в молекулеНеорганические молекулыОрганические молекулы 2 Н2(водород) СН (метилидин) ОН (гидроксил) CN (циан) SiO (оксид кремния) СО (оксид углерода) NS (сернистый азот) GS (сернистый углерод) 3 H2O (вода) HCN (цианид) H2S (сероводород) НСО (формил) SO2 (диоксид серы) HNO (нитроксил) 4 NH3 (аммиак) Н2СО (формальдегид) HNCO (изоциановая кислота) 5 — H2CHN (метанимин) НСООН (муравьиная кислота) 6 — СН3ОН (метанол) HCONH2 (формамид) 7 — CH3HN (метиламин) 8 — НСООСН3 (метил) 9 — (СН3)2О (диметиловый эфир)
541. Список далеко не полон и даёт лишь общее представление.
Конечно, молекулы разных типов распределены по-разному. Например, в ГМО наибольшее по масштабам распределение даёт молекула СО (оксид углерода). Изображение ГМО, включающее туманность Ориона (рис. 27.) и построенное по наличию СО, простирается далеко за пределы оптического изображения. Молекулы СО обнаружены в других частях Галактики, а также в других галактиках.
Рис. 29. В ГМО имеются неоднородности, контуры которых показаны на рисунке, Самые внутренние области (они зачернены) имеют наибольшую плотность. Именно здесь образуются протозвёзды
ГМО совершенно неоднородно по составу. Как показано на рис. 29, в нём есть неоднородности разных масштабов. Так, сплошь и рядом обнаруживается очень плотная область вещества, окружённая менее плотной оболочкой, которая в свою очередь «окружена ещё менее плотной оболочкой, и т. д. Маленькие плотные области, показанные на рис. 29, называются молекулярными облаками (без прилагательного «гигантские») и имеют диаметр порядка одного светового года. Именно эти компактные плотные области дают ключ к пониманию звездообразования. ОБРАЗОВАНИЕ ПРОТОЗВЁЗД
Что такое звезда? Прежде всего, это шар, состоящий из горячего плотного газа. Следовательно, чтобы образовать звезду, нужно сжать некоторую область молекулярного облака очень сильно, пока она не станет достаточно плотной и горячей для того, чтобы превратиться в звезду. Такое сжатие достигается силой тяготения. В процессе -рассказа о судьбе звёзд мы неоднократно будем убеждаться, что тяготение играет решающую роль в жизни звезды.
Рассматривая пока что ГМО, можно сказать, что любая начальная неоднородность в нём имеет тенденцию увеличиваться в результате тяготения, так как более плотные области сильнее притягивают окружающее вещество и поэтому имеют тенденцию собирать все больше вещества и становиться ещё более плотными. Именно так развиваются неоднородности, показанные на рис. 29.
Роль тяготения в сжатии областей внутри ГМО можно сравнить с открытием какого-нибудь дорогостоящего полезного ископаемого, например нефти, в слаборазвитой стране. Это. открытие влечёт за собой приток людей из окрестных мест и возрастание экономической активности в регионе. Как следствие, возникает неравенство между этим регионом и окружающими областями, которое непрерывно нарастает. Однако такой процесс не может длиться бесконечно долго, так как начинают себя проявлять восстанавливающие равновесие социально-экономические силы и в конечном итоге регион экономически стабилизируется. Точно так же в сжимающемся облаке возникают противоположные силы, так что в результате достигается стабильное состояние. Это происходит следующим образом.
Когда газ сжимается, он нагревается и, когда становится достаточно горячим, начинает излучать теплоту и свет. Это излучение, а также увеличение хаотического движения молекул и атомов газа (рис. 30) порождают давление, препятствующее вызываемому тяготением сжатию молекулярного облака. Температура и давление в центре облака максимальны, а на периферии — минимальны.
Рис. 30. Стрелки указывают направления движения частиц газа. Значение скорости частиц и её направление совершенно хаотичны. Интенсивность этого хаотичного движения связана с общей температурой газа
Один из основных законов теплоты заключается в том, что теплота переносится всегда из области большой температуры в область более низкой температуры, если, конечно, имеются доступные пути оттока теплоты. В протозвезде, т.е. в описанном выше молекулярном облаке, возможны два пути переноса теплоты от горячей центральной зоны к более холодным периферическим областям. Один путь, называемый конвекцией, заключается в том, что горячие частицы газа из центра сами перемещаются в более холодные области. Это во многом напоминает то, как поднимается вверх со дна более тёплая вода в нагреваемом сосуде. В другом способе переноса теплоты носителями являются фотоны, частицы света (см. гл. 2). Фотоны также совершают путь наружу, унося теплоту, и этот процесс, естественно, называется излучением.
Эти два процесса не всегда равно эффективны. Например, конвекция может прекратиться, если частицам газа станет все труднее выбираться из центра наружу, что произойдёт, если плотность в центре звезды станет слишком большой. Аналогично, излучение становится неэффективным, если фотоны слишком часто рассеиваются веществом протозвезды и, таким образом, не имеют возможности вылететь наружу по прямому короткому пути. Мы продолжим это сравнение двух типов переноса теплоты, когда обсудим внутреннюю структуру уже сформировавшейся звезды.
Возвращаясь к протозвезде, можно сказать, что на ранних стадиях конвективный способ переноса срабатывает хорошо и эффективно (если только протозвезда не слишком массивна, скажем, не более чем в 3 раза массивнее Солнца). В результате теплота быстро выносится наружу и излучается в окружающее пространство с поверхности облака. Поэтому облако вначале имеет очень большую светимость.
Однако эта светящаяся фаза длится не очень долго. Действительно, у протозвезды на этой стадии имеется лишь один источник снабжения энергией, необходимой для излучения, а именно, запас гравитационной энергии. Чтобы высвободить эту энергию, звезда должна быстро сжиматься. В следующей главе мы более подробно обсудим, каким образом гравитационное сжатие приводит к освобождению энергии. Пока что примем, что эта идея правильна и посмотрим, к каким следствиям приводит она для молекулярного облака. На ранних стадиях протозвезда быстро сжимается, чтобы иметь возможность поддерживать большой поток энергии от центра к периферии и затем в окружающее пространство. Но в процессе сжатия она становится плотнее, конвекция становится все менее эффективным средством переноса энергии, и в результате светимость протозвезды все более ослабевает. Это влечёт и замедление сжатия по сравнению с ранней фазой. Таким образом, сжатие и конвективный перенос теплоты продолжаются до определённого момента, когда конвекция перестаёт быть существенной.
Эта фаза в жизни протозвезды называется фазой Хаяши, поскольку она впервые детально обсуждалась в 1966 г. японским астрономом Чуширо Хаяши. Эта фаза имеет важное отношение к внешнему виду протозвезды, который мы пока что не обсуждали. Примечательно, что в процессе сжатия поверхность протозвезды сохраняет постоянную температуру - около 4000 К.
Причина этого в следующем. При такой температуре внутренние движения в газе столь быстры, что атомные электроны срываются с орбит вокруг соответствующих атомных ядер. Электростатическое притяжение ядер уже не способно удержать электроны, и это происходит как раз, когда температура превышает 4000 К. Свободные электроны необычайно эффективно рассеивают любое выходящее из протозвезды излучение. При температуре ниже 4000 К электроны связаны в атомах и не могут помешать излучению, устремляющемуся наружу сквозь рой встречающихся по дороге атомов. На рис. 31 показано, каким образом указанная температура эффективно фиксирует поверхность протозвезды; под этой поверхностью температура выше 4000 К и излучение находится в ловушке, вне поверхности температура ниже 4000 К и излучение стремится выйти наружу.
