Od kilkunastu już lat wiedziano, iż asocjacje typu OB często składają się z wyraźnie rozdzielonych podgrup stanowiących ciąg 0 monotonicznie zmieniającym się wieku (rys. 3). Obserwacje radiowe 1 w podczerwieni wykazały w paru przypadkach kontynuacje owych cią gów w postaci grup zwartych źródeł podczerwonych, zwartych obszarów
42 M. Różyczka
HII, i maserów międzygwiazdowych ukrytych w sąsiadujących z asocja cjami obłokach molekularnych. Doprowadziło to E l m e g r e e n a i L a d ę (1977) do wysunięcia hipotezy o łańcuchowym formowaniu się gwiazd (sequential star formation), zgodnie z którą procesy gwiazdotwórcze zainicjowane na skraju obłoku molekularnego
przeno-Rys. 3. Podgrupy asocjacji w Orionie na tle towarzyszących im obło ków molekularnych ( L a d a 1980)
szą się do jego wnętrza dzięki akcji indukujących fragmentację frontów jonizacyjno-uderzeniowych (rys. 4); owe fronty (ionization- -driven shock fronts) „ugniatają" materię znajdującą się na skraju obłoku i zagęszczają ją do tego stopnia, że staje się ona grawita cyjnie niestabilna w sensie zwykłej niestabilności liniowej Jeansa. W jednowymiarowych rachunkach modelowych E l m e g r e e n a i L a d y obłok molekularny wypełnia półprzestrzeń, której granica zaczyna być w chwili początkowej dysocjowana i jonizowana przez ly- manowskie continuum padającego na nią prostopadle strumienia pro mieniowania o charakterystyce widmowej gwiazd typu OB. Po ok. 100 latach posuwający się w głąb obłoku front jonizacyjny nieco słabnie dzięki powstaniu obszaru HII i osłabieniu strumienia jonizującego; wytwarza się przed nim natomiast front uderzeniowy. Oba fronty są rozdzielone cienką, płaskorównoległą warstwą przejściową
zbudowa-Northem
Orion Complex
I Ort OR Association Estimated Age (Blaauw1964) la 12 *10* Years lb 8 ’ <0* Yean Ic 6 -10* Yean Id Z ’ 40* Years
Kolaps obłoków 43
ną z gęstego (od początkowego n = 10^/cm^ zagęszczonego aż do n = 10^/cm^) gazu o temperaturze kilkudziesięciu K (utrzymuje się ona na tak niskim poziomie dzięki silnemu w tych gęstościach chło dzeniu promienistemu w radiowych liniach molekularnych). Uwzględnie nie obecności pyłu może tę tempe
raturę nieco podwyższyć, gdyż
w zewnętrznym polu promieniowania ciepło przepływa od pyłu do gazu
(odwrotna sytuacja ma miejsce
wtedy, gdy źródłem energii jest promieniowanie kosmiczne lub dys
sypacja ruchów turbulentnych).
W miarę przesuwania się frontów gęstość warstwy przejściowej roś nie; ponieważ prędkość przesuwu maleje - wytwarza się jednocześ
nie pewien gradient gęstości.
Struktura warstwy przejściowej Rys. 4. Schemat powstawania pod- może być w tym momencie dość dob- l ^ g ean°C;iiC;5iL ^ d a^E 1977K
rze opisana płaskorównoległym roz- Nowa podgrupa powstaje w warstwie kładem hydrostatycznym z efektyw- f c h w i l ^ ^ a g r o m a d z e n S siftSi
nym przyspieszeniem grawitacyjnym dostatecznej ilości gazu
skierowanym w tę stronę, w którą
porusza się front. Proces kumulowania się materii w warstwie przej ściowej zostaje przerwany w chwili, w której w jej dynamice zaczyna odgrywać rolę samograwitacja. W typowych warunkach następuje to po ok.(2-3)x 10^ lat, gdy front przesuwa się na ok. 10 pc w głąb obło ku. Warstwa przejściowa rozpada się na fragmenty o masach z grubsza odpowiadających aktualnej masie Jeansa, które wobec dużej gęstości kolapsują na tyle szybko, że nowo powstała grupa gwiazd dziedziczy cały niemal pęd warstwy przejściowej i posuwa się nadal w głąb obło ku, by zainicjować tam kolejny etap procesów gwiazdotwórczych. Continuum lymanowskie nowo utworzonej podgrupy jonizuje przy tym resztki materii ze starej warstwy przejściowej, rozprasza je i po większa w ten sposób istniejący już obszar HII. Zarówno przewidywa ne przez autorów różnice wieku poszczególnych podgrup, jak i odstę py między podgrupami oraz ruch najmłodszych podgrup ku środkowi ma cierzystego obłoku znajdują potwierdzenie w obserwacjach asocjacji Ori 0B1 (rys. 3), której najmłodsza grupa, Trapez, porusza się ku obłokowi Ori A.
Ionization
* m astr,inform ed ond/lor
44 M. Różyczka
Model płaskorównoległy nie jest, oczywiście, w stanie zreprodu- kować mas nowo powstających podgrup, ponieważ operuje nieskończonymi ilościami gazu.Oceniając rozmiary spotykanych w galaktyce aktywnych obszarów gwiazdotwórczych na 3 x 3 pc, autorzy otrzymują zeń masy rzędu kilku tysięcy M 0 - a więc aż nadto wystarczające do utworze nia podgrupy typu Trapezu nawet przy niskiej wydajności przemiany materii rozproszonej w gwiazdy. Liniowa analiza stabilności warstwy przejściowej ( E l m e g r e e n i E l m e g r e e n 1978) po zwala wyznaczyć masy powstających w niej protogwiazd, które w szero kim zakresie parametrów frontu jonizacyjno-uderzeniowego przewyż szają masy gwiazd typu OB. Postulat nieuchronnej reprodukcji pod grup, dość apriorycznie przyjęty przez E l m e g r e e n a i L a- d ę, zyskuje tym samym pewne uzasadnienie teoretyczne. Omawiana hipoteza, a raczej wszelkie związane z nią obliczenia, zostały za kwestionowane przez T e n o r i o-T a g i e*a (1980), który w swych
modelach uwzględnił pominięty przez E l m e g r e e n a i L a-
d ę front uderzeniowy wytworzony przez zjonizowany gaz wypływający z czoła obłoku w kierunku jonizującej go gwiazdy. Dzięki obecności dodatkowego frontu zwiększa się gęstość obszaru HII i maleje szyb kość jego ekspansji. Skale czasowe, w których w warstwie przejścio wej zbiera się wymagana ilość materii, ulegają przez to tak znaczne mu wydłużeniu, że w chwili gdy rozpada się ona na protogwiazdy nie stabilny grawitacyjnie staje się także obszar dodatkowego frontu. Ponieważ znajduje się on już wówczas po drugiej stronie gwiazdy, proponowany przez E l m e g r e e n a i L a d ę mechanizm po winien wg T e n o r i o-T a g i e’a wytwarzać nowe gwiazdy w o- k ó ł pierwotnego ogniska procesów gwiazdotwórczych, nie zaś po jednej tylko jego stronie.
Inne zastrzeżenia pod adresem E l m e g r e e n a i L a d y wysuwają W e l t e r i B u r g k (1981), którzy ustalają kry teria stabilności w przejściowej warstwie o geometrii cylindrycznej, mającej częściowo choćby odzwierciedlać obecność zewnętrznych pól grawitacyjnych. Jak się okazuje,krzywizna warstwy powoduje jej roz pad na masy zbyt małe, by mogły rozpocząć samodzielny kolaps (odpo wiedzialne za rozpad są tu nie niestabilności grawitacyjne, lecz hydrodynamiczne). Uwzględnienie explicite zewnętrznego pola grawi
tacyjnego poprawia nieco sytuację, niemniej wg W e l t e r a
i B u r g k a gwiazda wysyłająca zakrzywiony front może wyprodu
Kolaps obłoków 45
Innym, i być może intuicyjnie bardziej oczywistym, sposobem po wielania procesów gwiazdotwórczych są wybuchy supernowych.Z rachun ków C h e v a i i e r a (1974) wynika, iż po upływie ok. 10^ lat
•Z
od wybuchu wytwarza się wokół supernowej gęsta (n= 100/cm ) i chłod na (T = 10 K) warstwa ograniczona od wewnątrz i od zewnątrz fronta mi uderzeniowymi.W wyidealizowanych przypadkach (jednorodny ośrodek międzygwiazdowy o gęstości 1/cm^, brak pól magnetycznych) może się ona stać niestabilną grawitacyjnie, czego dowodem byłby powstający po pewnym czasie i rozbiegający się pierścień (sfera) gwiazd. Gęste i chłodne pierścienie wodoru neutralnego obserwuje się w istocie wokół kilku pozostałości po supernowych,jednak nie zauważono w nich śladów aktywności gwiazdotwórczej (dla uniknięcia ew. niejasności trzeba podkreślić, że pozostałości po supernowych są obserwowane w radiowym continuum, zaś otaczające je warstwy w linii 21 cm wodo ru neutralnego) .
Jeśli ośrodek międzygwiazdowy nie jest jednorodny, lecz zawiera zagęszczenia typu obłoków molekularnych, prawdopodobieństwo kreacji nowych gwiazd zwiększa się. Mechanizm działający w tym przypadku jest identyczny z opisanym w rozdz. 1 i polega na ściśnięciu obłoku lub jego części przez front uderzeniowy. Jak sugerują H e r b s t i A s s o u s a (1977), dowodem słuszności takiego rozumowania jest asocjacja CMa R1 i związane z nią obłoki. Leży ona na tle jed nego z segmentów zjonizowanego pierścienia wodorowego najwyraźniej oddziałującego dynamicznie z leżącym obok obłokiem molekularnym. Podobne konfiguracje zaobserwowano obok asocjacji Men 0B2 ( B l i t z 1980), leżącej na styku dużego obłoku molekularnego i pierścienia noszącego nazwę Pętli, Jednorożca (Monoceros Loop), oraz w kilku in
nych przypadkach. Zatrzymując się dla ustalenia uwagi na Mon 0B2
(rys. 5) należy podkreślić, iż procesy gwiazdotwórcze zainicjowane przez zderzenie Pętli Jednorożca z obłokiem molekularnym toczą się jeszcze w chwili obecnej, być może wskutek działania mechanizmu po dobnego do zaproponowanego przez E l m e g r e e n a i L a d ę . Dowodem tego są ukryte w obłoku molekularnym zwarte źródła podczer wieni, z których najjaśniejsze (CRL 961) zostało oznaczone na rys. 5. W przypadkach, gdy można w miarę jednoznacznie ustalić odległość obserwowanych obiektów, analiza stosunków energetycznych i długości odpowiednich skal czasowych zdaje się potwierdzać hipotezę superno wej. I tak ( H e r b s t i A s s o u s a 1977) do utworzenia 51 pierścienia widocznego obok CMa R1 potrzebna była energia 10
46 M. Różyczka
ergów, zaś eksplo zja uw alniająca tę energię nastąp iła ok. 8 x 10 lat temu. Tyleż mniej więcej la t lic z y sobie CMa R 1 , jedna z n a j młodszych a s o c ja c ji w ogóle. Hipoteza supernowej n ie j e s t , oczywiś c i e , w omawianych przypadkach jedyną dopuszczalną, pozostaje jednak bez w ątpienia n ajb ard zie j prawdopodobną.
1
' ' ..... --- ,--- 1--i i HóPtiM ■ W ,'. ; c r *■ £ HOSETTE “ l°o p ¥\ ■'NEBULA " ' • • • • • • ■i i i m m. J F A © J g -utA u / / W * / OK-iit 1 t f -OPEN CLUSTER O \ / L I 6 M REFLECTION HEBULAE... --- --- n-l--- . 1 -■ . 1 . i . . . 1 -a (1350)Rys. 5. Otoczenie a s o c ja c ji Mon 0 B 2 : przykład oddziaływania pozo stałości po wybuchu supernowej z obłokiem molekularnym ( B l i t z
1980)
Ten sam mechanizm d ziała ją c y w m n iejszej s k a li, t j . w małych obłokach molekularnych, można zaobserwować na przykładzie p ie r ś c ie n i a otaczającego pulsara V e la (t zw . Gum Nebula) i stykających się z nim gęstych strzępów m aterii m iędzygwiazdowej. Ma on w tej chw ili średnicę ok. 300 p c , natomiast rozmiary obłoków n ie przekraczają 0 . 3 p c . 0 niedawnej aktywności procesów gwiazdotwórczych świadczy w tym przypadku śc isły związek obłoków z obiektami Herbiga-Haro i sąsiedztwo młodych gwiazd z lin iam i emisyjnymi. Is t n ie ją jednak o bło k i, które przez sąsiadujące z nimi p ie r ś c ie n ie n ie są sprężane, lecz raczej rozpędzane (W o o t t e n 1 977, 1 9 8 1 ). Przykładem te go może być obłok oddziałujący z pierścieniem W44 (o kolice gwiazdo zbioru O r ł a ) , w którego ruchu jest obecnie zmagazynowana znaczna część energii wybuchu supernowej. Obłok o masie 10^ Ms oddziałujący z pierścieniem ¥28 (gw iazdo zbiór Strzelca) jest sprężony do gęsto ści n > 1 o V c m ^ , przy której gdzie in d z ie j powstają już gwiazdy, a mimo to n ie wykryto w jego wnętrzu żadnych obiektów protostellar- nych. Być może je st to związane z obecnością pól magnetycznych (choć
Kolaps obłoków 47
wobec tak dużych gęstości i związanego z nimi znikomego stopnia jo nizacji wydaje się to mało prawdopodobne) lub też z wyjątkowo silną turbulencją (szerokości linii CO dochodzące do 12 km/s dopuszczają taką interpretację).W każdym razie jest rzeczą jasną, iż propagacja procesów gwiazdotwórczych (przynajmniej drogą rozprzestrzeniania się frontów uderzeniowych wywoływanych przez wybuchy supernowych) nie jest czymś nieuniknionym i że wzbudzone w jednym miejscu wcale nie muszą się one rozprzestrzeniać - nawet, jeśli w otoczeniu znaj dują się dostateczne ilości materii rozproszonej.
Rys. 6. Interpretacja profili linii emisyjnych CO zaobserwowanych w okolicach gwiazdy LkH« 270. Linia ciągła - zderzające się obłoki molekularne, linia przerywana - obszar HII, pole zakreskowane - ko
lapsu jący rejon zderzenia (L o r e n 1976)
Kolejnym mechanizmem umożliwiającym taką propagację są zderze nia obłoków.Obłok wyrzucony z danego miejsca Galaktyki przez wybuch
supernowej, lub rozpędzony przez efekt rakietowy (dzięki wypływowi zjonizowanego gazu z tej jego części, w której powstały ostatnio gwiazdy typu OB), może zderzyć się z którymś z sąsiadów, po czym w miejscu zderzenia może powstać nowa grupa gwiazd. Prawdopodobnie taką właśnie sytuację obserwuje się w obłoku związanym z mgławicą NGC 1333, który zdaje się składać z dwóch obłoków zderzających się ze sobą (L o r e n 1976). W miejscu pierwszego kontaktu obłoków są teraz widoczne młode gwiazdy, które zdążyły już rozproszyć znaj dującą się tam uprzednio materię. Nieco bliżej aktualnego miejsca zetknięcia obserwuje się zwarte obiekty podczerwone, zaś samo
48 M. Różyczka
miejsce zetknięcia zdaje się kolapsować pod wpływem własnej grawi tacji (rys. 6).
Ostatnim wreszcie czynnikiem umożliwiającym propagację procesów gwiazdotwórczych śą wiatry gwiazdowe.Przeciętna gwiazda typu 0 przy tempie utraty masy rzędu 10-^ M0/rok przekazuje w ciągu swego życia do ośrodka międzygwiazdowego zmagazynowaną w wietrze gwiazdowym
51
energię rzędu 10 ergów, a więc porównywalną z wybuchem supernowej. Źródłami wiatrów gwiazdowych o podobnym natężeniu są również gwiaz dy typu Wolfa-Rayeta. W wyniku oddziaływania wiatru gwiazdowego z ośrodkiem międzygwiazdowym tworzą się w tym ostatnim gęste, szyb ko ekspandujące otoczki, których typowym przykładem jest mgławica pierścieniowa otaczająca gwiazdę W-R o numerze katalogowym HD 56295 ( S c h n e p s i in. 1981). Otoczka ta oddziałuje z co najmniej jednym z trzech zaobserwowanych w pobliżu obłoków molekularnych o łącznej masie sięgającej 10 Me. Obłok ten, w którym stwierdzono silną turbulencję, przesłania częściowo otoczkę gwiazdy W-R, a jego zwrócona ku gwieździe część objęta jest frontem jonizacyjnym. Oczy wistych śladów działalności procesów gwiazdotwórczych w tym przy padku nie stwierdzono; być może jest jeszcze na to zbyt wcześnie. Masa obszaru zjonizowanego już przez gwiazdę W-R wynosi zaledwie
15
Mq, zaś wiek otoczki ocenia się na nie więcej niż kilkadziesiąt tysięcy lat.Na zakończenie warto wspomnieć o kilku pracach w całości poświę conych poszukiwaniom przyczyn, które w wybranych miejscach Galakty ki zainicjowały procesy gwiazdotwórcze . (L o r e n 1977; S a r g e n t 1979; H o i in. 1981). I tak dla trzech obserwowanych przez L o r e n a obłoków molekularnych leżących w sąsiedztwie młodych gwiazd o stosunkowo niewielkich masach (typ Be/Ae) zapostu- lowano sprężenie przez front jonizacyjno-uderzeniowy (BD+400 4124), zderzenie obłoków i kolaps zgęszczonego przy zderzeniu obszaru (LkHot 198) oraz ogólną niestabilność grawitacyjną całości obłoku połączoną z kolapsem i fragmentacją (NGC 7129). Ostatni z wymienio nych obłoków obraca się wokół dość dobrze określonej osi, dzięki czemu kolaps w jego płaszczyźnie równikowej jest utrudniony przez siły odśrodkowe.W wyniku ich działania w chwili, gdy materia spływa jeszcze swobodnie wzdłuż osi, zewnętrzne obszary obłoku leżące w płaszczyźnie równikowej rozpoczęły już reekspansję. S a r g e n t opisuje dwa masywne obłoki (ok. 10^ M0) stowarzyszone z asocjacjami Cep 0B3 i Per 0B2. Pierwszy z nich daje się najlepiej opisać w
ka-Kolaps obłoków 49
tegoriach hipotezy o łańcuchowym formowaniu się gwiazd, drugi nato miast jest tej hipotezy jawnym zaprzeczeniem: dwa centra aktywności procesów gwiazdotwórczych są w nim tak wyraźnie rozseparowane, że
nie może być mowy o żadnym związku przyczynowym między nimi. H o
i in. podają kolejny przykład podważający uniwersalność hipotezy Elmegreena i Lady - jest nim obłok związany z obszarem HII o nume rze S128,w którym gwiazdy powstają w trzech miejscach jednocześnie.