Интенсивные процессы рассеяния газа, которые как образуют, так и уничтожают многие звёздные скопления при рождении, оставляют свой отпечаток на морфологической и кинематической структурах галактик [21]. Большинство вновь образованных рассеянных скоплений обладают численностью от 100 звёзд и массой от 50 солнечных. Самые большие скопления могут иметь массу до 10⁴ солнечных, что очень близко к массам шаровых скоплений [18]. В то время как рассеянные и шаровые звёздные скопления представляют собой совершенно разные образования, внешний вид наиболее разреженных шаровых и самых богатых рассеянных скоплений может не так уж сильно отличаться. Некоторые астрономы считают, что в основе образования этих двух типов скоплений лежит один и то же механизм, с той разницей, что условий, необходимых для формирования очень богатых шаровых скоплений - численностью в сотни тысяч звёзд, - в нашей Галактике больше не существует [22].

галактика дисковый звездообразование

Глава 2. Методы исследования областей звездообразования

В Нашей Галактике около 70% звёзд рождается сейчас в спиральных рукавах, 10% - в пространстве между рукавами (тоже в галактической плоскости), 10% - в районе центра Галактики, 10% - в гало вне галактической плоскости [23]. Это означает, что интенсивность звездообразования в спиральных рукавах почти в 30 раз выше, чем в межрукавном пространстве, т.к. рукава занимают лишь около 20% объёма галактического диска. Так как эти же рукава составляют не более 1% объёма всей Галактики, можно сказать, что звездообразование в них происходит в 70 раз (или, что корректнее, примерно в 100 раз) интенсивнее, чем в Галактике в целом, в 200-250 раз интенсивнее, чем в Галактике без учёта рукавов, а также в 700 раз (или примерно в 1000 раз) интенсивнее, чем в гало вне галактической плоскости. Наверное, читатель понимает, что цифры эти приблизительные, т.к. спиральные рукава не резко переходят в меж рукавное пространство, а галактический диск столь же не резко - в пространство вне галактической плоскости [23]. Наибольшая интенсивность звездообразования наблюдается на расстоянии от 3,5 до 6,5 килопарсеков от центра Галактики, т.е. в «кольце звездообразования», расположенном внутри солнечной орбиты. Это кольцо представляется нам как область Млечного Пути, протянувшаяся на 60 градусов в обе стороны от центра Галактики [23].

В пределах спиральных рукавов очаги звездообразования тоже распределены неравномерно. Они образуют комплексы размером 200-500 парсеков, в которых особенно много молодых звёзд, областей ионизированного водорода и плотных молекулярных облаков межзвёздной среды.

Отдельные очаги звездообразования, как уже говорилось, находятся и вне спиральных рукавов, хотя там их гораздо меньше. Так, например, в редких случаях встречаются «независимые» плотные и массивные молекулярные облака, и звёзды рождаются в них с той же интенсивностью, как и в спиральных рукавах [23]. Они могут быть на расстояниях до 15-20 килопарсеков от центра Галактики и на высотах до 1-2 килопарсеков от плоскости Галактики.

Признаками звездообразования являются:

1. массивные звёзды;

2. окружающие их эмиссионные туманности, т.е. туманности, выпускающие струи газа (и то, и другое хороший индикатор для соседних галактик, но не для плоскости Млечного Пути из-за поглощения света);

3. инфракрасное излучение пыли, нагретой горячими звёздами (видно и в плоскости Нашей Галактики);

4. радиоизлучение компактных областей ионизированного водорода (областей H II), возникающее при образовании нейтральных атомов из частиц с противоположными зарядами (радиорекомбинационное излучение);

5. радиоизлучение газопылевых дисков вокруг формирующихся и новорожденных звёзд;

6. доплеровское расщепление молекулярных линий во вращающемся диске вокруг таких звёзд;

7. доплеровское расщепление молекулярных линий тонких быстрых струй (джетов), вырывающихся из этих дисков (с их полюсов) со скоростью примерно 100 км/с;

8. наличие ассоциаций, скоплений и звёздных комплексов с массивными звёздами (массивные звёзды почти всегда рождаются большими группами);

9. общее увеличение светимости галактики в далёком инфракрасном диапазоне из-за наличия там массивных звёзд;

10. наличие крупных молекулярных облаков (индикатор охлаждения и уплотнения межзвёздной среды, т.е. готовности её к формированию звёзд, хотя и не индикатор звездообразования);

11. наличие глобул (тоже индикатор готовности к звездообразованию).

Но звёзды малых масс нередко формируются поодиночке, а потому заметить их удаётся на расстоянии не более 1 килопарсека от Солнца, т.е. перечисленные индикаторы имеют отношение, в основном, к массивным звёздам или к смешанным группам [23].

Неравномерность и иерархичность в распределении молодых звёзд связаны с аналогичными характеристиками облачной структуры межзвёздной среды. Так, например, звёздные скопления связаны со своими предшественниками - ядрами гигантских молекулярных облаков, а звёздные облака и комплексы в сотни парсеков - с комплексами гигантских молекулярных облаков, объединёнными в недрах сверх облаков нейтрального водорода (H I).

Предположений о различных вариантах формирования протозвезд из молекулярного облака существует много. Основные этапы возможного варианта эволюции можно представить в следующем виде. Гигантское молекулярное облако первоначально является устойчивым.

На первой стадии эволюции, когда преобладает аккреция, в результате какого-либо спускового механизма (фронт ионизации, столкновения облаков, вспышки сверхновых) [26] начинается процесс сжатия облака под действием сил гравитации. Возникающая гравитационная неустойчивость Джинса разбивает среду облака на фрагменты, сжатие которых протекает далее независимо [27]. Фрагменты, которые вследствие возрастания плотности вещества становятся уже непрозрачными с характерными массами 1М0, можно назвать протозвездами [27, 28]. Вообще, с учетом различных эффектов в ходе фрагментации и аккреции вещества возможно образование звезд с массами в диапазоне 0.1-100 Мс [29].

На второй стадии возникает сильный звездный ветер, который может подавлять акрецию . При этом размеры, температуры, и светимости оболочек массивных протозвезд становятся подобным сверхгигантам поздних классов. Излучение массивной протозвезды нагревает пыль в окружающем ее «плацентарном коконе», от которой, в свою очередь, нагревается газ. На данной стадии такие протозвезды могут наблюдаться как погруженные в газопылевые облака ИК-источники.

На третьей стадии, когда эффективная температура молодой звезды в возрасте ~ 10⁴ лет достигает значений, характерных для звезд В-класса, возникают компактные зоны НИ и СИ [26]. По мере роста светимости происходит перестройка окружающей ее оболочки, которая зависит также от темпа аккреции. Звездный ветер и растущее давление излучения останавливают аккрецию вещества, и газопылевой «кокон» протозвезд-ной оболочки начинает распадаться на отдельные, газопылевые образования. Освещаемые молодой звездой, они наблюдаются как объекты Хербига-Аро.

Мазерные источники НгО возникают, вероятно, в плотных расширяющихся оболочках (r~ 10¹⁵ см) областей НII. Об этом говорит совпадение их пространственного положения с источниками радиоизлучения [27]. Когда область НII расширяется до r~ 10¹⁷ см, то явление мазерного Н₂Оизлучения спустя ~ 5 х 10⁴ лет исчезает. Конденсации ОН мазеров расположены на больших расстояниях, и когда фронт ионизации достигнет этих мазеров, область НII станет оптически тонкой, и будет развиваться как протяженная область Н И. К возрасту ~ 10⁶ лет большинство звезд, эволюционируя к главной последовательности, наблюдаются как члены ОВ-ассоциации [26]. Вновь родившаяся ОВ-ассоциация [26] порождает ударный фронт, распространяющийся вглубь молекулярного облака, и дает толчок к дальнейшему звездообразованию [30]. Вероятно, что образование ОВ-групп представляет собой упорядоченный, систематический процесс, который начинается на одном конце массивного молекулярного облака и захватывает затем весь его объем в виде последовательных вспышек звездообразования.

Области бурного звездообразования обнаруживаются:

1. в ядрах крупных галактик;

2. на концах спиральных рукавов (гигантские межгалактические области ионизированного водорода диаметром до 1 килопарсека и иногда с 1000 молодых звёзд классов O и B;

3. на периферии неправильных галактик;

4. в карликовых галактиках в качестве единственного очага звездообразования (H II-галактики).

Звездообразование, как теперь выяснено, тесно связано с глобулами и ядрами гигантских молекулярных облаков, а поэтому поговорим о них подробней.

Глобулы открыты в середине 20 в, они обнаружились на фоне светлых туманностей [23]. Это компактные и почти шаровидные тёмные туманности размером от 5 до 50 тысяч астрономических единиц [24], т.е. очень маленькие объекты в галактических масштабах. Звёздный свет ослабляется ими в десятки и сотни раз [36]. Чем больше глобула, тем меньше света она поглощает. Значит, глобулы эволюционируют в сторону сжатия и уплотнения, т.е. коллапсируют, хотя, как позднее выяснилось, всё не так просто. Поэтому глобулы рассматривались в качестве «прото протозвёзд». Теперь мы знаем, что иногда глобулы долгое время остаются в стабильном состоянии [23]. В настоящее время выяснено, что глобулы рассеяны по всему Млечному Пути, но концентрируются в областях, где много тёмных туманностей. Всего в Галактике должно быть около 30 000 крупных глобул. Размеры крупных глобул часто бывают от 0,5 до 1,5 парсека, а массы от 10 до 140 солнечных, хотя недавно были открыты и мини глобулы, из которых звёзды возникнуть не могут. Так как внутри глобул нет горячих звёзд, они теплее снаружи, где нагреваются звёздным светом и космическими лучами. Гравитационная энергия глобул обычно близка к кинетической энергии газовых потоков и к энергии теплового движения молекул. По-видимому, энергия магнитного поля в глобулах тоже способствует их стабильности (магнитное поле не затухает, т.к. звёздное излучение извне проникает в глобулу, поддерживая ионизацию газа). Движение газовых потоков, давление газа и магнитное поле долгое время удерживают глобулы от сжатия. Но если какая-нибудь сторонняя сила (например, свет недавно родившейся яркой звезды) чуть-чуть сожмёт глобулу, то её прозрачность уменьшится, и магнитное поле начнёт затухать. Это может привести к коллапсу глобулы и образованию нескольких звёзд. На поверхности глобул иногда видны РИМЫ - ободки и выступы из ионизированного газа. Они возникают под влиянием соседних ярких звёзд и являются признаком нарушения стабильности. Стимулированное звездообразование протекает активней, чем самопроизвольное. Волна сжатия может пройти 0,1 парсека примерно за 10 тысяч лет, в результате чего звездообразование охватит значительную часть глобулы. Происхождение глобул не выяснено, но, вероятно, они связаны с разрушением более массивных облаков [23].

Гигантские молекулярные облака (гмо) - это особый класс молекулярных облаков, тоже ответственных за звездообразование. Подробное их описание приведено в сводном конспекте о галактиках, и сейчас достаточно сказать, что размеры этих образований составляют от 10 до 50 парсеков, а массы - до миллиона и более солнечных, т.е. они несоизмеримо больше глобул. В Галактике их до 6000. Среди них различаются:

Холодные гмо (5-10 градусов Кельвина, во всём галактическом диске);

Тёплые гмо (11-30 К, только в рукавах). С очагами звездообразования связаны именно тёплые ГМО.

Звездообразование происходит в их ядрах, или конденсациях. Конденсации дают начало звёздным агрегатам - скоплениям, ассоциациям, кратным звёздам и т.д. Ядра бывают в сотни раз плотней облака в целом. Инфракрасный спектр некоторых ядер указывает, что внутри них уже появилась молодая звезда или протозвезда. Иногда ядра бывают двойными, что говорит о гравитационной фрагментации. Такие ядра - предшественники двойных звёздных скоплений [23].

Коллапс небольшого молекулярного облака (или, точнее, его маленькой части) может привести к формированию либо одиночной звезды, либо двойной или кратной системы, либо звезды с протопланетным диском. Это зависит от массы облака, но ещё больше - от вращательного момента. При малом моменте возникнет одиночная звезда без планет, при среднем - планетная система (много вещества выбрасывается центробежной силой в протопланетный диск), а при большом - звёздная система (происходит фрагментация облака) [23].

Недавно звездообразование открыто и во внегалактическом пространстве [25]: см. описание скопления галактик в созвездии Девы в конспекте о звёздных системах. Но, конечно, это бывает в исключительных случаях. Газа в упомянутом галактическом скоплении много и между галактиками.

Какое-то время полагали, что по мере звездообразования меняются условия в родительском облаке, из-за чего в несколько разное время рождаются звёзды разной массы. Это означает, что разно размерные звёзды в пределах одного очага звездообразования должны иметь чуть-чуть разный возраст.

Проверить это трудно, т.к. родительские газопылевые облака, как правило, скрывают от астрономов первые этапы жизни звёзд. Но, если звездообразование очень интенсивное, взрывообразное, то родительское облако разрушается быстрее, обнажая более ранние стадии звездообразования. К сожалению, областей взрывного звездообразования вблизи нас мало.

Оказалось, что, вопреки теоретическим прогнозам, мало массивные звёзды формируются вместе с массивными в едином эпизоде звездообразования [23] .Вопрос о том, что влияет на массу рождающихся звёзд, остался открытым.

Пока астрономы не нашли эмпирического объяснения факту одновременного рождения звёзд разного размера, могу предложить следующую умозрительную гипотезу. Наверное, в глобулах и ядрах молекулярных облаков, наряду с упорядоченным движением молекул газа вокруг общего центра масс и совсем хаотическим тепловым движением, имеется также вихревое движение газа (турбулентность). Оно порождается самыми разными причинами, но, в основном, гравитационным воздействием соседних объектов (звёзд, облаков), а также их излучением, если это звёзды. Развивается же оно по своим собственным законам, формируя сложную систему вихрей. Когда происходит обособление уплотнений, дающих начало отдельным звёздам, каждое такое уплотнение имеет свои размеры и своё вращение, унаследованные от вихревых газовых струй.

Звездообразование может быть спонтанным и стимулированным (инициированным, индуцированным), хотя граница между ними иногда условна. Волна звездообразования может распространяться по вытянутому молекулярному облаку, пересекать спиральный рукав (у внутреннего края, куда втекает газ и где он уплотняется, звёзды моложе, чем у внешнего края, где эволюция массивных звёзд заканчивается), иметь хаотический характер (в неправильных галактиках), приводить к вспышке звездообразования с возникновением галактического ветра. Взаимодействие массивной звезды с межзвёздной средой происходит через излучение (с формированием зоны Стремгрена, где газ ионизирован и обжимает уплотнения), звёздный ветер и взрыв в конце эволюции. Вокруг группы сверхновых образуется единая расширяющаяся сверх оболочка [23].

Вокруг молодой звезды образуется плотная область молекулярного газа, которая по градиенту плотности быстрее всего расширяется в сторону ближайшего края родительского облака. Там появляется выпуклость, которая стремительно расширяется и выбрасывает в меж облачное пространство поток горячего газа. Это модель шампанского [23]. Считается, что в Нашей Галактике за год формируется около дюжины новых звёзд.

§2.2 Исследование ОСЗ в нашей Галактике

Многие учёные и астрономы занимаются изучением и исследованием областей звёздообразования. Большой вклад внесли Ефремов , Амбарцумян, Шевченко, Аведисова и т.д.

В.А. Амбарцумяном были сделаны два важнейших не только для астрофизики, но и для всего естествознания вывода:

1. Звездообразование в Галактике продолжается и в настоящее время.

2. Рождение звезд происходит группами.

Эти выводы не зависят ни от предположений о механизме образования звезд, который в те годы не был установлен с уверенностью, ни от природы источников звездной энергии. Они базируются на сделанном В.А. Амбарцумяном открытии нового вида звездных скоплений, названных им звездными ассоциациями.

До обнаружения звездных ассоциаций астрономам были известны в Галактике звездные группировки двух типов - открытые (или рассеянные) скопления и шаровые скопления. В открытых скоплениях концентрация звезд не очень значительна, но все же они выделяются на фоне звездного поля Галактики. Скопление другого типа - шаровое - отличается высокой степенью концентрации звезд и при недостаточно хорошем разрешении представляется единым телом. Такое скопление состоит из сотен тысяч звезд, создающих достаточно сильное гравитационное поле, которое удерживает его от быстрого распада. Оно может существовать долгое время - порядка 10 миллиардов лет. В открытом скоплении насчитывается несколько сотен звезд и, хотя оно представляет собой гравитационно связанную систему, эта связь не очень прочная. Скопление может распасться, как показали сделанные В.А. Амбарцумяном расчеты, за несколько сотен миллионов лет.

Звездная ассоциация является пространственной группировкой звезд, принадлежащих к определенному типу (относительно редких). Парциальная плотность таких звезд (концентрация на единицу площади небесной сферы) в ассоциации велика, но она меньше средней плотности всех звезд в данной области небесной сферы. В.А. Амбарцумян обратил внимание на распределение переменных звезд типа Т Тельца, которых в то время насчитывалось всего несколько десятков. Эти звезды, характеризующиеся необычными, крайне нерегулярными изменениями блеска и присутствием эмиссионных линий в спектрах, не свойственным их спектральному классу (G или K), образуют несколько групп, занимающих небольшие участки небесной сферы. Вероятность того, что в такие группы, названные Т-ассоциациями, звезды типа Т Тельца собрались случайно, совершенно ничтожна, и поэтому следует считать, что все они образовались в этих группах.

Звезды - члены ассоциации практически не связаны друг с другом силой тяготения, но испытывают гравитационное воздействие других звезд, находящихся в этой области, в результате которого ассоциация распадается. Составляющие ее звезды рассеиваются среди звезд поля. Вычисление времени, за которое Т-ассоциация должна распасться, привело к заключению о том, что оно не превосходит нескольких миллионов лет. Следовательно, возраст наблюдаемых звезд типа Т Тельца должен быть того же порядка, то есть они очень молоды по сравнению с Солнцем.

Так как светимость звезд типа Т Тельца невелика, то в 40-е годы можно было наблюдать только те из Т-ассоциаций, которые находятся достаточно близко от Солнца. В.А. Амбарцумян нашел, что за время существования Галактики могло образоваться около миллиона Т-ассоциаций. Точное количество звезд, содержащихся в ассоциации, установить затруднительно, поскольку наряду со звездами типа Т Тельца в ней могут быть звезды и других типов, например так называемые объекты Хербига-Аро, «орионовы переменные» и другие. Однако можно полагать, что в Т-ассоциациях образовались сотни миллионов находящихся в Галактике звезд.

В.А. Амбарцумяном были выделены также группы звезд-гигантов высокой температуры, относящихся к спектральному классу O, которые были названы им О-ассоциациями. По своей численности в Галактике такие звезды сильно уступают звездам типа Солнца и карликам. Они наблюдаются в значительном количестве лишь благодаря своей большой светимости, позволяющей увидеть даже те из них, которые находятся на больших расстояниях от Земли. У них наблюдается тенденция к группированию, хотя не столь отчетливо выраженная, как у звезд типа Т Тельца. Тем не менее, В.А. Амбарцумян показал на основе тех же соображений и расчетов, которые были использованы при изучении Т-ассоциаций, что они являются сравнительно молодыми объектами. Тем самым был подтвержден аналогичный вывод о звездах класса O, полученный по расчетам энергетики термоядерных реакций. Вместе с тем, В.А. Амбарцумяном было впервые установлено, что и гиганты класса O рождаются группами - по-видимому, вместе со звездами меньшей светимости. Последнее обстоятельство подтверждается тем, что в некоторых из О-ассоциаций содержится значительное количество звезд типа Т Тельца.

В.А. Амбарцумяном была отмечена связь Т-ассоциаций с диффузными газовыми туманностями. Этот наблюдательный факт сыграл в дальнейшем существенную роль в развитии теоретических представлений о том, как образуются звезды.

Открытия В.А. Амбарцумяна вначале были встречены некоторыми астрономами с недоверием и вызвали ряд дискуссий. Однако исследования звездных ассоциаций и процесса звездообразования в них, проводившиеся как отечественными, так и зарубежными астрономами, подтвердили правильность основных выводов, к которым пришел В.А. Амбарцумян, и большую ценность их для звездной космогонии.

Ефремов в своё время пришёл к выводам: Что в межзвездной среде выделенного, характерного размера для облаков газа не существует, объекты меньшего размера представляют собой плотные участки более крупных облаков. Иерархия размеров начинается с плотных ядер молекулярных облаков размером в доли парсека и простирается до сверх облаков, поперечник которых достигает 1 кпс, что соответствует толщине газового диска галактик.

Звездообразование, идущее в газовых облаках разного масштаба, также должно быть иерархическим, приводящим к появлению вложенных друг в друга звездных группировок разного размера. Действительно, 90% группировок наиболее молодых звезд - ОВ-ассоциаций (их размеры в среднем 30-100 пс, возраст около 10 млн. лет) - находятся внутри гигантских звездных комплексов, имеющих возраст 100 млн. лет и размер до 1 кпс, а внутри самих ассоциаций выделяются меньшие области продолжающегося ныне звездообразования [31].

Иерархической структуре молодых звездных группировок, существование которой обнаружено нами около 20 лет назад, полное объяснение дает современная теория звездообразования в турбулентной фрактально структурированной газовой среде. Подтверждается эта теория и найденной недавно зависимостью между расстоянием друг от друга и различием возрастов молодых звездных скоплений в ближайшей к нам галактике - Большом Магеллановом Облаке. С увеличением взаимного расстояния между скоплениями растет различие их возрастов, которое можно рассматривать как длительность звездообразования в области размером, соответствующим расстоянию между скоплениями. Это отвечает теоретическим ожиданиям для звездообразования в турбулентном газе: в меньших облаках оно должно идти быстрее, чем в больших, ибо совершается во временной шкале, характерной для развития турбулентности в межзвездной среде. Сосредоточенные в звездных комплексах ОВ-ассоциаций также подчиняются этому закону, и более крупные ассоциации имеют больший возраст, звездообразование в них началось раньше. Кажущееся расширение звездных ассоциаций, признаки которого служили обоснованием странной идеи образования звезд при взрывном распаде невидимых сверхплотных тел, нашло естественное объяснение [32].

Таким образом, принадлежность нашей системы Млечного Пути к классу галактик с волновыми спиральными рукавами, управляемыми гравитацией, а не газодинамическими процессами, ныне можно считать доказанной.

Вопрос о том, являются ли волновые спиральные рукава областями стимулированного звездообразования, относится к числу спорных. Не исключено, что активное звездообразование идет в них просто потому, что в рукавах много газа, но в пересчете на единицу массы газа темп звездообразования здесь такой же, как и вне рукавов. Однако существуют звездно-газовые структуры, в которых заведомо происходит стимулированное звездообразование. Мы имеем в виду огромные (диаметр до 1 кпс и более) водородные пузыри - сфероидальные области пониженной плотности нейтрального водорода (HI), иногда окруженные более плотным газом и молодыми звездами. Они известны под названием сверх оболочек, в некоторых галактиках их насчитывают десятками. Круговая форма указывает, что сверх оболочки образовались в результате давления на окружающий газ источников, располагавшихся в их центрах. В областях меньшего размера, называемых просто оболочками, такой источник часто виден - это группа молодых звезд, самые массивные из которых уже взорвались как сверхновые или же воздействовали на газ своим звездным ветром.

Вопрос о происхождении сверх оболочек остается открытым. В нашей Галактике К. Хейлес обнаружил II гигантских сверх оболочек без видимых звездных группировок внутри. Он заключил, что «хотя они и могли быть образованы взрывами большого количества сверхновых II типа, отсутствие корреляции с распределением крайних объектов населения I (молодых и массивных звезд - прародителей этих сверхновых. - Ю. Е.) явно говорит против этой возможности... Агент, ответственный за их происхождение, может быть неизвестным видом астрономических объектов» [31]. Большинство теоретиков до последнего времени полагали, что для таких заявлений нет оснований. Даже ассоциация, содержавшая несколько десятков массивных звезд, спустя 50-80 млн. лет (таков возраст гигантских сверх оболочек, оцениваемый по скорости их расширения) может стать малозаметной.

По размерам сверх оболочки можно судить о параметрах скопления по возрасту, которое могло бы ее породить, и таким путем проверить «стандартную модель» происхождения сверх оболочек. Как это ни странно, проверка была осуществлена лишь недавно. К. Роуд с коллегами провели тщательные поиски скоплений внутри сверх оболочек нейтрального водорода в неправильной галактике Но II [34]. Только в шести из 44 сверх оболочек они нашли скопления, число звезд в которых и возраст соответствуют предположению, что они содержали в свое время достаточное количество массивных звезд, чтобы породить эти сверх оболочки. Не обнаружены скопления и внутри самых больших сверх оболочек, которые к тому же (как и сверх оболочки в нашей Галактике) находятся на периферии галактики, где вообще нет или очень мало молодых массивных звезд. Однако вблизи многих галактик гигантских газовых облаков нет. Высокоскоростные облака водорода вокруг нашей Галактики оказались очень протяженными (в среднем 25 кпс в поперечнике) и далекими объектами [35]. Облака, сравнимые по размеру с целой галактикой, не могут создать сверх оболочку размером в сотни парсек.

С развитием радио- и ИК-астрономии стало возможным заглянуть в «колыбель» звезды, т.к. газ и пыль в радио- и ИК-диапазонах прозрачны

Космический телескоп «Хаббл» - автоматическая обсерватория на орбите вокруг Земли, названная в честь Эдвина Хаббла. Телескоп «Хаббл» - совместный проект НАСА и Европейского космического агентства; он входит в число Больших обсерваторий НАСА. Размещение телескопа в космосе даёт возможность регистрировать электромагнитное излучение в диапазонах, в которых земная атмосфера непрозрачна; в первую очередь - в инфракрасном диапазоне. Благодаря отсутствию влияния атмосферы, разрешающая способность телескопа в 7-10 раз больше, чем у аналогичного телескопа, расположенного на Земле.

В последние годы астрономы большое внимание уделяют исследованиям межзвездных плотных и гигантских молекулярных облаков. Большая роль в обнаружении и исследовании этих образований принадлежит методу спектральной радиоастрономии, поскольку в оптической области спектра поглощение волн в облаках может составлять десятки звездных величин, вследствие чего внутренние части этих областей недоступны для наблюдений методами оптической астрономии, а в инфракрасном диапазоне они доступны лишь отчасти.

Исследования показали, что во многих более подробно исследованных случаях плотные облака содержат области активного звездообразования. Они получили название Области современного звездообразования (ОСЗ). В результате главным образом применения спектральных методов радиоастрономии оказалось возможным распространить исследования на наиболее ранние стадии формирования звезд.

Газо-пылевой комплекс туманности Ориона (ассоциация Орион ОВ1) является наиболее известным и изученным очагом звездообразования. Он расположен между спиральными рукавами Персея и Стрельца. Известная туманность Клейнмена-Лоу (KL) в этой ассоциации находится на расстоянии < 0.2 пк от звезд Трапеции Ориона. Она содержит в себе группу инфракрасных источников. Инфракрасная светимость KL достигает 10^5L, а линейный размер меньше 0.05 пк. В окрестностях инфракрасных источников расположены мазеры водяного пара и гидроксила, которые являются хорошими индикаторами звездообразования. Таким образом, нет сомнений, что область KL является областью звездообразования, где именно в настоящее время происходит интенсивный процесс формирования звезд.

Если газо-пылевой комплекс туманности Ориона представляет собой ОВ-ассоциацию, находящуюся в меж рукавном пространстве, то источник W3 (ассоциация Кассиопея ОВ6) является представителем очага звездообразования, связанным со спиральным рукавом. Он представляет большой комплекс газа и пыли, расположенный в рукаве Персея.

Представляет интерес подробнее изучить вопрос о взаимоотношениях областей современного звездообразования, характерные линейные размеры которых измеряются долями одного парсека, с ОВ-ассоциациями, размеры которых измеряются десятками парсек. При этом следует учитывать, что ОВ-ассоциации неустойчивы и по динамическим причинам должны распадаться (иногда линейная скорость расширения может достигать 10 км/с) за время порядка одного десятка миллионов лет [31].

Помимо советских учёных, ОЗ занимались многие зарубежные авторы:

1. Звёздное формирование в галактиках с большим красным смещением- P. Santini, A. Fontana, A. Grazian, et al.

2. Star formation in the chandra deep field south: observations confront simulations M. Damen1, N.M. Forster-Schreiber, M. Franx, I. Labbe et al.

3. The global schmidt law in star-forming galaxies. Robert c. Kennicutt, jr.

4. Trigonometric parallaxes of massive star-forming regions. VI. Galactic structure, fundamental parameters, and noncircular motions M. J.Reid, K. M. Menten, X.W. Zheng, et al.

5. Star formation in the early universe: beyond the TIP of the iceberg N.R.Tanvir, A.J.Levan, A.S. Fruchter, J.P.U. Fynbo,et al.

и многие другие.

§2.3 Каталоги ОСЗ, наблюдаемые в нашей Галактике