Общая последовательность этапов образования звезд ученым, в целом, понятна, но вот с деталями, к сожалению, они все еще не разобрались. Вся совокупность теоретических и наблюдательных данных указывает на то, что звезды рождаются в плотных ядрах молекулярных облаков, но до сих пор неясен механизм образования самих этих ядер. Кроме того, настораживает тот факт, что мы видим "дозвездные" ядра, видим звезды, которые из них образовались, но не видим собственно процесса перехода одного в другое. Количество облаков, в спектрах которых действительно видны признаки сжатия, очень мало, да и интерпретация этих признаков зачастую неоднозначна. Из (возможно, кажущейся) стабильности ядер можно сделать вывод, что время превращения ядра в звезду очень мало, и уж во всяком случае оно существенно короче времени жизни ядра в "дозвездной" стадии. Почему же сгусток, образовавшийся вследствие гравитационной неустойчивости родительского облака, сам оказывается способен в течение длительного времени противостоять собственной гравитации? Роль временной сдерживающей силы может играть магнитное поле. Со временем из-за амбиполярной диффузии ионов поперек силовых линий магнитного поля его противодействие гравитации ослабевает. В результате облако в течение нескольких миллионов лет остается практически неподвижным, а затем, когда поддержка магнитного поля наконец-то утеряна, сжимается практически в режиме свободного падения.

Альтернативное объяснение природы сгустков состоит в том, что они на самом деле не представляют собой самостоятельных физических объектов. То, что мы называем сгустком, согласной этой гипотезе, является лишь короткоживущей флуктуацией плотности в турбулентной среде молекулярного облака. Некоторые из этих флуктуаций оказываются гравитационно неустойчивыми и, единожды образовавшись, сжимаются под воздействием собственной тяжести и превращаются в звезды.

Как выбрать из этих гипотез более адекватную? Ответ на этот вопрос может дать астрохимия благодаря концепции "химических часов". Содержание в протозвездном сгустке различных молекул меняется со временем. Это означает, что построив модель таких изменений и сравнив ее с данными наблюдений, можно сказать, сколько времени прошло с момента образования данного сгустка -- родился ли он только что в результате причудливой комбинации турбулентных движений или существует уже несколько миллионов лет.

Проблема в том, что химия и динамика зависят друг от друга, а именно, эффективность потери магнитной поддержки зависит от степени ионизации вещества облака, а она при низкой температуре и при отсутствии источников ионизующего излучения в значительной степени определяется химическими реакциями. Это означает, что химическую и динамическую эволюцию протозвездного облака нужно моделировать одновременно. На рисунке показана динамическая и ионизационная структура беззвездного ядра, эволюция которого определяется амбиполярной диффузией. На верхних графиках показано, как со временем меняются плотность облака и скорость движения вещества в нем. Начальная плотность в центре сгустка составляла 2000 атомов водорода на куб. см. Из рисунка видно, что на увеличение этой величины в 10 раз облаку понадобилось больше 5,5 млн. лет, но дальше магнитная поддержка была утеряна и дело пошло веселее. Следующее 10-кратное увеличение плотности заняло 600 тыс. лет. Наконец, до финальной (для представленных расчетов) плотности 2х10⁶ атомов водорода в куб. см., типичной для дозвездных ядер, облако добиралось с предыдущего этапа всего чуть более 100 тыс. лет. На нижних графиках показано, как менялись со временем степень ионизации облака и так называемый фактор замедления коллапса _ff, который по существу представляет собой отношение реального времени сжатия облака к времени свободного падения. Видно, что на ранних этапах эволюции облака величина _ff близка к 10 -- именно такова характерная величина относительной задержки коллапса.

Представленные данные получены с помощью единственной пока что самосогласованной химико-динамической модели подобных объектов, разработанной в астрохимической группе Института астрономии РАН (Б.М.Шустов, В.И.Шематович, Д.З.Вибе, Я.Н.Павлюченков). В качестве эталонного объекта использовалось хорошо изученное беззвездное ядро L1544, расположенное в восточной части комплекса молекулярных облаков в Тельце на расстоянии около 140 пк. С химической точки зрения оно характеризуется "луковичной" структурой, типичной для подобных объектов: газофазное содержание углеродсодержащих молекул CO, CS и CCS максимально в оболочке ядра и падает к его центру, тогда как в распределении NH₃ и N₂H⁺ наблюдается центральный пик, совпадающий с пиком теплового излучения пыли.

Модель удовлетворительно воспроизводит наблюдаемую химическую структуру L1544, то есть с точностью до множителя 2 предсказывает лучевые концентрации ряда ключевых молекул в этом ядре как фукцию расстояния до центра облака. Однако скорость коллапса в модели (>200 м/с) по меньшей мере в 2 раза превышает скорость, наблюдаемую в L1544. На это же указывает и сопоставление наблюдаемых профилей линий с профилями, рассчитанными по нашей модели. Вероятно, это связано с тем, что для моделирования облака L1544 одномерной модели недостаточно. Необходима двумерная модель, разработка которой сейчас ведется.

---

Публикации с ключевыми словами: химия межзвездной среды - межзвездные молекулы - Молекулярные облака Публикации со словами: химия межзвездной среды - межзвездные молекулы - Молекулярные облака
См. также: Темный Морской конек в Цефее Туманность "Темная штучка" Темная туманность Линдса LDN 1251 NGC 6188: драконы в Жертвеннике Молекулярное облако Хамелеон-I NGC 2170: абстрактная картина с туманностью Ангел Вдоль молекулярного облака в Тельце Все публикации на ту же тему >>