Рождение звёздных систем. Галактика млечный путь.

В последнем случае картина в общих чертах понятна, и практически к каждому этапу теоретического сценария относится тот или иной класс реальных объектов.Рисунок 4. Индикаторами ранних этапов развития будущей массивной звезды считаются мазеры метанола. На карте окрестностей протозвезды G23.6570.127 показано, что мазерные пятна окружили протозвезду (не видна) правильным кольцом (распределение вещества в окрестностях звезды также симметричное). На верхней шкале яркость мазерных пятен в Янских х м/с1 (внесистемная единица плотности потока излучения). Взято из журнала “Astronomy & Astrophysics”, 442, L61 L64 (2005) [7].Образование маломассивной звезды начинается с дозвездного ядра плотного холодного сгустка в молекулярном облаке, излучающего в субмиллиметровом диапазоне. Затем в центре дозвездного ядра появляется компактный горячий объект, наблюдаемый как точечный источник инфракрасного излучения. Этот объект постепенно очищает окружающее пространство от остатков протозвездного вещества, чтодетектируется как изменение соотношения между светимостями объекта в субмиллиметровом и инфракрасном диапазонах. Наконец, поглощающее вещество почти полностью рассеивается, и перед нами предстает молодое маломассивное светило звезда типа Т Тельца с околозвездным диском. Для массивных звезд подобное сопоставление между теорией и наблюдениями пока провести неудается. В частности, до сих пор неясно, что именно следует считать аналогами маломассивных дозвездных ядер, хотя предложены перспективные кандидаты. Вероятно, массивные протозвездные сгустки начинают свой эволюционный путь как инфракрасные темные облака, впервые замеченные с помощью космической обсерватории “ISO” в виде темных силуэтов на галактическом инфракрасном фоне. Они холодные (температуры порядка 1020 К) и плотные (с концентрацией 104 см-3 и более), как дозвездные ядра, но одновременно существенно более массивны, как подобает предшественникам массивных звезд. Но при этом в спектрах дозвездных ядер повсеместно обнаруживаются признаки падения вещества к центру, что считается важным доводом в пользу их предстоящего превращения в звезды. В инфракрасных темных облаках подобные признаки пока не наблюдаются.Рисунок 5. Зона ионизованного водорода RCW120 порождена ультрафиолетовым излучением массивной горячей звезды из созвездия Скорпиона, удаленной от нас на 4600 св. лет. Ионизованная область (оранжевый цвет) расширяется и уплотняет окружающий холодный молекулярный газ (голубой), образуя в нем новые поколения звезд. Комбинация изображений, полученных в линии На и субмиллиметровом диапазоне. Фото ESO [7].Представителем следующего эволюционного этапа в жизни массивной протозвезды могут, вероятно, считаться горячие молекулярные ядра мощные источники инфракрасного излучения, окруженные газом с очень богатым химическим составом. Предполагается, что на этом этапе молодые массивные звезды начинают нагревать газ вокруг себя, испаряя молекулярные мантии пылинок и обогащая газ сложными химическими соединениями, которые были синтезированы в ледяных мантиях пылевых частиц. Исследованиями таких ядер активно занимаются и российские астрономы, в частности в нижегородском Институте прикладной физики РАН, Уральском государственном университете и Астрокосмическом центре ФИ АН. В значительной степени эти исследования связаны с мазерным излучением молекул метанола, воды, гидроксила и других. Вообще, мазеры метанола являются своеобразными "маяками”, сигнализирующими: "Здесь происходит рождение массивной звезды” [1, 6, 7].На данном этапе, вероятно, аккреция еще продолжается, причем с очень высоким темпом, достигающим сотых долей масс Солнца в год, в сотни тысяч раз превышая темп аккреции, характерный для маломассивных звезд. Пока точности измерений не хватает для детального исследования характера падения вещества, хотя имеющиеся спектры излучения хорошо описываются моделью сферической аккреции, не требуя привлечения дисков.Поскольку значительная доля излучения массивной звезды приходится на ультрафиолетовый диапазон, далее она начинает не только нагревать окружающий газ, но и ионизовать его. В принципе, ионизация также препятствует падению вещества, поскольку температура ионизованного газа достигает многих тысяч градусов, так что тепловая скорость становится больше скорости убегания. Мощный темп аккреции, оцененный по яркости источников, способен, вероятно, справиться и с ионизацией, однако сколь бы сильной ни была аккреция, она не может длиться вечно. Когда падение вещества на звезду и, соответственно, рост ее массы, прекращаются, появляется полностью сформировавшееся светило, и остановить ионизацию вещества вокруг него не может ничто. Вокруг звезды начинает образовываться зона ионизованного водорода (зона НИ).Рисунок 6. 12м антенна субмиллиметровой интерферометрической системы ALMA (Чили), которой предстоит существенно расширить наши познания во многих областях, включая образование массивных звезд. 2008 г. Фото ALMA (ESO/NAOJ/NRAO) [7].Такие зоны действительно наблюдаются вокруг молодых массивных звезд (впрочем, нужно помнить, что массивные звезды старыми не бывают). Сначала это гиперкомпактная зона (размеры менее сотой доли парсека и концентрация вещества порядка 106 см-3), потом ультракомпактная зона (размеры порядка десятых долей парсека и концентрация порядка 104 см-3). Наконец, зона достигает размеров порядка парсеков и становится классической зоной ионизованного водорода. Затем происходит слияние зон НИ отдельных массивных звезд, и образуется гигантская зона НИ.Теперь эволюция массивной звезды перестает быть локальным событием, поскольку порожденная ею зона НИ охватывает значительную область пространства и воздействует на большую массу окружающего газа. В 1977 г. американские ученые Брюс Элмегрин и Чарльз Лада предположили, что такое воздействие стимулирует образование следующих поколений звезд,и теперь очень наглядные признаки стимуляции действительно наблюдаются, причем иногда удается проследить ее назад даже не на одно, а на два поколения звезд..ЗаключениеОсновным вопросом остается вопрос о бимодальности звездообразования, то есть, о причинах того, что в некоторых облаках массивные звезды рождаются, а в других нет. Может быть, здесь как-то проявляются влияние магнитного поля, спиральных рукавов или ка кие-то иные факторы. Возможно также, что для образованиямассивныхзвезд требуется некое затравочное воздействие, азатем за счет стимуляциионо начинает развиватьсяв самоподдерживающемся режиме. Ответов поканет, но масштабные исследования образования массивных звезд, по сути,только начинаются. Поскольку массивные звезды находятся далеко отЗемли, то для их исследования требуются особочувствительные и (или)интерферометрическиеинструменты. Большие надежды астрономы возлагают на новую европейскую космическую обсерваторию "Гершель", а также на ввод в строй субмиллиметровой интерферометрической системы ALMA (AtacamaLargeMillimeterArray Большая миллиметровая система в Атакаме), Чили. В России тоже есть проект телескопа, способного внести определяющий вклад в решение данной проблемы, это космическая обсерватория "Миллиметром" (дата запуска пока не назначена). К этому проекту уже сейчас проявляют интерес ученые во всем мире.Список литературыДагаев М.М., Чаругин В.М. Астрофизика. Книга для чтения по астрономии. 8-10 классы. М.: Просвещение, 1988.Степин В.С. Философия науки. Общие проблемы – М.: Гардарики, 2006. – 384 с.Кириллов В. И. Логика познания сущности / В. И. Кириллов. – М.: Высшая школа, 1980.Разумов В.А. Концепции современного естествознания: Учебное пособие / В.А. Разумов. – М.: НИЦ ИНФРА-М, - 2015. – 352с.Романов В.П. Концепции современного естествознания: Практикум / В.П. Романов. – 3-е изд., испр. И доп. – М.: Вузовский учебник: НИЦ ИНФРА-М, 2015. – 128с.Лихин А.Ф. Концепции современного естествознания: учеб. – М.: Проспект, 2008.Дагаев М.М. Книга для чтения по астрономии. - М.: Просвещение, 1980.Понятов А. Услышать звуки звезд // Наука и Жизнь. Вып. 1. 2018. - С. 40-47.Сигналы из космоса // Наука и Жизнь. Вып. 11. 2017. С. 20-21.Чаругин В.М. Астрономия. 10-11 классы. Базовый уровень. - М.: Просвещение, 2018.