7 років тому
Немає коментарів

Sorry, this entry is only available in
Російська
На жаль, цей запис доступний тільки на
Російська.
К сожалению, эта запись доступна только на
Російська.

Как говорилось выше, молодые звезды в галакти­ках сконцентрированы внутри звездного диска, вблизи его центральной плоскости. Там же сосредоточен поч­ти весь межзвездный газ. Спрашивается, почему же газ и звезды распределены неодинаково? Дело в том, что в обычном газе, даже если он крайне разрежен, происходят столкновения отдельных частиц (или обла­ков, если среда не сплошная). В результате газ неиз­бежно теряет часть своей внутренней энергии, «высве­чивая ее», т. е. порождая электромагнитное излучение, которое эту энергию уносит. Поэтому газ динамически эволюционирует несравненно быстрее, чем совокуп­ность большого количества звезд, вероятность столкно­вений которых в галактиках ничтожно мала. Этим прежде всего и объясняется различное распределение звезд и газа в галактиках.

Поясним это на таком примере. Представим себе медленно вращающийся и сжимающийся под действи­ем собственной гравитации газовый шар — протогалак­тику, в которой только начинают образовываться пер­вые звезды. Неважно, сплошной этот шар или состоит из многих облаков; однако если газ в процессе сжатия теряет энергию движения, то он будет собираться в диск, к экваториальной плоскости протогалактики. Воз­никающие в газе звезды, сохраняя свою энергию (гра­витационную плюс кинетическую), быстро «отвяжутся» от газа, в то время как последний будет оседать, обра­зуя диск. Звезды же будут продолжать двигаться в том объеме, который заполнял газ в момент их рож­дения. Отсюда следует вывод, что пока не закончи­лось формирование диска, звезды будут рождаться все ближе и ближе к плоскости галактики. Действительно, для нашей Галактики, например, давно известно, что самые старые звезды населения типа II заполняют большой объем пространства и далеко уходят от га­лактической плоскости, двигаясь по вытянутым, дале­ко не круговым орбитам; в то же время траектории звезд, образующих диск, наоборот, близки к окруж­ностям.

С этой точки зрения отсутствие диска в эллипти­ческих галактиках говорит о том, что газ весь (или почти весь) там превратился в звезды еще до того, как успел потерять энергию и образовать диск. А возник­шие из газа звезды продолжают двигаться по вытя­нутым орбитам, расположенным в различных плоскостях. В галактиках типа Sc или Ir, для которых харак­терны хорошо развитый звездный диск и слабая сфе­роидальная составляющая, большинство звезд, наоборот, появилось уже после того, как газ потерял энер­гию и сформировал диск.

Заметим, что эти рассуждения можно отнести и к образованию Солнечной системы: орбиты планет рас­положены примерно в одной плоскости, значит их обра­зование произошло уже после того, как протопланетное пазовое облако сжалось в диск. Раньше этого, возмож­но, возникли кометы, двигающиеся по вытянутым ор­битам, сильно наклоненным к плоскостям планетных орбит.

Сейчас в галактиках осталось уже мало газа — в большинстве случаев несколько процентов от первона­чального количества. Естественно ожидать, что он ско­пился там, где минимальна потенциальная энергия тел: вблизи плоскости звездного диска.

Обнаружить на фотографиях следы межзвездного газа можно только в том случае, если он нагрет и до­статочно плотен. Нагреть газ и заставить его светить­ся может любая горячая звезда. Ее ультрафиолетовая радиация вызовет ионизацию газа с последующим пе­реизлучением как в непрерывном спектре, так и в от­дельных спектральных линиях.

Зоны ионизованного водорода называются областя­ми Н II. Это светлые газовые туманности, которые на­блюдаются в телескопы как небольшие зеленоватые пятнышки.

Звезды, способные благодаря высокой температуре и светимости ионизовать большие массы газа и приве­сти к появлению хорошо заметных областей Н II, должны находиться среди недавно образовавшихся звезд. По этим причинам области Н II служат отличными индикаторами тех районов галактики, где происходит интенсивное звездообразование.

Для выявления областей Н II в галактиках исполь­зуют спектральные аппараты, позволяющие обнару­жить эти области по характерному спектру газа, или фотографируют галактики через специальные свето­фильтры, пропускающие свет в тех спектральных ли­ниях, которые излучает горячий газ.

Наблюдения областей Н II в галактиках привели к важным открытиям. Так оказалось, что эти области (а значит, и районы, где образуются звезды) почти всегда лежат в спиральных ветвях галактик. Особенно много областей Н II в галактиках типов Sc или Ir. В них иногда встречаются такие гигантские области Н II, размер которых превышает 1 кпс, а масса горя­чего газа — 1 млн. солнечных масс. Для сравнения укажем, что хорошо известная область Н II в нашей Галактике туманность Ориона содержит горячего газа около 100 солнечных масс и имеет размер около 5 пс.

В эллиптических галактиках области Н II почти никогда не наблюдаются — в этих звездных системах вообще очень мало межзвездного газа.

Помимо спиральных ветвей, следы горячего газа обнаруживаются с помощью спектроскопии и вблизи самих центров галактик, в их ядрах (в том числе и в ядрах некоторых эллиптических галактик).

Но во всех случаях области Н II содержат очень небольшой процент всего межзвездного газа в галак­тике. Остальной газ слишком разрежен или слишком холоден, чтобы можно было зарегистрировать его оп­тическое излучение.

Основную массу газа в галактике составляет не ионизованный, а холодный нейтральный водород (Н I) и молекулярный водород Н2. Холодный нейтральный водород не излучает в оптическом диапазоне, и все же его удается наблюдать, только совершенно иным путем: методом радиоастрономии.

В 1945 г. молодой голландский ученый ван де Хюлст выдвинул предположение о существовании из­лучения нейтрального межзвездного водорода в радио­линии на длине волны около 21 см, или, точнее, на ча­стоте 1420,4 МГц. Вскоре сигнал от нейтрального меж­звездного водорода на этой линии действительно был зафиксирован. Как и можно было ожидать, водород наблюдался преимущественно вблизи плоскости Млеч­ного Пути. По эффекту Доплера было также подтвер­ждено, что газ, как и следовало ожидать, принимает участие во вращении нашей Галактики. До сих пор радионаблюдения нейтрального водорода в Галактике представляют основной метод исследования внутренних движений газа в Галактике, его распределения в ней, спиральной структуры самой Галактики. Правда, ин­терпретация подобных наблюдений осложняется тем, что радиотелескоп регистрирует потоки излучения, при­ходящие от всех слоев газа, лежащих в том направ­лении, куда наведен радиотелескоп.

Казалось бы, для других галактик сопоставить распределение звезд и газа проще: рассматривая слож­ную систему со стороны, всегда можно лучше разо­браться в ее структуре, чем изучая ее изнутри. Но га­лактики все же очень далеки от нас и занимают на небе области, за редким исключением очень малых угловых размеров (меньше 0,1 кв. углового градуса). Уловить слабое радиоизлучение нейтрального водорода от таких объектов — задача технически очень сложная. А главное — радиотелескопы из-за волновых свойств из­лучения в большинстве случаев не могут создать такого «резкого» изображения радиоисточника (в данном слу­чае, галактики), как оптические телескопы.

У радиотелескопов, как говорят, сравнительно низ­кая разрешающая способность, т. е. способность раз­личать мелкие детали изображения. Например, один из крупнейших радиотелескопов мира, на котором произ­водится изучение распределения нейтрального водоро­да в галактиках, — Джодрел-Бэнк (Великобритания), имеет разрешающую способность на волне 21 см около 10′ (он «видит» объект исследования в 10 раз менее резко, чем невооруженный человеческий глаз в «сво­ем» диапазоне длин волн).

В настоящее время зафиксировано излучение ней­трального водорода более чем от 200 галактик, хотя для большинства из них получена лишь оценка полной массы межзвездного водорода (что также важно). Но неизвестно, как он распределен внутри галактики.

Оказалось, что гигантские спиральные галактики со­держат столько межзвездного нейтрального водорода, что его могло бы хватить на образование нескольких миллиардов звезд такой массы, как наше Солнце. Ин­тенсивность процесса образования звезд, как можно было ожидать, связана с количеством межзвездного газа. Вдоль морфологической последовательности га­лактик — от Е до Ir — одновременно увеличивается и относительное количество молодых звезд, и доля массы, приходящаяся на межзвездный нейтральный водо­род. В галактиках типа Sc или Ir газ составляет 15— 25% по массе, а в Е-галактиках межзвездный газ прак­тически отсутствует.

Итак, количество Н I в галактиках тесно связано с такими характеристиками, как их морфологический тип. Но здесь речь идет об общем, интегральном со­держании холодного межзвездного водорода. Сейчас имеется целый ряд галактик, для которых известна не только полная масса Н I, но и распределение его по галактическому диску. К сожалению, почти все эти га­лактики относятся к типу Sc, для которых масса меж­звездного газа достаточно велика. О распределении Н I внутри галактик других типов известно очень мало, но что касается галактик Sc, то, как оказалось, водо­род в них распределен совсем иначе, чем звезды. Для многих галактик характерно кольцеобразное распреде­ление газа: поверхностная плотность межзвездного во­дорода (т. е. его масса, приходящаяся на единицу пло­щади диска галактики) достигает максимума не в цент­ре галактики, а на некотором расстоянии от него (рис. 5). Достигнув максимума, плотность межзвезд­ного водорода спадает, но значительно медленнее, чем плотность звезд, поэтому доля массы, приходящаяся на межзвездный газ, все время повышается по мере удаления от центра. В некоторых случаях газ был об­наружен на таких расстояниях от центра, на которых присутствие звезд уже не заметно (конечно, это не означает, что их там нет совсем).

Зависимость поверхностной плотности межзвездного нейтрального водорода

Зависимость поверхностной плотности межзвездного нейтрального водорода

Объяснение наблюдаемого распределения Н I на­талкивается на большие трудности, поскольку количе­ство газа в галактиках непрерывно менялось из-за звез­дообразования, и мы еще плохо представляем, от каких величин зависит скорость этого изменения. По-видимому, было такое время, когда весь диск галактики со­стоял преимущественно из газа. Постепенно газ кон­денсировался в звезды, и его становилось все меньше и меньше, но на периферии галактики этот процесс происходил медленнее, чем в центральных областях, или быстрее «затормозился» (напомним, что речь идет только о галактиках, богатых газом; про другие мы пока ничего не можем сказать). Сопоставляя распре­деление межзвездного газа и звезд, в принципе можно узнать об «истории» звездообразования в дисках га­лактик. Во внешних частях спиральных, галактик меж­звездный газ, по-видимому, пришел в состояние, близ­кое к стационарному. Изменение его количества со временем почти не происходит. Звезды там или вовсе не образуются, или образуются за счет газа, сбрасы­ваемого уже проэволюционировавшими звездами. Су­ществует довольно интересное предположение амери­канского астрофизика В. Квирка о том, что средняя плотность межзвездного газа на заданном расстоянии от центра определяется скоростью вращения диска на этом участке. Если это предположение подтвердится, оно будет означать, что мы живем в такую эпоху, когда количество межзвездного водорода в большинстве на­блюдаемых галактик и его плотность почти перестали меняться со временем, поскольку скорости вращения практически не изменяются (на данном расстоянии от центра). Это предположение позволяет объяснить рас­пределение газа вдали от центра. Что касается наблю­даемого «провала» в распределении поверхностной плотности водорода в центре галактики (см. рис. 4), то он может быть объяснен действием нескольких фак­торов. Основной из них, по-видимому, связан с сущест­вованием спиральных ветвей. В большинстве галактик, где такой «провал» обнаруживается, яркие спиральные ветви простираются как раз до его краев. По-видимо­му, в спиральных ветвях происходит более быстрое и значительное исчерпание межзвездного газа, превра­щающегося в звезды. По существующим представле­ниям межзвездный газ в спиральных ветвях подвер­гается дополнительному (не гравитационному) сжатию, которое облегчает конденсацию этого газа. Можно ожи­дать, что особенно сильным сжатие будет в тех галак­тиках, которые быстро вращаются. И действительно, в таких галактиках центральный «провал» бывает осо­бенно глубоким и заметным.

Наблюдения соседних звездных систем — БМО и ММО, туманности Андромеды, галактики в Треуголь­нике — позволили увидеть мелкие детали в общей кар­тине распределения межзвездного водорода в галакти­ке. Оказалось, что он распределен очень неравномерно. Даже на одном расстоянии от центра галактики его плотность в различных местах может быть совершенно разной. В БМО, например, межзвездный газ разбит на десятки больших конденсаций. Крупные уплотнения га­за, по-видимому, присутствуют в галактиках всех ти­пов, но, что особенно важно, районы с высокой плот­ностью межзвездного газа обычно совпадают с обла­стями, где наблюдается много горячих звезд и моло­дых звездных скоплений. Иными словами, в областях повышенной плотности межзвездного газа мы, как пра­вило, наблюдаем рождение звезд. В неправильных га­лактиках области звездообразования беспорядочно раз­бросаны; в спиральных они сконцентрированы в спи­ральных ветвях. Там же, судя по фотографиям галак­тик, сконцентрирована и межзвездная пыль, поглощаю­щая свет. Этот вывод очень важен: он говорит о том, что образование звезд связано с массивными газовыми уплотнениями; в них масса газа значительно превы­шает суммарную массу возникших звезд. Например, в БМО наблюдается большая яркая область ионизо­ванного газа — газовая туманность Тарантул. Радио­наблюдения показали, что горячий газ, образующий об­ласть Н II, — это лишь нагретая звездами небольшая часть гигантского газового комплекса, куда входит 4 млн. солнечных масс водорода! Общая масса звезд в этой области по крайней мере вдесятеро меньше.

В спиральных галактиках (точнее, в их спиральных ветвях) также часто встречаются гигантские по разме­рам комплексы ионизованного и нейтрального газа, пыли и горячих звезд. Но по какой причине в спираль­ных ветвях наблюдаются уплотнения газа — из-за того, что газ там сильнее сжат к плоскости галактики, или потому, что его в ветвях просто больше? От ответа на этот вопрос зависело наше представление о природе спиральных ветвей, а значит, и о механизме, который управляет в галактиках образованием звезд. Вопрос был решен с помощью уникального радиотелескопа в Вестерборке (Голландия), который специально был сконструирован для изучения структуры протяженных радиоисточников. Этот радиотелескоп содержит 12 ча­шеобразных антенн — по 25 м диаметром каждая. 10 антенн неподвижны, а две могут менять свое поло­жение. Каждая из двух может работать «в паре» с лю­бой из неподвижных антенн — получается как бы 20 одновременно работающих двухантенных интерферомет­ров. Специальная электронно-счетная машина может обрабатывать результаты наблюдения источника, на который нацелены антенны. Вот с помощью этого ра­диотелескопа на длине волны излучения 21 см и были получены «изображения» слоя нейтрального водорода нескольких спиральных галактик с угловым разреше­нием порядка 0,5′. Оказалось, что водорода действи­тельно больше в спиральных ветвях, чем за их пре­делами: на «радиокартах» получилось отчетливое изо­бражение ветвей, которые хорошо совпадают с оптиче­скими. Значит, газ в своем движении вокруг центра га­лактики действительно скапливается в спиральных ветвях.

Однако нейтральный водород в галактиках — это еще не весь межзвездный газ. Специальные исследова­ния показали, что межзвездный газ в других галакти­ках, как и в нашей, примерно на 30% состоит из гелия. Важную проблему представляет и молекулярный во­дород. На примере нашей Галактики мы знаем, что в очень плотных облаках газа основная доля водорода находится в молекулярном состоянии (как оказалось, объединение атомов в молекулы Н2 особенно эффек­тивно происходит на межзвездных пылинках). Возмож­но, что масса молекулярного водорода во всей галак­тике сравнима с массой Н I. При этом наибольшее ко­личество молекулярного водорода можно ожидать вбли­зи областей звездообразования, где плотность газа и пыли обычно наиболее высокая.

Подводя общий итог, нужно заметить, что и коли­чество межзвездного газа, его состав, и распределение по галактике, а также форма спиральных ветвей и ха­рактеристики звездного населения зависят от того, где и в каком количестве появляются или появлялись в га­лактике молодые звезды.