36
образования и ранней эволюции звезд. При этом они занимались как
наблюдательными поисками объектов, которые можно было бы
считать образующимися звездами, так и предпринимали изыскания
физических процессов, ведущих к образованию звезд2.
С целью изучения наблюдательных аспектов процесса
образования звезд в последние годы относительно успешно
использовались новые методы инфракрасной астрономии. В данной статье
дается обзор результатов наблюдений в инфракрасном
диапазоне (от нескольких микрометров до 1 мм), которые
непосредственно касаются проблемы образования звезд* Сюда относятся как
инфракрасные- наблюдения протяженных межзвездных облаков
пыли и газа,--внутри которых могут образовываться группы звезд,
так и детальное изучение отдельных объектов, находящихся в этих
облаках.
Одним из -.основных результатов этих исследований является
открытие многочисленных звездоподобных объектов, по своим
размерам сравнимых с Солнечной системой, имеющих полную
светимость, в \0* раз превышающую светимость Солнца (Lc), и
обладающих температурой в пределах 300—500 К. Эти объекты,
очень яркие в инфракрасном диапазоне, но не видимые в
оптическом, характеризовались многими особенностями, которые
ожидались от молодых или только еще образующихся звезд. Таким
образом, инфракрасные наблюдения позволили эмпирическое
изучение образования звезд перенести на тот промежуток времени
звездной эволюции, который предшествовал моменту, когда
молодая звезда становится видимой в оптическом диапазоне.
Обзор результатов. Основные этапы
звездообразования. Рассматриваемые здесь результаты инфракрасных
наблюдений главным образом касаются звезд, имеющих большую массу и
высокую светимость и образующихся» согласно наблюдениям,
группами внутри больших межзвездных газопылевых облаков. Такие
облака обладают3 размерами от 1 до 10 св. лет, массой в
пределах Ю3—105 Мс и средней плотностью 104—106 атомов в 1 см3.
Газовая составляющая этих облаков достаточно подробно изучена
2 В этой статье в основном рассматриваются результаты
наблюдений. Обзор теоретических разработок в этой области недавно
составлен Дж. Филдом. Многие аспекты теории образования звезд
рассмотрены на состоявшемся в Женеве (Швейцария) в сентябре
1976 г. симпозиуме Международного астрономического союза по
проблемам образования звезд.
3 В этой статье используются следующие физические единицы:
1 св. год (световой год)=9»1015 м, 1 а.е.«=1,5«10п м, 1 Afc (масса
Солнца) =2-1030 кг, 1 Lc (светимость Солнца) =4-1026 Вт.
41
с помощью радиоастрономических методов, использующихся при
исследовании линейчатого излучения межзвездных молекул, таких,
как СО, HCN, и Н2СО (см., например, обзор В. Zuckerman, P.
Palmer; 1974), хотя основным компонентом межзвездных газовых
облаков и является молекула Н2 (труднодоступная для наблюдений
наземными методами).
Межзвездная пыль составляет лишь около 1% общей массы
как плотных облаков, так и в диффузной (разреженной) среды в
целом. Межзвездные пылинки имеют характерный размер около
0,1 мкм и, как полагают, представляют собой смесь твердых
материалов, в том числе силикатные минералы, различные льды и
графит (более подробно о происхождении межзвездной пыли см.
P. A. Aannestad, Е. М. Purcell, 1973, а также Е. P. Ney, 1977).
Эта пыль имеет для нашего обсуждения особое значение,
поскольку, как мы увидим дальше, большая часть инфракрасного
излучения от рассматриваемых нами областей и объектов является
тепловым излучением нагретых пылинок. Сами пылинки настолько
малы, что сравнительно слабо взаимодействуют с электромагнитным