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

На первую страницу 13.3 Межзвёздная среда и звёздообразование

Лекция 13. Межзвёздная среда

13.3 Межзвёздная среда и звёздообразование

В последние годы, прежде всего в связи с расширившимися наблюдениями в ИК-диапазоне на крупных наземных телескопах, наблюдаются многие зоны звёздообразования, ранее скрытые от нас поглощающей свет материей. Это позволило накопить большой объем наблюдательных данных о различных фазах процесса звёздообразования, от структуры внутренних частей плотных холодных облаков, в которых возможно звёздообразование, до ранних стадий эволюции только что родившихся звёзд.

Выяснено, что процесс звёздообразования имеет иерархический характер. Одной из характеристик звёздообразования является то, что звезда рождается не как изолированный объект - звёзды рождаются группами внутри молекулярных облаков и облачных комплексов. Ефремов (ГАИШ МГУ) по данным о нашей и других галактиках выявил, что звёздообразование происходит в гигантских комплексах размером порядка 600 пк. Эти комплексы распадаются на звёздные ассоциации, ядрами которых часто являются рассеянные скопления. Элмегрин и Ефремов установили, что продолжительность звёздообразования в газопылевом комплексе пропорциональна квадратному корню из линейного масштаба области. До сих пор не установлено, какие свойства облаков определяют, будет ли в конкретном газопылевом комплексе рождено гравитационно-связанное скопление, Т-ассоциация или расширяющаяся ОВ-ассоциация. Наблюдения показывают, что в процессе звёздообразования в данном облаке в звёзды превращается не более чем (5 - 30)% газа.

Переход от облачного комплекса к началу звёздообразования происходит как каскадная (иерархическая) гравитационная фрагментация. Холодное, слабо турбулизированное газовое облако не будет оставаться в равновесии, если его подвергнуть воздействию извне. Возникновение гравитационной неустойчивости можно наглядно представить себе следующим образом. Пусть по облаку идет звуковая волна - волна продольных колебаний частиц. Если ее длина волны достаточно велика, то в максимумах плотности масса вещества так велика, что существенным становится влияние тяготения - максимумы плотности притягивают к себе новое вещество и, таким образом, усиливаются. Такие волны называют тяжелым звуком. Усиление максимумов плотности приводит к распаду среды на отдельные части, ее фрагментации. В дальнейшем в образовавшихся более плотных фрагментах также могут идти процессы фрагментации, приводящие к последовательному уменьшению массы фрагментов. Этому процессу препятствуют движения в среде, как микроскопические, так и крупномасштабные.

Теоретическое описание такой неустойчивости дал Джинс в начале ХХ века, рассматривая распространение волн в гравитирующей газовой среде. Он получил, что <критическая> длина волны - размер возмущения, которое может выделиться в отдельный фрагмент, - определяется плотностью среды и оценил массу получающегося фрагмента. Выведем эти формулы исходя из теоремы вириала. Запишем ее выражение:
2K + U = 0,
где К - кинетическая, а U - потенциальная энергии единичного объема среды. Равенство в (13-1) имеет место только в случае равновесия. Если же левая часть меньше нуля, то кинетическая энергия не уравновешивает потенциальную и происходит коллапс выделенного объема. Найдем массу сжимающегося объема MJ для этого случая, то есть когда 2К < |U|. Пользуясь известными выражениями для кинетической и потенциальной энергий газовых объемов, запишем это неравенство в виде:
Здесь μ - средний молекулярный вес межзвёздного газа, mH - масса атома водорода, RJ - радиус элемента объема. Массу элемента можно записать через среднюю плотность вещества ρ0 и радиус объема:
откуда для радиуса имеем:
Подставляя это выражение в (13-2) получаем:
Для типичных условий в диффузных облаках межзвёздного водорода, в которых можно принять температуру Т = 50њК, молекулярный вес μ = 1 (газ, состоящий только из водорода) и плотность nHI = 500 атомов в см3, из выражения (13-5) получаем MJ ≈ 1500M¤ , что значительно больше максимальной массы звезды. Для ядер гигантских молекулярных облаков Т = 150њ К, nH ≈ 108 см-3 имеем MJ ≈ 7 M¤ , т.е. массу звезды. Значит для образования фрагментов среды относительно небольших (звёздных) масс необходимо, чтобы среда была не только <холодной>, но и довольно плотной.

Теперь из выражения (13-2) исключим с помощью выражения (13-3) не радиус объема, а его массу, и получим характерный размер фрагмента, который соответствует джинсовской длине волны. Получаем:
Выражение (13 - 6) показывает, что только холодные и плотные облака могут образовывать фрагменты небольшого размера.

Итак, для типичных условий в межзвёздной среде значения MJ значительно больше звёздных масс - скорее это массы крупных звёздных скоплений. Однако газ может охлаждаться лучеиспусканием, а в различных процессах (например, столкновения фрагментов облака) его плотность может расти. Наблюдения действительно показывают, что молекулярные облака неоднородны и часто содержат плотные ядра. Однако сколь угодно малую массу фрагментов таким путем получить нельзя. При достаточно большой плотности газовое облако становится непрозрачным к охлаждающему излучению, и дальнейшее повышение плотности приводит к адиабатическому росту температуры. При этом минимальная масса M0 фрагмента оказывается практически независимой от физических характеристик среды и почти полностью выражается через фундаментальные константы. А именно, Рис (1976) приводит следующее выражение:
где M¤ - масса Солнца. Таким образом, минимальная масса фрагмента зависит (и то весьма слабо) только от температуры среды. Для температур, характерных для внутренних областей молекулярных облаков (порядка 10њК), согласно этой формуле получается масса, близкая к минимальной звёздной. Более точные расчёты, учитывающие перенос излучения и эффекты непрозрачности, дают величины масс фрагментов (10-2 ?102)M¤ , т.е. как раз наблюдаемый диапазон звёздных масс.

Теория говорит, что нижний предел массы протозвёздного фрагмента зависит от химического состава вещества, определяющего его охлаждение и непрозрачность. В частности, при уменьшении общего содержания тяжелых элементов минимальная масса образующихся звёзд увеличивается. Действительно, при сжатии протозвезды она разогревается, поскольку потенциальная энергия переходит в тепловую. Тяжелые элементы увеличивают непрозрачность вещества и препятствуют охлаждению облака лучеиспусканием, поэтому разогревшееся ядро начинает препятствовать падению на него внешнего, ставшего уже непрозрачным вещества облака. В случае дефицита тяжелых элементов в протозвёзде меньше коэффициент непрозрачности, и поэтому она успевает собрать больше массы до того, как ее кокон станет непрозрачным. Именно этим процессом объясняют то, что до сих пор не найдено ни одной звезды с полным отсутствием тяжелых элементов. В самом деле, поскольку у звёзд первого поколения a priori должны отсутствовать элементы тяжелее бора, значит все они массивные и уже давно закончили свою жизнь вспышками сверхновых, которые и обогатили первичное вещество протогалактического облака тяжелыми элементами, из которого образовались звёзды с привычной для нас начальной функцией масс.

С другой стороны, даже если бы по каким-то причинам из первичного газа и смогли бы образоваться протозвёздные облака меньших масс, для горения водорода в их недрах потребовалась бы большая масса. Действительно, если неравенство (13-2) превратить в равенство (каковое справедливо для стационарной системы), то видно, что для достижения температуры (≈ 107 К), при которой в недрах звезды начинаются термоядерные реакции, происходит увеличение массы протозвезды при уменьшении среднего молекулярного веса ее вещества. Значит, минимально возможная масса чисто водородно-гелиевых звёзд должна быть больше, чем у звёзд с веществом, уже обогащенным выбросами первых сверхновых.

Обычным состоянием межзвёздной среды является равновесие между горячим и холодным компонентами. Для инициации процесса фрагментации с образованием самогравитирующих молекулярных облаков, необходимы механизмы, приводящие к нарушению этого равновесия - так называемые спусковые (триггерные) механизмы, запускающие процесс звёздообразования. С такими механизмами мы познакомимся в одной из следующих лекций.

Публикации с ключевыми словами: звездная астрономия
Публикации со словами: звездная астрономия
См. также:
Все публикации на ту же тему >>

Мнения читателей [3]
Оценка: 3.1 [голосов: 173]
 
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