<< 12. Ot oblaka k zvezde | Oglavlenie | 14. Zvezdy tipa T Tel'ca >>

Chto zhe takoe protozvezdy?

"Iz chego zhe voznikayut eti gruppy zvezd? Tela, iz kotoryh eti gruppy formiruyutsya, dolzhny eshe prisutstvovat' vo mnogih associaciyah, gde my imeem yavnye priznaki togo, chto zvezdoobrazovanie intensivno prodolzhaetsya... Eti tela, izluchenie kotoryh v vidimoi oblasti spektra ne nablyudaetsya i kotorye nam neposredstvenno ne vidny, byli nami nazvany protozvezdami." Akademik V. A. Ambarcumyan "Edinomyslie - vot v chem tupik razvitiya... Lozhnaya mysl', davshaya povod k oproverzheniyu, prodvigaet poznanie dal'she, chem povtorenie sotni prevoshodnyh istin. Avtor "stimuliruyushii oshibki"... ne menee dostoin uvazheniya, chem chelovek, sumevshii oprovergnut' ee." Chlen-korrespondent AN SSSR G. A. Zavarzin (1988 g.)

Opisannoe vyshe predstavlenie o rozhdenii zvezd sformirovalos' k seredine 60-h godov i srazu zhe poluchilo priznanie u astronomov-nablyudatelei. Teoriya Hayashi pozvolila neprinuzhdenno ob'yasnit' mnozhestvo yavlenii, kazavshihsya do togo, po men'shei mere, strannymi. Prezhde vsego teoriya podtverdila, chto nepravil'nye peremennye zvezdy tipa T Tel'ca i tak nazyvaemye Ae- i Be-zvezdy Herbiga yavlyayutsya protozvezdami (ran'she na eto ukazyvali lish' kosvennye argumenty). Na diagramme Gercshprunga - Ressela molodyh zvezdnyh skoplenii eti zvezdy lezhat zametno vyshe glavnoi posledovatel'nosti, chto protivorechilo teorii "luchistyh" trekov, no neprinuzhdenno ob'yasnyalos' teoriei Hayashi.

Poznakomivshis' s novoi teoriei, astronomy srazu zhe popytalis' s ee pomosh'yu ob'yasnit' zagadku peremennoi zvezdy FU Oriona. Kak-to, prosmatrivaya starye fotoplastinki, G. Herbig obnaruzhil, chto v 1936 g. eta zvezda za 120 sut uvelichila svoyu yarkost' v 250 raz (sm. ris. 13.1). S takoi amplitudoi mogut vspyhivat' tol'ko Novye. Odnako v otlichie ot nih FU Oriona, vo-pervyh, nahoditsya v oblasti zvezdoobrazovaniya, a vo-vtoryh, ee yarkost' ne menyaetsya na protyazhenii uzhe neskol'kih desyatkov let i ostaetsya vysokoi, togda kak obolochka Novoi pri rasshirenii bystro ostyvaet, i yarkost' ee padaet.

Ris. 13.1. Izmenenie bleska zvezdy FU Oriona.

Vposledstvii byli otkryty eshe neskol'ko takih ob'ektov, poluchivshih nazvanie "fuory" - po imeni pervogo predstavitelya etogo klassa (sm. tabl. 13.1). Bylo ves'ma soblaznitel'no interpretirovat' fenomen fuora kak perehod protozvezdy ot stadii bystrogo szhatiya k medlennomu: v etot moment udarnaya volna vyhodit na poverhnost' protozvezdy, i yarkost' ee stremitel'no vozrastaet. Takaya vozmozhnost' prilozheniya novoi teoriyu k nablyudeniyam proizvela na astronomov bol'shoe vpechatlenie.

Tablica 13.1. Fuory (ob'ekty tipa FU Ori)

Nazvanie	Koordinaty a (1950) d	Moment maksimuma bleska	Amplituda vspyshki	Vremya vozrastaniya bleska
FU Ori	05h42m38s + 09 03'	1937	6m	120 - 380 sut
V 1057 Cyg	20h57m06s + 44 03'	1970	5,5m	390 sut
V 1515 Cyg	20h22m03s + 42 02'	1980?	4m	menee 13 let
V 1735 Cyg	21h45m27s + 47 18'	posle 1952, no do 1965	bolee 5m	?
V 346 Nor	16h28m57s - 44 49'	posle 1984	bolee 2m	menee 7 let

Tablica 13.1. a) Zvezdy, u kotoryh nablyudalos' uvelichenie bleska.

Nazvanie	Koordinaty a (1950) d	Harakternymi priznakami dlya zachisleniya zvezd v etu gruppu schitalsya pozdnii spektral'nyi klass (F - K), profil' tipa R Cyg u spektral'noi linii Na, bystroe vrashenie zvezdy, intensivnaya poterya veshestva v vide zvezdnogo vetra, nalichie polosy SO (2 mkm) i linii LiI l 6707 Å.
L 1551 / IRS 5	04h28m40s + 18 01'
Z CMa	07h01m23s - 11 28'
V 1025 Tau	04h32m54s + 22 48'
SU Anr	04h52m47s + 30 29'
BBW 76	07h48m40s - 32 58'

Tablica 13.1. b) Zvezdy - kandidaty v fuory po spektral'nym priznakam.

Teoriya Hayashi sootvetstvovala nablyudeniyam ne tol'ko kachestvenno, no v nekotoryh sluchayah i kolichestvenno. Privedem takoi primer. Bol'shinstvo zvezd tipa T Tel'ca pogruzheny v plotnye gazo-pylevye oblaka, iz veshestva kotoryh oni, sudya po vsemu, i rodilis'. Odnako nablyudayutsya takie zvezdy i vne oblakov, hotya i nedaleko ot nih. Izmeriv skorost' dvizheniya zvezdy v prostranstve i razdeliv na etu skorost' rasstoyanie do blizhaishego oblaka, mozhno opredelit' vremya, v techenie kotorogo zvezda udalyaetsya ot mesta svoego predpolagaemogo rozhdeniya. Okazalos', chto eto vremya, kak pravilo, sovpadaet s vozrastom zvezdy, kotoryi mozhno naiti, sravnivaya ee polozhenie na diagramme Gercshprunga - Ressela s teoreticheskimi raschetami Hayashi.

Takim obrazom, so storony nablyudatelei v eto vremya pretenzii k teorii ne bylo. Odnako vskore pretenzii poyavilis' u teoretikov. Vo vtoroi polovine 60-h godov oni obratili vnimanie na to, chto uzhe v ishodnom sostoyanii raspredelenie plotnosti gaza v oblake ne mozhet byt' odnorodnym. Poskol'ku prodolzhitel'nost' bystrogo szhatiya (t_ff) umen'shaetsya s rostom plotnosti, malaya nachal'naya neodnorodnost' oblaka dolzhna rezko vozrastat' uzhe na stadii izotermicheskogo szhatiya. S uchetom etogo obstoyatel'stva amerikanskii astrofizik R. Larson pervym teoreticheski prosledil prevrashenie oblaka v zvezdu. V 1969 g. on vypolnil chislennye raschety, rezul'tat kotoryh dlya oblaka massoi 1 M i nachal'noi plotnost'yu 10^-19 g/sm³ my seichas korotko opishem.

Vskore posle nachala szhatiya raspredelenie plotnosti v oblake stanovitsya ochen' neodnorodnym: plotnost' sushestvenno vozrastaet k centru. Spustya vremya, ravnoe 1,3 t_ff, central'naya oblast' stanovitsya neprozrachnoi dlya infrakrasnogo izlucheniya, i temperatura v nei nachinaet bystro uvelichivat'sya. Vskore formiruetsya yadro, parametry kotorogo v nachal'nyi moment sleduyushie: T = 200 K, M = 0,05 M, R = 10² R. Kak i v modeli Hayashi - Nakano vokrug yadra voznikaet udarnaya volna, otdelyayushaya neprozrachnuyu oblast' ravnovesiya ot svobodno padayushei izotermicheskoi obolochki.

Medlennoe szhatie yadra prodolzhaetsya do teh por, poka pri temperature okolo 2000 K ne nachnetsya razrushenie molekul vodoroda, a vskore i ionizaciya ego atomov. Eti processy pogloshayut mnogo energii; ravnovesie yadra narushaetsya, i ono stremitel'no szhimaetsya. Novoe sostoyanie ravnovesiya teper' uzhe u plazmennogo yadra nastupaet pri sleduyushih parametrah: T » 2 10⁴ K, M = 1,5 10^-3 M, R = 1,3 R. Eto yadro bolee kompaktno, chem v modeli Hayashi - Nakano, i poetomu skorost' padayushego na ego poverhnost' veshestva bol'she - okolo 15 km/s. Sootvetstvenno vyshe okazyvayutsya temperatura i svetimost' v udarnoi volne.

Drugoe sushestvennoe otlichie zaklyuchaetsya v tom, chto k momentu obrazovaniya plotnogo yadra osnovnaya massa obolochki imeet pochti takie zhe parametry, kak i v nachale szhatiya. Prichina v tom, chto sushestvennoe umen'shenie plotnosti ot centra k krayu protozvezdy vyzyvaet perepad davleniya, kotoryi zamedlyaet szhatie. V rezul'tate voznikaet kachestvenno novoe sostoyanie: goryachee kompaktnoe yadro, intensivno izluchayushee v opticheskom diapazone, na kotoroe sravnitel'no dolgo (okolo 1 mln let) proishodit akkreciya (padenie) veshestva protyazhennoi obolochki.

Rost massy yadra za schet akkrecii prodolzhaetsya do teh por, poka ne upadet vse veshestvo. V etot period, protozvezda dlya vneshnego nablyudatelya vyglyadit kak kraine holodnyi, infrakrasnyi ob'ekt, poskol'ku izluchenie yadra polnost'yu pogloshaetsya veshestvom obolochki i pereizluchaetsya v dlinnovolnovom diapazone spektra.

V nekotorom smysle shodnaya situaciya voznikala i v raschetah yaponskih astrofizikov, kogda ob'ekt prohodil stadiyu adiabaticheskogo szhatiya. Odnako prodolzhitel'nost' etoi stadii stol' nevelika (okolo 20 let), chto trudno bylo nadeyat'sya zastat' budushuyu zvezdu imenno na etom etape evolyucii. Veroyatno, po etoi prichine dlya ob'ektov takogo roda v to vremya uchenye ne pridumali special'nogo nazvaniya. No posle poyavleniya rabot Larsona takaya neobhodimost' voznikla, i bylo predlozheno nazyvat' protozvezdami szhimayushiesya oblaka, v centre u kotoryh sformirovalos' ravnovesnoe yadro.

Kogda zhe obolochka polnost'yu upadet na yadro i vse veshestvo iz molekulyarnogo gaza prevratitsya v plazmu, protozvezda popadaet na traektoriyu Hayashi. Po novoi terminologii ob'ekty na stadii Hayashi sleduet nazyvat' molodymi zvezdami ili zvezdami na stadii priblizheniya k glavnoi posledovatel'nosti. Etoi terminologii my i budem v dal'neishem priderzhivat'sya.

Raschety Larsona ne tol'ko uvelichili dlitel'nosti protozvezdnoi stadii evolyucii, no i izmenili razmer molodoi zvezdy v moment ee poyavleniya iz neprozrachnogo "kokona". V samom dele, soglasno etim raschetam, udarnaya volna na granice yadra voznikaet rano i sushestvuet ochen' dolgo. Nagretoe v nei veshestvo izluchaet bol'shoi potok energii, kotoraya cherpaetsya iz energii gravitacionnogo szhatiya protozvezdy. Poetomu k momentu, kogda protozvezda popadaet na traektoriyu Hayashi, rabota sil gravitacii dolzhna obespechit' ne tol'ko razrushenie molekul i atomov, no i dlitel'noe izluchenie sveta v udarnoi volne. Poetomu perehod ot protozvezdy k molodoi zvezde proishodit pri radiuse R_x vsego 2 R, a ne 50 R, kak v modeli yaponskih astrofizikov.

Dal'neishaya evolyuciya molodoi zvezdy protekaet tak zhe, kak eto predskazyvala teoriya Hayashi. Sootvetstvenno vse vyvody otnositel'no zvezd tipa T Tel'ca sohranili svoyu silu i v novoi teorii. Edinstvennaya, no ochen' vazhnaya pretenziya nablyudatelei k teorii Larsona zaklyuchalas' v tom, chto mnogie zvezdy tipa T Tel'ca imeyut radiusy, znachitel'no bol'she 2 R, hotya i men'she 50 R. Chto mogla otvetit' na eto teoriya?

Kak my videli, velichina R_x odnoznachno svyazana s kolichestvom energii, izluchaemoi protozvezdoi za vremya ee zhizni. Poetomu uvelichit' R_x mozhno libo za schet sokrashepiya vremeni zhizni, libo za schet umen'sheniya svetimosti protozvezdy. Svetimost' sil'no zavisit ot togo, naskol'ko korrektno v raschetah opisana struktura udarnoi volny i prilezhashih k nei sloev. V 70-h godah poyavilos' neskol'ko rabot, avtory kotoryh pytalis' soglasovat' teoriyu s nablyudeniyami, vnosya utochneniya v fizicheskuyu postanovku zadachi i v metodiku chislennyh raschetov. Itogi etih issledovanii podveli v nachale 80-h godov K. Uinkler i M. N'yumen, kotorye prishli k vyvodu, chto korrektnoe chislennoe opisanie fizicheskih processov privodit v konechnom schete k znacheniyu R_x poluchennomu Larsonom. Sledovatel'no, na etom puti soglasovat' teoriyu s nablyudeniyami ne udaetsya.

Ostaetsya vtoroi put' - umen'shenie vremeni akkrecionnoi fazy. Ee dlitel'nost' primerno v 3 - 5 raz prevyshaet vremya t_ff, velichina kotorogo tem men'she, chem bol'she ishodnaya plotnost' oblaka. V raschetah Larsona nachal'naya plotnost' sootvetstvovala usloviyu dzhinsovskoi (gravitacionnoi) neustoichivosti. No esli nachal'nuyu plotnost' oblaka vybrat' bolee vysokoi, to prodolzhitel'nost' akkrecionnoi fazy sokratitsya.

Pravda, vybrannaya v modelyah Larsona i Hayashi - Nakano nachal'naya plotnost' (~10^-19 g/sm³) kak raz tipichna dlya uplotnenii v molekulyarnyh oblakah; oblasti s bolee vysokoi plotnost'yu vstrechayutsya tam nechasto. Poetomu takoi put' resheniya problemy ne yavlyaetsya universal'nym.

Ris. 13.2. Shema formirovaniya protozvezd razlichnoi massy.

Eshe odna vozmozhnost' sokrasheniya dlitel'nosti fazy akkrecii svyazana s vozniknoveniem intensivnogo zvezdnogo vetra, "duyushego" ot yadra protozvezdy i "sduvayushego" s nego ostatki obolochki. Eta vozmozhnost' issledovalas' bolee detal'no, i na nei my ostanovimsya podrobnee. Nachnem s massivnyh protozvezd s massoi bol'she 3 M. U nih harakternoe vremya medlennogo szhatiya yadra na puti k glavnoi posledovatel'nosti men'she vremeni svobodnogo padeniya obolochki. Poetomu, i eto dokazali raschety Larsona, u takih zvezd yadro pridet na glavnuyu posledovatel'nost' eshe do togo, kak ischeznet neprozrachnaya obolochka (sm. ris. 13.2).

Okolo 20 let nazad v oblastyah zvezdoobrazovaniya byli obnaruzheny podobnye zvezdy-kokony (sm. tabl. 11.2). V dlinnovolnovom diapazone oni vyglyadyat kak kompaktnye (0,1 - 1 pk), yarkie (10² - 10⁵ L) zony H II, skrytye pod moshnoi pylevoi obolochkoi s effektivnoi temperaturoi okolo 100 K. Interesnoi osobennost'yu etih ob'ektov okazalos' to, chto ih obolochki ne szhimayutsya, a rasshiryayutsya. Prichinoi etogo yavlyaetsya davlenie izlucheniya na pyl'. V processe szhatiya, kogda svetimost' yadra stanovitsya dostatochno bol'shoi, nachinaetsya tormozhenie padayushego veshestva do polnoi ego ostanovki, a zatem obolochka voobshe vymetaetsya.

Ris. 13.3. Central'naya chast' tumannosti NGC 3372 vokrug massivnoi zvezdy h Car v sozvezdii Kilya.

V rezul'tate massa zvezdy glavnoi posledovatel'nosti okazyvaetsya men'she massy ishodnogo oblaka, prichem, chem massivnee oblako, tem men'she dolya massy, kotoraya prevrashaetsya v zvezdu: soglasno raschetam V. Charnutera oblako massoi 150 M porozhdaet zvezdu massoi "vsego" 65 M. Po-vidimomu, imenno etot mehanizm ogranichivaet sverhu massy zvezd glavnoi posledovatel'nosti. Tochnoe znachenie verhnego predela massy ochen' chuvstvitel'no k nachal'nym usloviyam i himicheskomu sostavu oblaka. Dlya sovremennyh uslovii v diske Galaktiki teoriya daet znachenie etogo predela okolo 70 M. Uchityvaya bol'shoe kolichestvo uproshenii, prinyatyh dlya etih raschetov, eto ne tak uzh ploho sootnositsya s nablyudaemymi massami krupneishih zvezd (»100 M), naprimer, s massoi zvezdy h Car (sm. ris. 13.3).

Vernemsya teper' k protozvezdam maloi massy (<3 M). Ih svetimost' ne nastol'ko velika, chtoby izluchenie moglo "sdut'" chast' obolochki i sokratit' tem samym prodolzhitel'nost' fazy akkrecii. Odnako zvezdnyi veter u etih ob'ektov mozhet vozniknut' po drugoi prichine. Kak pokazyvayut raschety K. Uinklera, M. N'yumena i drugih astrofizikov, maksimum v raspredelenii temperatury vdol' radiusa u protozvezd maloi massy nahoditsya ne v centre, a na fronte udarnoi volny. Kogda temperatura v etoi oblasti podnimaetsya do znacheniya poryadka 1 mln K, tam nachinayutsya termoyadernye reakcii s uchastiem deiteriya: D² + N¹ Ne³.

S energeticheskoi tochki zreniya eta reakciya prakticheski ne igraet nikakoi roli: soderzhanie deiteriya v mezhzvezdnoi srede ochen' malo, da i teplotvornaya sposobnost' etoi reakcii sushestvenno nizhe, chem u klassicheskoi vodorod-vodorodnoi (4N¹ Ne⁴). Tem ne menee, gorenie deiteriya privodit k poyavleniyu na granice yadra konvektivnoi zony, kotoraya zatem rasprostranyaetsya v glub' nego. Mozhno predpolozhit', chto konvektivnoe dvizhenie plazmy privedet k generacii magnitnogo polya i vozniknoveniyu zvezdnogo vetra, podobno tomu, kak eto "proishodit na Solnce.

Energiya, unosimaya zvezdnym vetrom, mozhet byt' gorazdo men'she energii, unosimoi izlucheniem, no pri etom davlenie na vyshelezhashie sloi zvezdnyi veter sozdast sushestvenno bol'shee (impul's fotona raven E / c, a gazovoi chasticy 2E / v). K sozhaleniyu, opisannyi vyshe mehanizm ne poluchil poka kolichestvennogo obosnovaniya prezhde vsego potomu, chto dlya generacii polya, krome nalichiya konvekcii, neobhodimo, chtoby protozvezda vrashalas' vokrug osi, a o vrashenii protozvezd my pochti nichego ne znaem.

Poskol'ku problema vrasheniya predstavlyaet samostoyatel'nyi interes, o nei sleduet pogovorit' osobo. Nablyudeniya pokazyvayut, chto otdel'nye globuly i molekulyarnye oblaka vrashayutsya vokrug svoei osi s periodom 10 - 100 mln let. V zavisimosti ot togo, kakuyu dolyu kineticheskaya energiya vrasheniya sostavlyaet ot teplovoi i gravitacionnoi energii oblaka, ego dal'neishaya sud'ba mozhet slozhit'sya razlichnym obrazom.

Predpolozhim, chto v processe szhatiya moment kolichestva dvizheniya oblaka sohranyaetsya, hotya, kak my uzhe videli, etogo mozhet i ne byt' iz-za vliyaniya magnitnogo tormozheniya. No esli moment sohranyaetsya, to po mere szhatiya skorost' vrasheniya oblaka dolzhna vozrastat'. Odnovremenno budut vozrastat' i centrobezhnye sily, kotorye zastavyat oblako splyushivat'sya vdol' osi vrasheniya. Tak proishodit v sluchae, kogda nachal'naya kineticheskaya energiya vrasheniya sravnima s gravitacionnoi energiei oblaka.

Esli zhe vnachale oblako vrashalos' otnositel'no medlenno, to, kak pokazyvayut raschety, izotermicheskoe szhatie privodit k obrazovaniyu v centre yadra, vokrug kotorogo formiruetsya kol'co. Chem bystree vrashaetsya oblako pered nachalom szhatiya, tem bol'shaya massa sosredotachivaetsya v kol'ce; pri opredelennyh parametrah ona mozhet znachitel'no prevyshat' massu yadra. Voznikshaya kol'cevaya struktura, po-vidimomu, neustoichiva i raspadaetsya na neskol'ko fragmentov, iz kotoryh obrazuetsya kratnaya zvezdnaya sistema. Pri etom osnovnaya dolya ishodnogo uglovogo momenta perehodit v orbital'nyi moment, a sami protozvezdy mogut vrashat'sya vokrug osi sravnitel'no medlenno.

Evolyuciya medlenno vrashayushihsya protozvezd, nachal'nyi moment kolichestva dvizheniya kotoryh ne prevyshaet 10⁵² g sm²/s, predstavlyaet osobyi interes. V hode evolyucii takoi protozvezdy vokrug ee central'nogo tela dolzhen sformirovat'sya malomassivnyi disk. Poskol'ku eto imeet pryamoe otnoshenie k formirovaniyu planetnoi sistemy, to estestvenno, chto naibol'shee kolichestvo raschetov bylo vypolneno dlya szhatiya medlenno vrashayushegosya oblaka solnechnoi massy. Vyrisovyvaetsya sleduyushaya kachestvennaya kartina.

Vnachale gazovyi protoplanetnyi disk byl pochti na poryadok men'she razmerov sovremennoi Solnechnoi sistemy, t. e. celikom umeshalsya v orbite Yupitera. Vzaimnoe trenie gazovyh potokov v diske privelo k tomu, chto vnutrennie ego chasti tormozilis' i padali na protozvezdu, a ih moment peredavalsya vneshnim sloyam, kotorye naoborot udalyalis' ot protozvezdy vse dal'she i dal'she. Pri etom sistema disk-zvezda byla pogruzhena v neprozrachnuyu obolochku, kak i v sluchae sfericheski simmetrichnogo kollapsa. V opredelennyi moment obolochka stanovitsya prozrachnoi dlya opticheskogo izlucheniya, i protozveeda prevrashaetsya v moloduyu zvezdu, okruzhennuyu diskom - zarodyshem budushei planetnoi sistemy.

Dlya astronomii tipichna situaciya, kogda fizicheskaya kartina togo ili inogo yavleniya zavisit ot mnozhestva parametrov i vklyuchaet v sebya bol'shoe kolichestvo raznoobraznyh processov. Odnako, kak pravilo, nablyudeniya pozvolyayut sushestvenno ogranichit' krug nachal'nyh uslovii ili dopustimyh situacii. K sozhaleniyu, nablyudeniya protozvezd na dannom etape ne dayut nam pochti nikakoi informacii, sposobnoi pomoch' v reshenii voznikayushih problem. Samye interesnye processy - fragmentaciya, formirovanie yader i zarozhdenie protoplanetnyh diskov - nadezhno skryty ot vneshnego nablyudatelya za nepronicaemoi obolochkoi oblaka.

S drugoi storony, my poka eshe slishkom ploho predstavlyaem, kak imenno dolzhny vyglyadet' protozvezdy, i kak ih otlichit' ot drugih holodnyh ob'ektov, naprimer, upominavshihsya IR/ON - zvezd.

V 1983 g. amerikanskii astrofizik Vini-Vil'yams, podvodya neuteshitel'nye itogi poiska kandidatov v protozvezdy, nazval eti ob'ekty "chashei Graalya infrakrasnoi astronomii". Kak izvestno, eta mificheskaya chasha s krov'yu Hrista obladaet, esli verit' legende, chudodeistvennoi siloi; ee poiskami dolgo i bezrezul'tatno zanimalis' mnogie pokoleniya hristian v Srednie veka.

Ris. 13.4. Otnositel'noe polozhenie komponent troinoi zvezdy T Tel'ca: OR - opticheskaya komponenta, davno izvestnaya astronomam kak peremennaya zvezda T Tel'ca; OS i IR - ee holodnye sputniki, nedavno obnaruzhennye v infrakrasnom diapazone. Tonkimi sploshnymi liniyami pokazano raspredelenie intensivnosti radioizlucheniya na volne 2 sm. Risunok iz stat'i I. Appencellera i R. Mundta.

Za poslednie neskol'ko let situaciya s poiskom protozvezd nemnogo izmenilas'. U neskol'kih molodyh zvezd metodom spekl-interferometrii byli obnaruzheny holodnye sputniki. V chastnosti, v seredine 80-h godov dva takih ob'ekta obnaruzhili v okrestnosti zvezdy T Tel'ca (T Tau). Odin iz nih T Tau S s cvetovoi temperaturoi vsego 800 K byl naiden na rasstoyanii 0,6" k yugu ot T Tau, a vtoroi T Tau N - na 0,3" severnee T Tau (ris. 13.4). V opticheskom i IK diapazonah oba ob'ekta v desyatki raz slabee, chem zvezda T Tau, no zato moshnost' radioizlucheniya ot ob'ekta T Tau S na poryadok vyshe chem ot samoi T Tau.

Poka my ne mozhem s uverennost'yu skazat', yavlyayutsya li eti ob'ekty protozvezdami. S odnoi storoiy, rasstoyanie mezhdu komponentami sistemy slishkom malo, chtoby s pomosh'yu nazemnyh teleskopov poluchit' spektry sputnikov po otdel'nosti. A s drugoi storony, eto rasstoyanie slishkom veliko (~100 a. e.) dlya togo, chtoby za korotkoe vremya prosledit' otnositel'noe dvizhenie ob'ektov i opredelit', predstavlyayut li oni soboi svyazannuyu sistemu.

Po toi prichine, chto sobstvenno protozvezdnaya stadiya nablyudaetsya s bol'shim trudom, osobyi interes predstavlyaet izuchenie molodyh zvezd: oni eshe ne uspeli "zabyt'" predshestvuyushuyu stadiyu, i po goryachim sledam mozhno vosstanovit' ryad osobennostei evolyucii protozvezd.

---

<< 12. Ot oblaka k zvezde | Oglavlenie | 14. Zvezdy tipa T Tel'ca >>

Publikacii s klyuchevymi slovami: Protozvezdy - zvezdoobrazovanie Publikacii so slovami: Protozvezdy - zvezdoobrazovanie
Sm. takzhe: 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 NGC 1893 i Golovastiki v IC 410 Zvezdoobrazovanie v tumannosti Pakman Vse publikacii na tu zhe temu >>