Space Exploration Technologies

Изменения представлений о протозвездах - часть 3

Как уже говорилось, величина Rх однозначно связана с количеством энергии, излучаемой протозвездой за время ее жизни. Поэтому увеличить Rx можно либо за счет сокращения времени жизни, либо за счет уменьшения светимости протозвезды. Светимость сильно зависит от того, насколько корректно в расчетах описана структура ударной волны и прилежащих к ней слоев. В 70-х годах появилось несколько работ, авторы которых пытались согласовать теорию с наблюдениями, внося уточнения в физическую постановку задачи и в методику численных расчетов. Итоги этих исследований подвели в начале этого десятилетия К. Уинклер и М. Ньюмэн, которые пришли к выводу, что корректное численное описание физических процессов приводит в конечном счете к величине Rx, полученной Ларсоном.

Остается второй путь - уменьшение времени аккреционной фазы. Ее длительность примерно в 3-5 раз превышает время tпад, величина которого тем меньше, чем больше исходная плотность облака. В расчетах, о которых шла речь в этом разделе, начальная плотность соответствовала началу джинсовской неустойчивости. Можно сократить продолжительность аккреционной фазы, если выбрать начальную плотность облака более высокой, что, по сути дела, и сделали Хаящи и Накано. Однако даже величина 10-19 г/см3, необходимая для начала сжатия при массе 1 Мс, значительно превышает плотность типичных межзвездных облаков.

Сгустки вещества повышенной плотности с массой <1 Мс могли бы сформироваться в результате фрагментации сжимающегося облака гораздо большей массы, скажем, порядка 100 Мс. Критическая плотность Джинса для такого объекта уже близка к реально наблюдаемой в молекулярных облаках. Подробнее о фрагментации мы расскажем чуть позднее, а пока отметим что численное моделирование этого процесса - задача крайне трудная и до конца не решенная.

Другая возможность сокращения длительности фазы аккреции связана с возникновением интенсивного звездного ветра, "дующего" от центрального ядра. Эта возможность исследовалась более детально, и на ней мы остановимся подробнее. Начнем с массивных протозвезд с массой больше 3 Мс, характерное время медленного сжатия к главной последовательности у которых меньше времени свободного падения. Поэтому из расчетов Ларсона следовало, что у этих звезд ядро придет на главную последовательность до того, как рассеется непрозрачная оболочка.

Примерно в середине 70-ых такого рода звезды-кокбны были обнаружены в областях звездообразования. В длинноволновом диапазоне они выглядят как компактные (размером около 0,1-1 пк), яркие (светимостью порядка 102-105 Lс) зоны НII, скрытые под мощной пылевой оболочкой с эффективной температурой около 100 К. Интересной особенностью этих объектов оказалось то, что их оболочка не сжимается, а расширяется. Причиной этого является давление излучения на пыль. Когда светимость ядра станет достаточно большой, начинается торможение падающего вещества до полной его остановки, а затем оболочка вообще выметается.

В результате масса звезды главной последовательности оказывается меньше массы исходного облака, причем чем массивнее облако, тем меньше доля массы, которая превращается в звезду: согласно расчетам В. Чарнутера облако массой 150 Мс дает звезду массой "всего" 65 Мс. По-видимому, именно этот механизм ограничивает сверху массы звезд главной последовательности. Точное значение верхнего предела Мmax сильно зависит от начальных условий и химического состава облака. И потому теоретическое значение Мmax примерно 70 Мс вряд ли фатально противоречит тому, что масса одной из звезд, наблюдаемой в туманности n Car, видимо, превышает 100 Мс.

предыдущее