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

На первую страницу << 12. От облака к звезде | Оглавление | 14. Звезды типа Т Тельца >>

Что же такое протозвёзды?

"Из чего же возникают эти группы звёзд? Тела, из которых эти группы формируются, должны еще присутствовать во многих ассоциациях, где мы имеем явные признаки того, что звездообразование интенсивно продолжается... Эти тела, излучение которых в видимой области спектра не наблюдается и которые нам непосредственно не видны, были нами названы протозвездами."

Академик В. А. Амбарцумян



"Единомыслие - вот в чем тупик развития... Ложная мысль, давшая повод к опровержению, продвигает познание дальше, чем повторение сотни превосходных истин. Автор "стимулирующий ошибки"... не менее достоин уважения, чем человек, сумевший опровергнуть ее."

Член-корреспондент АН СССР
Г. А. Заварзин (1988 г.)

Описанное выше представление о рождении звезд сформировалось к середине 60-х годов и сразу же получило признание у астрономов-наблюдателей. Теория Хаяши позволила непринужденно объяснить множество явлений, казавшихся до того, по меньшей мере, странными. Прежде всего теория подтвердила, что неправильные переменные звезды типа Т Тельца и так называемые Ae- и Be-звезды Хербига являются протозвездами (раньше на это указывали лишь косвенные аргументы). На диаграмме Герцшпрунга - Рессела молодых звездных скоплений эти звезды лежат заметно выше главной последовательности, что противоречило теории "лучистых" треков, но непринужденно объяснялось теорией Хаяши.

Познакомившись с новой теорией, астрономы сразу же попытались с ее помощью объяснить загадку переменной звезды FU Ориона. Как-то, просматривая старые фотопластинки, Г. Хербиг обнаружил, что в 1936 г. эта звезда за 120 сут увеличила свою яркость в 250 раз (см. рис. 13.1). С такой амплитудой могут вспыхивать только Новые. Однако в отличие от них FU Ориона, во-первых, находится в области звездообразования, а во-вторых, ее яркость не меняется на протяжении уже нескольких десятков лет и остается высокой, тогда как оболочка Новой при расширении быстро остывает, и яркость ее падает.

Изменение блеска звезды FU Ориона
Рис. 13.1. Изменение блеска звезды FU Ориона.

Впоследствии были открыты еще несколько таких объектов, получивших название "фуоры" - по имени первого представителя этого класса (см. табл. 13.1). Было весьма соблазнительно интерпретировать феномен фуора как переход протозвезды от стадии быстрого сжатия к медленному: в этот момент ударная волна выходит на поверхность протозвезды, и яркость ее стремительно возрастает. Такая возможность приложения новой теорию к наблюдениям произвела на астрономов большое впечатление.

Таблица 13.1. Фуоры (объекты типа FU Ori)

Название Координаты
a (1950) d
Момент максимума блеска Амплитуда вспышки Время возрастания блеска
FU Ori05h42m38s + 09 03'19376m120 - 380 сут
V 1057 Cyg20h57m06s + 44 03'19705,5m390 сут
V 1515 Cyg20h22m03s + 42 02'1980?4mменее 13 лет
V 1735 Cyg21h45m27s + 47 18'после 1952,
но до 1965
более 5m?
V 346 Nor16h28m57s - 44 49'после 1984более 2mменее 7 лет
Таблица 13.1. а) Звезды, у которых наблюдалось увеличение блеска.



Название Координаты
a (1950) d

     Характерными признаками для зачисления звезд в эту группу считался поздний спектральный класс (F - К), профиль типа Р Cyg у спектральной линии Нa, быстрое вращение звезды, интенсивная потеря вещества в виде звездного ветра, наличие полосы СО (2 мкм) и линии LiI l 6707 Å.

L 1551 / IRS 504h28m40s + 18 01'
Z CMa07h01m23s - 11 28'
V 1025 Таu04h32m54s + 22 48'
SU Anr04h52m47s + 30 29'
BBW 7607h48m40s - 32 58'
Таблица 13.1. б) Звезды - кандидаты в фуоры по спектральным признакам.

Теория Хаяши соответствовала наблюдениям не только качественно, но в некоторых случаях и количественно. Приведем такой пример. Большинство звезд типа Т Тельца погружены в плотные газо-пылевые облака, из вещества которых они, судя по всему, и родились. Однако наблюдаются такие звезды и вне облаков, хотя и недалеко от них. Измерив скорость движения звезды в пространстве и разделив на эту скорость расстояние до ближайшего облака, можно определить время, в течение которого звезда удаляется от места своего предполагаемого рождения. Оказалось, что это время, как правило, совпадает с возрастом звезды, который можно найти, сравнивая ее положение на диаграмме Герцшпрунга - Рессела с теоретическими расчетами Хаяши.

Таким образом, со стороны наблюдателей в это время претензий к теории не было. Однако вскоре претензии появились у теоретиков. Во второй половине 60-х годов они обратили внимание на то, что уже в исходном состоянии распределение плотности газа в облаке не может быть однородным. Поскольку продолжительность быстрого сжатия (tff) уменьшается с ростом плотности, малая начальная неоднородность облака должна резко возрастать уже на стадии изотермического сжатия. С учетом этого обстоятельства американский астрофизик Р. Ларсон первым теоретически проследил превращение облака в звезду. В 1969 г. он выполнил численные расчеты, результат которых для облака массой 1 М$_\odot$ и начальной плотностью 10-19 г/см3 мы сейчас коротко опишем.

Вскоре после начала сжатия распределение плотности в облаке становится очень неоднородным: плотность существенно возрастает к центру. Спустя время, равное 1,3 tff, центральная область становится непрозрачной для инфракрасного излучения, и температура в ней начинает быстро увеличиваться. Вскоре формируется ядро, параметры которого в начальный момент следующие: Т = 200 К, М = 0,05 M$_\odot$, R = 102 R$_\odot$. Как и в модели Хаяши - Накано вокруг ядра возникает ударная волна, отделяющая непрозрачную область равновесия от свободно падающей изотермической оболочки.

Медленное сжатие ядра продолжается до тех пор, пока при температуре около 2000 К не начнется разрушение молекул водорода, а вскоре и ионизация его атомов. Эти процессы поглощают много энергии; равновесие ядра нарушается, и оно стремительно сжимается. Новое состояние равновесия теперь уже у плазменного ядра наступает при следующих параметрах: Т » 2 104 К, М = 1,5 10-3 M$_\odot$, R = 1,3 R$_\odot$. Это ядро более компактно, чем в модели Хаяши - Накано, и поэтому скорость падающего на его поверхность вещества больше - около 15 км/с. Соответственно выше оказываются температура и светимость в ударной волне.

Другое существенное отличие заключается в том, что к моменту образования плотного ядра основная масса оболочки имеет почти такие же параметры, как и в начале сжатия. Причина в том, что существенное уменьшение плотности от центра к краю протозвезды вызывает перепад давления, который замедляет сжатие. В результате возникает качественно новое состояние: горячее компактное ядро, интенсивно излучающее в оптическом диапазоне, на которое сравнительно долго (около 1 млн лет) происходит аккреция (падение) вещества протяженной оболочки.

Рост массы ядра за счет аккреции продолжается до тех пор, пока не упадет все вещество. В этот период, протозвезда для внешнего наблюдателя выглядит как крайне холодный, инфракрасный объект, поскольку излучение ядра полностью поглощается веществом оболочки и переизлучается в длинноволновом диапазоне спектра.

В некотором смысле сходная ситуация возникала и в расчетах японских астрофизиков, когда объект проходил стадию адиабатического сжатия. Однако продолжительность этой стадии столь невелика (около 20 лет), что трудно было надеяться застать будущую звезду именно на этом этапе эволюции. Вероятно, по этой причине для объектов такого рода в то время ученые не придумали специального названия. Но после появления работ Ларсона такая необходимость возникла, и было предложено называть протозвездами сжимающиеся облака, в центре у которых сформировалось равновесное ядро.

Когда же оболочка полностью упадет на ядро и все вещество из молекулярного газа превратится в плазму, протозвезда попадает на траекторию Хаяши. По новой терминологии объекты на стадии Хаяши следует называть молодыми звездами или звездами на стадии приближения к главной последовательности. Этой терминологии мы и будем в дальнейшем придерживаться.

Расчеты Ларсона не только увеличили длительности протозвездной стадии эволюции, но и изменили размер молодой звезды в момент ее появления из непрозрачного "кокона". В самом деле, согласно этим расчетам, ударная волна на границе ядра возникает рано и существует очень долго. Нагретое в ней вещество излучает большой поток энергии, которая черпается из энергии гравитационного сжатия протозвезды. Поэтому к моменту, когда протозвезда попадает на траекторию Хаяши, работа сил гравитации должна обеспечить не только разрушение молекул и атомов, но и длительное излучение света в ударной волне. Поэтому переход от протозвезды к молодой звезде происходит при радиусе Rx всего 2 R$_\odot$, а не 50 R$_\odot$, как в модели японских астрофизиков.

Дальнейшая эволюция молодой звезды протекает так же, как это предсказывала теория Хаяши. Соответственно все выводы относительно звезд типа Т Тельца сохранили свою силу и в новой теории. Единственная, но очень важная претензия наблюдателей к теории Ларсона заключалась в том, что многие звезды типа Т Тельца имеют радиусы, значительно больше 2 R$_\odot$, хотя и меньше 50 R$_\odot$. Что могла ответить на это теория?

Как мы видели, величина Rx однозначно связана с количеством энергии, излучаемой протозвездой за время ее жизни. Поэтому увеличить Rx можно либо за счет сокращепия времени жизни, либо за счет уменьшения светимости протозвезды. Светимость сильно зависит от того, насколько корректно в расчетах описана структура ударной волны и прилежащих к ней слоев. В 70-х годах появилось несколько работ, авторы которых пытались согласовать теорию с наблюдениями, внося уточнения в физическую постановку задачи и в методику численных расчетов. Итоги этих исследований подвели в начале 80-х годов К. Уинклер и М. Ньюмэн, которые пришли к выводу, что корректное численное описание физических процессов приводит в конечном счете к значению Rx полученному Ларсоном. Следовательно, на этом пути согласовать теорию с наблюдениями не удается.

Остается второй путь - уменьшение времени аккреционной фазы. Ее длительность примерно в 3 - 5 раз превышает время tff, величина которого тем меньше, чем больше исходная плотность облака. В расчетах Ларсона начальная плотность соответствовала условию джинсовской (гравитационной) неустойчивости. Но если начальную плотность облака выбрать более высокой, то продолжительность аккреционной фазы сократится.

Правда, выбранная в моделях Ларсона и Хаяши - Накано начальная плотность (~10-19 г/см3) как раз типична для уплотнений в молекулярных облаках; области с более высокой плотностью встречаются там нечасто. Поэтому такой путь решения проблемы не является универсальным.
Схема формирования протозвезд различной массы
Рис. 13.2. Схема формирования протозвезд различной массы.

Еще одна возможность сокращения длительности фазы аккреции связана с возникновением интенсивного звездного ветра, "дующего" от ядра протозвезды и "сдувающего" с него остатки оболочки. Эта возможность исследовалась более детально, и на ней мы остановимся подробнее. Начнем с массивных протозвезд с массой больше 3 M$_\odot$. У них характерное время медленного сжатия ядра на пути к главной последовательности меньше времени свободного падения оболочки. Поэтому, и это доказали расчеты Ларсона, у таких звезд ядро придет на главную последовательность еще до того, как исчезнет непрозрачная оболочка (см. рис. 13.2).

Около 20 лет назад в областях звездообразования были обнаружены подобные звезды-коконы (см. табл. 11.2). В длинноволновом диапазоне они выглядят как компактные (0,1 - 1 пк), яркие (102 - 105 L$_\odot$) зоны H II, скрытые под мощной пылевой оболочкой с эффективной температурой около 100 К. Интересной особенностью этих объектов оказалось то, что их оболочки не сжимаются, а расширяются. Причиной этого является давление излучения на пыль. В процессе сжатия, когда светимость ядра становится достаточно большой, начинается торможение падающего вещества до полной его остановки, а затем оболочка вообще выметается.
Центральная часть туманности NGC 3372
Рис. 13.3. Центральная часть туманности NGC 3372 вокруг массивной звезды h Car в созвездии Киля.

В результате масса звезды главной последовательности оказывается меньше массы исходного облака, причем, чем массивнее облако, тем меньше доля массы, которая превращается в звезду: согласно расчетам В. Чарнутера облако массой 150 M$_\odot$ порождает звезду массой "всего" 65 M$_\odot$. По-видимому, именно этот механизм ограничивает сверху массы звезд главной последовательности. Точное значение верхнего предела массы очень чувствительно к начальным условиям и химическому составу облака. Для современных условий в диске Галактики теория дает значение этого предела около 70 M$_\odot$. Учитывая большое количество упрощений, принятых для этих расчетов, это не так уж плохо соотносится с наблюдаемыми массами крупнейших звезд (»100 M$_\odot$), например, с массой звезды h Car (см. рис. 13.3).

Вернемся теперь к протозвездам малой массы (<3 M$_\odot$). Их светимость не настолько велика, чтобы излучение могло "сдуть" часть оболочки и сократить тем самым продолжительность фазы аккреции. Однако звездный ветер у этих объектов может возникнуть по другой причине. Как показывают расчеты К. Уинклера, М. Ньюмена и других астрофизиков, максимум в распределении температуры вдоль радиуса у протозвезд малой массы находится не в центре, а на фронте ударной волны. Когда температура в этой области поднимается до значения порядка 1 млн К, там начинаются термоядерные реакции с участием дейтерия: D2 + Н1 $\to$ Не3.

С энергетической точки зрения эта реакция практически не играет никакой роли: содержание дейтерия в межзвездной среде очень мало, да и теплотворная способность этой реакции существенно ниже, чем у классической водород-водородной (4Н1 $\to$ Не4). Тем не менее, горение дейтерия приводит к появлению на границе ядра конвективной зоны, которая затем распространяется в глубь него. Можно предположить, что конвективное движение плазмы приведет к генерации магнитного поля и возникновению звездного ветра, подобно тому, как это "происходит на Солнце.

Энергия, уносимая звездным ветром, может быть гораздо меньше энергии, уносимой излучением, но при этом давление на вышележащие слои звездный ветер создаст существенно большее (импульс фотона равен E / c, а газовой частицы 2E / v). К сожалению, описанный выше механизм не получил пока количественного обоснования прежде всего потому, что для генерации поля, кроме наличия конвекции, необходимо, чтобы протозвезда вращалась вокруг оси, а о вращении протозвезд мы почти ничего не знаем.

Поскольку проблема вращения представляет самостоятельный интерес, о ней следует поговорить особо. Наблюдения показывают, что отдельные глобулы и молекулярные облака вращаются вокруг своей оси с периодом 10 - 100 млн лет. В зависимости от того, какую долю кинетическая энергия вращения составляет от тепловой и гравитационной энергии облака, его дальнейшая судьба может сложиться различным образом.

Предположим, что в процессе сжатия момент количества движения облака сохраняется, хотя, как мы уже видели, этого может и не быть из-за влияния магнитного торможения. Но если момент сохраняется, то по мере сжатия скорость вращения облака должна возрастать. Одновременно будут возрастать и центробежные силы, которые заставят облако сплющиваться вдоль оси вращения. Так происходит в случае, когда начальная кинетическая энергия вращения сравнима с гравитационной энергией облака.

Если же вначале облако вращалось относительно медленно, то, как показывают расчеты, изотермическое сжатие приводит к образованию в центре ядра, вокруг которого формируется кольцо. Чем быстрее вращается облако перед началом сжатия, тем большая масса сосредотачивается в кольце; при определенных параметрах она может значительно превышать массу ядра. Возникшая кольцевая структура, по-видимому, неустойчива и распадается на несколько фрагментов, из которых образуется кратная звездная система. При этом основная доля исходного углового момента переходит в орбитальный момент, а сами протозвезды могут вращаться вокруг оси сравнительно медленно.

Эволюция медленно вращающихся протозвезд, начальный момент количества движения которых не превышает 1052 г см2/с, представляет особый интерес. В ходе эволюции такой протозвезды вокруг ее центрального тела должен сформироваться маломассивный диск. Поскольку это имеет прямое отношение к формированию планетной системы, то естественно, что наибольшее количество расчетов было выполнено для сжатия медленно вращающегося облака солнечной массы. Вырисовывается следующая качественная картина.

Вначале газовый протопланетный диск был почти на порядок меньше размеров современной Солнечной системы, т. е. целиком умещался в орбите Юпитера. Взаимное трение газовых потоков в диске привело к тому, что внутренние его части тормозились и падали на протозвезду, а их момент передавался внешним слоям, которые наоборот удалялись от протозвезды все дальше и дальше. При этом система диск-звезда была погружена в непрозрачную оболочку, как и в случае сферически симметричного коллапса. В определенный момент оболочка становится прозрачной для оптического излучения, и протозвеэда превращается в молодую звезду, окруженную диском - зародышем будущей планетной системы.

Для астрономии типична ситуация, когда физическая картина того или иного явления зависит от множества параметров и включает в себя большое количество разнообразных процессов. Однако, как правило, наблюдения позволяют существенно ограничить круг начальных условий или допустимых ситуаций. К сожалению, наблюдения протозвезд на данном этапе не дают нам почти никакой информации, способной помочь в решении возникающих проблем. Самые интересные процессы - фрагментация, формирование ядер и зарождение протопланетных дисков - надежно скрыты от внешнего наблюдателя за непроницаемой оболочкой облака.

С другой стороны, мы пока еще слишком плохо представляем, как именно должны выглядеть протозвезды, и как их отличить от других холодных объектов, например, упоминавшихся IR/ОН - звезд.

В 1983 г. американский астрофизик Вини-Вильямс, подводя неутешительные итоги поиска кандидатов в протозвезды, назвал эти объекты "чашей Грааля инфракрасной астрономии". Как известно, эта мифическая чаша с кровью Христа обладает, если верить легенде, чудодейственной силой; ее поисками долго и безрезультатно занимались многие поколения христиан в Средние века.
Относительное положение компонент тройной звезды Т Тельца
Рис. 13.4. Относительное положение компонент тройной звезды Т Тельца: ОР - оптическая компонента, давно известная астрономам как переменная звезда Т Тельца; OS и IR - ее холодные спутники, недавно обнаруженные в инфракрасном диапазоне. Тонкими сплошными линиями показано распределение интенсивности радиоизлучения на волне 2 см. Рисунок из статьи И. Аппенцеллера и Р. Мундта.

За последние несколько лет ситуация с поиском протозвезд немного изменилась. У нескольких молодых звезд методом спекл-интерферометрии были обнаружены холодные спутники. В частности, в середине 80-х годов два таких объекта обнаружили в окрестности звезды Т Тельца (Т Tau). Один из них T Tau S с цветовой температурой всего 800 К был найден на расстоянии 0,6" к югу от Т Tau, а второй Т Tau N - на 0,3" севернее Т Tau (рис. 13.4). В оптическом и ИК диапазонах оба объекта в десятки раз слабее, чем звезда Т Tau, но зато мощность радиоизлучения от объекта Т Tau S на порядок выше чем от самой Т Tau.

Пока мы не можем с уверенностью сказать, являются ли эти объекты протозвездами. С одной стороиы, расстояние между компонентами системы слишком мало, чтобы с помощью наземных телескопов получить спектры спутников по отдельности. А с другой стороны, это расстояние слишком велико (~100 а. е.) для того, чтобы за короткое время проследить относительное движение объектов и определить, представляют ли они собой связанную систему.

По той причине, что собственно протозвездная стадия наблюдается с большим трудом, особый интерес представляет изучение молодых звезд: они еще не успели "забыть" предшествующую стадию, и по горячим следам можно восстановить ряд особенностей эволюции протозвезд.



<< 12. От облака к звезде | Оглавление | 14. Звезды типа Т Тельца >>

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

Мнения читателей [4]
Оценка: 3.0 [голосов: 92]
 
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