Ознакомительная версия. Доступно 12 страниц из 60
Самые плотные области в облаке стремятся разрушиться первыми. Сначала плотные сгустки образуют протозвездные ядра – плотные газовые шарики, в которых потенциально возможен запуск ядерного синтеза. Если плотность ядра достигает достаточного уровня, ядерные реакции могут запуститься, и тогда родится звезда. Разрушаясь, облако газа может образовать не одну звезду, а несколько в поколении, создав звездное скопление. Сформировавшись, звезды приходят в движение, так как получают импульс от коллапсирующих областей, в которых они возникли.
Это означает, что новые звезды начинают удаляться, покидая место своего рождения, словно птенцы гнездо. Как и у людей, рождающихся с разным весом, в массе коллапсирующих ядер и порожденных ими звезд есть определенный разброс. Функция этого распределения называется начальной функцией масс (НФМ) и описывает распределение масс звезд в элементе объема с точки зрения их начальной массы (той, с которой они сформировались). Кроме того, ее можно рассматривать как распределение вероятностей: если я выберу новую звезду случайным образом, где она будет на главной последовательности?
Смотря на определенные области в нашей Галактике, мы знаем, что при фиксации скопления массивных молодых звезд мы обнаружим активную звездообразующую область. Ту же уловку можно применить и в отношении далеких галактик, чтобы выявить те из них, где активно формируются звезды. Определение НФМ также имеет жизненно важное значение в нашей интерпретации галактик, потому что это позволяет нам оценить их общие звездные массы. Помните, мы не измеряем массу напрямую – только свет, как правило, намешанный из излучений всех звезд в галактике. НФМ позволяет нам преобразовать полную звездную светимость галактики в общую звездную массу. Аналогично вычисляется общий вес группы людей за счет их пересчета при условии, что у вас есть предварительная оценка типичного распределения веса. До сих пор неясно, является ли НФМ универсальной и неизменной с течением времени: точное происхождение локальной НФМ все еще обсуждается, будучи одним из самых значительных белых пятен в исследованиях эволюции галактик.
Газ: чертежи звездообразования
Выше мы исследовали гипотетическое газовое облако, которое гравитационно разрушается и производит новые звезды. Это была просто иллюстрация того, как они формируются. Но каково распределение звезд и газа в Млечном Пути в целом?
Снимок области активного звездообразования Единорог в галактике Млечный Путь сделан телескопом VISTA в инфракрасном режиме. На снимке изображена часть гигантского молекулярного облака, но здесь мы видим только те его фрагменты, где новые звезды, большинство из которых плотно сгруппированы вблизи центра этого изображения, освещают окружающий газ и пыль, которые отражают и рассеивают этот свет. Большое поле обзора и сверхчувствительные приемники VISTA идеально подходят для съемки подобных панорам, которые могут охватывать несколько градусов неба
Как мы знаем, Млечный Путь можно разделить на диск и центральный балдж – белок и желток, если хотите. Именно на галактическом диске расположено большинство плотных газовых резервуаров, ответственных за образование новых звезд, – так называемые гигантские молекулярные облака. Они охватывают около 100 пк и содержат достаточно топлива для создания – потенциально, конечно – миллионов новых звезд. А молекулярные они, потому что газ внутри них состоит в основном из самой простой молекулы – молекулярного водорода: всего два протона, связанных вместе электронами, образуют простую ковалентную связь. Прежде чем образоваться, молекулярные облака должны остыть от более слабого газа, где атомы водорода еще не связаны 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
Ознакомительная версия. Доступно 12 страниц из 60
