Ядра гігантських молекулярних хмар
Російська
На жаль, цей запис доступний тільки на
Російська.
К сожалению, эта запись доступна только на
Російська.
— 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.