Astronet > Zvezdoobrazovanie

po tekstam po klyuchevym slovam v glossarii po saitam perevod po katalogu

Na saite

Astrometriya

Astronomicheskie instrumenty

Astronomicheskoe obrazovanie

Astrofizika

Istoriya astronomii

Kosmonavtika, issledovanie kosmosa

Lyubitel'skaya astronomiya

Planety i Solnechnaya sistema

Solnce

Zvezdoobrazovanie

1. Vvedenie
2. Teoreticheskie predstavleniya o processe zvezdoobrazovaniya
3. Dannye nablyudenii
4. Processy, zamedlyayushie zvezdoobrazovanie
5. Processy, stimuliruyushie zvezdoobrazovanie

1. Vvedenie

Zvezdoobrazovanie - process rozhdeniya zvezd iz galaktich. gaza; issledovanie 3.- odna iz fundamental'nyh problem sovr. astrofiziki. Sushestvovanie v Galaktike nesk. zvezdnyh naselenii (s tipichnymi dlya zvezd kazhdogo naseleniya fiz. harakteristikami, him. sostavom i prostranstvennym raspredeleniem) teoriya ob'yasnyaet neprekrashayushimsya rozhdeniem zvezd (razlichiem vozrastov zvezd) i izmeneniem ih sv-v so vremenem (sm. Evolyuciya zvezd). Kazhdoe naselenie, kazhdoe pokolenie zvezd hranit sledy teh uslovii, k-rye imeli mesto v period ih rozhdeniya. Vozrasty zvezd i zvezdnyh naselenii tesneishim obrazom svyazany s ih himicheskim sostavom.

V period, kogda rozhdalis' pervye zvezdy, protogalakticheskoe gazovoe oblako sostoyalo iz vodoroda (ok. 75%) i geliya (ok. 25% po masse) (sm. Kosmologiya, Galaktika) i zanimalo, kak schitaetsya, primerno sfericheskii ob'em. V konce evolyucii zvezdy pervogo pokoleniya obogashayut mezhzvezdnyi gaz elementami bolee tyazhelymi, chem vodorod i gelii. Poetomu zvezdy, rodivshiesya pozzhe, otnositel'no bogache tyazhelymi him. elementami. Starye zvezdy (rodivshiesya vnachale) otnosyatsya k sferich. podsisteme Galaktiki, dlya k-roi harakterna sil'naya koncentraciya zvezd k galaktich. centru. Bolee molodye zvezdy koncentriruyutsya k galaktich. ploskosti, poskol'ku gaz, iz k-rogo oni obrazovalis', postepenno osedal k etoi ploskosti (iz-za vrasheniya i deistviya centrobezhnyh sil on ne mog stol' zhe effektivno szhimat'sya k osi vrasheniya Galaktiki).

Samye molodye ob'ekty Galaktiki raspolagayutsya v neposredstvennoi blizosti k galaktich. ploskosti (ih sr. rasstoyanie z ot ploskosti malo) i obladayut nebol'shoi (po sravneniyu s bolee starymi populyaciyami) dispersiei skorostei. Vse indikatory vozrasta pokazyvayut, chto zvezdy v Galaktike imeyut vozrast priblizitel'no ot 15 mlrd. let (samye starye) do 100 tys. let i men'she (sm. Vozrast nebesnyh tel). Inymi slovami, 3. proishodit v Galaktike i seichas. Ob etom svidetel'stvuet prisutstvie massivnyh i goryachih (molodyh) zvezd spektral'nyh klassov O i V vo vnutr. kromkah galaktich. spiral'nyh rukavov (gde koncentraciya gaza i pyli povyshena), sushestvovanie moshnyh istochnikov IK-izlucheniya v mezhzvezdnyh oblakah vodoroda (imi mogut byt' molodye zvezdy na stadii zvezdy-kokona) i dr. fakty (sm. nizhe). Vozrast etih ob'ektov ~ 10⁵-10⁷ let, t.e. kraine mal po sravneniyu s vozrastom Galaktiki.

2. Teoreticheskie predstavleniya o processe zvezdoobrazovaniya

Zvezdoobrazovanie nachinaetsya s fragmentacii protyazhennyh holodnyh oblakov gaza pod deistviem gravitac. sil. Fragmentaciya stanovitsya vozmozhnoi v tom sluchae, esli massa vydelyayushegosya fragmenta prevoshodit kritich. znachenie (dzhinsovskuyu massu)
${\mathfrak M}_{Dzh}=(k/Gm_{rm H})^{3/2} T^{3/2}\rho^{-1/2}$ , (*)
gde T i $\rho$ - temp-ra i plotnost' gaza, m_H - massa atoma vodoroda. Dlya fragmenta (oblaka gaza) s takoi massoi deistvie gravitac. sil preobladaet nad deistviem sil gazovogo davleniya, i oblako nachinaet szhimat'sya (sm. Gravitacionnaya neustoichivost'). Esli oblako massivnoe ( ${\mathfrak M}\gg {\mathfrak M}_{Dzh}$ ), to v nem postepenno vydelyaetsya central'naya plotnaya chast'. Temp-ra etoi chasti oblaka, nesmotrya na postepennoe uvelichenie ego plotnosti, ostaetsya nizkoi vsledstvie intensivnogo ostyvaniya gaza (vydelyayushuyusya pri szhatii teplotu unosit izluchenie molekul gaza). Pri dostizhenii opredelennoi stepeni plotnosti stanovyatsya effektivnymi stolknoveniya molekul gaza s chasticami pyli, k-raya priobretaet temp-ru gaza. Izluchenie pyli v submillimetrovom i dlinnovolnovom IK-diapazone, unosyashee znachit. kolichestvo energii, uderzhivaet gaz holodnym. Szhatie gaza protekaet pochti izotermicheski. Iz vyrazheniya (*) vidno, chto v takom sluchae znachenie ${\mathfrak M}_{\mbox{Dzh}}$ s rostom plotnosti umen'shaetsya, i v kakoi-to moment plotnaya chast' oblaka vnov' mozhet razdelit'sya na otdel'nye gravitacionno svyazannye fragmenty s massoi, blizkoi k velichine ${\mathfrak M}_{\mbox{Dzh}}$ na dannoi stadii. Naryadu s otmechennoi vyshe gravitac. neustoichivost'yu v 3. bol'shaya rol' prinadlezhit fragmentacii vsledstvie teplovoi neustoichivosti (sm. Mezhzvezdnyi gaz). Zametnuyu rol' mozhet igrat' takzhe magn. pole (sm. Releya-Teilora neustoichivost'). Magn. pole vmorozheno v mezhzvezdnyi gaz. Poetomu pri szhatii gaza magn. pole vozrastaet. Etot process ob'yasnyaet v obshih chertah proishozhdenie magn. polei zvezd (sm. Gidromagnitnoe dinamo).

Kazhdyi iz voznikshih fragmentov oblaka gaza snova szhimaetsya pod deistviem sobstvennoi gravitacii, i kogda velichina ${\mathfrak M}_{\mbox{Dzh}}$ dlya nego stanovitsya mnogo men'she ego massy, on v svoyu ochered' raspadaetsya na seriyu bolee melkih fragmentov. Etot process naz. ierarhicheskoi ili kaskadnoi fragmentaciei. On prodolzhaetsya do teh por, poka na kakoi-to stadii plotnost' gaza stanet stol' vysokoi, chto ocherednye fragmenty uzhe budut neprozrachnymi dlya izlucheniya, unosyashego vydelyayushuyusya teplotu. Szhatie neprozrachnyh fragmentov soprovozhdaetsya adiabatich. rostom temp-ry, k-ryi privodit k uvelicheniyu ${\mathfrak M}_{\mbox{Dzh}}$ , a sledovatel'no, k nevozmozhnosti dal'neishei fragmentacii. Poslednyaya seriya fragmentov i predstavlyaet soboi protozvezdy - neprozrachnye massy gaza, v k-ryh gravitaciya uravnoveshivaetsya vnutr. davleniem. Raschety pokazyvayut, chto pri dostizhenii gazom sostoyaniya neprozrachnosti massa fragmentov imeet vpolne opredelennuyu velichinu, k-raya vyrazhaetsya prakticheski tol'ko cherez fundamental'nye konstanty - skorost' sveta, gravitac. postoyannuyu, postoyannuyu Planka, zaryad i massu elektrona. Eta velichina blizka k nablyudaemym massam zvezd, chto yavl. odnim iz vazhneishih rezul'tatov sovr. teorii 3. Naiti teoreticheski (bez spec. predpolozhenii) f-ciyu raspredeleniya fragmentov po masse (t.e. raspredelenie mass obrazuyushihsya zvezd) poka ne udalos'. Odnako teoriya ob'yasnyaet, pochemu massy rozhdayushihsya zvezd ne mogut byt' slishkom bol'shimi. Estestvenno predpolozhit', chto neprozrachnoi dlya izlucheniya stanovitsya snachala central'naya plotnaya chast' protozvezdy - ee yadro, k-roe izluchaet s poverhnosti energiyu priblizitel'no kak absolyutno chernoe telo. Na yadro padaet (akkreciruet) ostavshiisya v obolochke gaz, postepenno uvelichivaya massu yadra (ris. 1).

Ris. 1. Stroenie protozvezdnogo oblaka na stadii
akkrecii veshestva iz gazovoi obolochki na
obrazovavsheesya yadro. Temperatura vneshnei
poverhnosti neprozrachnoi v opticheskom diapazone
pylevoi obolochki sostavlyaet neskol'ko soten Kel'vinov,
vnutrennei $\approx$ 2000 K. Obolochka izluchaet v IK-diapazone
(po P.N. Holopovu, 1982).

S rostom massy bystro rastet svetimost' yadra, i na nekotoroi stadii (esli obolochka byla massivnoi i na yadro vypalo dostatochno mnogo veshestva) svetimost' stanovitsya stol' vysokoi, chto izluchenie, nagrevaya gaz v obolochke, rasseivaet poslednyuyu v mezhzvezdnom prostranstve (sushestvennuyu rol' zdes' igraet takzhe davlenie izlucheniya). Poetomu dal'neishii rost massy yadra protozvezdy prekrashaetsya, i ono uzhe okonchatel'no evolyucioniruet v zvezdu. Soglasno raschetam, maks. massy, k-rye mogut obrazovat'sya putem akkrecii protozvezdoi veshestva obolochki, ne prevyshayut nesk. desyatkov solnechnyh mass, chto sootvetstvuet primerno massam OV-zvezd.

Sformirovavshayasya zvezda snachala imeet razmery, znachitel'no prevyshayushie razmery zvezd takoi zhe massy na bolee pozdnei stadii evolyucii (pri vyhode na glavnuyu posledovatel'nost'), i potomu izluchaet bol'shoe kolichestvo energii. Na etoi stadii ona nahoditsya v verhnei pravoi chasti Gercshprunga-Ressella diagrammy (G.-R. d.), t.e. v oblasti krasnyh gigantov i sverhgigantov. Istochnikom svecheniya yavl. vydelyayushayasya pri szhatii gravitac. energiya. Po mere szhatiya rastet temp-ra poverhnosti, a polnaya svetimost' umen'shaetsya (iz-za umen'sheniya ploshadi izluchayushei poverhnosti). V rezul'tate protozvezda peremeshaetsya na G.-R. d. vlevo i vniz, v storonu glavnoi posledovatel'nosti. V konce koncov temp-ra v centre dostigaet znachenii, pri k-ryh vklyuchayutsya termoyadernye istochniki energii, i dal'neishee szhatie ostanavlivaetsya. Etot moment, sobstvenno, i oznachaet prevrashenie protozvezdy v zvezdu (na G.-R. d. protozvezda dostigaet glavnoi posledovatel'nosti). Stadiya protozvezdy prodolzhaetsya sravnitel'no nedolgo (u zvezd s massoi $\sim 1 {\mathfrak M}_\odot$ - ok. $5\cdot 10^6$ let); krome togo, protozvezdy okruzheny "kokonom" - plotnoi gazopylevoi obolochkoi, neprozrachnoi dlya vidimogo izlucheniya (sm. Zvezda-kokon). Vse eto chrezvychaino zatrudnyaet obnaruzhenie i issledovanie processa rozhdeniya zvezd.

3. Dannye nablyudenii

S razvitiem radio- i IK-astronomii stalo vozmozhnym zaglyanut' v "kolybel'" zvezdy, t.k. gaz i pyl' v radio- i IK-diapazonah prozrachny. Odna iz oblastei 3. v Galaktike raspolozhena v sozvezdii Kassiopei. Zdes' nahoditsya rasseyannoe zvezdnoe skoplenie IC 1805, imeyushee vozrast ok. 10⁶ let; ono soderzhit yarchaishie korotkozhivushie O-zvezdy. Vokrug zvezd skopleniya do sih por vidny niteobraznye sledy gaza (filamenty) - ostatki gazovogo oblaka, iz k-rogo sformirovalos' skoplenie. Ryadom so skopleniem zvezdy rozhdayutsya v sovr. epohu. Na rasstoyanii vsego 1 ot 1C 1805 obnaruzhena oblast' W3, ne soderzhashaya vidimyh zvezd, no sil'no izluchayushaya v radiodiapazone. Okazalos', chto pochti vse izluchenie idet ot chetyreh-pyati kompaktnyh zon NII. Ih svetimost' sootvetstvuet svetimosti zon N II, vozbuzhdaemyh UF-izlucheniem O-zvezd. Net somnenii v tom, chto v centre etih oblastei nahodyatsya tol'ko chto rodivshiesya zvezdy. T.o., W3 - "nevidimoe" zvezdnoe skoplenie, nahodyasheesya na stadii rozhdeniya. Ot IC 1805 ono otlichaetsya bol'shei kompaktnost'yu i bol'shim kolichestvom plotnyh gazopylevyh oblakov, t.e. kak raz tem, chego mozhno ozhidat' v kartine formirovaniya zvezd v rezul'tate fragmentacii massivnogo gazovogo oblaka-protoskopleniya. Vozrast ob'ekta W3 uzhe ne 10⁶ let, a na poryadok men'she.

Chrezvychaino molodye zvezdy v W3 obnaruzhivayut sebya ne tol'ko ionizaciei okruzhayushego gaza. Skvoz' gazopylevoi kokon mozhet prohodit' IK-izluchenie kak samoi zvezdy, tak i pyli, k-raya, pogloshaya svet zvezdy, nagrevaetsya i pereizluchaet ego v IK-diapazone. Vse kompaktnye zony v W3 yavl. sil'nymi IK-istochnikami. Odin iz nih - istochnik IRS 5 - na chetyre s polovinoi poryadka yarche Solnca. Pochti vsyu energiyu on izluchaet na volnah dlinnee 3 mkm kak telo s effektivnoi temperaturoi $T_e\approx 350$ K. Krome togo, on okazalsya istochnikom mazernogo izlucheniya na parah vody (sm. Mazernyi effekt). Analiz vsei sovokupnosti etih faktov pokazal, chto istochnik IRS 5 - deistvitel'no rozhdayushayasya zvezda (po-vidimomu, dazhe dvoinaya zvezda). Pohozhe, chto etot ob'ekt nahoditsya v promezhutochnoi faze mezhdu stadiei szhatiya i stadiei sobstvenno zvezdy: v centre ob'ekta, skoree vsego, uzhe idet termoyadernoe gorenie vodoroda, no massa ego prodolzhaet rasti za schet akkrecii veshestva obolochki. 3. aktivno proishodit takzhe v tumannosti Oriona (oblasti W49, W51, W75), v centre Galaktiki (napr., v molekulyarnom oblachnom komplekse Sgr V 2) i v dr. mestah. Harakternymi osobennostyami etih oblastei yavl. nalichie IK-istochnikov, istochnikov mazernogo izlucheniya, kompaktnyh zon NII, plotnyh molekulyarnyh i pylevyh oblakov.

4. Processy, zamedlyayushie zvezdoobrazovanie

Tesnaya svyaz' kompaktnyh oblastei NII, IK- i mazernyh istochnikov izlucheniya s plotnymi molekulyarnymi oblakami pokazyvaet, chto 3. proishodit v molekulyarnyh oblakah. T.o., sleduet ozhidat', chto oblaka atomarnogo vodoroda dolzhny stanovit'sya molekulyarnymi pered tem, kak v nih nachnetsya 3. Massa otdel'nyh molekulyarnyh oblakov i ih kompleksov sostavlyaet ot 20 do $10^5 {\mathfrak M}_\odot$ , temp-ra - ot 10 do 80 K. V diffuznyh molekulyarnyh oblakah koncentraciya molekul $n\approx 20 \mbox{sm}^{-3}$ , v temnyh oblakah (napr., v t.n. globulah Boka) n > 10³ sm^-3. Polagayut, chto temnye oblaka voznikayut blagodarya bystromu szhatiyu diffuznyh. Minim. velichina gravitacionno svyazannoi massy (dzhinsovskoi massy) dlya molekulyarnyh oblakov $\approx 20-30 {\mathfrak M}_\odot$ . Massa zhe temnyh oblakov ${\mathfrak M}_{dc}\approx 100-200 {\mathfrak M}_\odot$ . Esli v takih oblakah ne deistvuyut stabiliziruyushie faktory (davlenie, turbulentnost', vrashenie i magn. pole), to oblaka dolzhny szhimat'sya. Polnaya massa molekulyarnyh oblakov v Galaktike $\sim 10^9 {\mathfrak M}_\odot$ . V etih usloviyah, esli gravitac. szhatie proishodit za vremya svobodnogo padeniya t_f, blizkoe k 10⁶ let pri $n_{\rm H}\approx 10^3 \mbox{sm}^{-3}$ , 3. v Galaktike dolzhno bylo by sostavit' $\sim 10^3 {\mathfrak M}_\odot$ v god. Eto znachitel'no bol'she, chem sleduet iz dannyh nablyudenii. T.o., v plotnyh oblakah gaza dolzhny deistvovat' stabiliziruyushie faktory, prepyatstvuyushie gravitac. szhatiyu. Ne mozhet byt' sushestvennym stabiliziruyushim faktorom davlenie, t.k. ${\mathfrak M}_{dc}\gg {\mathfrak M}_{\mbox{Dzh}}$ . Dlya togo chtoby turbulentnost' mogla ostanovit' szhatie, ona dolzhna byt' sverhzvukovoi. Odnako sverhzvukovaya turbulentnost' generiruet udarnye volny, energiya k-ryh preobrazuetsya v energiyu izlucheniya i vysvechivaetsya za vremya $t_c\ll t_f$ , tak chto turbulentnost' ne mozhet uderzhat' oblaka ot szhatiya.

Stabilizirovat' oblaka mozhet vrashenie. Pervonachal'no slaboe ishodnoe vrashenie gazovyh oblakov usilivaetsya v processe szhatiya iz-za sohraneniya uglovogo momenta. Skorost' vrasheniya massivnyh oblachnyh kompleksov, po dannym nablyudenii, $\omega\approx 0,1$ km/s/pk, massivnyh oblakov $\approx$ 0,4-2 km/s/pk, temnyh oblakov $\approx$ 2-3 km/s/pk, t.e. vrashenie, po-vidimomu, sposobno uderzhat' temnye oblaka ot szhatiya. Zvezdy obrazuyutsya iz vrashayushihsya oblakov, poetomu oni takzhe dolzhny vrashat'sya.

Analiz vliyaniya magn. polya na gravitac. szhatie diffuznyh i temnyh molekulyarnyh oblakov pozvolyaet sdelat' sleduyushie vyvody. Vremya diffuzii magn. polya iz temnyh oblakov malo, sledovatel'no, magn. pole ne vliyaet na ih ustoichivost' i vrashenie. V diffuznyh oblakah situaciya obratnaya. Silovye linii magn. polya dlitel'no svyazyvayut gaz oblaka s okruzhayushei sredoi, chto privodit k peredache chasti momenta vrasheniya oblaka okruzhayushei srede i zamedleniyu vrasheniya. V etom sluchae magn. pole mozhet sposobstvovat' gravitac. szhatiyu. Dlya predotvrasheniya szhatiya energiya magn. polya v diffuznyh oblakah dolzhna byt' poryadka gravitac. energii (togda davlenie polya ostanovit szhatie). Dlya stabilizacii, napr., diffuznogo oblaka poperechnikom 5 pk i massoi 400 ${\mathfrak M}_\odot$ (chislo chastic v 1 sm³ n=20) napryazhennost' magn. polya v nem dolzhna byt' ne men'she $3\cdot 10^{-6}$ E, chto vpolne real'no.

5. Processy, stimuliruyushie zvezdoobrazovanie

Poskol'ku molekulyarnye oblaka uderzhivayutsya ot szhatiya stabiliziruyushimi faktorami, 3. mozhet nachat'sya tol'ko pri vozdeistvii triggerov (spuskovyh mehanizmov), stimuliruyushih gravitac. szhatie oblakov. Eto sleduet iz nablyudenii molekulyarnyh oblachnyh kompleksov, svyazannyh s OV-associaciyami. Detal'noe izuchenie blizhaishih OV-associacii (sm. Zvezdnye skopleniya) pokazalo, chto oni sostoyat iz subgrupp razlichnyh vozrastov. Napr., samaya staraya i odnovremenno samaya protyazhennaya subgruppa molodyh zvezd v sozvezdii Oriona (OBI) imeet vozrast $\approx 12\cdot 10^6$ let, samaya molodaya $\approx 2\cdot 10^6$ let. V staryh subgruppah men'she mezhzvezdnogo gaza, v molodyh - bol'she. Molodye OV-subgruppy raspolozheny territorial'no ochen' blizko k molekulyarnym oblakam. Izuchenie raspolozhennyh v molekulyarnyh oblachnyh kompleksah N₂O-mazerov, yarkih IK-istochnikov, "goryachih pyaten" SO (oblastei intensivnogo izlucheniya molekul SO) pokazalo, chto zvezdy, po-vidimomu, voznikayut v plotnyh fragmentah, lokalizovannyh vblizi poverhnostei molekulyarnyh oblakov (na rasstoyanii 1-4 pk ot poverhnosti, ris. 2).

Ris. 2. Struktura tipichnoi OV-associacii
po dannym nablyudenii blizhaishih associacii
v radio- i opticheskom diapazonah.

Takie zhe ob'ekty - indikatory 3.- nablyudayutsya vblizi poverhnostei ionizacionnyh frontov. Po-vidimomu, formirovanie OV-subgrupp est' nek-ryi sistematich. process, k-ryi, "startuya" na odnom konce molekulyarnogo oblaka, rasprostranyaetsya k protivopolozhnomu. Razlichiya vozrastov blizkih subgrush $\approx 3\cdot 10^6$ let, rasstoyaniya mezhdu nimi $\approx$ 10-140 pk. Mozhno schitat', chto process 3. v OV-associaciyah rasprostra nyaetsya so skorost'yu $\approx$ 10 km/s.

K processam, effektivno uvelichivayushim vnesh. davlenie na molekulyarnye oblaka i stimuliruyushim ih gravitac, szhatie, otnosyat: udarnye volny, porozhdennye vspyshkami sverhnovyh zvezd; ionizacionnye fronty; volny plotnosti v galaktikah; stolknoveniya oblakov; zvezdnyi veter.

Rol' vspyshki sverhnovoi kak triggernogo mehanizma rassmatrivaetsya, v chastnosti, vo mnogih gipotezah o proishozhdenii Solnechnoi sistemy. Imeyutsya i dr. teoretich. soobrazheniya i osnovannye na nablyudeniyah dokazatel'stva togo, chto porozhdennye vspyshkami sverhnovyh udarnye volny mogut stimulirovat' 3. Na eto ukazyvayut, napr., nablyudeniya okrestnostei ostatka vspyshki sverhnovoi v sozvezdii Bol'shogo Psa (CMR1, ris. 3). Drugoi triggernyi mehanizm, "vklyuchayushii" 3., - spiral'nye volny plotnosti - harakteren dlya spiral'nyh galaktik. Mozhno schitat' prakticheski dokazannym, chto nablyudaemaya v nashei i dr. podobnyh galaktikah spiral'naya struktura imeet volnovuyu prirodu (sm. Spiral'naya struktura galaktik). T.k. dolya gaza v Galaktike mala (2-5% po masse), to volny plotnosti rasprostranyayutsya po zvezdnomu naseleniyu - v spiral'nyh rukavah koncentraciya zvezd povyshaetsya i gravitac. potencial prevyshaet sr. znachenie na 5-15%. Mezhzvezdnyi gaz, popadaya v zonu deistviya gravitac. polya spiral'noi volny, priobretaet dopolnit. skorost' po normali k ee frontu. Voznikaet skachok plotnosti - udarnaya volna, sposobnaya sluzhit' triggerom dlya szhatiya oblakov gaza, peresekayushih granicu spiral'nyh vetvei Galaktiki. Galaktich. spiral'naya volna plotnosti sposobstvuet razvitiyu v gazovyh oblakah neustoichivosti Releya-Teilora i obrazovaniyu v nih uplotnenii. Deistviem etoi volny ob'yasnyayut takzhe poyavlenie na vnutrennih kromkah spiral'nyh rukavov temnyh polos - uplotnenii pyli.

Ris. 3. Shema obrazovaniya zvezd (OV-associacii)
v oblakah molekulyarnogo vodoroda pod vozdeistviem
vspyshki sverhnovoi: a - kompleks molekulyarnyh
oblakov do vspyshki sverhnovoi; b - izmeneniya,
vyzvannye vozdeistviem udarnoi volny ot sverhnovoi
na mezhzvezdnuyu sredu i molekulyarnye oblaka;
v - nablyudaemoe v nashe vremya sostoyanie oblasti
R1 Bol'shogo Psa; g - tipichnaya kartina oblasti, v
kotoroi nahoditsya OV-associaciya.

Sushestvuet mnenie, chto gigantskie gazovye (molekulyarnye) kompleksy v Galaktike sostoyat iz mnozhestva bolee melkih oblakov, stolknoveniya k-ryh mogut privodit' libo k ih slipaniyu, pri k-rom obshaya massa ob'edinivshihsya oblakov stanovitsya bol'she ${\mathfrak M}_{\mbox{Dzh}}$ , libo k vozniknoveniyu udarnyh voln, szhimayushih gaz. V lyubom sluchae oba processa mogut igrat' rol' triggera dlya gravitac. szhatiya i 3.

Eshe odnim faktorom, stimuliruyushim 3., mozhet byt' zvezdnyi veter - potok plazmy ot goryachih zvezd. Energiya, unosimaya, napr., zvezdnym vetrom za vremya zhizni O-zvezdy (~ 10⁵⁰ erg), sravnima s energiei rasshiryayusheisya obolochki sverhnovoi II tipa. T.o., sil'nyi zvezdnyi veter dolzhen okazyvat' sushestvennoe dopolnit. davlenie na mezhzvezdnuyu sredu i iniciirovat' 3. Drugim vozmozhnym triggerom, uvelichivayushim vnesh. davlenie na oblaka i formiruyushim subgruppy OV-zvezd, mogut byt' ionizac. fronty ot O-zvezd. Izluchenie O-zvezd privodit k ionizacii mezhzvezdnogo gaza i k rostu oblastei NII. Perednyaya granica oblasti NII dvizhetsya v vide udarnoi volny, za nei idet ionizac. front. Veshestvo molekulyarnogo oblaka, vtekaya v oblast' mezhdu frontami, bystro ostyvaet blagodarya izlucheniyu i stanovitsya izotermicheskim. S nakopleniem dostatochno bol'shoi massy veshestvo okazyvaetsya gravitacionno neustoichivym, chto v konechnom schete mozhet privesti k obrazovaniyu subgruppy OV-zvezd.

V celom vozmozhnye mehanizmy 3. izucheny eshe nedostatochno. Progress v etoi oblasti tesno svyazan s dal'neishim nakopleniem i osmysleniem dannyh nablyudenii molekulyarnyh oblakov, indikatorov nedavnego 3. i yavlenii, k-rye mogut sluzhit' triggerami 3.

Lit.:

Holopov P.N., Molodye i voznikayushie zvezdnye skopleniya, M., 1982; Shklovskii I.S., Zvezdy. Ih rozhdenie, zhizn' i smert', 3 izd., M., 1984; Kaplan S.A., Pikel'ner S.B., Fizika mezhzvezdnoi sredy, M., 1979; Protozvezdy i planety, ch. 1-2, per. s angl., M., 1982; Gurevich L.E., Chernin A.D., Proishozhdenie galaktik i zvezd, M., 1983; Marochnik L.S., Suchkov A.A., Galaktika, M., 1984.

(L.S. Marochnik)

L. S. Marochnik, "Fizika Kosmosa", 1986
Glossarii Astronet.ru

A | B | V | G | D | Z | I | K | L | M | N | O | P | R | S | T | U | F | H | C | Ch | Sh | E | Ya

Publikacii s klyuchevymi slovami: zvezdoobrazovanie Publikacii so slovami: zvezdoobrazovanie
Sm. takzhe: IC 348 i Barnard 3 M16: stolpy sozidaniya Vybrosy iz protozvezd v Zmee CG4: globula i galaktika NGC 604: gigantskie zvezdnye yasli NGC 7714: vspyshka zvezdoobrazovaniya posle stolknoveniya galaktik Tumannost' Konus ot teleskopa imeni Habbla Vse publikacii na tu zhe temu >>

Obsudit' etu publikaciyu

Versiya dlya pechati