Ядра гігантських молекулярних хмар

— Я тоже хотел бы задать во­прос, — сказал Паркинсон. — По­чему вы все время говорите об этом звере в единственном чис­ле? Почему в Облаке не может быть много маленьких зверей?

Особый интерес представляет исследование ядер ГМО: происходящие в них процессы тесно связаны с формированием звезд. Группа американских радиоаст­рономов исследовала в 1987 г. ядра двух массивных ГМО с еысоким угловым разрешением (2—6″) в линиях излучения различных молекул (НСО+, HCN, SiO и др.), а также в радиорекомбинационных линиях водорода и в континууме. Одно из этих облаков связано с яркой НП-областью W 51 в спиральном рукаве Стрельца. В этом облаке плотное ядро имеет диаметр 1,4 пк и массу 5-10⁴ Мс. Ядро вращается с угловой скоростью, существенно превосходящей скорость облака, что ука­зывает на недавнее сжатие ядра с сохранением момен­та вращения. Не исключено, что его сжатие еще про­должается. Во всяком случае процесс звездообразова­ния в этом ядре пока не заметен: ядро не проявляет высокой ИК-светимости и прочих признаков звездооб­разования.

Подобная картина наблюдается и в облаке, связан­ном с НII-областью W 58. Размер ядра у этого облака около 1 пк, масса ~ 10⁴ Мс, а температура молекуляр­ного газа около 40 К. Как и ядра других облаков, это ядро быстро вращается: скорость на краю достигает 6 км/с, а направление совпадает с направлением вра­щения Галактики. Пока сжимающееся облако было по­лупрозрачным и частично ионизованным, межзвездное магнитное поле было «вморожено» в него и как рези­новый жгут связывало между собой почти неподвижную межзвездную среду и вращающееся облако, тормозя тем самым его вращение.

Но то, что угловая скорость ядра сейчас в 300 раз больше, чем у межзвездной среды в Галактике, говорит о том, что его сжатие — по крайней мере на заключи­тельном этапе — происходило с сохранением момента вращения и не сдерживалось магнитным полем. В ка­кой же момент поле «отпустило» центральную часть облака?

Используя закон сохранения момента, легко рассчи­тать, что, когда облако вращалось синхронно с газовым диском Галактики, его размер был около 20 пк, а плот­ность — примерно 100 см^-3. Как раз при таких пара­метрах, сжимаясь, облако стало оптически непрозрач­ным (ведь при сжатии концентрация пыли увеличива­ется), оптическое излучение окружающих звезд пере­стало проникать в облако, газ стал быстро остывать, и имевшиеся в нем ионы и электроны рекомбинировали. С нейтральным же газом магнитное поле не взаимодей­ствует. Облако, как говорят, оторвалось от магнитного поля, а вместе с ним и от медленно вращающегося ок­ружающего газа и стало сжиматься самостоятельно, увеличивая свою угловую скорость. Сейчас, в момент наблюдения, ядро облака, по-видимому, стабилизировав лось: центробежная сила уравновесила гравитацию и сжатие прекратилось. Заметная ИК-светимость ядра говорит о том, что процесс звездообразования там уже начался.

Значительно дальше проэволюционировало в этом смысле ядро другого массивного Г’МО, связанного с НII-областью W 49. Это облако находится на расстоя­нии 14 кпк от Солнца, но методами радиоспектроско­пии динамику его ядра удалось изучить достаточно подробно. При радиусе около 1 пк ядро так же, как в случае W 51, имеет массу 5-10⁴ Мс. Заметим, что мас­сы этих ядер определялись надежным динамическим ме­тодом, основанным на измеренной скорости их враще­ния: M^Rv²/G. Этот метод учитывает гравитирующую массу в любой форме — не только в виде газа, но и в виде звезд. А звезд, судя по всему, там немало.

Облако W 49 при полной массе ~ 10⁶ Мс имеет ИК-светимость ~ 10⁷ Lc, что указывает на активно проте­кающее в нем звездообразование. При этом почти все индикаторы звездообразования (Н₂О-мазеры, биполяр­ные потоки, облака ионизованного газа) сосредоточены в области ядра. По излучению в радиоконтинууме об­наружено 40 отдельных плотных конденсаций ионизо­ванного газа, в каждой из которых, вероятно, находит­ся недавно сформировавшаяся О-звезда. Дюжина или больше таких звезд образует кольцевую структуру по периферии ядра. Поскольку такая структура динами­чески неустойчива и вряд ли может существовать более одного оборота, образующие ее звезды должны были сформироваться за время около 1 млн. лет (~R/v). Можно полагать, что, кроме массивных О-звезд в этой области, образовались и менее массивные звезды, так. что в ядре W 49, вероятно, находится молодое звездное скопление с полной массой ~ 10⁴ Мс.

Исследовавшие это облако американские специали­сты считают, что резкий коллапс ядра и вызванное этим одновременное рождение большого количества звезд мо­гут быть связаны с тем, что препятствовавшее его сжа­тию давление магнитного поля резко ослабло в резуль­тате диссипации этого поля, когда электрическая про­водимость охлаждающегося газа достигла критически: низкого значения.

Как правило, в центральной части ГМО находится не одно, а несколько уплотнений, которые мы называем ядрами. Это не удивительно: облака нередко имеют сложную форму, далекую от шарообразной, и уже по­этому нельзя ожидать, что гравитация будет выделять только одно ядро. К тому же формирование локальных уплотнений может происходить при столкновении сверх­звуковых потоков газа, которые движутся во всем объе­ме облака.

Но особенно интересный случай представляют крат­ные ядра, происхождение которых связывают с процес­сом гравитационной фрагментации. Расстояние между ядрами того же порядка, что и их собственный размер (<1 пк), поэтому вполне вероятно, что это фрагменты некогда единого ядра, разделившегося при сжатии под, влиянием центробежных сил и гравитационной неустой­чивости.

В табл. 8 приведены параметры некоторых двойных, ядер по результатам наблюдений в далеком ИК- и суб­миллиметровом диапазоне. Температура газа в ядрах 30—50 К, плотность молекулярного водорода 10⁵— 3-10⁶ см^-3, а поглощение света достигает сотен звезд­ных величин. Ядра в парах движутся друг относительно друга со скоростями 1,4—4,0 км/с. Возможно, что это взаимное орбитальное движение такое же, как у звезд в двойных системах.

Любопытно, что станет с такими ядрами, когда в них сформируются звездные скопления? Сохранят ли они свою гравитационную связь? Если звездообразова­ние будет протекать достаточно эффективно и большая часть газа превратится в звезды, то это вполне воз­можно: из двойных ядер родятся двойные звездные скопления.

Астрономам известны некоторые случаи, когда ско­пления расположены очень близко друг к другу и име­ют сходные параметры — возраст, массу, пространствен­ное движение. Например, знаменитая пара рассеянных скоплений h и х Персея. Большое количество таких пар обнаружено и в соседней галактике — в Большом Ма­геллановом Облаке. Как знать, может быть, эти пары скоплений родились в недрах одного ГМО.

• ← Внутрішня структура гігантських молекулярних хмар
• Хімічна еволюція гігантських молекулярних хмар →