Astronet > Protozvezdy. Gde, kak i iz chego formiruyutsya zvezdy

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

<< 6. Kakie zvezdy rozhdayutsya | Oglavlenie | 8. Prostranstvo mezhdu zvezdami >>

Gde rozhdayutsya zvezdy

"I son prividelsya emu prostoi i radostnyi, kak solnechnyi shar."

M. Bulgakov,
roman "Belaya Gvardiya"

Astronomy umeyut dovol'no tochno opredelyat' mesta, gde proishodit ili nedavno proishodilo rozhdenie zvezd. Oblasti zvezdoobrazovaniya vydaet, kak pravilo, prisutstvie massivnyh goryachih i yarkih zvezd. Ih vek nedolog i potomu nalichie etih zvezd est' yavnoe ukazanie na to, chto rodilis' oni gde-to zdes' nepodaleku za poslednie neskol'ko millionov let. Kosvennymi indikatorami zvezdoobrazovaniya yavlyayutsya IK izluchenie pyli, nagretoi goryachimi zvezdami, a takzhe linii izlucheniya vodoroda i drugih elementov, ionizovannyh etimi zvezdami i obrazuyushih vokrug nih oblasti HII.

Izvestnym primerom takoi oblasti yavlyaetsya Tumannost' Oriona, nahodyashayasya ot nas na rasstoyanii okolo 0,5 kpk (ris. 7.1). Sama Tumannost' - lish' chast' ogromnogo gazo-pylevogo oblaka, nahodyashegosya pozadi nee. Sformirovavshiesya u blizhnego kraya oblaka zvezdy razogreli chast' gaza i zastavili ego svetit'sya, sozdav emissionnuyu tumannost'. Ostal'naya massa holodnogo gaza v opticheskom diapazone ne vidna.

Shema Tumannosti Oriona Tumannost' Oriona

Ris. 7.1. V napravlenii sozvezdiya Orion nahoditsya krupnyi ochag zvezdoobrazovaniya, svyazannyi s massivnymi molekulyarnymi oblakami. Na obrashennoi k nam poverhnosti yuzhnogo oblaka raspolozhena Tumannost' Oriona (foto sprava). Eto nebol'shaya chast' oblaka, razogretaya izlucheniem molodyh zvezd.

Kak pokazyvayut nablyudeniya v nashei i sosednih galaktikah, emissionnye tumannosti, t. e. oblaka ionizovannogo vodoroda, otmechayushie mesta nedavnego zvezdoobrazovaniya, raspredeleny po disku galaktiki ne haoticheski. Kak pravilo, oni sgruppirovany v kompleksy razmerom v 200-500 pk. Dannye o naibolee krupnyh kompleksah privedeny v tabl. 7.1.

Ob'ekt Diametr,
pk Massa H II,
M Rasstoyanie ot Solnca,
kpk

Galakticheskie

W 49 A 150 3 10⁴ 12

h Car 200 4 10⁴ 2,7

NGC 3603 250 8 10⁴ 7,2

W 51 200x100 4 10⁴ 6

W 3; 4; 5 300x200 2 10⁴ 2,2

Cyg X 800h600 5 10⁴ 1,5

RCW 102; 104; 106 200 6 10⁴ 3,5

G 298-0,3 300 2 10⁵ 10

Vnegalakticheskie

30 Dor (BMO) 500 6 10⁵ 50

NGC 604 (M 33) 370 7 10⁵ 800

M 31 A 250 5 10⁴ 680

M 81 A 450 4 10⁵ 3500

Tablica 7.1. Gigantskie kompleksy N II.

V nashei Galaktike oblast' naibolee intensivnogo zvezdoobrazovaniya predstavlyaet kol'co s vnutrennim radiusom 3,5 kpk i vneshnim 6,5 kpk ot centra Galaktiki. Solnce nahoditsya eshe dal'she ot centra Galaktiki, na rasstoyanii 8 - 10 kpk, poetomu my nablyudaem "zvezdnoe kol'co" snaruzhi i, k tomu zhe, s rebra. V teh diapazonah elektromagnitnogo izlucheniya, kotorye ne ochen' chuvstvitel'ny k mezhzvezdnomu poglosheniyu, kol'co otchetlivo vydelyaetsya na fone Mlechnogo Puti (ris. 7.2). Osnovnye indikatory molodogo zvezdnogo naseleniya (ostatki massivnyh sverhnovyh; IK izluchenie pyli, nagretoi yarkimi zvezdami; gamma-izluchenie molodyh pul'sarov) i indikatory plotnogo mezhzvezdnogo gaza, gotovogo k zvezdoobrazovaniyu (izluchenie molekul SO; gamma-izluchenie, rozhdayusheesya v plotnyh oblakah) neravnomerno raspredeleny vdol' Mlechnogo Puti, a v osnovnom ogranicheny sektorom 60 ot napravleniya na centr Galaktiki.

Izuchiv eto raspredelenie detal'nee, my obnaruzhivaem, chto i vnutri "galakticheskogo kol'ca" indikatory zvezdoobrazovaniya raspredeleny ne ravnomerno, a skoncentrirovany vdol' neskol'kih dug, skoree vsego predstavlyayushih soboyu chasti spiral'nyh rukavov, dostupnye nashim teleskopam. K sozhaleniyu, nahodyas' v ploskosti Galaktiki, ochen' trudno vosstanovit' kartinu raspredeleniya ob'ektov v ee diske: chtoby eto sdelat', neobhodimo tochno znat' rasstoyanie do nih. Do nekotoryh ob'ektov rasstoyanie udaetsya izmerit': prezhde vsego eto zvezdy vysokoi svetimosti i skopleniya molodyh zvezd, a takzhe gazovye oblaka, imeyushie tonkie linii izlucheniya v radiospektre. No vo mnogih sluchayah, naprimer, do istochnikov IK i gamma-izlucheniya rasstoyanie opredelit' nevozmozhno. Poetomu o stroenii diska nashei Galaktiki sudyat, opirayas' na nablyudeniya drugih spiral'nyh galaktik, osobenno blizkih - Tumannosti Andromedy (M31), Tumannosti Treugol'nika (M33), spiralei v sozvezdii B. Medvedicy (M81 i M101) i dr. Vo vseh sluchayah vyyavlyaetsya prostranstvennaya svyaz' mezhdu molodymi zvezdami i mezhzvezdnym gazom, osobenno s naibolee holodnoi i plotnoi ego komponentoi - molekulyarnymi oblakami.

V nashei zvezdnoi sisteme eta svyaz' podtverzhdaetsya v osnovnom odinakovym raspredeleniem po galakticheskoi dolgote razlichnyh indikatorov zvezdoobrazovaniya i plotnyh gazovyh oblakov, nailuchshim obrazom proyavlyayushih sebya v izluchenii molekuly CO (sm. ris. 7.2).

Izluchenie molekuly CO

Ris. 7.2. Raspredelenie razlichnyh indikatorov zvezdoobrazovaniya vdol' Mlechnogo Puti: yarkie ostatki sverhnovyh (a), izluchenie molekul CO (b), infrakrasnoe izluchenie pyli (v), gamma-izluchenie, voznikayushee v osnovnom pri vzaimodeistvii kosmicheskih luchei s plotnym mezhzvezdnym gazom (g).

V sosednih galaktikah eti ob'ekty takzhe svyazany mezhdu soboi prichem ne tol'ko prostranstvenno, no i kolichestvenno: naprimer, svetimost' v linii SO u tumannosti Andromedy v 5 raz men'she, chem u nashei Galaktiki, a podschet yarkih zvezd i oblastei H II pokazyvaet, chto i intensivnost' zvezdoobrazovaniya tam v neskol'ko raz men'she chem v Galaktike.

K sozhaleniyu, Tumannost' Andromedy povernuta k nam pochti rebrom, i eto sil'no zatrudnyaet izuchenie ee prostranstvennoi struktury. Znachitel'no interesnee v etom smysle izuchat' diskovye galaktiki, povernutye k nam plashmya. Odnoi iz takih sistem yavlyaetsya sravnitel'no blizkaya spiral' NGC 6946. Ona demonstriruet, chto raspredelenie po disku plotnyh oblakov mezhzvezdnogo gaza horosho korreliruet s raspredeleniem oblastei H II. K tomu zhe yasno vidno, chto i plotnyi gaz i molodye zvezdy koncentriruyutsya v spiral'nyh rukavah galaktiki.

Izuchaya dalekie galaktiki my ne imeem vozmozhnosti razlichat' ih strukturu, no inogda eto byvaet dazhe udobno. Sravnivaya integral'nye, t. e. polnye potoki izlucheniya ot galaktiki v razlichnyh diapazonah spektra, mozhno sopostavlyat' mezhdu soboi ee global'nye svoistva. Naprimer, IK potok proporcionalen kolichestvu v galaktike teploi pyli, ul'trafioletovyi (UF) potok - chislu molodyh massivnyh zvezd, potok v liniyah izlucheniya molekuly SO - masse holodnogo plotnogo gaza. Sopostavlyaya svetimost' galaktik v etih diapazonah, mozhno ponyat', kak zavisit chastota rozhdeniya zvezd ot kolichestva mezhzvezdnogo gaza, ot tipa galaktiki i prochie lyubopytnye veshi.

V nashei sobstvennoi Galaktike my ne mozhem sdelat' polnogo obzora vsego zvezdnogo "hozyaistva" - meshaet pyl'. No esli polozhit'sya na dannye infrakrasnoi astronomii, dlya kotoroi pyl' ne pomeha, a kak pravilo, glavnyi ob'ekt nablyudeniya, to okazhetsya, chto 75 % obrazuyushihsya seichas v Galaktike zvezd rozhdaetsya v ee spiral'nyh rukavah, 15 % - v mezhrukavnom prostranstve i 10 % - v raione centra Galaktiki v oblasti diametrom okolo 1 kpk. Kak vidim, tri zvezdy iz chetyreh rozhdayutsya v spiral'nyh rukavah, kotorye zanimayut sravnitel'no nebol'shoi ob'em v galakticheskom diske (~20%) i sovershenno neznachitel'nyi v Galaktike v celom (<1%). Tam zhe, v rukavah raspolozheny naibolee massivnye oblaka molekulyarnogo gaza. Ih prichastnost' k processu zvezdoobrazovaniya nesomnenna: gruppy molodyh zvezd chasto nablyudayutsya na krayu etih oblakov libo, po kosvennym priznakam, v ih nedrah.

Razumeetsya, zvezdoobrazovanie ne ogranichivaetsya "galakticheskim kol'com": molodye zvezdy obnaruzhivayutsya i v okrestnosti Solnca i eshe znachitel'no dal'she ot centra Galaktiki. Pravda, usloviya dlya zvezdoobrazovaniya tam ne ochen' podhodyashie: prezhde vsego eto otnositsya k processu obrazovaniya iz razrezhennogo mezhzvezdnogo gaza plotnyh holodnyh oblakov. No uzh esli oblako sformirovalos', to vnutri nego zvezdy rozhdayutsya tak: zhe, kak i v drugih oblastyah Galaktiki. Kak pokazali radionablyudeniya v liniyah izlucheniya molekul SO, N₂O i ON, vneshnie proyavleniya formiruyushihsya i molodyh zvezd na rasstoyanii 20 kpk ot centra Galaktiki takie zhe, kak i vblizi ee centra. Obnaruzhivayutsya zvezdy i v prostranstve mezhdu galaktikami, no vot sformirovalis' oni tam ili byli vybrosheny iz galaktik - poka neyasno.

Eshe odna vazhnaya osobennost' processa zvezdoobrazovaniya - eto kollektivnoe rozhdenie zvezd. Pri etom tipy zvezdnyh kollektivov mogut byt' chrezvychaino raznoobraznymi: ot dvoinoi zvezdy do gruppy zvezdnyh skoplenii. A v promezhutke mezhdu etimi krainimi tipami nam vstretyatsya zvezdnye gruppy i potoki, associacii i ierarhicheskie konglomeraty. Proishozhdenie i zhizn' zvezdnyh sistem - ne menee zahvatyvayushaya tema, chem rozhdenie i zhizn' samih zvezd. No my ogranichimsya poka znakomstvom s naibolee tipichnymi iz molodyh zvezdnyh kollektivov - zvezdnymi skopleniyami i associaciyami.

Sharovoe zvezdnoe skoplenie

Ris. 7.3. Sharovoe zvezdnoe skoplenie.

Pervye zvezdnye skopleniya byli obnaruzheny davno, ved' nekotorye iz nih vidny dazhe nevooruzhennym glazom: naprimer, izvestnye skopleniya Pleyady i Giady v sozvezdii Tel'ca. Seichas v Galaktike zafiksirovano bolee 1,5 tys zvezdnyh skoplenii. Iz nih 150 skoplenii otnosyatsya k tipu sharovyh (ris. 7.3) - eto ochen' massivnye i starye zvezdnye sistemy. Vsego ih v Galaktike, veroyatno, okolo 200, i vse oni rodilis' libo nezadolgo do, libo neposredstvenno posle formirovaniya samoi Galaktiki, to est' okolo 15 mlrd let nazad.

Rasseyannoe zvezdnoe skoplenie

Ris. 7.4. Rasseyannoe zvezdnoe skoplenie.

A ostal'nye mnogochislennye i chrezvychaino raznoobraznye po svoim harakteristikam zvezdnye skopleniya znachitel'no molozhe i nazyvayutsya rasseyannymi (ris. 7.4). Inogda ih nazyvayut takzhe galakticheskimi, ili otkrytymi skopleniyami (open cluster). Kazhdoe iz etih nazvanii otrazhaet odnu iz harakternyh chert dannyh skoplenii: oni deistvitel'no koncentriruyutsya vdol' galakticheskoi ploskosti, i zvezdy v nih raspolozheny ne ochen' plotno, tak chto skoplenie vyglyadit kak by otkrytym dlya drugih zvezd i postoronnih vliyanii. V deistvitel'nosti tak ono i est': zvezdy dovol'no legko pokidayut eti skopleniya, a vliyanie postoronnih gravitacionnyh polei eshe bol'she uskoryaet ih razrushenie. Obychno rasseyannye skopleniya v desyatki i dazhe sotni raz molozhe sharovyh. No eshe bolee molody zvezdnye associacii.

V 20-e gody nashego veka astronomy vydelili na nebe neskol'ko gruppirovok goryachih zvezd, chleny kazhdoi iz kotoryh imeli blizkie po velichine i napravleniyu-skorosti, hotya poroyu otstoyali drug ot druga na neskol'ko uglovyh gradusov. Eti goryachie zvezdy spektral'nyh klassov O i V ne pokazyvali vidimoi koncentracii na nebe; razmer kazhdoi gruppirovki byl bol'she, chem u obychnyh zvezdnyh skoplenii, no geneticheskaya svyaz' mezhdu chlenami kazhdoi gruppirovki byla nesomnennoi. Eti razrezhennye zvezdnye kollektivy, soderzhashie ot neskol'kih desyatkov do neskol'kih soten golubyh zvezd i imeyushie razmery ot 15 do 300 pk, byli nazvany OV-associaciyami (sm. ris. 7.5 i 7.6). Uchityvaya, chto goryachie massivnye zvezdy zhivut nedolgo, byl sdelan vyvod o proishodyashem v Galaktike v nastoyashee vremya gruppovom zvezdoobrazovanii (sm. [41, 42]).

Raspredelenie OV-associacii vdol' Mlechnogo Puti

Ris. 7.5. Raspredelenie OV-associacii vdol' Mlechnogo Puti. Nanesena setka galakticheskih koordinat. Otsutsvie associacii mezhdu dolgotami 30 i 60 svyazano s tem, chto v etom napravlenii my vidim promezhutok mezhdu spiral'nymi rukavami.

Ris. 7.6. Raspredelenie OV-associacii v proekcii na ploskost' Galaktiki. Solnce v centre. Rasstoyanie mezhdu okruzhnostyami 1 kpk, vdol' vneshnei okruzhnosti ukazana galakticheskaya dolgota i sozvezdie, v kotorom raspolagaetsya dannaya chast' Mlechnogo Puti.

Togda zhe obnaruzhili gruppirovki nepravil'nyh peremennyh zvezd, otnosyashihsya k tipu T Tel'ca; pozzhe oni byli nazvany T-associaciyami. V otlichie ot OV-zvezd peremennye tipa T Tel'ca yavlyayutsya malomassivnymi zvezdami, no takzhe ochen' molodymi, eshe ne dostigshimi glavnoi posledovatel'nosti, t. e. nahodyashimisya na stadii gravitacionnogo szhatiya. Vse OV-associacii, kak pravilo, soderzhat i zvezdy tipa T Tel'ca, no vstrechayutsya T-associacii bez yarkih massivnyh zvezd.

Etu zakonomernost' mozhno ob'yasnit' v ramkah teorii gravitacionnoi neustoichivosti. Vspomnim formulu (5.3) dlya kriticheskoi massy oblaka: chem bol'she plotnost' gaza, tem men'she eta massa, a s drugoi storony, tem bystree, v sootvetstvii s formuloi (5.1), proishodit szhatie oblaka v zvezdu. Znachit, pri nalichii uplotnenii razlichnogo tipa pervymi dolzhny rozhdat'sya malomassivnye zvezdy tipa T Tel'ca, i tol'ko pozzhe poyavlyayutsya massivnye OV-zvezdy. Nashi rassuzhdeniya podtverzhdayutsya nablyudeniyami: v nekotoryh T-associaciyah, lishennyh OV-zvezd, otkryty kompaktnye oblasti ionizovannogo vodoroda, a takzhe istochniki IK izlucheniya, svyazannye s rozhdayushimisya massivnymi zvezdami. K tomu zhe, kak pokazyvayut nablyudeniya OV-associacii, posle svoego rozhdeniya massivnye zvezdy razogrevayut okruzhayushii gaz i delayut ego neprigodnym dlya formirovaniya malomassivnyh zvezd.

V centre zvezdnyh associacii neredko nahodyatsya plotnye zvezdnye skopleniya. Sama zhe associaciya predstavlyaet kak by koronu skopleniya, zvezdy v kotoroi slabo svyazany silami tyagoteniya kak so skopleniem, tak i drug s drugom. U nekotoryh associacii obnaruzheny priznaki rasshireniya: ih zvezdy razletayutsya iz znachitel'no bolee kompaktnoi oblasti, gde oni sformirovalis'. Privedet li eto rasshirenie k polnomu razletu associacii, zavisit ot massy nahodyashegosya vnutri nee veshestva, tormozyashego razletayushiesya zvezdy siloi prityazheniya. Skorosti dvizheniya zvezd v associaciyah izmereny dovol'no tochno i sostavlyayut poryadka 10 km/s. A vot polnuyu massu veshestva vnutri associacii s uchetom kak zvezd, tak i gaza v razlichnyh ego formah (molekuly, atomy, iony) izmerit' znachitel'no slozhnee. Poetomu vopros o rasshirenii associacii tak zhe slozhen, kak v kosmologii vopros o rasshirenii Vselennoi: razbeganie kak galaktik, tak i zvezd mozhet ostanovit' tol'ko gravitaciya, a vot dostatochno li dlya etogo veshestva mezhdu nimi - mogut otvetit' tol'ko dal'neishie nablyudeniya.

Vprochem, esli Vselennaya odna, i kosmologi so vremenem tochno dokazhut, budet li ee rasshirenie prodolzhat'sya beskonechno ili net, to zvezdnyh associacii mnogo i dlya kazhdoi iz nih reshenie budet svoim. Odni associacii, veroyatno, rasshiryayutsya neuderzhimo, i ih zvezdy bystro rastvoryatsya v galakticheskom pole (za vremya 10⁷-10⁸ let). Drugie - bolee plotnye, ispytayut neskol'ko periodov rasshireniya i szhatiya i, nakonec, pridut v nekotoroe stabil'noe sostoyanie. Konechno, i oni so vremenem raspadutsya pod deistviem vzaimnyh vozmushenii zvezd i postoronnih gravitacionnyh vozmushenii, naprimer, so storony massivnyh gazovyh oblakov. No eto potrebuet bol'shego vremeni: ~10⁹ let.

Itak, my poznakomilis' s mestami massovogo proizvodstva zvezd, gde oni izgotavlivayutsya bol'shimi seriyami, -so zvezdnymi skopleniyami i associaciyami. Odnako v nekotoryh oblastyah Galaktiki sushestvuet i unikal'noe proizvodstvo zvezd: vozmozhno, zvezdy tam rozhdayutsya poodinochke ili nebol'shimi gruppami. Poetomu davno uzhe astronomy ozadacheny voprosom: kakoi istochnik zvezdoobrazovaniya yavlyaetsya glavnym - kustarnyi ili industrial'nyi, individual'nyi ili massovyi? Tochno na nego otvetit' udastsya ne skoro: polnyi uchet vseh novorozhdennyh zvezd - zadacha neprostaya. Poka teleskopam dostupny lish' samye massivnye i yarkie zvezdy, da i to raspolozhennye ne dalee 3 - 5 kpk ot Solnca (ne zabyvaite, rech' idet o molodyh zvezdah, lezhashih v ploskosti galakticheskogo diska, gde ochen' mnogo pyli). Poyavlenie na svet malomassivnyh zvezd, kotoryh bol'shinstvo, udaetsya zafiksirovat' tol'ko v neposredstvennoi blizosti ot Solnca: ne dalee 1 kpk. Chto uzh tut govorit' obo vsei Galaktike.

I vse-taki nekotorye ocenki sdelat' mozhno. Esli Galaktika bolee ili menee simmetrichna, i po tu storonu ot ee centra vse tak zhe, kak na nashei polovine, to iz imeyushihsya dannyh mozhno ocenit' chastotu rozhdeniya zvezdnyh skoplenii i associacii: proishodit eto priblizitel'no odin raz v 3000 let, prichem skopleniya i associacii rozhdayutsya odinakovo chasto, chto kosvenno dokazyvaet ih geneticheskuyu svyaz'. I te, i drugie so vremenem razrushayutsya i otdayut svoi zvezdy v obshee galakticheskoe pole (dannye o nekotoryh associaciyah privedeny v tabl. 7.2 i 7.3). Massy rasseyannyh skoplenii zaklyucheny v diapazone ot 100 do 10⁴ M i v srednem sostavlyayut 300-500 M. Associacii bolee massivny, tak kak neredko vklyuchayut v svoi sostav odno ili neskol'ko skoplenii. Ih massy dohodyat do 10⁵ M, a v srednem, po-vidimomu, blizki k 10⁴ M. Razdeliv harakternuyu massu sistemy na chastotu formirovaniya takih sistem, opredelim ih vklad v chastotu rozhdeniya zvezd v Galaktike: rasseyannye skopleniya dayut ~(0,1 - 0,2) M/god, a associacii ~3 M/god.

Nazvanie Koordinaty centra Rasstoyanie,
kpk Diametr Chislo
zvezd,
O/B Skopleniya / Zvezdy,
(NGC)

a (2000,0) d uglovoi,
( ) lineinyi,
pk

Cas OB4 0^h28,4^m +62 42' 2,88 - - 5/12 103

Cas OB14 0^h28,8^m +63 22' 1,11 - - 0/3 /c Cas

Cas OB8 1^h46,2^m +61 19' 2,88 - - 1/10 581,663; 654?

Per OB1 2^h14,5^m +57 19' 2,29 6 240 9/56 h, c, Per

Cas OB6 2^h43,2^m +61 23' 2,19 8 306 17/8 IS 1805

Cam OB1 3^h31,6^m +58 38' 1,00 - - 3/9 1444? 1502?

Per OB3 3^h27,8^m +49 54' 0,17 - - - /a, D Per

Per OB2 3^h42,2^m +33 26' 0,40 8x5 56x35 1/3 /x, o, c Per

Aur OB2 5^h28,3^m +34 54' 3,16 - - 5/3 1893, IS 410

Aur OB1 5^h21,7^m +33 52' 1,32 6x5 140x120 5/5 1912,60; 1931?

Gem OB1 6^h09,8^m +21 35' 1,51 5 130 4/13 2175? /c² Ori

Ori OB1 5^h31,4^m -2 41' 0,46 16 130 9/6 Trapeciya /q, b, g, d, e Ori

Mon OB1 6^h33,1^m +8 50' 0,55 14x5 135x48 1/0 2264 /S Mon

Mon OB2 6^h37,2^m +4 50' 1,51 6x4 160x110 10/7 2244 /Zvezda Plasketta

CMa OB1 7^h07,0^m -10 28' 1,32 4 92 4/3 2335,53; 2343?

Pup OB1 7^h54,8^m -27 05' 2,51 4x3 180x130 7/0 2467?

Vel OB1 8^h49,9^m -45 00' 1,40 6x4 150x100 5/11 2659?

Car OB1 10^h46,7^m -59 05' 2,51 2x1 90x48 6/15 3293;IS 2581?

Car OB2 11^h06,0^m -59 51' 2,0 6x3 190x90 8/6 3572, Tr 18

Cen OB1 13^h04,8^m -62 04' 2,51 6 260 2/19 4755 /c Cru

Sco - Cen 16^h -25 0,16 - - - IS 2602? /a SMa, a Car, a Eri

Ara OV1 16^h39,5^m -46 46' 1,38 4,5x3 110x70 - 6169,93 /m Nor

Sco OB1 16^h53,5^m -41 57' 1,91 1,5x1 53x37 18/10 6231 /x¹ Sco

Sco OB2 16^h14,9^m -25 55' 0,16 - - 0/3 /a, b¹, d Sco

Sgr OB1 18^h07,9^m -21 28' 1,58 9,5x4 260x110 8/9 6514, 30-1 /m Sgr

Sgr OB4 18^h14,4^m -19 03' 2,4 - - 1/6 6603

Ser OB1 18^h20,8^m -14 35' 2,19 5x3 190x110 9/9 6611

Ser OB2 18^h18,6^m -11 58' 2,0 8 280 9/6 6604?

Vul OB1 19^h44,0^m +24 13' 2,0 - - 5/7 6823

Cyg OB3 20^h04,7^m +35 50' 2,29 - - 9/15 6871? /Cyg X - 1

Cyg OB1 20^h17,8^m +37 38' 1,82 7x4 220x130 12/28 6913, IS 4996

Cyg OB9 20^h23,3^m +39 56' 1,2 - - 7/7 6910

Cyg OB2 20^h32,4^m +41 17' 1,82 0,5 16 13/2

Cyg OB7 21^h02,7^m +49 43' 0,83 - - 3/6 /a Cyg

Ser OB2 21^h47,9^m +61 04' 0,83 8 110 8/9 7160, IS 1396 /m, n, l Ser

Ser OV1 22^h24,6^m +55 14' 3,47 3,5 210 7/26 7380? /b Ser

Cas OB5 23^h58,7^m +60 22' 2,51 2,5 110 5/10 7788, 7790? /r Cas

Tablica 7.2. OV-associacii.

Oboznachenie a (2000,0) d l b N D r, pk Harakternyi ob'ekt

Per T2 3^h44^m +32,1 160,5 -17,9 16 0,4 380 IS 348

Tau T1 4^h18^m +28,3 168,8 -15,7 15 3 200 RY Tau

Tau T2 4^h32^m +18,2 178,9 -20,0 12 6 170 T Tau

Tau T3 4^h33^m +25,2 173,5 -15,2 49 5 170 UZ Tau

Aur T1 4^h58^m +31,2 172,4 -7,2 15 9 170 RW Aur

Ori T1 5^h32^m +11,6 193,2 -11,9 49 4 400 CO Ori

Ori T2 5^h35^m -5,4 209,0 -19,5 450 4 400 T Ori

Ori T3 5^h41^m -1,7 206,3 -16,4 102 4 400 (s, x Ori, IS 434, NGC 2024

Ori T4 5^h44^m +9,2 196,9 -9,5 28 3 400 FU Ori

Ori T8 5^h45^m +0,0 205,2 -14,7 45 2 400 NGC 2068, 2071

Mon T4 6^h32^m +10,3 201,5 +0,3 16 1 800 NGC 2169, 2245, 2247, IS 446

Mon T2 6^h32^m +4,9 206,3 -2,1 16 0,5 1660 NGC 2244

Mon T1 6^h41^m +9,7 203,1 +2,1 198 3 800 NGC 2264, S Mon

Cen T1 13^h08^m -63,1 304,8 -0,3 15 1 170 -

Seo T1 16^h25^m -23,4 353,7 +17,7 33 9 210 a Sco, r Oph

Sgr T2 18^h04^m -24,4 6,0 -1,2 85 1 1300 NGC 6530, M 8

Ser T1 18^h19^m -13,8 17,0 +0,8 61 0,2 2300 NGC 6611

Cyg Tl 20^h51^m +44,4 84,6 +0,1 21 1 600 IS 5070

Ser T2 21^h41^m +57,5 99,5 +3,5 125 3 480 IS 1396

Cyg T3 21^h53^m +47,3 94,4 -5,5 38 0,2 1000 IS 5146

Tablica 7.3. Zvezdnye associacii. T-associacii.

S chem mozhno sravnit' poluchennye znacheniya? Okazyvaetsya, sushestvuet nezavisimyi metod ocenki tempa zvezdoobrazovaniya - eto izmerenie IK izlucheniya teploi mezhzvezdnoi pyli: ee nagrevayut molodye zvezdy, i chem chashe oni formiruyutsya, tem sil'nee teplovoe izluchenie pyli. A ono prakticheski besprepyatstvenno dohodit do nas iz lyubogo ugolka Galaktiki i daet vozmozhnost' ocenit' chastotu rozhdeniya v nei zvezd, kak vhodyashih v krupnye gruppirovki, tak i odinokih.

Opirayas' na dannye IK astronomii, razlichnye issledovateli poluchayut temp zvezdoobrazovaniya v Galaktike ot 1 do 20 M/god, no bol'shinstvo iz nih shoditsya na znachenii 3-4 M/god. Takim obrazom, associacii yavlyayutsya esli uzh ne vazhneishimi, to vo vsyakom sluchae vazhnymi postavshikami zvezd v galakticheskoe pole. No nekotoraya chast' etih postavok, veroyatno, prihoditsya i na dolyu "melkoseriinogo" ili "individual'nogo" proizvodstva zvezd, rasseyannogo po nebol'shim plotnym oblachkam - globulam, - s kotorymi my eshe poznakomimsya.

<< 6. Kakie zvezdy rozhdayutsya | Oglavlenie | 8. Prostranstvo mezhdu zvezdami >>

Publikacii s klyuchevymi slovami: Protozvezdy - zvezdoobrazovanie Publikacii so slovami: Protozvezdy - zvezdoobrazovanie
Sm. takzhe: 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 Zvezdy, pyl' i tumannost' v NGC 6559 Vse publikacii na tu zhe temu >>

Mneniya chitatelei [4]

Versiya dlya pechati

Astrometriya - Astronomicheskie instrumenty - Astronomicheskoe obrazovanie - Astrofizika - Istoriya astronomii - Kosmonavtika, issledovanie kosmosa - Lyubitel'skaya astronomiya - Planety i Solnechnaya sistema - Solnce


Ris. 7.1. V napravlenii sozvezdiya Orion nahoditsya krupnyi ochag zvezdoobrazovaniya, svyazannyi s massivnymi molekulyarnymi oblakami. Na obrashennoi k nam poverhnosti yuzhnogo oblaka raspolozhena Tumannost' Oriona (foto sprava). Eto nebol'shaya chast' oblaka, razogretaya izlucheniem molodyh zvezd.

Ob'ekt	Diametr, pk	Massa H II, M	Rasstoyanie ot Solnca, kpk
Galakticheskie
W 49 A	150	3 10⁴	12
h Car	200	4 10⁴	2,7
NGC 3603	250	8 10⁴	7,2
W 51	200x100	4 10⁴	6
W 3; 4; 5	300x200	2 10⁴	2,2
Cyg X	800h600	5 10⁴	1,5
RCW 102; 104; 106	200	6 10⁴	3,5
G 298-0,3	300	2 10⁵	10
Vnegalakticheskie
30 Dor (BMO)	500	6 10⁵	50
NGC 604 (M 33)	370	7 10⁵	800
M 31 A	250	5 10⁴	680
M 81 A	450	4 10⁵	3500


Ris. 7.2. Raspredelenie razlichnyh indikatorov zvezdoobrazovaniya vdol' Mlechnogo Puti: yarkie ostatki sverhnovyh (a), izluchenie molekul CO (b), infrakrasnoe izluchenie pyli (v), gamma-izluchenie, voznikayushee v osnovnom pri vzaimodeistvii kosmicheskih luchei s plotnym mezhzvezdnym gazom (g).


Ris. 7.5. Raspredelenie OV-associacii vdol' Mlechnogo Puti. Nanesena setka galakticheskih koordinat. Otsutsvie associacii mezhdu dolgotami 30 i 60 svyazano s tem, chto v etom napravlenii my vidim promezhutok mezhdu spiral'nymi rukavami.


Ris. 7.6. Raspredelenie OV-associacii v proekcii na ploskost' Galaktiki. Solnce v centre. Rasstoyanie mezhdu okruzhnostyami 1 kpk, vdol' vneshnei okruzhnosti ukazana galakticheskaya dolgota i sozvezdie, v kotorom raspolagaetsya dannaya chast' Mlechnogo Puti.

Nazvanie	Koordinaty centra		Rasstoyanie, kpk	Diametr		Chislo zvezd, O/B	Skopleniya / Zvezdy, (NGC)
Nazvanie	a (2000,0) d		Rasstoyanie, kpk	uglovoi, ( )	lineinyi, pk	Chislo zvezd, O/B	Skopleniya / Zvezdy, (NGC)
Cas OB4	0^h28,4^m	+62 42'	2,88	-	-	5/12	103
Cas OB14	0^h28,8^m	+63 22'	1,11	-	-	0/3	/c Cas
Cas OB8	1^h46,2^m	+61 19'	2,88	-	-	1/10	581,663; 654?
Per OB1	2^h14,5^m	+57 19'	2,29	6	240	9/56	h, c, Per
Cas OB6	2^h43,2^m	+61 23'	2,19	8	306	17/8	IS 1805
Cam OB1	3^h31,6^m	+58 38'	1,00	-	-	3/9	1444? 1502?
Per OB3	3^h27,8^m	+49 54'	0,17	-	-	-	/a, D Per
Per OB2	3^h42,2^m	+33 26'	0,40	8x5	56x35	1/3	/x, o, c Per
Aur OB2	5^h28,3^m	+34 54'	3,16	-	-	5/3	1893, IS 410
Aur OB1	5^h21,7^m	+33 52'	1,32	6x5	140x120	5/5	1912,60; 1931?
Gem OB1	6^h09,8^m	+21 35'	1,51	5	130	4/13	2175? /c² Ori
Ori OB1	5^h31,4^m	-2 41'	0,46	16	130	9/6	Trapeciya /q, b, g, d, e Ori
Mon OB1	6^h33,1^m	+8 50'	0,55	14x5	135x48	1/0	2264 /S Mon
Mon OB2	6^h37,2^m	+4 50'	1,51	6x4	160x110	10/7	2244 /Zvezda Plasketta
CMa OB1	7^h07,0^m	-10 28'	1,32	4	92	4/3	2335,53; 2343?
Pup OB1	7^h54,8^m	-27 05'	2,51	4x3	180x130	7/0	2467?
Vel OB1	8^h49,9^m	-45 00'	1,40	6x4	150x100	5/11	2659?
Car OB1	10^h46,7^m	-59 05'	2,51	2x1	90x48	6/15	3293;IS 2581?
Car OB2	11^h06,0^m	-59 51'	2,0	6x3	190x90	8/6	3572, Tr 18
Cen OB1	13^h04,8^m	-62 04'	2,51	6	260	2/19	4755 /c Cru
Sco - Cen	16^h	-25	0,16	-	-	-	IS 2602? /a SMa, a Car, a Eri
Ara OV1	16^h39,5^m	-46 46'	1,38	4,5x3	110x70	-	6169,93 /m Nor
Sco OB1	16^h53,5^m	-41 57'	1,91	1,5x1	53x37	18/10	6231 /x¹ Sco
Sco OB2	16^h14,9^m	-25 55'	0,16	-	-	0/3	/a, b¹, d Sco
Sgr OB1	18^h07,9^m	-21 28'	1,58	9,5x4	260x110	8/9	6514, 30-1 /m Sgr
Sgr OB4	18^h14,4^m	-19 03'	2,4	-	-	1/6	6603
Ser OB1	18^h20,8^m	-14 35'	2,19	5x3	190x110	9/9	6611
Ser OB2	18^h18,6^m	-11 58'	2,0	8	280	9/6	6604?
Vul OB1	19^h44,0^m	+24 13'	2,0	-	-	5/7	6823
Cyg OB3	20^h04,7^m	+35 50'	2,29	-	-	9/15	6871? /Cyg X - 1
Cyg OB1	20^h17,8^m	+37 38'	1,82	7x4	220x130	12/28	6913, IS 4996
Cyg OB9	20^h23,3^m	+39 56'	1,2	-	-	7/7	6910
Cyg OB2	20^h32,4^m	+41 17'	1,82	0,5	16	13/2
Cyg OB7	21^h02,7^m	+49 43'	0,83	-	-	3/6	/a Cyg
Ser OB2	21^h47,9^m	+61 04'	0,83	8	110	8/9	7160, IS 1396 /m, n, l Ser
Ser OV1	22^h24,6^m	+55 14'	3,47	3,5	210	7/26	7380? /b Ser
Cas OB5	23^h58,7^m	+60 22'	2,51	2,5	110	5/10	7788, 7790? /r Cas

Oboznachenie	a (2000,0) d		l	b	N	D	r, pk	Harakternyi ob'ekt
Per T2	3^h44^m	+32,1	160,5	-17,9	16	0,4	380	IS 348
Tau T1	4^h18^m	+28,3	168,8	-15,7	15	3	200	RY Tau
Tau T2	4^h32^m	+18,2	178,9	-20,0	12	6	170	T Tau
Tau T3	4^h33^m	+25,2	173,5	-15,2	49	5	170	UZ Tau
Aur T1	4^h58^m	+31,2	172,4	-7,2	15	9	170	RW Aur
Ori T1	5^h32^m	+11,6	193,2	-11,9	49	4	400	CO Ori
Ori T2	5^h35^m	-5,4	209,0	-19,5	450	4	400	T Ori
Ori T3	5^h41^m	-1,7	206,3	-16,4	102	4	400	(s, x Ori, IS 434, NGC 2024
Ori T4	5^h44^m	+9,2	196,9	-9,5	28	3	400	FU Ori
Ori T8	5^h45^m	+0,0	205,2	-14,7	45	2	400	NGC 2068, 2071
Mon T4	6^h32^m	+10,3	201,5	+0,3	16	1	800	NGC 2169, 2245, 2247, IS 446
Mon T2	6^h32^m	+4,9	206,3	-2,1	16	0,5	1660	NGC 2244
Mon T1	6^h41^m	+9,7	203,1	+2,1	198	3	800	NGC 2264, S Mon
Cen T1	13^h08^m	-63,1	304,8	-0,3	15	1	170	-
Seo T1	16^h25^m	-23,4	353,7	+17,7	33	9	210	a Sco, r Oph
Sgr T2	18^h04^m	-24,4	6,0	-1,2	85	1	1300	NGC 6530, M 8
Ser T1	18^h19^m	-13,8	17,0	+0,8	61	0,2	2300	NGC 6611
Cyg Tl	20^h51^m	+44,4	84,6	+0,1	21	1	600	IS 5070
Ser T2	21^h41^m	+57,5	99,5	+3,5	125	3	480	IS 1396
Cyg T3	21^h53^m	+47,3	94,4	-5,5	38	0,2	1000	IS 5146