Галактики. Большой путеводитель по Вселенной - Джеймс Гич

друг с другом. Мы говорим «остыть», потому что для образования молекул эти атомы должны находиться достаточно близко, чтобы их связала электромагнитная сила. Иначе они просто будут проноситься мимо друг друга, что и происходит в горячем газе, где атомы обладают большой энергией, соответствующей высоким скоростям. Эта энергия должна быть потеряна или хотя бы уменьшена, чтобы молекулы (а впоследствии и звезды) могли сформироваться.

Кажется довольно странным, что горячие звезды образуются из охлажденного газа, но на самом деле мы имеем в виду, что газовое облако в целом разрушается гравитационно, теряя часть своей внутренней энергии, чтобы термоядерная реакция, необходимая для рождения звезды, могла в итоге запуститься в динамически холодных скоплениях. Как только в облаке начинают образовываться звезды, они становятся источником радиации и ветров, которые разрывают полотно газа вокруг мест формирования звезд. Эта обратная реакция не только ионизирует окружающий газ, создавая светящуюся туманность (например, как Орион): сама комбинация излучения и ветра, испускаемых звездами, приводит к формированию пузырьков и полостей внутри гигантских молекулярных облаков, влияя на распределение и химический состав газа. Таким образом, астрофизика на стыке звездообразования и межзвездной среды невероятно сложна и заслуживает отдельного направления в исследованиях.

По галактическому диску разбросано много гигантских молекулярных облаков. Если бы мы могли посмотреть на Млечный Путь сверху, то увидели бы множество областей ионизированного водорода красного цвета и скопления синих молодых звезд, образующих спиральные рукава галактики. По очевидным причинам мы не можем получить такой обзор, но изображения близлежащих спиральных галактик, которые обращены к нам, дают отличное представление о том, как выглядит Млечный Путь снаружи.

Мы измеряем скорость звездообразования галактики в единицах массы Солнца, образующихся за год. В Млечном Пути она составляет всего несколько масс Солнца в год, но следует учитывать, что даже спустя миллиарды лет эволюции Галактика еще не израсходовала весь свой газ: она остается местом активного рождения звезд, хотя и относительно спокойным по сравнению с самыми дальними галактиками во Вселенной. Если бы мы могли подождать достаточно долго и увидеть эволюцию Млечного Пути, то обнаружили бы, что почти весь собственный газ в Галактике стал звездами, а запасной из окружающего межгалактического пространства, постепенно попадающий в нее под действием гравитации, из мощного потока превратился в тонкую струйку.

Спустя несколько десятков или сотен миллионов лет, когда сформируется последнее звездное поколение, массивные звезды умрут, оставив позади своих более долговечных, но менее крупных кузенов. Диск в итоге исчезнет, сменив цвет с синего на красный, поскольку более голубые спектральные классы будут постепенно исчезать. Такие галактики уже существуют и называются пассивными спиралями. Считается, что они представляют собой типичные спирали, в которых образование звезд прекратилось либо из-за влияния окружающей среды, которое препятствует образованию новых звезд в газе, либо из-за того, что у них иссякло топливо.

Этот замечательный снимок области звездообразования в Млечном Пути, туманности Киля, снят с помощью космического телескопа «Хаббл». Изображение показывает туманное свечение водорода, серы и кислорода, возбуждаемое светом, который излучается недавно сформировавшимися звездами. Они также формируют туманность, поскольку излучение и ветры, исходящие от поверхности звезд, разрушают окружающие газопылевые облака. Самые массивные звезды, образовавшиеся в этой туманности, быстро умрут – в течение нескольких миллионов лет после их рождения. Их смерть в результате взрывов сверхновых приведет к тому, что энергия и новые элементы вернутся в межзвездную среду. Сера и кислород, которые способствуют изменчивости этого места, – настоящее тому доказательство, так как эти элементы были сформированы предыдущими поколениями звезд

С другой стороны, если Млечный Путь столкнется с другой галактикой, как это, вероятно, и произойдет с М31, такое бурное событие может сильно повысить скорость звездообразования. Мощные гравитационные приливные силы будут искажать и разрывать два галактических диска и вызовут вспышки звездообразования в потревоженных облаках. Физически никакие звезды не столкнутся: они настолько малы, что шансы на отдельные сближения звезд при столкновении галактик очень малы. Такого рода вспышки мы видим в других недавно столкнувшихся галактиках: звездные диски разорваны на длинные хвосты, в результате чего появились участки интенсивного излучения в ультрафиолетовом и инфракрасном диапазонах, часто по направлению к плотному центру системы. Когда все успокоится, наша Галактика изменится – химически, динамически и структурно, а новые поколения звезд и солнечные системы, которые образуются вместе с ними, обогатятся элементами, сформировавшимися давным-давно в далекой-далекой галактике.

Снимок рождения звезд в туманности Киля сфокусирован на столпе газа и пыли, внутри которого образуются новые светила. Этот столп – лишь часть более крупного комплекса звездообразования в огромном облаке газа. Повсюду в дисках Млечного Пути и других звездообразующих галактик, где есть запасы холодного плотного газа и подходящие условия для запуска термоядерных реакций, разыгрывается этот сценарий. Столп звездообразования довольно непрозрачен даже для интенсивного света, испускаемого новыми звездами внутри него, но можно увидеть струи от некоторых молодых массивных звезд внутри столба, вырывающиеся вбок из колонны. Вся область искрится от света ионизированного газа и рассеянного свечения звезд. Звездообразование это энергетический процесс: излучение и ветер от самых массивных молодых звезд могут кардинально изменить и сформировать свое непосредственное окружение, а также стать частью энергии обратной связи, отвечающей за регулирование роста галактик

Туманность Пламени – звездообразующая область в Млечном Пути рядом с туманностью Ориона – изображена здесь в ближней инфракрасной части спектра. Это позволяет нам смотреть сквозь большую часть межзвездной пыли, блокирующей свет на более синих длинах волн, и выявлять яркие молодые звезды, которые образуются в этой плотной среде газа и пыли и освещают «стены» туманности вокруг себя

Столкновения галактик – события, которые потрясают все вокруг себя: они доставляют (или объединяют) новый материал и способствуют новому росту. Как и всегда, плотный газ – главное место действия, но этот газ на удивление трудно обнаружить. Бо́льшую часть молекулярного водорода в галактиках нельзя наблюдать непосредственно по физическим причинам, связанным со структурой молекул водорода: а дело в том, что в нормальных условиях он не испускает излучение, которое мы можем засечь. И все же молекулярный водород – фундаментальный компонент галактик. Так как же нам узнать о свойствах этого сырья, столь важного для звездообразования?

Увидеть светящийся ионизированный газ вокруг областей звездообразования легко, но они больше похожи на пожары в саванне – только гигантской. Бо́льшая часть газа в гигантском молекулярном облаке не образует звезд. Тогда как нам измерить и нанести на карту молекулярный газ? Ответ кроется в загрязнении этого газа предыдущими поколениями звезд.