Где рождаются звезды?

Астрономы умеют довольно точно определять места, где происходит или недавно происходило рождение звезд. Области звездообразования выдает, как правило, присутствие массивных горячих и ярких звезд. Их век недолог, и потому наличие этих звезд есть явное указание на то, что родились они где-то здесь неподалеку в течение ближайших миллионов лет. Косвенными индикаторами звездообразования являются инфракрасное излучение пыли, нагретой горячими звездами, а также линии излучения водорода и других элементов, ионизованных этими звездами и образующих вокруг них зоны НII.

Связь звездообразования с молекулярным газом установлена достаточно надежно. В нашей Галактике она подтверждается однотипным распределением по галактической долготе различных индикаторов звездообразования и интенсивности излучения молекулы СО. Заметна корреляция между этими величинами и в соседних галактиках: например, светимость в линии СО у Туманности Андромеды в 5 раз меньше, чем у нашей Галактики, а подсчет ярких звезд и областей НII показывает, что и интенсивность звездообразования там в несколько раз меньше, чем в Галактике.

Особенно убедительно видна эта связь в галактиках. повернутых к нам плашмя. В спиральной системе NGG 6946 распределение областей ионизованного водорода вдоль радиуса галактики очень хорошо коррелирует с количеством Н2 на единицу поверхности галактического диска. И молекулярный газ и молодые звезды концентрируются в спиральных рукавах галактики.

В нашей собственной Галактике мы не можем сделать полный обзор всего звездного "хозяйства" - мешает пыль. Но если положиться на данные инфракрасной астрономии (для нее пыль не помеха, а как правило, главный объект наблюдения) и использовать интерполяцию некоторых околосолнечных данных, то выясняется, что 75% образующихся сейчас звезд в Галактике рождается в ее спиральных рукавах, 15% - в межрукавном пространстве и 10% - в районе центра Галактики в области диаметром около 1 кпк. Как видим, три звезды из четырех рождаются в спиральных рукавах; там же расположены наиболее массивные облака холодного молекулярного газа. Их причастность к процессу звездообразования несомненна: группы молодых звезд часто наблюдаются на краю этих облаков либо, по косвенным признакам, в их недрах.

Сами по себе эти объекты, ставшие известными астрономам чуть более 10 лет назад, чрезвычайно интересны. Нас же пока они будут интересовать лишь как "родильные дома" звезд. Облака межзвездного молекулярного газа весьма разнообразны. Встречаются среди них карлики размером около 1 пк и массой 10-100 Мс, встречаются и гиганты размером до 100 пк и массой 106-107 Мc. Систематический подсчет числа облаков показывает, что их распределение по массам (спектр масс) имеет небольшой наклон в сторону больших масс. При этом основная доля массы молекулярного газа Галактики сосредоточена в сравнительно немногочисленных наиболее массивных облаках. Так, 90% массы молекулярного газа содержится в облаках с массами М > 105 Мс. Их называют гигантскими молекулярными облаками (ГМО). В Галактике их около 6000.

Где расположены эти облака и как они движутся? Можно выделить два основных "резервуара" ГМО: область вокруг центра Галактики радиусом 500-700 пк, содержащую 3-108 Мс газа, и кольцеобразную область галактического диска с внутренним радиусом 3 кпк и внешним 7 кпк, содержащую около 3-109 Мс. За пределом этого кольца (R > 7 кпк) также наблюдаются крупные облака молекулярного газа, но в этой области уже атомарный водород превалирует над молекулярным. Полная масса межзвездной среды в Галактике около 8·109 Мс.

Массивные газовые облака являются самым спокойным населением Галактики: скорость их хаотического движения всего 8-10 км/с. При этом они, разумеется участвуют в общем вращении диска Галактики со скоростью 200-250 км/с. Для сравнения укажем, что скорость хаотического движения звезд в галактическом диске около 50 км/с. В физике скорость хаотического движения частиц характеризует их температуру. В определенном смысле можно говорить и о "температуре" различных подсистем Галактики, тогда молекулярные облака несомненно будут самой холодной из них.

Обладая низкой "тепловой" скоростью, молекулярный газ наиболее плотно прижат к галактической плоскости по сравнению с другими подсистемами: в районе Солнца толщина молекулярного слоя всего 200 пк. Учитывая, что таково же примерно среднее расстояние между облаками, да и их собственный размер не на много меньше, можно условно назвать слой облаков "мономолекулярным". В данном случае "молекулами" являются сами облака. На первый взгляд это может показаться любопытной случайностью. В действительности же этот факт помогает лучше понять процессы формирования облаков.

Хотя масса газа в Галактике в 20-30 раз меньше, чем суммарная масса звезд, локально, вблизи галактической плоскости, концентрация газа незначительно. отличается от пространственной плотности звезд. Например, в окрестности Солнца средняя плотность газа 0,05 Мс/пк3; такова же здесь и средняя пространственная плотность наблюдаемых звезд. Мы специально пишем "наблюдаемых", потому что часть звезд ускользает от астрономических подсчетов - это остывшие белые карлики, нейтронные звезды и черные дыры, а также маломассивные звезды ("коричневые карлики")" которые практически не излучают свет.

Полная пространственная плотность вещества во всех формах в районе Солнца оценивается в 0,14 - 0,24 Мс/пк³. Значит, межзвездная среда несет в себе, по крайней мере, 20-35% полной пространственной плотности вещества и с ней нужно считаться как с серьезным источником гравитации. Тем более что сосредоточена эта масса в немногочисленных, компактных и очень массивных ГМО, которые существенно искривляют вблизи себя траектории звезд и звездных скоплений.

Вопрос о происхождении ГМО пока не решен окончательно. Являются ли крупные облака конгломератами, образовавшимися при слипании мелких облаков. или, напротив, мелкие облака есть остатки более крупных, разрушенных в процессе звездообразования?

Не ясны и некоторые вопросы внутренней динамики ГМО. Например, как долго может существовать такое облако; какие силы обеспечивают его равновесие, компенсируя силу тяжести?

В данном случае почти очевидно, что ни газовое давление, ни давление магнитного поля не могут противостоять гравитации. Однако в ГМО наблюдается крупномасштабное турбулентное движение газа, которое действительно в состоянии поддерживать равновесие облака. Движение газовых потоков происходит со скоростью, существенно превышающей скорость звука: измеренные по доплеровскому уширению линии СО, эти скорости составляют 2-10 км/с, тогда как скорость звука в молекулярном водороде при температуре Т = 10 К всего лишь 0,2 км/с. В такой ситуации столкновение газовых потоков рождает ударные волны, которые, с одной стороны, сжимают газ и стимулируют звездообразование, а с другой, быстро рассеивают энергию движения газа, тормозят его.

Пока не ясно, долго ли могут существовать сверхзвуковые потоки и каков источник их возбуждения. Скорее всего, он не один: свой вклад в поддержание крупномасштабных движений газа вносят взаимные столкновения облаков, активность молодых звезд, извергающих мощные потоки звездного ветра, и, вероятно, другие "генераторы энергии".

Особую роль в процессе звездообразования играют мелкомасштабные конденсации и малые уплотнения в них. Судя по всему, первые являются предками звездных агрегатов - скоплений и ассоциаций, а вторые - предками отдельных звезд (одиночных, двойных тройных...). За сложную иерархическую структуру ГМО иногда называют гигантскими молекулярными комплексами. Нам это название кажется неудачным, так как в последние годы появилось очень важное понятие о звездно-газовых комплексах размером около 1 кпк, объединяющих несколько ГМО, молодых звездных скоплений и ассоциаций близкого, но все же различающегося возраста. Вероятно, будет справедливо сохранить название "комплекс" за этим важным образованием, тем более что в отношении ГМО термин "облако" является более естественным, так как речь идет о газовом объекте, хотя и очень сложной структуры.