Cтраница 3
Возьмем точно рассчитываемую в линейной теории модель бес-столкновительного эллипсоида ( 11) из § 1 главы IV. Как известно, спирали состоят из молодых звезд и газа плоской подсистемы. [31]
Его изотопы получаются искусственно, откуда и произошло название этого элемента. В последнее время доказано присутствие технеция на солнце и в молодых звездах. [32]
Однако в настоящее время совершенно не ясны детали механизма фрагментации протозвездного облака. Во всяком случае, наблюдения дают веские основания полагать, что молодые звезды образуются в скоплениях, хотя наблюдения не позволяют исключить рождение из отдельного облака одиночной звезды. [33]
НП возникают в плотном газе с пылью, вокруг массивных звезд, рождающихся в газопылевых комплексах. Постепенно газ и пыль разбрасываются в стороны излучением и звездным ветром молодой звезды. [34]
Вся звездная система, доступная нашему познанию, наз. Звезды Галактики в подавляющем большинстве существуют свыше миллиарда лет, и лишь отдельные молодые звезды имеют возраст нескольких миллионов лет. Звезды Галактики продолжают возникать и в наше время. Звезды возникают группами в различных ассоциациях. [35]
Оценим для йримера, какова должна быть плотность газового облака, состоящего из водорода и имеющего темпера-ауру Т 10 К, для того, чтобы в нем могли оказаться гравитационно неустойчивыми сгущения с массой Солнца М яз - 1033 г. Мы выбрали температуру, более или менее характерную для межзвездных газовых облаков, наблюдаемых в нашей Галактике. Гравитационная конденсация в этих облаках может приводить, как полагают, к образованию молодых звезд, новых членов нашей звездной системы. [36]
Межзвездная среда представляет собой фазу эволюции вещества Галактик. Злезды к концу своего развития сбрасывают газовую оболочку, а из меж-звездного газа образуются молодые звезды. В процессе эволюции количество газа уменьшается. [37]
Таблица 26 могут быть здесь упомянуты. Астрономия различает два типа звездных образований: звезды I типа, представляющие собой, по-видимому, молодые звезды, и звезды II типа, являющиеся старыми звездами. Звезды II типа оказываются богатыми водородом, и содержание металлов в них ( как показывают их спектры) меньше, чем в звездах I типа. [38]
Сильные линии излучения наблюдаются в областях с высокой плотностью межзвездного газа, который возбуждается ультрафиолетовым излучением молодых звезд, т.е. там, где недавно происходило звездообразование. Механизмом нагрева и ионизации газа является фотопоглощение - процесс, описанный в разд. Ионизация в основном производится фотонами энергичного хвоста планковского спектра, для которых hv ЛТ. Причиной является большое сечение фотоионизации водорода фотонами с энергией hv Ef. Отчасти это объясняется тем, что в самом грубом приближении должно быть Т 7, а отчасти связано с эффективностью охлаждения газа путем излучения в линиях. Подробная теория этих областей НИ является одним из красивейших разделов физики межзвездного газа. [39]
Имеются наблюдательные данные ( см., например, [318]), свидетельствующие о том, что истечение вещества из некоторых молодых звезд происходит в виде двух струй. Возможно, что это связано с наличием протопланетных дисков. [40]
Рождение звезд связано с джинсовской гравитационной неустойчивостью межзвездной среды. Большое значение имеет также повышение давления на границе протозвездного газоцылевого облака, к-рое может возникнуть либо в результате ионизации наружных слоев облака излучением горячих молодых звезд, либо при обтекании облака ударной волной от взорвавшейся по соседству сверхновой звезды, либо, наконец, при столкновении с др. газопылевым облаком. [41]
Это значительно больше, чем значения тепловых скоростей при температурах возможного образования этих линий [448] Для объяснения этого факта, а также других наблюдательных особенностей молодых звезд в [50] была рассмотрена модель истекающей короны, в которой формируются плотные и холодные сгустки в результате развития тепловой неустойчивости. После своего образования сгустки движутся с замедлением в гравитационном поле звезды и обеспечивают наблюдаемую эмиссию в линиях. [42]
В большинстве моделей образования и эволюции допланетного околосолнечного диска используется интервал значений параметра вязкости а 10 - т - 10 и приводятся аргументы в его пользу ( напр. Ряд аргументов ( Макалкин, Дорофеева, 1995), в том числе последние данные интерпретации распределения отношения D / H в телах Солнечной системы ( Мусис и др., 2000) и эволюции дисков вокруг молодых звезд солнечного типа с возрастом несколько миллионов лет ( Кальвет и др., 2002), дают значение а - 10 - 3, т.е. вблизи нижнего предела указанного выше интервала. Моделирование термической структуры протопланетного околосолнечного диска ( Макалкин, Дорофеева, 1991, 1996; Макалкин и др., 1998), проведенное при значении а 3 10 - 3 для стадии образования диска вокруг протосолнца и при значении а 1 10 - 3 для стадии его последующей эволюции вокруг Солнца на стадии Т Тельца, показало соответствие полученных моделей космохимическим ограничениям на температуру в диске. [43]
Значительная часть звезд плоской подсистемы входит в различного типа группы. Большая их часть входит в пары, а наиболее крупными образованиями являются так называемые рассеянные скопления, содержащие до тысячи звезд, связанных взаимным тяготением. Самые молодые звезды диска вместе с облаками газа и пьши располагаются широкими полосами, называемыми спиральными рукавами, которые яркими дугами выходят из внутренней, центральной области Галактики. [44]
Звездный состав неправильных галактик подобен составу дисков спиральных галактик. Но эти звезды, а также и значительные диффузные массы, не образуют регулярной структуры и не обладают выраженным общим вращением. Кроме ярких молодых звезд, в неправильных галактиках имеются еще и звезды более старые, подобные звездам сферических подсистем спиралей, также образующие более или менее сферический остов. [45]