Иосиф Шкловский - Звезды - их рождение, жизнь и смерть

Мы видим, что проблема накачки космических мазеров первого типа может быть и, по-видимому, является труднейшей проблемой современной «астрохимии». Можно, однако, надеяться, что она будет решена в близком будущем.

В заключение этого параграфа мы резюмируем аргументы в пользу связи источников мазерного излучения радиолиний ОН и Н 2О с областями, где происходит процесс звездообразования.

1. Многие, хотя и не все, мазерные источники связаны с яркими зонами H II. Эти области межзвездной среды возбуждаются к свечению очень горячими массивными звездами спектральных классов О и В, которые, как будет показано ниже, являются молодыми объектами. Вместе с тем нужно подчеркнуть, что далеко не во всех зонах H II наблюдаются мазерные источники. В этой связи следует заметить, что возраст различных зон H II меняется в довольно широких пределах — от нескольких десятков тысяч до нескольких миллионов лет. Похоже на то, что мазерные источники ОН и Н 2О группируются преимущественно в молодых зонах Н II. Хорошим примером «молодой» зоны Н II является известная туманность Ориона.

2. Вскоре после открытия космических мазеров в зонах Н II, где они наблюдаются, были обнаружены до тех пор неизвестные радиоисточники нового типа. Их спектр оказался по своему характеру тепловым, а угловые размеры очень малыми — порядка нескольких секунд дуги. Стало ясно, что излучают малые, довольно плотные облака плазмы, нагретые до температуры около 10 000 К. То, что эти источники по своей природе являются тепловыми, наглядно доказывается наличием в их спектре рекомбинационных радиолиний водорода (см. § 2). Описанные источники получили название «компактных H II областей». Линейные размеры этих образований порядка 0 , 1 парсека, а концентрация электронов в них 10 4—10 5см -3, т. е. в сотни раз больше среднего значения для ярких H II областей. Компактные H II области ионизованы и излучают только потому, что внутри них должна находиться горячая О—В звезда. Но такие звезды там не наблюдаются, так же как не наблюдаются и сами компактные H II области в оптических лучах. Вывод отсюда только один: там имеется огромная толща поглощающей свет пыли. С другой стороны, плотность окружающей среды, как правило, ниже, чем внутри компактной H II зоны, где температура в сотню раз выше. Следовательно, внешнее давление никак не может остановить расширение компактной зоны Н II и последующее ее рассеяние за время порядка нескольких десятков тысяч лет. Значит, компактные Н II зоны и находящиеся внутри них горячие массивные звезды представляют собой «ультрамолодые» объекты: они образовались «на памяти» кроманьонского человека! Откуда же взялся там газ, масса которого порядка нескольких солнечных масс или даже больше? Все говорит о том, что этот газ — «остаток» диффузной среды, из которой образовалась звезда. Там очень много пыли, делающей такой объект совершенно непрозрачным для оптических лучей. Поэтому находящиеся внутри компактных H II областей звезды получили образное название «звезды-коконы». Исключительный интерес представляет то обстоятельство, что очень многие мазерные источники ОН и Н 2О, принадлежащие к первому типу, в пределах ошибок наблюдений (которые очень малы, порядка секунды дуги) совпадают с компактными Н II областями. Тесная ассоциация мазерных источников первого типа с компактными H II областями, несомненно, доказывает их молодость и прямую связь с процессом звездообразования (см. § 5).

3. Многие мазерные источники первого типа отождествляются с «точечными» инфракрасными источниками. В данном случае слово «точечные» означает, что их угловые размеры меньше 2 . Такие инфракрасные объекты наблюдаются, в частности, в туманностях Ориона, W 3 и W 49, где находятся самые яркие мазерные источники. Тщательные исследования типичного «точечного» инфракрасного источника в туманности Ориона (он там находится рядом с источником длинноволнового инфракрасного излучения с угловым диаметром около 30 , о котором речь шла выше) показали, что его никак нельзя рассматривать как «нормальную» звезду высокой светимости, погруженную в плотное пылевое облако. Вычисленный по его излучению диаметр точечного источника в Орионе равен 50 астрономическим единицам, в то время как в W 3 он около 600. Температура излучающего плотного газово-пылевого облака, которым является такой источник, равна соответственно 550 и 350 кельвинов. Полная светимость таких объектов в тысячи раз превышает светимость Солнца. Таким образом, вся совокупность наблюдений говорит о том, что эти объекты являются не чем иным, как протозвездными оболочками . Более подробно об этом будет говориться в § 5.