СЕЛФ

60

О.Н. Каравашкина и С.Б. Каравашкин

Теперь несколько дополним данное представление. Рассмотрим область межзвездной среды, соответствующую вышеприведенному условию (2.1) стягивания ее в облако (см. рис. 2.8.1).

Рис. 2.8.1 - 2.8.2

По мере сгущения первичной туманности учащаются столкновения атомов нейтрального водорода, из которых в основном состоит эта туманность. Вначале столкновения упруги, но по мере уплотнения вещества (или вследствие какого-либо внешнего воздействия - например, нагрева находящейся поблизости горячей звездой, или упомянутой выше волны уплотнения) столкновения становятся неупругими. При таких столкновениях атомы водорода отчасти переходят в молекулярное состояние, а отчасти ионизуются и выделяют кванты инфракрасного излучения. Пока туманность неплотна и прозрачна, излучение легко рассеивается во внешнее пространство (см. рис. 2.8.1, где стягивающая облако сила обозначена зелеными стрелками). Однако по мере уплотнения газа столкновения всё интенсивнее, а газ всё непрозрачнее для излучения. Следовательно, начинается разогрев среды, который в свою очередь учащает и усиливает столкновения внутри газа. По мере развития процесса мы замечаем внутри облаков ионизованного водорода инфракрасный источник (см. рис. 2.8.2, где инфракрасное излучение обозначено красными стрелками), который в зависимости от удаленности звезды от нас может выглядеть и протяженным, и точечным.

Рис. 2.9. Радиоизофоты линии СО в туманности Ориона [1, с. 97, рис. 31]

Мы располагаем примерами такой стадии. На рис. 2.5, приведенном выше, мы видели изофоты поглощения света темным облаком в созвездии Змееносца и скопление в нем инфракрасных источников как раз в области максимального поглощения. Совершенно так же в созвездии Ориона (рис. 2.9), где некоторое время назад (по расчетам, около 50 тысяч лет) также произошел взрыв сверхновой, мы видим яркую компактную область нейтрального водорода, как бы рассеченную темным, плотным молекулярным облаком (5*10 4 см ^{- 3} при общей массе облака 2000 M ). "В области двух максимумов яркости линии СО, соответствующих самым плотным частям молекулярного облака (n_H2 2*10 6  см ^{- 3} с массой 200 M ), наблюдаются источники длинноволнового инфракрасного излучения" [1, с. 97]. К северо-западу от этого облака тянется скопление молодых горячих звезд, возраст которых увеличивается в северо-западном направлении. То есть, по-видимому, некогда облако было больше, но под действием ударной волны ближнего взрыва его северо-западная часть уже сконцентрировалась в звезды, и мы наблюдаем продолжение этого процесса.

Нужно сказать, что чем плотнее облако, тем дольше новые источники инфракрасного излучения не будут видны стороннему наблюдателю. Следовательно, источники, определяемые извне, уже достаточно мощны, т.е. скопление и плотность ионизованного водорода уже очень велики. Это развитые протозвезды.