Звезды: их рождение, жизнь и смерть

Рассмотрим теперь особенности процесса звездообразования в гигантских газово-пылевых комплексах, находящихся в спиральных рукавах. В качестве примера рассмотрим комплекс W 3 (см. рис. 2.4). Здесь насчитывается несколько компактных Н II областей, каждая из которых ионизуется своей горячей массивной звездой или протозвездой. Полная мощность теплового радиоизлучения от этого гигантского комплекса в несколько десятков раз больше, чем от комплекса в Орионе. На рис. 5.8 приведены радиоизофоты центральной части комплекса W 3, полученные на волне 6 см с рекордным угловым разрешением 2. Кресты обозначают положение инфракрасных звезд, кресты с точками — мазерных ОН и Н₂О источников, а звездочки обозначают оптически наблюдаемые звезды. Изображенные на этом рисунке зоны H II окружены холодным неионизованным газом. На рис. 5.9 приведены изофоты компактной H II зоны, находящейся в W 3, полученные с очень высоким угловым разрешением (0,65, т. е. лучше, чем оптические фотографии) на волне 2 см. Линейные размеры области, наполненной ионизованным газом с плотностью 10⁵ см^-3, всего лишь около одной сотой парсека, а масса M = 4 10^-3M. Этот ионизованный газ погружен в темное газово-пылевое облако («кокон»), радиус которого в 10 раз превосходит радиус находящейся внутри зоны Н II, что следует из наблюдений радиолинии СО в данной области. Крестиками на рис. 5.9 помечены находящиеся внутри компактной зоны Н II мазерные источники ОН. На рис. 5.10 приведены изофоты на волне 6 см, полученные для большей области с худшим разрешением (4). Кроме изображенной на рис. 5.9 компактной Н II области «А» видны еще по крайней мере четыре менее яркие компактные области Н II, внутри которых находятся менее массивные протозвезды.

 

Рис. 5.10: Радиоизофоты компактных областей Н II в комплексе W 3 на волне 6 см.

Приблизительно такая же картина наблюдается во всех исследовавшихся газово-пылевых комплексах. Во всех случаях мы наблюдаем характерные комбинации компактных Н II, СО и инфракрасных источников, полностью подтверждающих картину конденсации протозвезд из газово-пылевой среды, обрисованную выше. Остается еще сказать несколько слов о месте мазерных источников ОН и Н₂О в набросанной картине звездообразования. Кое-что об этом говорилось уже в конце § 4, где было обращено внимание на тесную связь между ОН мазерами I класса и компактными зонами Н II. Хороший пример такой связи изображен на рис. 5.9. Недавно установлено, что с точностью 1 мазеры ОН совпадают с компактными зонами Н II. Анализ этой связи позволяет сделать вывод, что когда размеры расширяющихся компактных зон Н II достигают 0,1 пс, около них уже нет мазерных источников ОН. Учитывая скорость расширения компактных зон Н II ( 10 км/с), можно отсюда сделать вывод, что возраст космических мазеров ОН не превышает 10⁴ лет. Так как при достижении зоной Н II размеров 0,1 пс плотность молекулярного газа в протозвездной оболочке будет 10⁵ см^-3, естественно сделать вывод, что мазеры ОН работают при плотности 10⁶ см^-3 и температуре 100 К, причем они располагаются снаружи от ионизованного фронта. Интересно отметить, что в отличие от мазеров ОН мазеры Н₂О не совпадают с компактными зонами H II. Похоже на то, что такие «водяные» мазеры ассоциируются с более ранним этапом эволюции протозвездного облака, когда компактная зона H II еще не образовалась. По-видимому, плотность газа в области генерации «водяных» мазеров 10⁹ см^-3, а температура 10³ К, что соответствует внутренней части внутреннего «кокона». Возможно, мазер Н₂О есть самый ранний указатель образования протозвезды из конденсирующегося протозвездного газово-пылевого облака.