнизких температурах и плотностях, наблюдающихся в межзвездной среде, химические реакции практически не идут. Лишь квантовая химия смогла принципиально разрешить этот парадокс. Оказалось, что даже при температуре 5-10 К химические реакции не прекращаются: они продолжаются внутри и на поверхности пылинок. Причем происходят они не обычным образом, а путем квантовомеханического подбарьерного перехода, для которого участникам реакции не требуется большой кинетической энергии. Как показали расчеты академика В. И. Гольданского, из наиболее распространенных легких элементов (Н, С, N, О) при сверхнизких температурах синтезируются прежде всего уксусная кислота и мочевина. Любопытно, что во многих схемах предбиологической эволюции рассматривается взаимодействие именно этих соединений.

Естественно, что наиболее распространенной в космосе молекулой должа быть молекула водорода H2, но обнаружить ее удалось далеко не сразу, а исследовать распределение в Галактике вообще пока не удалось. Дело в том, что молекула водорода симметрична, а значит, ни ее тепловые колебания, ни ее вращение не приводят к взаимному смещению разноименных электрических зарядов и, следовательно, не вызывают электромагнитного излучения. Ни в видимом, ни в радиодиапазоне у молекулы Н2 нет энергетических переходов. А электронные переходы с нижнего на более высокие уровни лежат в далеком УФ диапазоне, недоступном для регистрации с поверхности Земли. Поэтому молекулу Н2 удалось обнаружить только с помощью космических телескопов по поглощению звездного излучения в полосе Лаймана (991 - 1132 Å).

Химическая
формула
Название молекулы Спектральный
диапазон
Год
открытия
2-атомные молекулы
СНМетилидинОпт1937
CNЦианОпт1940
CH+Метилидин (ион)Опт1941
OHГидроксилР 18 см1963
COМоноокись углеродаР 2,6 мм1970
H2Молекулярный водородУФ1970
CSСероуглеродР 2,0 мм1971
SiOМоноокись кремнияР 2,3 мм1971
SOМоноокись серыР 3,0 мм1973
NSСульфид азотаР 2,6 мм1975
SiSСульфид кремнияР 2,8 мм1975
C2Двуатомный углеродИК1977
NOОкись азотаР 2,0 мм1978
HClХлористый водородИК1985
3-атомные молекулы
Н2ОВодяной парР 1,4 см1968
HCO+Формил (ион, радикал)Р 3,4 мм1970
HCNЦианистый водородР 3,4 мм1970
HNCИзоцианистый водородР 3,3 мм1971
OCSКарбонилсульфидР 2,7 мм1971
H2SСероводородР 1,8мм1972
C2HЭтинил (радикал)Р 3,4 мм1974
N2H+Диазонил (протонизированный азот)Р 3,2 мм1974
HCOФормил (радикал)Р 3,5 мм1975
SO2Двуокись серыР 3,6 мм1975
HNOНитроксилР 3,7 мм1977
HCS+ТиоформилР 3 мм1980
О3ОзонР 1,5 мм1980
SiC2Карбид кремнияР 1-3 мм1984
H2D+Дейтерированный водород (ион)Р 0,8 мм1985
4-атомные молекулы
3АммиакР 1,3 см1968
Н2СОФормальдегидР 6,2 см1969
HNCOИзоциановая кислотаР 3,4 мм1971
H2CSТиоформальдегидР 9,5 см1971
С2Н2АцетиленИК1976
C3NКарбонитрил (цианоэтинил радикал)Р 3,4 мм1976
HNCSРоданистоводородная кислотаР 3 мм1979
HOCO+Протонизированная двуокись углеродаР 3 мм1980
HCNH+Протонизированный цианистый водородР 2-3 мм1984
С3НПропонил (радикал)Р 3 мм1984
С3ОМоноокись триуглеродаР 1,7 см1984
Н3O+Гидроний 1986
С3SСульфид триуглерода 1987
5-атомные молекулы
HCOOHМуравьиная кислотаР 18 см1970
HC3NЦианоацетиленР 3,3 см1970
CH2NHМетаниминР 5,7 см1972
NH2CNЦианамидР 3,7 мм1975
СН2СОКетенР 2,9 мм1976
C4HБутадиинил (радикал)Р 2,6 мм1978
SiH4СиланИК1984
С3Н2Циклопропенилидин (радикал)Р 2 см1985
6-атомные молекулы
СН3ОНМетанол (древесный спирт)Р 36 см1970
CH3CNМетилцианР 2,7 мм1971
NH2CHOФормамидР 6,5 см1971
СН3МетилмеркаптанР 3,0 мм1979
С5НПентадинил (радикал)Р 3 мм1986
Н2ССН2Этилен 1987
7-атомные молекулы
СН3С2НМетилацетиленР 3,5 мм1971
СН3СНОАцетальдегидР 28 см1971
СН3NH2МетиламинР 3,5 мм1974
CH2CHCNАкрилонитрил (винилцианид)Р 22 см1975
HC5NЦианодиацетиленР 3,0 см1976
C6HГексатринилР 22 см1987
8-атомные молекулы
НСООСН3МетилформиатР 18 см1975
CH3C3NМетилцианоацетиленР 1,5 см1983
9-атомные молекулы
СН3СН2ОНЭтиловый (винный) спиртР 2,9 мм1974
(СН3)2ОДиметилэфирР 9,6 мм1974
C2H5CNПропионитрил (этилцианид)Р 3 мм1977
HC7NЦианотриацетиленР 2,9 см1977
СН3С4НМетилдиацетиленР 1,5 см1984
10-атомные молекулы
(СН3)2СОАцетон 1987
11-атомные молекулы
HC9NЦианоктотетренР 2,9 см1977
13-атомные молекулы
HC11NЦианодекапентинР 1,3 см1981
Таблица 10.1. Межзвездные молекулы (спектральный диапазон: Опт - оптический, Р - радио, ИК - инфракрасный, УФ - ультрафиолетовый).

Линии этой молекулы были обнаружены в спектрах нескольких сотен звезд, но, естественно, лишь в том случае, если газовое облако было полупрозрачным и не сильно ослабляло свет звезды. Такие облака не очень интересны с точки зрения процесса звездообразования. Однако эти наблюдения позволили установить два важных факта: во-первых, пыль и газ в межзвездной среде перемешаны достаточно однородно - не существует преимущественно пылевых или газовых облаков; во-вторых, с увеличением плотности и непрозрачности облаков доля молекулярного водорода в них по сравнению с атомарным возрастает - она изменяется от 0,01% у разреженных облаков, лежащих на высоких галактических широтах, до 60% у плотных, почти непрозрачных облаков, сквозь которые с трудом может пройти излучение звезды. В более плотных облаках практически весь водород находится в молекулярной форме.

Существует еще одна, редкая возможность наблюдать молекулы H2: речь идет об их слабом излучении в ИК диапазоне, где находятся квадрупольные линии излучения, образующиеся при энергетических переходах молекулы между вращательными и вращательно-колебательными уровнями. Эти линии наблюдаются там, где газ нагрет до (1 - 4) 103 К, но УФ излучение, способное разрушить молекулы, отсутствует, т. е. за фронтами ударных волн. Они возбуждаются либо при взаимном столкновении облаков, либо под действием звездного ветра от молодых массивных звезд. ИК излучение молекулы Н2 - возникает в сравнительно тонком слое газа непосредственно за фронтом ударной волны, там где температура газа максимальна. За счет этого излучения газ быстро остывает и молекулы снова становятся невидимыми.

Таким образом, многочисленные молекулы H2 почти не дают о себе знать; в этом смысле они могут соперничать со скрытым веществом Галактики. Поэтому астрономы изучают свойства холодного газа по излучению других, менее распространенных молекул. Второй по распрастраненности после водорода является молекула угарного газа СО. Хотя их в тысячи раз меньше, чем молекул водорода, обнаруживаются они значительно легче. При низких температурах, господствующих в плотных облаках, молекулы Н2 с их высокоэнергетическими уровнями практически не возбуждаются; зато молекулы СО, имеющие уровни в радиодиапазоне, возбуждаются весьма охотно и излучают на волне 2,6 мм.

Именно на эту волну настроены многие радиотелескопы во всем мире: молекула СО уже второе десятилетие служит самым популярным индикатором холодной межзвездной среды. И ценят ее не только за относительную легкость обнаружения, но и за удивительное сродство с молекулой водорода: где одна, там и другая. А причина кроется в одном любопытном совпадении.

Вообще говоря, молекула водорода не очень прочна: для ее разрушения (диссоциации) нужна энергия в 4,5 эВ или больше. Такую энергию имеют кванты с l < 2756 Å. Подобных УФ квантов в Галактике много: их излучают все горячие звезды. Однако молекула Н2 поглощает эти кванты весьма неохотно. Виной тому, как и в случае с излучением, высокая степень симметрии молекулы. Поэтому, как правило, разрушение молекул водорода происходит следующим образом. Квант с энергией 11,2 эВ переводит один из электронов молекулы в возбужденное состояние. Обратный переход в основное состояние обычно сопровождается излучением такого же кванта, но иногда энергия молекулы расходуется не на излучение кванта, а на возбуждение внутренних колебаний молекулы, которые заканчиваются ее распадом. Поэтому условно можно считать, что энергия диссоциации молекулы Н2 составляет 11,2 эВ.

И вот оказывается, что энергия диссоциации молекулы СО почти в точности такая же: она равна 11,1 эВ. Поэтому обе молекулы существуют и разрушаются практически в одних и тех же областях межзвездной среды. Вот почему радиоастрономы уверены, что там, где зарегистрирована молекула СО, обязательно присутствует и молекулярный водород. Как видно из табл. 8.1, молекулярный газ в Галактике занимает ничтожный объем. Причина этого в относительной непрочности молекул. Как известно, жесткие УФ кванты с энергией более 13,6 эВ ионизуют атомы водорода и поэтому полностью поглощаются межзвездной средой в непосредственной близости от горячих звезд. Но более мягкие кванты, в том числе и с энергией 11,1 - 11,2 эВ почти беспрепятственно распространяются в Галактике и разрушают молекулы водорода и угарного газа, как, впрочем, и большинство других молекул. Единственное место, где молекулы могут выжить - это недра плотных газо-пылевых облаков, куда ультрафиолетовое излучение не проникает (рис. 10.1).

Распределение молекулярных облаков вдоль Млечного Пути

Распределение молекулярных облаков вдоль Млечного Пути
Рис. 10.1. Распределение молекулярных облаков вдоль Млечного Пути в созвездиях Лебедь, Лисичка, Стрела, Орел и Щит. Внизу: радиокарта излучения молекулы CO. Вверху: фотография Млечного Пути с нанесенным на неё контуром областей радиоизлучения. Заметно хорошее совпадение областей концентрации молекул (в радио) и пыли (в оптике).

Обычно чем больше плотность облака, тем более разнообразные молекулы в нем встречаются. Радионаблюдения в линиях молекул СО, ОН, NH3, HCN позволяют заглянуть практически в любую часть облака с разнообразными физическими условиями. Наблюдения нескольких линий одной молекулы дают возможность определить изотопный состав газа, его плотность и температуру. В табл. 10.1 не приведены различные изотопические аналоги молекул, хотя их встречается довольно много. Например, у молекулы угарного газа наблюдается несколько аналогов: наиболее распространенный 12С16О, который обычно записывают просто как СО, а также менее распространенные - 13СО, С17О, С18О и очень редкий 13С18О. Линии излучения этих молекул чуть-чуть не совпадают друг с другом (изотопический сдвиг), и это помогает детально исследовать облако: если в линии распространенного изотопа облако непрозрачно, то в линии редкого изотопа оно просвечивает насквозь.

Доплеровское смещение молекулярных линий позволяет измерять скорость облаков в Галактике и отдельных конденсаций внутри облака, а полный поток в линиях излучения прямо связан с числом молекул в облаке, а значит, и с его массой. Правда, связь эта не всегда простая.

До сих пор точно не измерено соотношение между числом молекул СО и Н2. Вероятно, оно различается не только от одной галактики к другой, но и в различных частях нашей Галактики. Обычно считают, что на каждую молекулу 13СО приходится порядка миллиона молекул Н2. Но точное значение коэффициента перехода еще не установлено, поэтому оценка массы молекулярных облаков у разных исследователей может различаться в 2-3 раза.

До 1975 г. радиоастрономы достаточно подробно изучили лишь облака нейтрального атомарного водорода (HI), обычно имеющие массы от 1 до 103 M$_\odot$. Полная масса атомарного водорода в Галактике составляет 3 109 M$_\odot$, причем большая часть облаков HI находится на периферии диска, за пределом орбиты Солнца.

После 1975 г., когда были закончены первые, еще неполные обзоры галактического диска в линии молекулы СО, стало ясно, что масса межзвездной среды раза в два больше, чем считалось раньше. Большинство астрономов считает сейчас, что масса молекулярного водорода в Галактике около 3 109 M$_\odot$, и почти весь он находится внутри орбиты Солнца. А если учитывать не только водород в различных формах, но также гелий и другие элементы, то полная масса межзвездной среды оценивается в 8 109 M$_\odot$. Это составляет около 5 % от массы Галактики в пределах радиуса 16 - 18 кпк, т.е. в пределах видимого тела Галактики.

До сих пор, используя термин "облака", мы ни разу не определили точно, что же это такое. В общем, аналогия с облаками на земном небосводе, которая естественно приходит на ум каждому читателю, недалека от истины. Но при выделении межзвездных облаков есть свои тонкости и даже некоторая несогласованность терминологии. Желая увидеть по возможности больше галактических облаков, радиоастрономы наблюдают их в тех линиях излучения, в которых облака почти прозрачны, а следовательно, сливаются друг с другом. К счастью, разделить облака помогает разница в их лучевых скоростях. Этот метод не работает только в направлениях на центр и антицентр Галактики, поскольку, там все облака имеют лучевую скорость, близкую к нулю.
Двумерная радиокарта в линии излучения молекулы СО
Рис. 10.2. Двумерная (в проекции на небесную сферу) радиокарта в линии излучения молекулы СО гигантского молекулярного облака, связанного с областью звездообразования W51.

Обычно облака выделяются повышенной яркостью излучения (рис. 10.2). Картина распределения яркости полезна для изучения структуры облака, для поиска в нем уплотнений, горячих областей. Обычно в центре облака находится одно или несколько плотных образований - ядер. Если наблюдения ведутся с аппаратурой низкой чувствительности, то замеченными окажутся только ядра и будут интерпретированы как группа самостоятельных облаков. Для более чувствительной аппаратуры оказывается доступным и менее плотное вещество, в которое погружены ядра. В этом случае весь конгломерат назовут одним облаком со сложной структурой. Это и есть источник неопределенности.

Чтобы понятие "облако" стало более четким, необходимо ввести какой-то количественный критерий. Можно было бы, например, установить границей облака определенный уровень поверхностной яркости. Но при наблюдении облаков в проекции друг на друга, а это случается очень часто, их излучение складывается и расшифровать картину становится невозможно. Но, как отмечалось выше, разделить излучение разных облаков помогает разница их лучевых скоростей, изменяющая, благодаря эффекту Доплера, длину волны молекулярных линий. К тому же молекулярный газ, как самая холодная и спокойная составляющая Галактики, движется почти точно в галактической плоскости по круговым орбитам. Поэтому, зная лучевую скорость облака относительно Солнца, можно довольно точно определить их взаимное расстояние: ведь скорость движения по круговой орбите не зависит от времени и однозначно связана с распределением вещества в Галактике, которое изучено достаточно надежно.

Таким образом, лучевая скорость облака эффективно играет роль третьей пространственной координаты. С появлением у радиоастрономов многоканальных приемников - своеобразных радиоспектрографов, они стали исследовать межзвездную среду в трехмерном пространстве {b, l, v}, координатами которого являются галактическая широта (b), галактическая долгота (l) и лучевая скорость (v), фактически эквивалентная расстоянию от наблюдателя. Как известно, астрономы-оптики имеют такую ситуацию лишь для космологических расстояний.
Квазитрехмерное изображение того же облака, что и на рис. 10.2.
Рис. 10.3. Квазитрехмерное изображение того же облака, что и на рис. 10.2. В качестве границы облака принята поверхность равной яркостной температуры T = 4 K.

Пример перехода от двумерного представления облаков к трехмерному мы видим на рис. 10.2 и 10.3. Если на первом из них замкнутые линии объединяют на плоскости точки с одинаковой яркостной температурой, то на втором это уже не линии, а замкнутые поверхности. Точнее говоря, это одна многосвязная поверхность, объединяющая точки с температурой Т = 4 К. Выбор такого значения температуры, конечно, условен. Можно было выбрать Т = 3 К или 5, 6, 7 К. В этом случае мы увидели бы очертания, соответственно, менее плотных - наружных, или более плотных - внутренних частей облака.

Таким образом, с точки зрения радиоастрономии, межзвездное облако - это область равной антенной температуры в пространстве {b, l, v}. Ясно, что рис. 10.2 и 10.3 не исключают, а дополняют друг друга. Двумерное изображение позволяет заглянуть в глубь облака, но дает весьма смутное представление о его форме и даже о количестве облаков, лежащих на луче зрения. Трехмерное представление содержит значительно больше информации о топологии облака, но не позволяет одновременно изобразить внешние и внутренние его области. К тому же трехмерное изображение не совсем точно отражает геометрическую форму облака. Обратите внимание на сигарообразную форму отдельных конденсаций облака. Она возникла на изображении по той причине, что вещество облака движется не только под действием гравитационного поля Галактики, но ощущает также притяжение других частей облака и давление окружающего газа. Любое отклонение от точного кругового движения по галактической орбите заставляет точки поверхности на рис. 10.3 перемещаться по координате v. Поэтому на рисунке многие части облака оказались вытянуты вдоль этой координаты: так проявило себя хаотическое движение газа внутри них.

Как показывают наблюдения, молекулярные облака могут иметь самую разную массу: от единиц до миллионов масс Солнца. Именно эти, наиболее массивные облака, сильнее всего поразили воображение астрономов. Они получили название "гигантские молекулярные облака" (ГМО). Обычно нижней границей их массы считают значение 105 M$_\odot$, но некоторые специалисты предпочитают значение 5 104 M$_\odot$. Выбор между этими значениями не столь уж важен, если вспомнить о невысокой точности измерения массы самих облаков.

Обзоры галактического диска в линии излучения молекулы СО и подсчет облаков различной массы показывает, что распределение облаков по массе (спектр масс) может быть выражено простой формулой: dN/dM = AMa, где А - постоянная, зависящая от полного числа облаков, попавших в обзор, а a - показатель степени. Из наблюдений следует, что a = -1,55 0,10, но для простоты обычно считают, что a = -3/2.
Распределение молекулярных облаков по массе.
Рис. 10.4. Распределение молекулярных облаков по массе (дифференциальный спектр масс). Наблюдения полны в области М ³ 5 104 М$_\odot$, где они хорошо аппроксимируются степенной функцией (штриховая линия). В области меньших масс наблюдения неполны, т. е. в процессе подсчета учтены не все облака.

Как мы знаем, распределение звезд по массе тоже описывается подобной степенной функцией, но для них a = -2,4. При таком значении a количество звезд стремительно увеличивается с уменьшением их массы, так что большая часть вещества Галактики заключена в маломассивных звездах. Спектр масс молекулярных облаков имеет не такой крутой наклон, поэтому большая часть холодного газа содержится в немногочисленных наиболее холодных облаках (рис. 10.4). Так, 90% молекулярного газа заключено в облаках с М ³ 105 M$_\odot$, т. е. в ГМО. Их в Галактике около 6000. А 30% молекулярного газа содержится в облаках с М ³ 106 M$_\odot$; их всего около 1000. Таким образом, именно гигантские молекулярные облака служат главным резервуаром холодного плотного газа - предшественника новорожденных звезд.

Основные параметры ГМО представлены в табл. 10.2, в которой указаны их типичные и крайние значения. Накопленные к середине 80-х годов результаты наблюдения ГМО показали, что существует два типа (или, как говорят, две подсистемы) ГМО - теплая и холодная. Как явствует из названия, они различаются температурой газа. В качестве пограничного значения принято считать кинетическую температуру газа Tкин = 10 К. У холодных облаков Tкин = 5 - 10 К, а у теплых Tкин = 11 - 30 К. Холодные облака имеют относительно меньшую массу и заполняют весь диск Галактики - как рукава, так и межрукавное пространство. Поэтому подсистему холодных облаков называют населением диска. Процесс звездообразования в недрах этих облаков если и протекает, то очень вяло.

Теплые облака, напротив, тесно ассоциируют в пространстве с областями HII, с горячими О- и В-звездами, с остатками вспышек сверхновых, т. е. с очагами звездообразования. По существу, сами теплые облака являются очагами звездообразования, потому они и теплые. Подобно молодым звездам теплые ГМО распределены по диску Галактики очень неравномерно: есть все основания считать, что и те и другие сконцентрированы в спиральных рукавах. Поэтому теплые облака относят к населению рукавов.

Параметр Среднее значение Диапазон значений
Масса, M$_\odot$5 1055 104 - 5 106
Радиус, пк2010 - 50
Средняя плотность, Н2/см3300100 - 103
Температура, К105 - 30
Гравитационная энергия связи GM2/R, эрг10511050 - 1052
Энергия диссоциации молекулярного водорода, эрг2 10523 1051 - 1053
Скорость ухода с поверхности, км/с1510 - 20
Скорость турбулентного движения газа внутри облака, км/с92 - 17
Характерное время жизни, лет108107 - 109
Индукция магнитного поля, Гс5 10-5(2 - 10) 10-5
Таблица 10.2. Параметры гигантских молекулярных облаков.

Заметим, что делить ГМО на два разных населения нельзя столь однозначно, как мы это делаем со звездами. Звезде гало уже никогда не стать звездой диска, а звезда диска никогда не станет малометалличной звездой гало. Облака же, пересекая в своем галактическом вращении спиральные рукава, могут из холодного состояния переходить в теплое, а возможно, и вновь становиться холодными. Вообще процесс формирования ГМО и инициирования в них звездообразования изучен пока слабо. Разговор об этом нам еще предстоит в следующих главах. Ясно лишь, что на эволюцию ГМО огромное влияние оказывают окружающие условия: столкновения с другими облаками, наличие вблизи горячих звезд или вспышки сверхновой, пересечение галактической ударной волны на краю спирального рукава. Поэтому облако испытывает постоянные превращения, и его вещество непрерывно обменивается между различными составляющими межзвездной среды и звездным населением Галактики.
Основные структурные элементы гигантского молекулярного облака.
Рис. 10.5. Основные структурные элементы гигантского молекулярного облака.

В отличие от маломассивных облаков атомарного и молекулярного водорода гигантские молекулярные облака имеют сложную внутреннюю структуру. Некоторое упрощенное представление о ней дает рис. 10.5 и табл. 10.3. Такая "матрешечная" структура, когда более мелкие и плотные конденсации вложены в более крупные и разреженные, вообще говоря, характерна для самогравитирующих объектов - звезд, планет. В эволюции маломассивных облаков гравитация играет второстепенную роль; более важной для них является сила газового давления. Поскольку различные фазы межзвездной среды не разделены твердыми стенками, давление между ними в большинстве случаев выравнивается и близко к P0 µ Т n = 2000 К см-3. В диффузных облаках газ плотнее и холоднее, чем в межоблачной среде, но давление в них одинаковое и поэтому они пребывают в относительном равновесии.

Физический параметр Малые
уплотнения
Мелкомасштабные
конденсации
Крупномасштабные
конденсации
Основное
тело
Оболочка HI
Масса, M$_\odot$1102 - 103104105 - 106105
Радиус, пк0,111 - 1010 - 10050
Температура, К2020201050
Плотность, Н2/см3104 - 1051045 103300100 (Н)
Гравитационная
энергия связи, эрг
10421045 - 10471048 - 10491050 - 10511049
Энергия диссоциации
молекул,эрг
10471049 - 105010511052 - 1053-
Время свободного
сжатия, лет
(1-4) 1054 1055 1052 1065 106
Таблица 10.3. Физические параметры основных структурных элементов гигантских молекулярных облаков.

Если в каком-то месте межзвездной среды давление возрастает (например, в облаке сформировалась звезда и нагрела его), то газ расширяется и давление падает до значения Р0. Поэтому горячие плотные облака - эмиссионные туманности существуют не долго. Обычно они расширяются с околозвуковыми скоростями (~10 км/с) и живут порядка 1 млн лет.

ГМО по многим признакам значительную часть своей жизни проводят в стационарном состоянии, но равновесие в их недрах поддерживается весьма своеобразно. Не газовое давление играет в нем определяющую роль, хотя и оно достаточно велико. Главное противоборство происходит между гравитацией и динамическим давлением крупномасштабных потоков вещества, движущихся со скоростью 2-10 км/с. Это существенно сверхзвуковое движение: при температуре 10 К скорость звука в газе составляет 0,2 км/с. ГМО - единственный сорт межзвездных облаков, расширение которых сдерживается собственной гравитацией, а не давлением окружающего газа.

Как долго может поддерживаться равновесие внутри ГМО? Для нас этот вопрос не праздный: только в том случае, когда гравитация выигрывает поединок, и происходит сжатие облака, могут рождаться звезды. Физикам хорошо известно, что при дозвуковом течении газа кинетическая энергия потоков рассеивается постепенно вследствие молекулярной вязкости. Но чем больше скорость, тем важнее становятся крупномасштабные возмущения, турбулентность, тем быстрее разрушаются потоки. При сверхзвуковом течении столкновение потоков порождает ударные волны, в которых их кинетическая энергия мгновенно "разменивается" в тепловую и уносится излучением. Без постоянного подвода энергии сверхзвуковые потоки быстро затухают.

Поскольку это крупномасштабные потоки, и их размер сравним с размером ГМО, то считается, что за время своей жизни поток может не более одного раза пересечь облако прежде, чем он столкнется с подобным ему потоком и прекратит свое существование. Если радиус типичного ГМО R = 20 пк, а скорость потока v » 9 км/с, то необходимое для этого время Dt = 2R/v = 5 106 лет. Нетрудно оценить полную кинетическую энергию газа в облаке: Eкин = Mv2/2 = 6 1050 эрг. Значит, для поддержания достаточно быстрого движения газовых потоков к облаку необходимо подводить энергию с мощностью Eкин/Dt = 4 1036 эрг/с. Каков может быть источник этой энергии?

Источником наиболее крупномасштабных газовых потоков в ГМО могут быть его взаимные столкновения с облаками меньшей массы, которые происходят примерно раз в миллион лет. Сверхзвуковое движение газа в масштабе порядка 1 пк могут генерировать молодые звезды, которые, как мы узнаем дальше, часто являются источниками быстрых газовых потоков. Новорожденная маломассивная звезда обычно выбрасывает два противоположно направленных потока газа с мощностью ~(1032- 1033) эрг/с. Массивные звезды делают это значительно энергичнее (до 1037 эрг/с). Поэтому процесс звездообразования в облаке может некоторое время поддерживать его в относительном равновесии, хотя рождение массивных звезд в итоге приводит к разрушению облака.

При изучении ГМО особый интерес представляют их ядра: происходящие в них процессы самым непосредственным образом связаны с формированием звезд. Группа американских радиоастрономов исследовала в 1987 г. ядра двух массивных ГМО. Наблюдения проводились с высоким угловым разрешением 2¸6" в линиях излучения различных молекул (НСО+, HCN, SiO и др.), а также в радиорекомбинационных линиях водорода и в континууме. Одно из исследованных облаков связано с яркой HII-областью W 51, что расположена в спиральном рукаве Стрельца. В этом облаке плотное ядро имеет диаметр 1,4 пк и массу 5 104 М$_\odot$. Хотя облако в целом вращается довольно медленно, его ядро вращается со значительно большей угловой скоростью, что указывает на недавнее сжатие ядра с сохранением момента вращения ("эффект фигуристки"). Не исключено, что сжатие ядра еще продолжается. Во всяком случае, признаков звездообразования в этом ядре пока не заметно: оно не имеет высокой ИК светимости и других признаков рождения звезд.

Подобная картина наблюдается и в ранее изученном облаке, связанном с HII-областью W 58. Размер ядра у этого облака около 1 пк, масса ~104 М$_\odot$, а температура молекулярного газа около 40 К. Как и ядра других облаков, это ядро быстро вращается: скорость на краю достигает 6 км/с, а направление совпадает с направлением вращения Галактики. Правда, Галактика совершает один оборот за 2 108 лет, а ядро облака за 5 105 лет. Очевидно, ядрышко раскрутилось при сжатии. Но на первом этапе сжатия оно не могло этого сделать: пока сжимающееся облако было полупрозрачным и частично ионизованным, межзвездное магнитное поле оставалось "вмороженным" в него и, как резиновый жгут, связывало между собой медленно вращающуюся межзвездную среду и быстро вращающееся облако, тормозя тем самым его вращение. В какой же момент поле отпустило центральную часть облака, дав ей возможность сжиматься с сохранением момента и приобрести угловую скорость в сотни раз превосходящую скорость галактического газа?

Используя закон сохранения момента, легко рассчитать, что когда ядро облака вращалось синхронно с газовым диском Галактики, его размер был около 20 пк, а плотность примерно 100 см-3. С другой стороны, можно рассчитать, в какой момент, сжимаясь, облако стало оптически непрозрачным. Именно в этот момент УФ излучение окружающих звезд перестало проникать в облако, газ стал быстро остывать, из ионизованного он стал нейтральным, а с нейтральным газом, как известно, магнитное поле не взаимодействует. Так вот, оказывается, что магнитное поле отпустило газ, когда размер ядрышка был 20 пк и плотность, естественно, 100 см-3. Значит, с этого момента ядрышко действительно могло сжиматься самостоятельно, увеличивая свою угловую скорость. Сценарий эволюции ядрышка получается, как говорят теоретики, самосогласованным.

Сейчас, в момент наблюдения, ядро облака, по-видимому, стабилизировалось: центробежная сила уравновесила гравитацию, и сжатие прекратилось. Активность новорожденных звезд тоже может играть роль в поддержании равновесия. Во всяком случае, заметная ИК светимость ядра говорит о том, что процесс звездообразования там уже начался.

Значительно дальше проэволюционировало в этом смысле ядро другого массивного ГМО, связанного с HII-областью W 49. Это облако находится на расстоянии 14 кпк от Солнца, но методами радиоспектроскопии динамику его ядра удалось изучить достаточно подробно. При радиусе около 1 пк ядро, так же как в случае W 51, имеет массу 5 104 М$_\odot$. Заметим, что массы этих ядер определялись надежным динамическим методом, основанным на измеренной скорости их вращения: М » Rv2/G. Этот метод учитывает гравитирующую массу в любой форме - не только в виде газа, но и в виде звезд. А звезд, судя по всему, там немало.

При полной массе ~106 M$_\odot$ облако W 49 имеет ИК светимостью ~107 L$_\odot$, что указывает на активно протекающее в нем звездообразование. При этом почти все индикаторы новорожденных звезд (Н2О-мазеры, биполярные потоки, плотные области ионизованного газа) сосредоточены в области ядра. По излучению в радиоконтинууме обнаружено 40 отдельных плотных конденсаций ионизованного газа, в каждой из которых, вероятно, находится недавно сформировавшаяся О-звезда. Дюжина или больше таких звезд образуют кольцевую структуру по периферии ядра. Поскольку такая структура динамически неустойчива и вряд ли может существовать более одного оборота, образующие ее звезды должны были сформироваться за время менее 1 млн. лет (»R/v). Естественно полагать, что кроме массивных О-звезд в этой области сформировались и звезды меньших масс. При нормальном распределении звезд по массе (функция Солпитера) в ядре W 49 сейчас должно быть не менее 104 M$_\odot$ молодых звезд. Это заметная доля массы ядра в целом. Вероятно, ядра ГМО в некоторых случаях почти целиком превращаются в звезды.

Американские астрофизики, исследовавшие облако W 49, считают, что как и в случае с W 58 резкий коллапс ядра и вызванное этим одновременное рождение большого количества звезд может быть связано с тем, что давление магнитного поля, препятствовавшее сжатию ядра, в какой-то момент резко ослабло. Как мы знаем, это происходит в тот момент, когда в результате охлаждения газа электрическая проводимость достигает критически низкого значения, при котором магнитное поле быстро диссипирует, т. е. исчезает, преобразуя свою энергию через затухающие электрические токи в джоулево тепло.

Как правило, в центральной части ГМО находится не одно, а несколько компактных уплотнений, которые мы по традиции называем ядрами. То, что ядро не одно, легко объяснить: обычно облака имеют сложную форму, далекую от шарообразной, и уже поэтому нельзя ожидать, что сила тяготения будет выделять только одно ядро. К тому же формирование локальных уплотнений может происходить при столкновении сверхзвуковых потоков газа, которые движутся во всем объеме облака.

Но особенно интересный случай представляют кратные ядра, происхождение которых связывают с процессом гравитационной фрагментации. Расстояние между ядрами того же порядка, что и их собственный размер (~<1 пк), поэтому вполне вероятно, что это фрагменты некогда единого ядра, разделившегося при сжатии под влиянием центробежных сил и гравитационной неустойчивости. В табл. 10.4 приведены параметры некоторых двойных ядер по результатам наблюдений в далеком ИК и субмиллиметровом диапазонах. Температура газа в этих ядрах 30-50 К, плотность молекулярного водорода 105 - 3 106 см-3, а поглощение света достигает сотен звездных величин. Ядра в этих парах движутся друг относительно друга со скоростями 1,4 - 4,0 км/с. Возможно, что это взаимное орбитальное движение, такое же как у звезд в двойных системах.

Облако Параметры ядер
размер, пк масса, M$_\odot$
W 30,5
0,3
650
450
OMC0,1
0,1
100
100
S 2550,7
0,3
350
500
Таблица 10.4. Параметры двойных ядер у некоторых ГМО.

Любопытно, что будет происходить с двойными ядрами, когда в них начнут формироваться звезды? Судя по массам ядер, каждое из них может стать предком нормального рассеянного скопления. Сохранят ли они после этого свою гравитационную связь друг с другом? Расчеты показывают, что если звездообразование будет протекать достаточно эффективно, и большая часть газа превратится в звезды, то это вполне возможно: из двойных ядер родятся двойные звездные скопления. Если же в звезды превратится менее половины массы ядер, то они не смогут удержаться рядом, и система распадется.
Двойное звездное скопление в созвездии Персей.
Рис. 10.6. Двойное звездное скопление c и h Per в созвездии Персей.

Астрономам известны некоторые случаи, когда звездные скопления расположены очень близко друг к другу и имеют сходные параметры: возраст, массу, пространственное движение. Например, знаменитая пара рассеянных скоплений c и h Персея в нашей Галактике (рис. 10.6). Размер центральных, наиболее плотных частей их ядер составляет около 2 пк, радиусы самих скоплений около 10 пк, но к тому же они окружены "коронами" из молодых звезд, простирающимися на многие десятки парсеков [47]. Это очень молодой звездный агрегат: его возраст порядка 1 млн. лет. Среди старых звездных скоплений - как рассеянных, так и шаровых,- двойные системы не обнаружены.

Одной из главных причин, разрушающих двойные звездные скопления, служат гравитационные возмущения со стороны близко пролетающих ГМО. Но этим роль массивных облаков в жизни звездного скопления не ограничивается: массы ГМО столь велики, что они способны нарушить не только связь между скоплениями, но и взаимную связь звезд внутри каждого из них. Именно гравитационные "удары" со стороны ГМО разрушают рассеянные скопления в диске Галактики.

Так любопытно завершается одна из спиралей космической эволюции: рожденное в облаке скопление звезд другими подобными облаками разрушается.



<< 10. Молекулярные облака | Оглавление | 12. От облака к звезде >>

Публикации с ключевыми словами: Протозвезды - звездообразование
Публикации со словами: Протозвезды - звездообразование
См. также:
Все публикации на ту же тему >>

Мнения читателей [4]
Оценка: 3.1 [голосов: 96]
 
О рейтинге
Версия для печати Распечатать

Астрометрия - Астрономические инструменты - Астрономическое образование - Астрофизика - История астрономии - Космонавтика, исследование космоса - Любительская астрономия - Планеты и Солнечная система - Солнце


Астронет | Научная сеть | ГАИШ МГУ | Поиск по МГУ | О проекте | Авторам

Комментарии, вопросы? Пишите: info@astronet.ru или сюда

Rambler's Top100 Яндекс цитирования