26. Образование горячих звезд и ускорение газа

Важный вклад в решение проблемы образования звезд был сделан В. А. Амбарцумяном (СССР). Исследуя распределение горячих звезд, он выяснил, что наблюдаемые группы их, не столь тесные, как скопления, не могут удержаться вместе силой взаимного притяжения. То же самое относится к группам звезд-карликов с яркими линиями в спектрах, называемых по имени звезды Т Тельца. Подобные рассеянные группы звезд, имеющих сходные спектральные особенности, названы ассоциациями. Пространственная плотность звезд в ассоциации гораздо больше, чем средняя концентрация звезд данного типа в Галактике, но значительно меньше, чем пространственная концентрация всех звезд вообще, и действие притяжения ядра Галактики (приливные силы) должно разрушить ассоциацию за время порядка 10 млн. лет. Следовательно, существующие, т. е. еще не рассеявшиеся ассоциации образовались менее десяти миллионов лет назад. Таким образом, процесс звездообразования продолжается и в настоящее время. Еще ранее было найдено другое указание на молодость горячих гигантов, которое следовало из их очень высокой светимости. Расход энергии у этих звезд так велик, что не может поддерживаться даже за счет ядерных реакций более чем в течение нескольких миллионов лет. Поэтому горячая яркая звезда должна вскоре превратиться в более скромную и, следовательно, как гигант она образовалась сравнительно недавно.

Рис. 24. Схемы устойчивых кратных звезд

В. А. Амбарцумян нашел еще одно доказательство молодости тех горячих гигантов, которые образуют кратные системы с примерно одинаковыми расстояниями между отдельными составляющими.

Примером такой системы является центральная четырехкратная звезда туманности Ориона, которая называется Трапецией. Поэтому все кратные звезды с сравнимым расстоянием между компонентами были названы системами типа Трапеции. Эти системы выделены в отдельную группу прежде всего потому, что кратные системы обычных звезд имеют совсем другое распределение относительных расстояний. Два характерных примера обычных систем приведены на рис. 24: пара очень близко расположенных звезд, на значительном расстоянии еще звезда или пара, на гораздо большем расстоянии - еще звезда и т. д. В таких системах компоненты пары почти не подвержены возмущающему действию других звезд. Относительное движение пары и третьей звезды (или другой пары) является таким же простым обращением вокруг общего центра тяжести, как и внутри пары. Подобные системы устойчивы, они могут существовать очень долгое время.

Системы типа Трапеции, которые обычно состоят из особенно ярких гигантов классов О и В, напротив, не являются устойчивыми. Поскольку все расстояния сравнимы, а звезд немного, действие каждой звезды на другую сравнимо с действием всей системы на ту же звезду. Все звезды движутся в одной области пространства. Расстояния между ними непрерывно изменяются, и достаточно незначительного сближения, чтобы действие одной звезды оказалось сильнее, чем действие всех остальных. В этом случае энергия звезды может увеличиться за счет другой настолько, что она покинет систему. Расчет показал, что для частичного распада такой системы потребуется менее двух-трех миллионов лет. Следовательно, возраст звезд, составляющих Трапецию, не превосходит этой величины, даже если ее полная энергия сначала была отрицательной¹ и тяготение сдерживало звезды. Однако В. А. Амбарцумян пришел к заключению, что система с самого начала обладала положительной энергией, т. е. звезды имели достаточно большую скорость и расходились во все стороны все сразу. Основание для такого вывода было следующее. Если бы система имела сначала отрицательную энергию, то она разрушилась бы постепенно, теряя по одной звезде. Поэтому около старых систем должны были бы наблюдаться на разных расстояниях звезды того же класса, ушедшие ранее. Между тем, старые трапеции с большим расстоянием между звездами сохраняют характерную форму, все расстояния между звездами сравнимы, т. е. они расширяются как бы сразу. Если трапеции действительно обладают положительной энергией, то они должны разойтись меньше, чем за миллион лет, т. е. звезды, образующие их, должны быть самыми молодыми. Интересно, что старые трапеции состоят из звезд класса В, а не О. Этот факт должен иметь большое значение для теории эволюции.

¹ (Т. е. кинетическая энергия системы была меньше, чем потенциальная)

Трапеции часто встречаются в ассоциациях, иногда одновременно в разных частях их. Это говорит о том, что образование звезд часто происходит в виде кратных систем и скоплений, причем не в одной области ассоциации, а в нескольких местах одновременно. После того как выяснилось, что ассоциации являются молодыми образованиями, интерес к ним резко усилился. Исследование движений показало, что в некоторых случаях звезды ассоциации действительно расходятся во все стороны. Более того, обнаружилось, что скорость расширения превышает теоретически ожидаемую и достигает 15 - 20 ^км/_сек. Это означает, что ассоциации не просто распадаются под действием приливных сил, а что звезды ее с самого образования имели большие скорости и системы в целом - положительную энергию. Зная скорость расширения, можно было вычислить возраст ассоциации. Оказалось, что он измеряется сроками от двух до десяти миллионов лет.

Сопоставим теперь то, что известно об ассоциациях и об эмиссионных туманностях. И те и другие образуются в компактном виде, а потом рассеиваются. Скорости расширения и тех и других достигают 15 - 20 ^км/_сек. Наконец, исследования Г. А. Шайна и В. Ф. Газе показали, что с компактными группами туманностей связаны обычно и компактные ассоциации, причем центры тех и других практически совпадают. Более рассеянные ассоциации связаны с более диффузными группами и, наконец, очень протяженные ассоциации не связаны с туманностями, которые, по-видимому, настолько рассеялись, что стали невидимыми.

Указанное сопоставление позволило Г. А. Шайну сделать очень существенный вывод: горячие звезды и эмиссионные туманности образуются вместе, в едином процессе, возможно, из холодной газо-пылевой среды. Одна и та же причина сообщает и звездам и туманностям скорость порядка 15 - 20 ^км/_сек.

Еще раньше высказывались предположения, что звезды образуются из холодного газа. В связи с этим большой интерес представляют, как указали в 1947 г. Б. Бок и Е. Рейли (США) глобулы - небольшие круглые очень плотные сгустки, часто заметные на фоне туманностей (рис. 25; см. также рис. 9 и 27). Размер глобул - от одной сотой до нескольких десятых долей парсека, поглощение в них - от двух до пяти звездных величин, причем в самых больших глобулах поглощение меньше - до одной величины. Плотность пыли в компактных глобулах в десятки тысяч раз больше, чем средняя плотность ее в спиральных ветвях, но масса ее все-таки меньше 0,1 массы Солнца. Однако если глобула содержит газ в пропорции, близкой к средней, то масса его может достигать нескольких масс Солнца, а для больших глобул - нескольких десятков масс Солнца. Д. А. Рожковский (СССР) нашел, что глобулы наблюдаются в основном в эмиссионных туманностях, и притом в тех, где вообще видно присутствие темной поглощающей материи (не в форме глобул). Отсюда он сделал вывод, что глобулы не случайно проектируются на туманности, а физически связаны с ними. Позже, правда, были найдены глобулы другого типа, обычно большего размера, видимые непосредственно на фоне неба, т. е. на фоне рассеянного межзвездной средой света. Однако связь значительной части глобул с эмиссионными туманностями в настоящее время не вызывает сомнения.

Часто глобулы рассматриваются как зарождающиеся звезды. Однако объяснение образования звезд даже из таких относительно плотных сгустков встречалось с большими трудностями. Е. Л. Рускол (СССР) рассмотрела процесс сжатия глобул под действием собственного тяготения и рассчитала, что глобула, масса которой равна нескольким массам Солнца, будет сжиматься только в том случае, если ее начальная плотность превышает 10^-19г/_см³. Это значение велико (n≈10⁵ см^-3), и нужно найти силы, которые могут предварительно создать такую плотность. Одной из возможных сил является давление света звезд (Ф. Уиппл, США). Действительно, на глобулу со всех сторон падает свет, который давит на поглощающую пыль и сгоняет ее к центру. Однако это происходит чрезвычайно медленно, требуется около миллиарда лет, чтобы создать глобулу из обычной разреженной туманности.

Другой возможный способ предварительного сжатия глобул, указанный впервые А, И. Лебединским, основан на большой разнице температур ионизованного и нейтрального газа. Горячий ионизованный газ, давление которого, пропорциональное температуре, относительно высоко, может сжать холодные глобулы до сравнительна высокой плотности. К этому процессу, который имеет по-видимому, основное значение, мы вернемся позже, а сейчас разберем еще одну трудность теории образования звезд в ассоциациях из газа. Для того чтобы газ сжимался, его полная энергия - кинетическая, тепловая и гравитационная - должна быть отрицательна. Если энергия положительна, то тяготение не может сдержать газ, он расширится и рассеется. В то же время, полная энергия замкнутой системы, не обменивающейся с внешним миром, не меняется. По существу, это закон сохранения энергии. Если часть тепловой энергии перейдет в излучение и покинет газ, то полная энергия еще уменьшится. Таким образом, в результате сжатия должна получиться система с отрицательной энергией, тогда как энергия ассоциации положительна. Это соображение казалось настолько серьезным, что заставило В. А. Амбарцумяна высказаться против образования ассоциаций из газа и предположить, что звезды образуются из некоторой формы материи, отличной от звезд и от туманностей. Объемы таких протозвезд, исходя из расстояний между звездами кратных систем, могут быть порядка десятой доли кубического парсека. Поскольку протозвезды, имея положительную энергию, не разошлись еще в прошлые эпохи, В. А. Амбарцумян считает их продуктом деления компактного, более массивного тела, включавшего массу всех звезд ассоциации.

Я. Оорт и Л. Спицер попытались обойти указанные трудности другим способом и построили картину образования ассоциаций из газа. Вкратце и с некоторыми дополнениями ее можно изложить следующим образом. Предполагается, что внутри большого газо-пылевого холодного комплекса с массой в несколько десятков тысяч масс Солнца образовалась горячая звезда, способная ионизовать водород. Сначала, пока плотность велика, зона ионизации вокруг нее будет небольшой. Ионизация водорода приведет к увеличению температуры от 30 - 50° (в плотном облаке) до 10 000°. Соответственно и давление внезапно возрастет в сотни раз. В результате этого ионизованный газ начнет расширяться, увлекая окружающие холодные массы. Это явление аналогично взрыву бомбы. По мере расширения плотность ионизованного газа и его оптическая толща падают, ультрафиолетовая радиация проникает дальше и ионизует новые слои газа, которые в свою очередь начинают расширяться и ускорять окружающие массы. При этом холодный газ у границы уплотняется. Процесс расширения не может быть все время равномерным. В более плотных сгустках ионизация происходит медленно, и зона ионизации, расширяясь, будет обтекать их. Такого рода картину можно видеть, например, на рис. 26 и 27, где в первом случае граница раздела лишь слегка деформирована, а во втором случае образовался длинный выступ, называемый хоботом. Обтекающие светлые массы сдавливают хобот с боков. В результате он уплотняется и раздробляется на ряд глобул, подобных тем, которые видны на фотографиях" Горячий газ сжимает глобулы достаточно эффективно и быстро. Быстрое сжатие прекратится, когда плотность глобулы увеличится в сотни раз, так что давления внутри и снаружи сравняются. Дальнейшему сжатию способствуют два обстоятельства. Во-первых, внутренняя часть глобулы, куда не проникает свет звезд, должна охладиться до еще более низкой температуры, так как длинноволновое излучение холодного газа и пыли свободно выходит наружу. Во-вторых, ионизация плотного газа глобулы с поверхности образует также плотный, но горячий газ, давление которого соответственно велико. Чем больше сжимается глобула, тем больше плотность горячего газа, оттекающего от ее поверхности, так что сжатие в принципе может продолжаться неограниченно. В конце концов, глобула может, по-видимому, стать настолько плотной, что тяготение будет существенным и сможет сжать ее далее¹. Когда она станет непрозрачной и для длинноволнового излучения, внутренняя температура начнет повышаться от сжатия до тех пор, пока не начнутся ядерные реакции, выделяющие энергию. После этого установится равновесие, давление раскаленного газа внутри станет достаточно сильным, чтобы почти приостановить дальнейшее сжатие, и глобула превратится в нормальную звезду. Если масса ее в десять и больше раз превышает массу Солнца, то образовавшаяся звезда должна стать горячим гигантом. Эти вновь образовавшиеся звезды в свою очередь начинают ионизовать газ, что приводит к дальнейшему распространению зоны ионизации и к образованию новых горячих звезд.

¹ (А. И. Лебединский (СССР) указал, что если в глобуле имеется звезда, то при определенных условиях она может способствовать сжатию глобулы, являясь как бы ядром конденсации)

Рис. 25. Туманность IС 1396 в созвездии Цефея. Видны темные глобул

Рис. 26. Туманность NGG 6188. Видна граница светлой и темной материи и светлые ободки

Рис 27 Деталь туманности М 16, снятая на 5 м рефлекторе. Видны слоновый хобот, глобулы и ободки

Часть сжатых масс холодного газа будет ионизована и превратится в плотные эмиссионные туманности. Неионизованный газ, окружающий зону Н II, ускоряется давлением оттекающего горячего газа и приобретает скорость до 15 - 20 ^км/_сек. Поэтому образующиеся из него звезды и туманности сохраняют эту скорость и разлетаются от центра ассоциации. Наконец, уплотненный нейтральный газ, окружающий область Н II, тоже приобретает скорость около 15 - 20 ^км/_сек и, раздробляясь и расширяясь, образует межзвездные облака. Эти облака сначала движутся довольно быстро, передавая часть энергии другим облакам. Постепенно их скорость падает из-за столкновений. В конце концов они рассеются, а часть их, имея малую скорость, может опять собраться в большие комплексы, и все повторится сначала. Таким образом Я. Оорт и Л. Спицер объясняют, почему облака находятся в движении, несмотря на потери энергии при столкновениях. Источником их энергии служит излучение молодых горячих звезд, ионизующее межзвездный водород. Положительная энергия ассоциаций объясняется выделением большого количества ядерной энергии, которая в конце концов превращается в кинетическую.

Те же авторы указывают процесс, способный образовать небольшие облака с очень высокими скоростями, доходящими до 70 ^км/_сек. Такие облака существуют - слабые компоненты межзвездных линий часто имеют большое смещение, соответствующее скорости 50 - 70 ^км/_сек и более. Ускорение их могло происходить по принципу ракеты. Если облако начало ионизоваться с одной стороны, то образующиеся горячие газы, расширяясь, вытекают к звезде, а остаток облака постепенно ускоряется в обратную сторону реактивным действием этих газов.

Гипотеза Оорта и Спицера очень привлекательна и во многих отношениях подтверждается наблюдениями. Она естественно объясняет расширение ассоциаций¹ и групп туманностей, наличие "хоботов" и глобул, сравнительно медленные движения массивных облаков и быстрые движения легких. Быстрые облака могут подниматься на большую высоту над плоскостью Галактики, что объясняет наличие межзвездных линий в спектрах звезд, далеких от Млечного Пути. Кроме того, она подтверждается некоторыми другими данными наблюдений, свидетельствующими о расширении газа вокруг зон Н II. Л. Сирль (Канада) исследовал слабые компоненты линий с большими скоростями. Оказалось, что для значительного большинства нормальных звезд класса В, в спектрах которых наблюдались эти компоненты, скорости их направлены от звезды к наблюдателю. Это не может быть случайным и говорит о том, что часть быстрых компонентов образуется газом, который расширяется от звезды. В отличие от обычных межзвездных линий такие компоненты называются околозвездными. Исследование межзвездных линий около далеких ассоциаций (Г. Мюнх) тоже показало, что газ вокруг них расширяется со скоростью около 20 ^км/_сек. Еще более интересные данные были получены Т. Меноном (США) и другими из наблюдений на волне 21 см. Оказалось, что область ассоциации Ориона окружена протяженной оболочкой нейтрального водорода, более плотного, чем ионизованный газ внутри, причем, в соответствии с теорией, эта оболочка расширяется со скоростью порядка 10 ^км/_сек. Однако более детальное сопоставление распределений горячих звезд, нейтрального и ионизованного водорода обнаруживает несогласие с гипотезой Оорта - Спицера. В частности, по этой гипотезе звезды должны образовываться на периферии области Н II, а в Орионе молодые звезды находятся внутри большого кольца ионизованного водорода, наблюдаемого вокруг ассоциации.

¹ (Нужно заметить, что эта гипотеза не может объяснить наличия очень быстрых звезд, удаляющихся из ассоциации со скоростью до 100 ^км/_сек. Кроме того, она не объясняет появление первой звезды)

На аналогичное несоответствие указал В. А. Амбарцумян: звезды типа Трапеции, являющиеся самыми молодыми, почти всегда находятся в центре больших ярких туманностей, а не на периферии их.

По-видимому, гипотеза Оорта - Спицера является большим шагом, приближающим понимание процесса образования из холодного газа облаков и звезд и их ускорения, однако самообразование звезд происходит не так просто.

Нужны какие-то новые идеи и данные наблюдений для дальнейшей разработки этой исключительно интересной и важной проблемы.

В заключение рассмотрим природу ярких ободков, которые обычно окаймляют глобулы, хоботы и просто края темных масс, обращенные к ионизующей звезде (см. рис. 25, 26, 27). С. Поташ (Англия) объяснил их следующим образом. Обращенная к звезде сторона плотного образования ионизуется, и горячий газ, расширяясь, растекается. В результате его поглощение уменьшается, и ионизуются новые слои плотного газа. Таким образом, яркий ободок представляет собой поток растекающегося плотного ионизованного газа. На большом расстоянии плотность его падает, и свечение становится незаметным на фоне туманности. К этому можно добавить, что такова же, по-видимому, природа длинных тонких волокон, видимых во многих туманностях - они представляют собой ионизованные края плотных холодных газовых масс, которые по мере ионизации расширяются и текут, постепенно слабея, в сторону звезды.

В связи с вопросом о происхождении звезд представляют большой интерес обнаруженные во многих ассоциациях звездообразные объекты, окруженные плотной газообразной оболочкой, дающей эмиссионные линии. Они называются объектами Хербига - Аро и представляют собой, по-видимому, формирующиеся звезды. Встречаются они преимущественно группами. Окружающая их оболочка может быть остатком газа, из которого они образуются, но может быть и выброшена звездой вследствие быстрого вращения последней.