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

На первую страницу << 6. Какие звёзды рождаются | Оглавление | 8. Пространство между звёздами >>

Где рождаются звёзды

"И сон привиделся ему простой и радостный, как солнечный шар."

М. Булгаков,
роман "Белая Гвардия"

Астрономы умеют довольно точно определять места, где происходит или недавно происходило рождение звезд. Области звездообразования выдает, как правило, присутствие массивных горячих и ярких звезд. Их век недолог и потому наличие этих звезд есть явное указание на то, что родились они где-то здесь неподалеку за последние несколько миллионов лет. Косвенными индикаторами звездообразования являются ИК излучение пыли, нагретой горячими звездами, а также линии излучения водорода и других элементов, ионизованных этими звездами и образующих вокруг них области HII.

Известным примером такой области является Туманность Ориона, находящаяся от нас на расстоянии около 0,5 кпк (рис. 7.1). Сама Туманность - лишь часть огромного газо-пылевого облака, находящегося позади нее. Сформировавшиеся у ближнего края облака звезды разогрели часть газа и заставили его светиться, создав эмиссионную туманность. Остальная масса холодного газа в оптическом диапазоне не видна.

Схема Туманности ОрионаТуманность Ориона
Рис. 7.1. В направлении созвездия Орион находится крупный очаг звёздообразования, связанный с массивными молекулярными облаками. На обращенной к нам поверхности южного облака расположена Туманность Ориона (фото справа). Это небольшая часть облака, разогретая излучением молодых звёзд.

Как показывают наблюдения в нашей и соседних галактиках, эмиссионные туманности, т. е. облака ионизованного водорода, отмечающие места недавнего звездообразования, распределены по диску галактики не хаотически. Как правило, они сгруппированы в комплексы размером в 200-500 пк. Данные о наиболее крупных комплексах приведены в табл. 7.1.

Объект Диаметр,
пк
Масса H II,
M$_\odot$
Расстояние от Солнца,
кпк
Галактические
W 49 A1503 10412
h Car2004 1042,7
NGC 36032508 1047,2
W 51200x1004 1046
W 3; 4; 5300x2002 1042,2
Cyg X800х6005 1041,5
RCW 102; 104; 1062006 1043,5
G 298-0,33002 10510
Внегалактические
30 Dor (БМО)5006 10550
NGC 604 (M 33)3707 105800
М 31 А2505 104680
М 81 А4504 1053500
Таблица 7.1. Гигантские комплексы Н II.

В нашей Галактике область наиболее интенсивного звездообразования представляет кольцо с внутренним радиусом 3,5 кпк и внешним 6,5 кпк от центра Галактики. Солнце находится еще дальше от центра Галактики, на расстоянии 8 - 10 кпк, поэтому мы наблюдаем "звездное кольцо" снаружи и, к тому же, с ребра. В тех диапазонах электромагнитного излучения, которые не очень чувствительны к межзвездному поглощению, кольцо отчетливо выделяется на фоне Млечного Пути (рис. 7.2). Основные индикаторы молодого звездного населения (остатки массивных сверхновых; ИК излучение пыли, нагретой яркими звездами; гамма-излучение молодых пульсаров) и индикаторы плотного межзвездного газа, готового к звездообразованию (излучение молекул СО; гамма-излучение, рождающееся в плотных облаках) неравномерно распределены вдоль Млечного Пути, а в основном ограничены сектором 60 от направления на центр Галактики.

Изучив это распределение детальнее, мы обнаруживаем, что и внутри "галактического кольца" индикаторы звездообразования распределены не равномерно, а сконцентрированы вдоль нескольких дуг, скорее всего представляющих собою части спиральных рукавов, доступные нашим телескопам. К сожалению, находясь в плоскости Галактики, очень трудно восстановить картину распределения объектов в ее диске: чтобы это сделать, необходимо точно знать расстояние до них. До некоторых объектов расстояние удается измерить: прежде всего это звезды высокой светимости и скопления молодых звезд, а также газовые облака, имеющие тонкие линии излучения в радиоспектре. Но во многих случаях, например, до источников ИК и гамма-излучения расстояние определить невозможно. Поэтому о строении диска нашей Галактики судят, опираясь на наблюдения других спиральных галактик, особенно близких - Туманности Андромеды (М31), Туманности Треугольника (М33), спиралей в созвездии Б. Медведицы (М81 и М101) и др. Во всех случаях выявляется пространственная связь между молодыми звездами и межзвездным газом, особенно с наиболее холодной и плотной его компонентой - молекулярными облаками.

В нашей звездной системе эта связь подтверждается в основном одинаковым распределением по галактической долготе различных индикаторов звездообразования и плотных газовых облаков, наилучшим образом проявляющих себя в излучении молекулы CO (см. рис. 7.2).

Излучение молекулы CO
Рис. 7.2. Распределение различных индикаторов звездообразования вдоль Млечного Пути: яркие остатки сверхновых (а), излучение молекул CO (б), инфракрасное излучение пыли (в), гамма-излучение, возникающее в основном при взаимодействии космических лучей с плотным межзвездным газом (г).
В соседних галактиках эти объекты также связаны между собой причем не только пространственно, но и количественно: например, светимость в линии СО у туманности Андромеды в 5 раз меньше, чем у нашей Галактики, а подсчет ярких звезд и областей H II показывает, что и интенсивность звездообразования там в несколько раз меньше чем в Галактике.

К сожалению, Туманность Андромеды повернута к нам почти ребром, и это сильно затрудняет изучение ее пространственной структуры. Значительно интереснее в этом смысле изучать дисковые галактики, повернутые к нам плашмя. Одной из таких систем является сравнительно близкая спираль NGC 6946. Она демонстрирует, что распределение по диску плотных облаков межзвездного газа хорошо коррелирует с распределением областей H II. К тому же ясно видно, что и плотный газ и молодые звезды концентрируются в спиральных рукавах галактики.

Изучая далекие галактики мы не имеем возможности различать их структуру, но иногда это бывает даже удобно. Сравнивая интегральные, т. е. полные потоки излучения от галактики в различных диапазонах спектра, можно сопоставлять между собой ее глобальные свойства. Например, ИК поток пропорционален количеству в галактике теплой пыли, ультрафиолетовый (УФ) поток - числу молодых массивных звезд, поток в линиях излучения молекулы СО - массе холодного плотного газа. Сопоставляя светимость галактик в этих диапазонах, можно понять, как зависит частота рождения звезд от количества межзвездного газа, от типа галактики и прочие любопытные вещи.

В нашей собственной Галактике мы не можем сделать полного обзора всего звездного "хозяйства" - мешает пыль. Но если положиться на данные инфракрасной астрономии, для которой пыль не помеха, а как правило, главный объект наблюдения, то окажется, что 75 % образующихся сейчас в Галактике звезд рождается в ее спиральных рукавах, 15 % - в межрукавном пространстве и 10 % - в районе центра Галактики в области диаметром около 1 кпк. Как видим, три звезды из четырех рождаются в спиральных рукавах, которые занимают сравнительно небольшой объем в галактическом диске (~20%) и совершенно незначительный в Галактике в целом (<1%). Там же, в рукавах расположены наиболее массивные облака молекулярного газа. Их причастность к процессу звездообразования несомненна: группы молодых звезд часто наблюдаются на краю этих облаков либо, по косвенным признакам, в их недрах.

Разумеется, звездообразование не ограничивается "галактическим кольцом": молодые звезды обнаруживаются и в окрестности Солнца и еще значительно дальше от центра Галактики. Правда, условия для звездообразования там не очень подходящие: прежде всего это относится к процессу образования из разреженного межзвездного газа плотных холодных облаков. Но уж если облако сформировалось, то внутри него звезды рождаются так: же, как и в других областях Галактики. Как показали радионаблюдения в линиях излучения молекул СO, Н2O и OН, внешние проявления формирующихся и молодых звезд на расстоянии 20 кпк от центра Галактики такие же, как и вблизи ее центра. Обнаруживаются звезды и в пространстве между галактиками, но вот сформировались они там или были выброшены из галактик - пока неясно.

Еще одна важная особенность процесса звездообразования - это коллективное рождение звезд. При этом типы звездных коллективов могут быть чрезвычайно разнообразными: от двойной звезды до группы звездных скоплений. А в промежутке между этими крайними типами нам встретятся звездные группы и потоки, ассоциации и иерархические конгломераты. Происхождение и жизнь звездных систем - не менее захватывающая тема, чем рождение и жизнь самих звезд. Но мы ограничимся пока знакомством с наиболее типичными из молодых звездных коллективов - звездными скоплениями и ассоциациями.

Шаровое звездное скопление
Рис. 7.3. Шаровое звездное скопление.

Первые звездные скопления были обнаружены давно, ведь некоторые из них видны даже невооруженным глазом: например, известные скопления Плеяды и Гиады в созвездии Тельца. Сейчас в Галактике зафиксировано более 1,5 тыс звездных скоплений. Из них 150 скоплений относятся к типу шаровых (рис. 7.3) - это очень массивные и старые звездные системы. Всего их в Галактике, вероятно, около 200, и все они родились либо незадолго до, либо непосредственно после формирования самой Галактики, то есть около 15 млрд лет назад.

Рассеянное звездное скопление
Рис. 7.4. Рассеянное звездное скопление.

А остальные многочисленные и чрезвычайно разнообразные по своим характеристикам звездные скопления значительно моложе и называются рассеянными (рис. 7.4). Иногда их называют также галактическими, или открытыми скоплениями (open cluster). Каждое из этих названий отражает одну из характерных черт данных скоплений: они действительно концентрируются вдоль галактической плоскости, и звезды в них расположены не очень плотно, так что скопление выглядит как бы открытым для других звезд и посторонних влияний. В действительности так оно и есть: звезды довольно легко покидают эти скопления, а влияние посторонних гравитационных полей еще больше ускоряет их разрушение. Обычно рассеянные скопления в десятки и даже сотни раз моложе шаровых. Но еще более молоды звездные ассоциации.

В 20-е годы нашего века астрономы выделили на небе несколько группировок горячих звезд, члены каждой из которых имели близкие по величине и направлению-скорости, хотя порою отстояли друг от друга на несколько угловых градусов. Эти горячие звезды спектральных классов О и В не показывали видимой концентрации на небе; размер каждой группировки был больше, чем у обычных звездных скоплений, но генетическая связь между членами каждой группировки была несомненной. Эти разреженные звездные коллективы, содержащие от нескольких десятков до нескольких сотен голубых звезд и имеющие размеры от 15 до 300 пк, были названы ОВ-ассоциациями (см. рис. 7.5 и 7.6). Учитывая, что горячие массивные звезды живут недолго, был сделан вывод о происходящем в Галактике в настоящее время групповом звездообразовании (см. [41, 42]).

Распределение ОВ-ассоциаций вдоль Млечного Пути
Рис. 7.5. Распределение ОВ-ассоциаций вдоль Млечного Пути. Нанесена сетка галактических координат. Отсутсвие ассоциаций между долготами 30 и 60 связано с тем, что в этом направлении мы видим промежуток между спиральными рукавами.

Распределение ОВ-ассоциаций в проекции на плоскость Галактики
Рис. 7.6. Распределение ОВ-ассоциаций в проекции на плоскость Галактики. Солнце в центре. Расстояние между окружностями 1 кпк, вдоль внешней окружности указана галактическая долгота и созвездие, в котором располагается данная часть Млечного Пути.

Тогда же обнаружили группировки неправильных переменных звезд, относящихся к типу Т Тельца; позже они были названы Т-ассоциациями. В отличие от ОВ-звезд переменные типа Т Тельца являются маломассивными звездами, но также очень молодыми, еще не достигшими главной последовательности, т. е. находящимися на стадии гравитационного сжатия. Все ОВ-ассоциации, как правило, содержат и звезды типа Т Тельца, но встречаются Т-ассоциации без ярких массивных звезд.

Эту закономерность можно объяснить в рамках теории гравитационной неустойчивости. Вспомним формулу (5.3) для критической массы облака: чем больше плотность газа, тем меньше эта масса, а с другой стороны, тем быстрее, в соответствии с формулой (5.1), происходит сжатие облака в звезду. Значит, при наличии уплотнений различного типа первыми должны рождаться маломассивные звезды типа Т Тельца, и только позже появляются массивные ОВ-звезды. Наши рассуждения подтверждаются наблюдениями: в некоторых Т-ассоциациях, лишенных ОВ-звезд, открыты компактные области ионизованного водорода, а также источники ИК излучения, связанные с рождающимися массивными звездами. К тому же, как показывают наблюдения ОВ-ассоциаций, после своего рождения массивные звезды разогревают окружающий газ и делают его непригодным для формирования маломассивных звезд.

В центре звездных ассоциаций нередко находятся плотные звездные скопления. Сама же ассоциация представляет как бы корону скопления, звезды в которой слабо связаны силами тяготения как со скоплением, так и друг с другом. У некоторых ассоциаций обнаружены признаки расширения: их звезды разлетаются из значительно более компактной области, где они сформировались. Приведет ли это расширение к полному разлету ассоциации, зависит от массы находящегося внутри нее вещества, тормозящего разлетающиеся звезды силой притяжения. Скорости движения звезд в ассоциациях измерены довольно точно и составляют порядка 10 км/с. А вот полную массу вещества внутри ассоциации с учетом как звезд, так и газа в различных его формах (молекулы, атомы, ионы) измерить значительно сложнее. Поэтому вопрос о расширении ассоциаций так же сложен, как в космологии вопрос о расширении Вселенной: разбегание как галактик, так и звезд может остановить только гравитация, а вот достаточно ли для этого вещества между ними - могут ответить только дальнейшие наблюдения.

Впрочем, если Вселенная одна, и космологи со временем точно докажут, будет ли ее расширение продолжаться бесконечно или нет, то звездных ассоциаций много и для каждой из них решение будет своим. Одни ассоциации, вероятно, расширяются неудержимо, и их звезды быстро растворятся в галактическом поле (за время 107-108 лет). Другие - более плотные, испытают несколько периодов расширения и сжатия и, наконец, придут в некоторое стабильное состояние. Конечно, и они со временем распадутся под действием взаимных возмущений звезд и посторонних гравитационных возмущений, например, со стороны массивных газовых облаков. Но это потребует большего времени: ~109 лет.

Итак, мы познакомились с местами массового производства звезд, где они изготавливаются большими сериями, -со звездными скоплениями и ассоциациями. Однако в некоторых областях Галактики существует и уникальное производство звезд: возможно, звезды там рождаются поодиночке или небольшими группами. Поэтому давно уже астрономы озадачены вопросом: какой источник звездообразования является главным - кустарный или индустриальный, индивидуальный или массовый? Точно на него ответить удастся не скоро: полный учет всех новорожденных звезд - задача непростая. Пока телескопам доступны лишь самые массивные и яркие звезды, да и то расположенные не далее 3 - 5 кпк от Солнца (не забывайте, речь идет о молодых звездах, лежащих в плоскости галактического диска, где очень много пыли). Появление на свет маломассивных звезд, которых большинство, удается зафиксировать только в непосредственной близости от Солнца: не далее 1 кпк. Что уж тут говорить обо всей Галактике.

И все-таки некоторые оценки сделать можно. Если Галактика более или менее симметрична, и по ту сторону от ее центра все так же, как на нашей половине, то из имеющихся данных можно оценить частоту рождения звездных скоплений и ассоциаций: происходит это приблизительно один раз в 3000 лет, причем скопления и ассоциации рождаются одинаково часто, что косвенно доказывает их генетическую связь. И те, и другие со временем разрушаются и отдают свои звезды в общее галактическое поле (данные о некоторых ассоциациях приведены в табл. 7.2 и 7.3). Массы рассеянных скоплений заключены в диапазоне от 100 до 104 M$_\odot$ и в среднем составляют 300-500 M$_\odot$. Ассоциации более массивны, так как нередко включают в свой состав одно или несколько скоплений. Их массы доходят до 105 M$_\odot$, а в среднем, по-видимому, близки к 104 M$_\odot$. Разделив характерную массу системы на частоту формирования таких систем, определим их вклад в частоту рождения звезд в Галактике: рассеянные скопления дают ~(0,1 - 0,2) M$_\odot$/год, а ассоциации ~3 M$_\odot$/год.

Название Координаты центра Расстояние,
кпк
Диаметр Число
звезд,

O/B
Скопления / Звезды,
(NGC)
a (2000,0) d угловой,
( )
линейный,
пк
Cas OB40h28,4m+62 42'2,88--5/12103
Cas OB140h28,8m+63 22'1,11--0/3/c Cas
Cas OB81h46,2m+61 19'2,88--1/10581,663; 654?
Per OB12h14,5m+57 19'2,2962409/56h, c, Per
Cas OB62h43,2m+61 23'2,19830617/8IС 1805
Cam OB13h31,6m+58 38'1,00--3/91444? 1502?
Per OB33h27,8m+49 54'0,17---/a, D Per
Per OB23h42,2m+33 26'0,408x556x351/3/x, o, c Per
Aur OB25h28,3m+34 54'3,16--5/31893, IС 410
Aur OB15h21,7m+33 52'1,326x5140x1205/51912,60; 1931?
Gem OB16h09,8m+21 35'1,5151304/132175? /c2 Ori
Ori OB15h31,4m-2 41'0,46161309/6Трапеция /q, b, g, d, e Ori
Mon OB16h33,1m+8 50'0,5514x5135x481/02264 /S Mon
Mon OB26h37,2m+4 50'1,516x4160x11010/72244 /Звезда Пласкетта
CMa OB17h07,0m-10 28'1,324924/32335,53; 2343?
Pup OB17h54,8m-27 05'2,514x3180x1307/02467?
Vel OB18h49,9m-45 00'1,406x4150x1005/112659?
Car OB110h46,7m-59 05'2,512x190x486/153293;IС 2581?
Car OB211h06,0m-59 51'2,06x3190x908/63572, Tr 18
Cen OB113h04,8m-62 04'2,5162602/194755 /c Cru
Sco - Cen16h-25 0,16---IС 2602? /a СМа, a Car, a Eri
Аra ОВ116h39,5m-46 46'1,384,5x3110x70-6169,93 /m Nor
Sco OB116h53,5m-41 57'1,911,5x153x3718/106231 /x1 Sco
Sco OB216h14,9m-25 55'0,16--0/3/a, b1, d Sco
Sgr OB118h07,9m-21 28'1,589,5x4260x1108/96514, 30-1 /m Sgr
Sgr OB418h14,4m-19 03'2,4--1/66603
Ser OB118h20,8m-14 35'2,195x3190x1109/96611
Ser OB218h18,6m-11 58'2,082809/66604?
Vul OB119h44,0m+24 13'2,0--5/76823
Cyg OB320h04,7m+35 50'2,29--9/156871? /Cyg X - 1
Cyg OB120h17,8m+37 38'1,827x4220x13012/286913, IС 4996
Cyg OB920h23,3m+39 56'1,2--7/76910
Cyg OB220h32,4m+41 17'1,820,51613/2 
Cyg OB721h02,7m+49 43'0,83--3/6/a Cyg
Сер OB221h47,9m+61 04'0,8381108/97160, IС 1396 /m, n, l Сер
Сер ОВ122h24,6m+55 14'3,473,52107/267380? /b Сер
Cas OB523h58,7m+60 22'2,512,51105/107788, 7790? /r Cas
Таблица 7.2. ОВ-ассоциации.



Обозначение a (2000,0) d l b N D r, пк Характерный объект
Per T23h44m+32,1 160,5 -17,9 160,4 380IС 348
Тau Т14h18m+28,3 168,8 -15,7 153 200RY Tau
Тau T24h32m+18,2 178,9 -20,0 126 170Т Тau
Тau Т34h33m+25,2 173,5 -15,2 495 170UZ Tau
Aur T14h58m+31,2 172,4 -7,2 159 170RW Aur
Ori T15h32m+11,6 193,2 -11,9 494 400CO Ori
Ori T25h35m-5,4 209,0 -19,5 4504 400T Ori
Ori Т35h41m-1,7 206,3 -16,4 1024 400(s, x Ori, IС 434, NGC 2024
Ori T45h44m+9,2 196,9 -9,5 283 400FU Ori
Ori T85h45m+0,0 205,2 -14,7 452 400NGC 2068, 2071
Mon T46h32m+10,3 201,5 +0,3 161 800NGC 2169, 2245, 2247, IС 446
Mon T26h32m+4,9 206,3 -2,1 160,5 1660NGC 2244
Mon T16h41m+9,7 203,1 +2,1 1983 800NGC 2264, S Mon
Cen T113h08m-63,1 304,8 -0,3 151 170-
Seo T116h25m-23,4 353,7 +17,7 339 210a Sco, r Oph
Sgr T218h04m-24,4 6,0 -1,2 851 1300NGC 6530, М 8
Ser T118h19m-13,8 17,0 +0,8 610,2 2300NGC 6611
Cyg Tl20h51m+44,4 84,6 +0,1 211 600IС 5070
Сер Т221h41m+57,5 99,5 +3,5 1253 480IС 1396
Cyg T321h53m+47,3 94,4 -5,5 380,2 1000IС 5146
Таблица 7.3. Звездные ассоциации. Т-ассоциации.

С чем можно сравнить полученные значения? Оказывается, существует независимый метод оценки темпа звездообразования - это измерение ИК излучения теплой межзвездной пыли: ее нагревают молодые звезды, и чем чаще они формируются, тем сильнее тепловое излучение пыли. А оно практически беспрепятственно доходит до нас из любого уголка Галактики и дает возможность оценить частоту рождения в ней звезд, как входящих в крупные группировки, так и одиноких.

Опираясь на данные ИК астрономии, различные исследователи получают темп звездообразования в Галактике от 1 до 20 M$_\odot$/год, но большинство из них сходится на значении 3-4 M$_\odot$/год. Таким образом, ассоциации являются если уж не важнейшими, то во всяком случае важными поставщиками звезд в галактическое поле. Но некоторая часть этих поставок, вероятно, приходится и на долю "мелкосерийного" или "индивидуального" производства звезд, рассеянного по небольшим плотным облачкам - глобулам, - с которыми мы еще познакомимся.



<< 6. Какие звёзды рождаются | Оглавление | 8. Пространство между звёздами >>

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