Звездные скопления
<< 12.2 Звездные ассоциации в других галактиках | Оглавление | 12.4 Эволюция звездных скоплений >>
12.3 T-ассоциации — возникающие звездные скопления
В настоящее время царит полная неопределенность и терминологии, относящейся к звездным ассоциациям. ОВ-ассоциациями называют и молодые звездные скопления и группы таких скоплений, а также содержащие О - В звезды звездные группировки и звездные облака самых разных размеров - от нескольких парсеков до 200 и даже до 2000 пс, с заметной концентрацией звезд к центру системы и с совершенно однородным распределением звездной плотности, связанные и не связанные с диффузными туманностями.
Мы не говорим уже об R-ассоциациях - понятии, введенном ван ден Бергом (19666) для обозначения группировок диффузных отражательных туманностей (R -первая буква английского слова reflection - отражение). Нередко R-ассоциации являются индикаторами активных областей звездообразования, хотя к R-ассоциациям относят и группу туманностей, освещаемых яркими членами Плеяд.
Свойства звездных облаков вообще еще совершенно неизвестны. Можно думать, что, как правило, они являются конгломератом различных скоплений и ассоциаций, которые возникают из комплекса независимых газово-пылевых диффузных туманностей и могут с течением времени удаляться друг от друга под действием дифференциального галактического вращения. Примером таких систем может служить уже упоминавшаяся ранее (см. § 1.7 и 4.3) Местная система горячих звезд, окружающая Солнце. В состав Местной системы входят ОВ-ассоциации в Орионе, Т-ассоциации в созвездиях Тельца, Возничего, Хамелеона, скопления Плеяды и α Персея, ассоциации Скорпиона - Центавра, ζ Персея и другие четко выраженные группировки звезд. Для наблюдателя, находящегося вне нашей Галактики, Местная система должна представляться сравнительно небольшим облаком горячих звезд (размером около 600 - 800 пс), находящимся в районе одной из спиральных ветвей Галактики и состоящим из отдельных сгущений.
Подобные системы, средние размеры которых близки к 600 пс, все чаще называются теперь звездными комплексами (см., например, Ефремов, 1979). Ефремов (1976) предлагает называть ассоциациями большие группировки О - В звезд, не показывающие видимой концентрации звезд к центру. Однако свойства таких группировок еще не изучены, и лучше называть их звездными облаками.
Поэтому мы предлагаем следующее определение звездных ассоциаций (Холопов, 1976а, б; 1979), опирающееся на изложенные выше сведения о реальных свойствах этих образований, сохраняющее исторически сложившиеся представления об их составе и свободное от каких-либо предвзятых гипотез.
Звездные ассоциации - это тесно связанные с газово-пылевыми туманностями скопления орионовых переменных звезд спектральных классов А - М (разновидностью которых являются переменные типа Т Тельца); если в состав этих скоплений входят звезды спектральных классов О - В, они называются ОВ-ассоциациями, в противном случае - Т-ассоциациями. Диаметры их заключены в пределах от нескольких парсеков до нескольких сотен парсеков. Повсюду в дальнейшем мы будем придерживаться именно этого определения.
В сущности, в этом определении подразумевается, что звездные ассоциации - это самые обычные звездные скопления, только находящиеся на самой ранней стадии своего развития - на стадии формирования из диффузного вещества. Совершенно ясно, что звездные скопления не появляются на свет в готовом виде, и формирующиеся, возникающие скопления по своей структуре и физическому составу могут существенно отличаться от скоплений сформировавшихся. Они связаны с диффузными туманностями и состоят, как правило, из субскоплений орионовых переменных, превращающихся впоследствии в обычные звезды постоянного блеска. Расчеты Аарсета и Хилса (1972), описанные в § 9.8, показывают, каким образом система субскоплений может превратиться в обычное звездное скопление. Отсутствие видимой концентрации ярких звезд к центрам многих ассоциаций, отличающее последние от уже сформировавшихся звездных скоплений, объясняется как наличием этих субскоплений, так и тем, что наиболее плотные части этих образований скрыты в недрах темных газово-пылевых облаков, в которых они формируются.
Начальный гравитационный коллапс системы, полная энергия которой отрицательна, усиливает гравитационное взаимодействие возникающих звезд и приводит к выбрасыванию отдельных звезд из ассоциаций. Звездные ассоциации при этом ие рассеиваются, оставляя после себя обычные звездные скопления, а превращаются в них.
Современная быстро развивающаяся теория гравитационной конденсации звезд из диффузного вещества объясняет не только структурность возникающих звездных скоплений и явления выбрасывания из них массивных звезд, но и физический состав этих систем, характеризуемый видом диаграмм величина - показатель цвета членов ассоциаций.
Как уже отмечалось (§ 12.2), звезды возникают в процессе гравитационного коллапса диффузных протозвезд (см., например, Хаяши, 1966; Ларсон, 1969; 1972). В отличие от Хаяши, использовавшего ряд упрощающих решение предположений о течении коллапса, Ларсон численно решил полную систему дифференциальных уравнений, описывающих процесс коллапса протозвезды с первоначально однородным распределением плотности. Оказалось, что при этом в диффузном облаке образуется очень небольшое центральное ядро, имеющее звездную плотность, - зародыш звезды, размеры которого увеличиваются по мере выпадения на него вещества облака. По истечении 106 лет протозвезда, масса которой равна солнечной массе, превращается в процессе сжатия в звезду с радиусом, равным двум радиусам Солнца, и светимостью, в полтора раза превышающей светимость Солнца. Наружные слои звезды охвачены конвекцией. Глубина конвективной зоны достигает половины радиуса звезды. В дальнейшем звезда продолжает сжиматься до момента вступления на начальную главную последовательность, причем глубина ее конвективной зоны уменьшается. Все звезды с массами меньше 1,5 солнечной массы имеют такие зоны, с существованием которых связана неправильная переменность блеска звезды во время приближения ее к начальной главной последовательности (в частности, появление вспышек). В отличие от теории Хаяши, расчеты Ларсона показывают, что у звезд спектральных классов более ранних, чем A5V, с массами, превышающими две массы Солнца, конвективная зона вообще не образуется.
Рис. 155. Эволюционные треки звезд с массами, равными 1 и 5 массам Солнца, до вступления их на начальную главную последовательность (Стром и др., 1975).
На рис. 161 (Стром и др., 1975) показаны эволюционные треки для звезд с массами, равными одной и пяти солнечным массам, приводящие их на начальную главную последовательность (по вычислениям Ларсона). Область, занятая подобными треками, соответствует области над главной последовательностью, заполненной звездами на рис. 159.
Звезда, возникающая в коллапсирующем облаке, остается скрытой от глаз наблюдателя до тех пор, пока оптическая толща окружающей ее газово-пылевой оболочки превышает 1. Наблюдатель может обнаружить лишь инфракрасное излучение объекта. Постепенно оптическая толща оболочки уменьшается вследствие выпадения ее вещества на поверхность звезды (в случае звезд малой массы) или в результате рассеивания остатков оболочки возросшим лучевым давлением звезды (в случае звезд большой массы). По расчетам Ларсона (1972), звезда становится видимой визуально тем раньше, чем меньше ее масса. Так, у звезды с массой, равной 0,25 солнечной, оболочка становится прозрачной через 2,8 · 105 лет, у звезд с массой, равной солнечной, - через 8,7 · 105 лет, у звезд с массой, равной двум массам Солнца, - через 1,4 · 106 лет. За это время подобные звезды еще не успевают превратиться в обычные звезды главной последовательности, и, следовательно, мы можем видеть их в стадии, предшествующей вступлению на начальную главную последовательность, - над главной последовательностью. Именно такими объектами являются орионовы переменные в ассоциациях (см. рис. 159, 163).
Звезды, массы которых превышают две массы Солнца, вступают на начальную главную последовательность, когда оптическая толща падающих на них остатков протозвездной оболочки остается еще очень большой. Они становятся видимыми уже как вполне сформировавшиеся члены начальной главной последовательности. Поэтому среди самых молодых звезд спектральных классов О - В практически нет орионовых переменных.
Расчеты Ларсона предсказывают, что к тому времени, когда в ассоциации становятся видимыми звезды классов О - В, звезды классов А - М еще не успевают лечь на начальную главную последовательность, и на диаграмме величина - показатель цвета членов таких ассоциаций должен наблюдаться излом в районе звезд спектрального класса А0. И он действительно наблюдается (см. рис. 159).
Рис. 162. Т-ассоциации в созвездии Тельца. Черные кружки -
наиболее яркие звезды фона; крестики - орионовы переменные; прерывистыми линиями очерчены темные туманности, сплошными линиями - глобулы.
На рис. 162 показаны очертания некоторых из темных облаков в созвездиях Тельца - Возничего, изображенные в Атласе темных туманностей, составленном Барнардом (1927). Обращает на себя внимание цепочка особенно плотных темных туманностей, расположенных в длинном темном канале, простирающемся от западного облака В 211 к восточному облаку В 19. Это глобулы. Они еще не обособились друг от друга. Южнее видна вторая цепочка глобул. Комплекс этих облаков находится на расстоянии 140 ± 20 пс от Солнца (Элиас, 1978). На этом расстоянии отрезок, равный 10 пс, виден под углом 4°; ,1.
В районе темных облаков на рис. 162 видны группы ори-оновых переменных, изображенных крестиками. Это Т-ассоциации. Справа - ассоциация Т1 Таu, слева Т3 Таu (Холопов, 1970). Поглощение света AV даже на периферии этих облаков достигает 10 - 20m (Элиас, 1978). Это означает, что орионовы переменные, наблюдаемые здесь нами, расположены в основном в наружных районах облаков.
Рис. 163. Диаграмма V, В - V членов Т-ассоциаций в созвездии Тельца. Черточками соединены положения, занимаемые одной и той же переменной в разное время. Прерывистая линия - начальная главная последовательность.
На рис. 163 показана диаграмма V, В - V членов этих ассоциаций, построенная по данным Смака (1964) и Варсавского (1960). В этих ассоциациях не видно ярких горячих звезд. Наблюдаемые в них переменные относятся к звездам спектральных классов G - М. Отсутствие в ассоциациях Т1 и Т3 Таи орионовых переменных спектральных классов А - F позволило Кухи (1974), используя приведенные выше оценки времени появления в ассоциациях молодых звезд разных масс (при одновременном их образовании), оценить возраст этих ассоциаций, близкий к 8 · 105 лет.
Можно думать, что многие Т-ассоциации являются ранней стадией развития ОВ-ассоциаций. Если в них содержатся еще не успевшие сделаться видимыми звезды спектральных классов О - В, поглощение света в околозиездных оболочках которых по имеющимся оценкам может достигать 20 - 40 звездных величин, то после появления этих звезд такие Т-ассоциации должны превращаться в 0В-ассоциации, а соответствующие им диаграммы V, В - V, подобные изображенной на рис. 163, должны превращаться в диаграммы, изображенные на рис. 159.
Об этой возможности свидетельствуют недавние открытия в ряде темных туманностей компактных областей Н II и инфракрасных источников излучения, являющихся индикаторами невидимых пока звезд ранних спектральных классов (Аллен, Пенстон, 1975; Стром и др., 1975). В одной из ближайших к Солнцу Т-ассоциаций T1 Sco, находящейся в темной туманности, связанной с ρ Oph, обнаружено около 20 звезд спектральных классов В - А0 (Ридгрен и др., 1976). Уже сейчас Элиас (1978) подозревает возможность наличия в Т1 Таи звезды класса Ае (связанной с туманностью IC 359), а в Т3 Таu - звезды класса В5 (освещающей туманность IC 2087).
Как только становятся прозрачными околозвездные оболочки, окружающие одну или несколько из возникших и остающихся в системе массивных звезд спектральных классов О - В0, излучение этих звезд ионизует водород в их окрестностях и прекращает процесс звездообразования в этом районе. Ионизованный горячий газ начинает расширяться и разгонять своим давлением окружающие скопление массы нейтрального водорода, связанного с остатками пылевых туманностей. Возникшее скопление как бы сбрасывает с себя непроницаемую завесу, окутывавшую его в процессе рождения, и становится видимым. В этой стадии эволюции находится такая система, как ассоциация Орион I, содержащая туманность Ориона и окруженная расширяющейся туманностью, называемой Петлей Барнарда.
Из всех динамических критериев, предлагавшихся для суждения о недавнем возникновении звездных ассоциаций, в настоящее время сохраняет силу только критерий возможной неустойчивости наблюдаемых в ассоциациях цепочек, компонентами которых являются либо глобулы, либо пекулярные туманные объекты, называемые объектами Хербига - Аро, либо целые субскопления звезд, подобные компонентам скопления Меч Ориона. Возникновение подобных цепочек - фундаментальная особенность процесса звездообразования. Структура очень молодых скоплений отражает не успевшие сгладиться следы только что закончившихся процессов.
К северу от Меча Ориона, на границе Петли Барнарда, расположена цепочка сверхгигантов - Пояс Ориона, состоящая из трех звезд - δ, ε и ζ Ориона (спектральных классов O9,5 III, В0 Iа и O9,5 I). Если она не является обособленной системой, а связана с системой Меч Ориона и в дальнейшем сохранит эту связь, то скопление, в которое превратится ассоциация Орион I, будет похоже на скопление χ и h Персея, диаграмма V, В - V членов которого схематически изображена на рис. 165 (с. 432).
Темные глобулы, наблюдаемые в районе Т-ассоциаций в созвездии Тельца и в других ассоциациях, могут являться родоначальниками очень массивных горячих звезд. Размеры их сходны с размерами моделей протозвезд, вытекающими из расчетов Ларсона. Рис. 162 показывает, что радиусы глобул, видимых в этом районе, близки к 0,3 пс. Начальный радиус протозвездного облака с массой, равной десяти солнечным, по расчетам Ларсона равен 0,3 пс. Не произошла ли цепочка сверхгигантов, образующая Пояс Ориона, из цепочки глобул, подобной тем, которые наблюдаются сейчас в районе Т-ассоциаций в созвездии Тельца?
С востока к ассоциации Орион I примыкает огромная темная туманность со знаменитым выступом, называемым Конской головой. В этой туманности, по-видимому, вскоре должен вспыхнуть процесс звездообразования, который постепенно распространяется от одной области гигантских молекулярных облаков к другой.
Характер звездного скопления, в которое превращается та или иная ассоциация, зависит от полной массы ассоциации.
Долго считалось, что шаровые скопления возникали лишь на ранней стадии существования Галактики. Однако в Магеллановых Облаках сосуществуют и молодые и старые шаровые скопления. Могут сосуществовать они и в нашей Галактике. В Магеллановых Облаках мы видим их извне, тогда как в нашей системе они могут быть скрыты от нас облаками поглощающей свет среды, концентрирующейся к галактической плоскости, в районе которой в настоящее время идет процесс звездообразования. Сравнительно недавно было обнаружено, что одна из OВ-ассоциаций нашей Галактики (Лебедь II), которая, как казалось, состояла из десятка звезд ранних спектральных классов, ассоциированных с областью сильнейшего поглощения, в действительности содержит свыше 300 таких звезд и свыше 3000 более слабых звезд. Масса этой группировки составляет по меньшей мере несколько десятков тысяч солнечных масс. Исследовавшие эту систему Реддиш и др. (1966) полагают, что она может рассматриваться как очень молодое шаровое скопление, подобное голубым шаровым скоплениям Магеллановых Облаков.
Будущая судьба трех Т-ассоциаций в созвездиях Тельца - Возничего не ясна. Сольются ли две или три из них, расположенные поблизости друг от друга, в одно скопление, подобное Плеядам, или каждая превратится в мало массивное скопление, подобное скоплению в Волосах Вероники или Большой Медведицы?
В соответствии с начальной функцией светимости, в этих ассоциациях при небольшом числе членов низкой светимости может и не появиться сколько-нибудь заметного числа массивных звезд ранних спектральных классов. Такие Т-ассоциации, по-видимому, и не будут превращаться в ОВ-ассоциации при своем переходе в сформировавшиеся звездные скопления. Они могут даже распасться, если подвергнутся влиянию сильных приливных возмущений со стороны массивных скоплений и молекулярных облаков, которые будут проходить мимо них.
Резюмируя, можно повторить, что все Т-ассоциации и многие из так называемых ОВ-ассоциаций - это возникающие звездные скопления, характер и судьба которых зависят от их массы и от тех возмущений, которые будут воздействовать на них в течение их жизни.
<< 12.2 Звездные ассоциации в других галактиках | Оглавление | 12.4 Эволюция звездных скоплений >>
|
Публикации с ключевыми словами:
звезды - Скопление
Публикации со словами: звезды - Скопление | |
См. также:
Все публикации на ту же тему >> | |
