<<
>>

ФОРМИРОВАНИЕ ЗВЕЗД

  Хотя поздние стадии звездной эволюции известны и почти Полностью отождествлены угасающие звезды, ранние стадии формировании звезд все еще недостаточно ясны. Мы уже видели, что существование ярких звезд высокой светимости, таких, как Y Лебедя, р Цефея или Ригель, не может быть длительным, и этот факт сам по себе означает, что формирование звезд должно происходить непрерывно где-то «на наших глазах».
Основная трудность — опознать этот процесс.

По-видимому, холодные пыль и газ межзвездной среды каким-то образом должны собраться в сгусток или облако, плотность которого оказалась бы достаточной для стягивания частиц в одно тело под действием силы притяжения. Этот первый шаг на пути к образованию звезды с трудом поддается истолкованию, и пока еще никто не дал подходящего теоретического описания этого процесса. Все согласны, что если в один прекрасный момент тяготению удалось удержать такое облако от разлета, последующая эволюция звезды будет идти относительно быстро. Скорость эволюции будет зависеть от массы: более массивный объект будет сжиматься относительно быстро, тогда как для менее массивного процесс будет идти медленнее. С увеличением сжатия недра объекта будут нагреваться все сильнее и сильнее, пока, наконец, объект не станет светить как настоящая звезда. Сжатие звезды будет продолжаться до тех пор, пока центральная температура не станет достаточной для начала ядерных реакций. Центральная температура стабилизируется на том ее значении, при котором обеспечен выход всей энергии, вырабатываемой при превращении водорода в гелий. Пока в ядре не будет истрачен весь водород, звезда будет находиться на главной последовательности, а после этого она эволюционирует в сторону от главной последовательности в виде субгиганта, гиганта или сверхгиганта. Тело с массой, скажем, порядка 1 % массы Солнца никогда пс сможет развить центральную температуру, достаточно высокую для поддержания ядерных реакций; оно останется холодным планстоподобным объектом, так никогда и не вкусив славы звезды.

По-видимому, наиболее перспективны поиски формирующихся звезд в темных облаках Млечного Пути. Почти все молодые яркие голубые звезды находятся внутри или поблизости от сильно экранируемых областей или от областей, в которых видны признаки наличия межзвездного вещества. Не всегда можно рассчитывать встретить яркие звезды в тесной связи с темными облаками межзвездной материи. Раз очень яркая звезда «включена», се излучение оказывает сильное воздействие на окружающий газ. Водород, находящийся непосредственно но соседству с этой звездой, нагревается до высокой температуры и ионизуется. Расширяющийся нагретый газ создает ударную волну, которая, распространяясь сквозь более холодную окружающую среду, в конечном итоге приводит к рассеянию значительной части первоначального межзвездного облака.

В нашей Галактике астрономы обнаружили ряд «ассоциаций», т. е. групп звезд, которые, по-видимому, образовались относительно недавно. Два типа ассоциаций были открыты В. А. Амбарцумяном, первым обратившим внимание на важность этого явления. Так называемые О-ассоциации состоят из ярких горячих звезд, а Т-ассоциации — из относительно слабых объектов, по-видимому развивающихся в-звезды главной последовательности, подобные Солнцу. Т-ассоцнацин обязаны своим названием большому числу переменных типа Т Тельца — кар- лнкообразных звезд, погруженных в громадные облака межзвездного «смога» и газа. Эти объекты были весьма тщательно исследованы Джоем, Хербигом и Аро. Все существующие в настоящее время данные указывают на то, что эти звезды, находящиеся в процессе образования, еще не обосновались на главной последовательности.

Звездные ассоциации — это не скопления, хотя, вероятно, рассеянное скопление может иногда сформироваться из ассоциации. Просто эти звезды образовались в некоторой области, после чего они разбегаются в разные стороны с быстротой, соответствующей их скоростям. Исследования пространственных движений этих звезд по их собственным движениям и лучевым скоростям дают во многих случаях скорости расширения ассоциаций; тогда, зная их расстояния, можно определить и возраст ассоциации.

Таким путем Блаау нашел, что возраст ассоциации Ящерицы составляет около миллиона лет, а ассоциация Скорпиона— Центавра, по-видимому, в действительности состоит из двух или трех ассоциаций, возраст которых около 20 млн. лет. Особенно интересна область Ориона. Время расширения для Пояса составляет всего около 4 млн. лет, но, поданным Странда, возраст звезд Трапеции меньше миллиона лет. В области Ориона общая масса звезд составляет около 10 000 солнечных масс, а по оценке Менона, сделанной им на основе исследований излучения холодного водородного газа на волне 21 см, полная масса газа близка к 100 000 масс Солнца. Очевидно, большая часть вещества в области Ориона находится в диффузном состоянии. Поучительные выводы можно сделать из диаграммы цвет — звездная величина для тех скоплений и ассоциаций, звезды которых, как полагают, находятся еще в процессе формирования. Одним из лучших примеров может послужить исследованная Уокером ассоциация NGC2264; результаты Уокера представлены на рис. 101.

Видимая величина или даже более точный ее фотоэлектрический эквивалент (так называемая У-величина Гаролда Джонсона) нанесена как функция показателя цвета В—У («синяя величина минус видимая»). Значки па графике — действительно наблюдавшиеся величины и цвета (исправления за межзвездное покраснение не внесены). Точки соответствуют фотоэлектрическим наблюдениям, кружки — фотографическим измерениям, прокалиброванным с помощью фотоэлектрических измерений. Вертикальными линиями, проведенными через точки, показаны известные переменные, горизонтальными линиями — звезды, у которых Хербиг обнаружил эмиссию На. Сплошными линиями изображены стандартная главная последовательность (идущая почти с самого верха слева до самого низа справа) и последовательность гигантов.

На рис. 102 воспроизведено проведенное Уокером сравнение цветов звезд в этом скоплении. Здесь показатель цвета U—В (ультрафиолет минус синий цвет) нанесен на график как функция показателя цвета В—V (синий минус видимый цвет).

Сплошная линия показывает связь между U—В и В—V для нормальных, не подверженных покраснению звезд главной последовательности (см. приложение V). Небольшой сдвиг голубых звезд с линии главной последовательности указывает на небольшое покраснение. Эффект покраснения вследствие межзвездного поглощения должен добавлять к показателю цвета B—V около 0,082™. Это накладываемое межзвездным поглощением покраснение называют избытком цвета. Предполагая величину отношения избытка цвета к полному поглощению для NGC2264 таким же, как и в других областях Галактики, Уокер оценивает полное поглощение около 0,25т. Расстояние скопления равно примерно 975 парсек.

Хотя самые яркие звезды хорошо ложатся на главную последовательность, определяемую нормальными звездами из окрестностей Солнца, более слабые звезды иногда заметно отклоняются от нормы. Анализируя распределение цвет — звездная величина, мы замечаем, что за нулевым показателем цвета, соответствующим таким звездам класса А, как Сириус или Вега, почти все звезды попадают на главную последовательность, определенную по близким к Солнцу нормальным звездам. Более слабые и более красные звезды — в большинстве переменные с яркой водородной эмиссией, что указывает на наличие протяженных хромосфер или на то, что они находятся внутри туманности. Кроме того, как было показано Хербигом и Аро, переменные звезды имеют избыток излучения в ультрафиолете. На диаграмме U—В как функции В—V их место выше линии стандартной главной последовательности, что и указывает на избыток излучения в ультрафиолете.

Очевидно, мы являемся свидетелями формирования звезд из пылинок и газа в огромных межзвездных облаках Млечного Пути. По мере гравитационного сжатия и формирования звезды па диаграмме V как функции В—V происходит ее постепенное смещение влево. Но, конечно, эволюция не сводится только к одному процессу. Явления переменности блеска звезд и аномальные цвета некоторых из них дают нам многочисленные доказательства нестационарности в ходе эволюционного развития.

Теоретические попытки довести звезду до главной последовательности за счет сжатия естественно предполагают регулярный процесс. Поэтому неудивительно, что теория не во всех деталях согласуется с наблюдениями.

Ранняя стадия жизни звезды, когда происходит ее сжатие из межзвездной материи, по-видимому, относится ко времени

Рис. 103. Эволюция С.олмцн пп ранцем этапе ого развития.

Яркость Солнца дана как функции юмш-р.-пурм fiom'ji.ufoc i м; Солнце гж|шнетсл и продвигается в направлении к главной послодоиателыюс i п.

значительной нестациопарностп. Образонанне звезды в виде конденсации вещества в облаке сопровождается как дальнейшим присоединением вещества, так и выбросом его обратно в облако. Постепенно звезда в какой-то мере нормализуется, приобретая привычную для нас видимость (в это время начинают действовать термоядерные источники), но, прежде чем наступит эта стадия в жизни звезды, могут произойти всевозможные интересные события-- от построения легких элементов до образования планетных систем. Вероятно, нередко сжимающийся сгусток медленно нращаскн, по мере сжатия он будет вращаться все быстрее, пока, наконец, не разорвется на два или больше фрагмента. Один из фрагментов может подвергнуться дальнейшему разрыву на планетоподобные тела. Эта стадия звездной эволюции, вероятно, усложняется наличием магнитных полей, которые способны оказывать поразительное воздействие на ионизованный газ и даже могут иногда действовать как тормоз на отдельно вращающиеся шары. Па рис. 103 показана эволюция Солнца на стадии его подхода к главной последовательности. Обратите внимание на то, чго, когда звезда сжимается и температура ее растет, яркость быстро надает.

Процесс образования звезды, подобный Солнцу, по-видимому, охватывает миллионы лет, поэтому мы наблюдаем целый ряд таких объектов в нашей Галактике, но образонанне звезд высокой светимости — или по крайней мере падин начала их свечения,— вероятно, занимает все же очень небольшой интервал

<< | >>
Источник: А. Аллер. АТОМЫ, ЗВЕЗДЫ И ТУМАННОСТИ. 1976

Еще по теме ФОРМИРОВАНИЕ ЗВЕЗД:

  1. Развитие науки в период формирования неклассической научной картины мира
  2. Уделяйте звездам максимум вашего времени и внимания
  3. Басурманы Красной звезды
  4. 3.5. РАСТУЩАЯ ЗЕМЛЯ: ИЗ ПЛАНЕТ В ЗВЕЗДЫ (ВВЕДЕНИЕ В ТЕОРИЮ ЗВЕЗДНО-ПЛАНЕТНЫХ СИСТЕМ)
  5. Лекция 2. Развитие поведения на ранних этапах филогенеза. Донервная жизнь и формирование нервной системы
  6. АНАЛИЗ ЗВЕЗД
  7. ГАЗОВЫЕ ТУМАННОСТИ И МЕЖЗВЕЗДНАЯ СРЕДА
  8. НЕКОТОРЫЕ ПОЛУЧЕННЫЕ ИЗ НАБЛЮДЕНИЙ ДОКАЗАТЕЛЬСТВА ЭВОЛЮЦИИ ЗВЕЗД
  9. ФОРМИРОВАНИЕ ЗВЕЗД
  10. ОБРАЗОВАНИЕ ХИМИЧЕСКИХ ЭЛЕМЕНТОВ В ЗВЕЗДАХ
  11. Артур Эддингтон и источник энергии звезд
  12. Судьба вещества, оказавшегося в межзвездном пространстве
  13. ЗВЕЗДНЫЕ ВЕКА ЧЕЛОВЕЧЕСТВА В. Г. Сурдин
  14. Источники звездной энергии
  15. Рождение звезд
  16. Молодые звезды
  17. Диаграмма «цвет — светимость» звезд в скоплениях
  18. Взрывные переменные, новые и сверхновые звезды
  19. Спектры центральных звезд и их классификация