Иосиф Шкловский - Звезды: их рождение, жизнь и смерть

Рассмотрим теперь несколько более подробно условия в ближайшем к нам «изолированном» газово-пылевом комплексе, находящемся в созвездии Ориона. Часть этого комплекса давно известна: это знаменитая туманность Ориона (см. рис. 2.3). В этом комплексе можно наблюдать молодые звезды на разных стадиях их эволюции («О—В ассоциация» Ориона), компактные H II области, а также протозвезды, находящиеся в плотном непрозрачном облаке холодного газа. На рис. 5.7 приведено распределение яркости в радиолинии 13СО. Это холодное облако видимым образом «разрывает» туманность Ориона (см. рис. 2.3) на две части. Плотность молекулярного газа в облаке очень велика ( 5 10 4см -3), а полная масса достигает 2000 M . Горячие О—В звезды, входящие в ассоциацию Ориона, тянутся на 12° к северо-западу от молекулярного облака, причем возраст звезд непрерывно растет к северо-западу, достигая 10 7лет. Любопытно, что в области самой О—В ассоциации радиолиния СО не наблюдается. Это означает, что холодный молекулярный газ, из которого там образовались звезды, был ионизован и рассеян эволюционировавшими звездами. Недалеко от плотного молекулярного облака находится знаменитая «трапеция» Ориона, состоящая из недавно ( 10 5лет) образовавшихся горячих звезд, в то время как внутри молекулярного облака звезды только начали образовываться.

Рис. 5.6:Распределение газово-пылевых комплексов в Галактике.

К югу и к северу от молекулярного облака находятся яркие компактные области Н II. В области двух максимумов яркости линии СО, соответствующих самым плотным частям молекулярного облака ( n H 2 2 10 6см -3с массой 200 M ), наблюдаются источники длинноволнового инфракрасного излучения. Один из таких источников — это знаменитый инфракрасный объект Клейнмана — Лоу. Внутри таких относительно протяженных ( 1 ) источников длинноволнового инфракрасного излучения обнаружены «точечные», судя по спектру значительно более «горячие», источники, связанные скорее всего с протозвездными оболочками. В частности, внутри компактной инфракрасной туманности Клейнмана — Лоу находится «только что севшая» на главную последовательность звезда, причем сейчас можно наблюдать ее внутренний и наружный «коконы». Например, у яркого «точечного» источника, находящеюся внутри туманности Клейнмана — Лоу, были обнаружены инфракрасные линии водорода (серия Бреккета), доказывающие, что там имеется очень маленькая ( r = 5 10 14см или 30 астрономических единиц) Н II область с плотностью n e 3 10 5см -3. Почти наверняка эта «сверхкомпактная» Н II область представляет собой обращенную к звезде часть внутреннего «кокона». Внутри других инфракрасных туманностей (скорее всего — внешних «коконов») находятся менее массивные протозвезды. Сейчас уже можно утверждать, что спустя сотню тысяч лет на месте нынешнего плотного молекулярного облака в Орионе будет наблюдаться еще одна деталь находящейся в этой области неба большой ассоциации. Таким образом обосновывается картина волны сжатия вещества в газово-пылевом комплексе размером в 100 пс, распространяющейся со скоростью 10 км/с и на своем фронте стимулирующей процесс звездообразования. Первопричиной возникновения такой волны может быть, например, сильная ударная волна, образовавшаяся в межзвездной среде во время вспышки сверхновой звезды (см. § 16).

Рис. 5.7:Радиоизофоты линии СО в туманности Ориона.

Рис. 5.8:Радиоизофоты центральной части комплекса W 3.

Рис. 5.9:Радиоизофоты компактной области Н II в комплексе W 3.

Рассмотрим теперь особенности процесса звездообразования в гигантских газово-пылевых комплексах, находящихся в спиральных рукавах. В качестве примера рассмотрим комплекс W 3 (см. рис. 2.4). Здесь насчитывается несколько компактных Н II областей, каждая из которых ионизуется своей горячей массивной звездой или протозвездой. Полная мощность теплового радиоизлучения от этого гигантского комплекса в несколько десятков раз больше, чем от комплекса в Орионе. На рис. 5.8 приведены радиоизофоты центральной части комплекса W 3, полученные на волне 6 см с рекордным угловым разрешением 2 . Кресты обозначают положение инфракрасных звезд, кресты с точками — мазерных ОН и Н 2О источников, а звездочки обозначают оптически наблюдаемые звезды. Изображенные на этом рисунке зоны H II окружены холодным неионизованным газом. На рис. 5.9 приведены изофоты компактной H II зоны, находящейся в W 3, полученные с очень высоким угловым разрешением (0 , 65, т. е. лучше, чем оптические фотографии) на волне 2 см. Линейные размеры области, наполненной ионизованным газом с плотностью 10 5см -3, всего лишь около одной сотой парсека, а масса M = 4 10 -3 M . Этот ионизованный газ погружен в темное газово-пылевое облако («кокон»), радиус которого в 10 раз превосходит радиус находящейся внутри зоны Н II, что следует из наблюдений радиолинии СО в данной области. Крестиками на рис. 5.9 помечены находящиеся внутри компактной зоны Н II мазерные источники ОН. На рис. 5.10 приведены изофоты на волне 6 см, полученные для большей области с худшим разрешением (4 ). Кроме изображенной на рис. 5.9 компактной Н II области «А» видны еще по крайней мере четыре менее яркие компактные области Н II, внутри которых находятся менее массивные протозвезды.