Случайно возникшие уплотнения массы газа массой более 100 000 масс солнца

§ 74. Образование галактик, звезд, планетных систем

Открылась бездна звезд полна;
Звездам числа нет, бездне дна.
М. В Ломоносов

Как и когда образовались галактики? Какой механизм ответствен за образование галактик и звезд? Может ли стать звездой Юпитер? Как образуются планетные системы?

Урок-лекция

ФОРМИРОВАНИЕ ГАЛАКТИК. Проблемой происхождения отдельных небесных тел и их систем занимается область астрономической науки, которая называется космогонией. Миллиарды галактик, огромных космических звездных систем массой от 10 5 до 10 14 масс Солнца со средней плотностью вещества в них 10 -24 г/см 3 , являются основными единицами крупномасштабной структуры Вселенной.

В начале XX в. английский астроном сэр Джеймс Джинс предложил модель формирования галактик из облаков газа, связанную с гравитационной неустойчивостью вещества. Согласно этой модели, если в однородном по плотности газе ранней Вселенной случайно обнаружится сгущение, то оно под действием сил гравитации будет сжиматься, обособляться от окружающей среды.

Процессы гравитационного обособления вещества Вселенной стали возможны только после того, как Вселенная в результате расширения охладилась до 4000 К, прошел процесс рекомбинации, вещество стало нейтральным, излучение перестало взаимодействовать с веществом и препятствовать гравитационному сжатию. Это случилось примерно через миллион лет после Большого взрыва. Изучая галактики, находящиеся на разных от нас расстояниях (в миллионы и даже миллиарды световых лет), астрономы фактически имеют возможность исследовать галактики разного возраста. Гравитационное сжатие первоначальной неоднородности происходит до тех пор, пока силы гравитации не компенсируются другими силами: давления, центробежными, связанными с вращением. При этом галактика стабилизируется. Таким образом, формирование звезд происходит в уже обособленных галактиках.

ОБРАЗОВАНИЕ И ЭВОЛЮЦИЯ ЗВЕЗД. В первоначально однородной галактической среде могли образовываться гравитационные неустойчивости: случайно возникшие уплотнения газа массой более 10 5 масс Солнца под действием гравитации сжимаются и обособляются, распадаются на фрагменты, которые постепенно приобретают сферическую форму. Из них и рождаются звезды.

Сначала сжатие возникшей протозвезды происходит изотермически (при постоянной температуре), затем температура газа возрастает. Сжатие продолжается до тех пор, пока возрастающие силы давления, зависящие от температуры и плотности, не уравновесят силы гравитации. В этом случае возникает состояние гидростатического равновесия. Первый этап эволюции звезды зависит от ее массы и может длиться от нескольких сотен тысяч до нескольких сотен миллионов лет.

Если в центре протозвезды температура превысит несколько миллионов кельвинов, а давление — несколько миллиардов атмосфер, что самопроизвольно может случиться только с объектом массой не меньше 0,01 массы Солнца, в недрах звезды начнутся реакции термоядерного синтеза. Тогда звезду уже можно назвать нормальной звездой Этот этап самый длительный, хотя и его длительность зависит от массы звезды: он может длиться от 10 млн до 10 млрд лет. Маломассивные звезды, например с массой 0,1 массы Солнца,—долгожители. Они могут оставаться в состоянии равновесия на стадии нормальной звезды сотни миллиардов лет. В ядрах звезд идет превращение водорода в гелий и более тяжелые элементы (вплоть до железа в массивных звездах). Когда «горючее» (например, водород) звезды заканчивается, наступают последние стадии эволюции звезды, которые можно сравнить со старением и смертью.

Если масса звезды сравнима с массой Солнца, то по мере выгорания водорода центральные области звезды сжимаются, формируя горячее плотное ядро (средняя плотность около 10 9 кг/м 3 ). Оболочка звезды при этом раздувается, и в течение сотен тысяч лет со стороны такая звезда будет выглядеть красным гигантом, размерами с орбиту Юпитера. Потом оболочка будет сброшена, и маленький, с Землю, белый карлик будет медленно остывать в течение 10 12 лет. Такая судьба ожидает наше Солнце.

Если масса звезды не превосходит пяти масс Солнца, то она также сначала превратится в красный гигант размером в несколько десятков радиусов Солнца, а затем сбросит оболочку, которую можно будет наблюдать как планетарную туманность. Оставшаяся масса звезды (ее центральные зоны) превращается в белый карлик, который светит за счет накопленного тепла, остывает и в конце концов превращается в темный, так называемый коричневый карлик.

Массивные звезды на последней стадии своей эволюции становятся экзотическими объектами — нейтронными звездами или черными дырами. Сначала звезды массой больше пяти масс Солнца превращаются в красные сверхгиганты с радиусом в сотни радиусов Солнца, а затем взрываются. Наблюдается так называемая вспышка сверхновой звезды. Звезда начинает светиться, как миллиарды отдельных звезд (рис. 95). Повышенная яркость наблюдается десятки дней. При этом температура плазмы звезды при такой вспышке достигает миллиарда кельвинов. В этом котле синтезируются все химические элементы тяжелее железа. Ббльшая часть вещества звезды разбрасывается в межзвездное пространство, обогащая его тяжелыми химическими элементами. Из обогащенной межзвездной среды образуются звезды следующих поколений. На месте взрыва может остаться либо нейтронная звезда, если масса остатка не превосходит 2,5 масс Солнца, либо черная дыра, если масса превосходит это значение.

Рис. 95. Крабовидная туманность — остаток вспышки сверхновой звезды

ОБРАЗОВАНИЕ СОЛНЕЧНОЙ СИСТЕМЫ. Согпасно современным представлениям, рождение Солнца и рождение планет — это единый процесс. Все объекты Солнечной системы сформировались из газопылевой туманности в результате гравитационной неустойчивости. По одной из гипотез, сжатие этой туманности было стимулировано ударными волнами, возникшими в результате взрыва сверхновой звезды, произошедшего вблизи Солнечной системы. Сжатие центральной части облака привело к образованию Солнца, а на периферии вращающегося и становящегося из-за этого все более плоским облака начали формироваться планеты. При этом строительным материалом планет служили относительно небольшие твердые куски вещества. Сталкиваясь, многие из них слипались, увеличиваясь в размерах, или разрушались. Крупные куски притягивали к себе мелкие. В результате примерно за 100 мпн лет вокруг Солнца образовались и Земля, и другие планеты, а также их спутники, астероиды, кометы.

Астрономы обнаружили десятки других планетных систем. Не все они похожи на нашу Солнечную систему. У большинства обнаруженных планетных систем большие планеты с массой, как у Юпитера, находятся по непонятным пока причинам вблизи центральной звезды, а не на периферии.

Основными процессами, связанными с эволюцией галактик, звезд, планетных систем, управляет гравитация. Сжатие обьектов прекращается, когда уравновешиваются силы гравитации и давления. В недрах нормальной звезды идут реакции термоядерного синтеза. Конечными стадиями эволюции звезд в зависимости от их массы могут стать белые карлики, нейтронные звезды или черные дыры. Газовые и газопылевые туманности, обладающие моментом вращения, порождают вращающиеся, достаточно плоские системы (спиральные галактики, планетные системы и др.)

• К каким последствиям может привести ситуация гравитационной неустой чивости массивных газовых облаков?
• При каких условиях прекращается сжатие протозвезды?
• Что такое нормальная звезда?
• Может ли стать звездой Юпитер, если его масса в тысячу раз меньше массы Солнца?

Источник

Случайно возникшие уплотнения массы газа массой более 100 000 масс солнца

Внешний вид и структура звездных систем весьма различны, и в соответствии с этим делятся на морфологические типы.
Ближайшими к нам и самыми яркими на небе галактиками являются Магелановы Облака. При исследовании неба с помощью современных телескопов обнаружено множество галактик, похожих на Магелановы Облака. Для них характерна неправильная, клочковатая форма. В таких галактиках содержится много газа — до 50% их общей массы. Этот тип называют неправильными галактиками и обозначают Ir (от англ. irregular — «неправильный»).
Эллиптические галактики принято обозначать буквой E (от англ. elliptical — «эллиптический»), к которой добавляется цифра от 0 до 6, соответствующая степени уплощения системы (Е0 — «шаровые» галактики, Е6 — наиболее «сплюснутые»). Цвет у эллиптических галактик красноватый, так как состоят они преимущественно из старых звезд. Холодного газа в таких системах почти нет, но наиболее массивные из них заполнены очень разреженным горячим газом температурой более миллиона градусов.
Спиральные галактики на галактическом диске заметен спиральный узор из двух или более (до десяти) закрученных в одну сторону ветвей, или рукавов, выходящих из центра галактики. Диск погружен в разреженное слабосветящееся сфероидальное облако звезд — гало. Обозначают спиральные галактики буквой S. По степени структурности (развитости) спиральных ветвей и общей форме форме их подразделяют на типы, называемые хаббловскими типами — по имени американского астронома Эдвина Хаббла, предложившего классификацию галактик. Системы с гладкими, туго закрученными спиральными ветвями относят к типу Sa. В них центральная шарообразная часть (балдж) является яркой и протяженной, а рукава — нечеткие, размытые. Если же спирали более мощные и четкие, а центральная часть менее выделяется, то такие галактики принадлежат к типу Sb. Галактики с развитой клочковатой спиральной структурой, балдж которых слабо просматривается на общем фоне, относятся к типу Sc.
У некоторых спиральных систем в центральной части имеется почти прямая звездная перемычка — бар. В этом случае к их обозначению после буквы S добавляется B (например SBc).

Линзовидные галактики — это промежуточный тип между спиральными и эллиптическими. У них есть балдж, гало и диск, но нет спиральных рукавов. Такие галактики обозначают SO.
Встречаются среди галактик и карликовые, которые не вписываются в классификацию Хаббла. Жизненный путь этих звездных систем настолько своеобразен, что накладывает отпечаток и на свойства звезд внутри галактик, и на свойства галактик в целом. Открытие семейства карликовых галактик началось с 30-х гг. XX в. В те времена американский астроном Харлоу Шепли обнаружил два слабых, еле заметных скопления звезд в созвездиях Скульптора и Печи. Природа их оставалась неясной до тех пор, пока не были измерены расстояния до них. Слабые скопления звезд оказались внегалактическими объектами, самостоятельными карликовыми системами очень низкой плотности. Это вызвало интерес к слабым галактикам с низкой поверхностной яркостью, и через некоторое время было известно уже множество карликовых галактик. Карликовые галактики обозначают буквой d (от англ. dwarf — «карлик»). Их можно разделить на карликовые эллиптические dE, карликовые сфероидальные dSph (Sph — сокращение от англ. sphere — «шар»), карликовые неправильные dIr и карликовые голубые компактные галактики dBCG (здесь BCG — blue compact galaxies).
Карликовые dE отличаются от нормальных эллиптических галактик главным образом размерами и массой. Это фактически те же эллиптические галактики, только с меньшим числом звезд. Состоят они в основном из старых звезд небольшой массы, содержат очень мало газа и пыли. Карликовые сфероидальные галактики во многом похожи на карликовые эллиптические, но гораздо более разрежены. Они образованы старыми водородно-гелиевыми звездами с очень низким содержанием тяжелых химических элементов. Последнее обстоятельство накладывает отпечаток на физические свойства этих звезд: они более горячие, более голубые, и эволюция их протекает несколько иначе, чем у звезд с «солнечным» химическим составом.
Другие типы карликовых галактик — dIr и dBCG — это небольшие по размерам и массе бесформенные системы, очень богатые газом. Основное различие между ними заключается в том, что в dBCG часто наблюдается интенсивное звездообразование и рождается большое число голубых массивных звезд. Благодаря этому галактики выглядят более яркими, компактными и окрашенными в голубой цвет. Галактик с хорошо развитыми спиральными ветвями среди карликов не встречается. Скорее всего для образования спиралей нужен массивный звездный диск.
Существует также класс больших спиральных звездных систем, поверхностная яркость которых намного меньше, чем у нормальных. Необычным в них является низкая плотность звездного диска. Их называют анемичными или спиральными галактиками низкой яркости.
Подсистемы в галактике (балдж, диск, гало) гравитационно взаимодействуют друг с другом, составляя единое целое. До сих пор галактики «достраивают» себя изнутри, образуя звезды и звездные скопления. «Пищей» для этого служит газ. Эллиптические галактики уже давно израсходовали свой запас газа, и молодых звезд в них нет. В других галактиках, где газ еще остался, звезды продолжают рождаться. Возникают они большими группами — звездообразованием бывают охвачены огромные области размерами до нескольких тысяч световых лет. Наиболее массивные звезды, быстро пройдя свой жизненный путь, взрываются как сверхновые. Взрывы сверхновых вызывают мощные волны сжатия в окружающей межзвездной среде, а это в свою очередь стимулирует «эпидемию» звездообразования в соседних участках галактики.
«Общественное положение» галактики зависит от ее массы. Массивные, крупные окружены многочисленной свитой из галактик поменьше. Мелкие галактики при прохождении сквозь крупные подчас «платят дань», отдавая им частично или полностью свой строительный материал — газ. Если две галактики проходят достаточно близко друг от друга, то их гравитационные поля активно влияют на движение звезд и газа в этих системах. В результате внешний вид галактик может претерпеть заметные изменения.

В 1845 г. английский астроном лорд Росс (Уильям Парсонс) с помощью телескопа со 180-сантиметровым металлическим зеркалом обнаружил целый класс «спиральных туманностей», самым ярким примером которых явилась туманность в созвездии Гончих Псов (M 51 по каталогу Ш. Мессье). Природа этих туманностей была установлена лишь в первой половине XX столетия. В то время интенсивно проводились исследования по определению размеров нашей Галактики — Млечного Пути — и расстояний до некоторых туманностей, которые удалось разложить на звезды. Выводы были противоречивы как в оценках расстояний до туманностей, так и в определении масштабов. все встало на свои места, когда в 20-х гг. в ближайших спиральных туманностях были обнаружены цефеиды, позволившие оценить расстояния до них. Еще в 1908 г. астроном Гарвардской обсерватории Генриетта Ливитт обнаружила зависимость между периодом изменения блеска переменных звезд класса цефеид и их светимостью. Это давало возможность по величине периода узнать светимость звезды, по светимости — расстояние до нее, а следовательно, и до той звездной системы, куда она входит. Этот метод позволил определить расстояние до туманности Андромеды в 900 тыс. световых лет. Такая оценка оказалась заниженной. Тем самым были получены последние доказательства того, что спиральные туманности — это огромные звездные системы, сравнимые с нашей Галактикой. С тех пор их и стали называть галактиками.

Спиральные галактики плоские, дискообразной формы, что объясняется вращением. Во время образования галактики центробежные силы препятствовали сжатию протогалактического облака или системы облаков газа в направлении, перпендикулярном оси вращения. В результате газ концентрировался к некоторой плоскости — так образовались вращающиеся диски спиральных галактик. Диск вращается не как единое твердое тело (например, колесо): период обращения звезд по краям диска намного больше, чем во внутренних частях.
Немало усилий пришлось приложить астрономам, чтобы понять причину других наблюдаемых свойств спиральных галактик. Заметный вклад в исследование их природы внесла отечественная наука. Вот как представляют себе природу спиральных ветвей галактик в наши дни. Все звезды, населяющие галактику, гравитационно взаимодействуют, в результате чего создается общее гравитационное поле галактики. Известно несколько причин, по которым при вращении массивного диска возникают регулярные уплотнения вещества, распространяющиеся подобно волнам на поверхности воды. В галактиках они имеют форму спиралей, что связано с характером вращения диска. В спиральных ветвях наблюдается повышение плотности как звезд, так и межзвездного вещества — пыли и газа. Повышенная плотность газа ускоряет образование и последующее сжатие газовых облаков и тем самым стимулирует рождение новых звезд. Поэтому спиральные ветви являются местом интенсивного звездообразования.
Спиральные ветви — это волны плотности, бегущие по вращающемуся диску. Поэтому через некоторое время звезда, родившаяся в спирали, оказывается вне ее. У самых ярких и массивных звезд очень короткий срок жизни, они сгорают, не успев покинуть спиральную ветвь. Менее массивные звезды живут долго и доживают свой век в межспиральном пространстве диска. Маломассивные желтые и красные звезды, составляющие балдж (шарообразное «вздутие» в центре галактики), намного старше звезд, концентрирующихся в спиральных ветвях. Эти звезды родились еще до того, как сформировался галактический диск. Возникнув в центре протогалактического облака, они уже не могли быть вовлечены в сжатие к плоскости галактики и потому образуют шарообразную структуру.
Рассмотрим спиральные галактики на примере M 51, называемой Водоворотом. У этой галактике на конце одной из спиральных ветвей имеется небольшая галактика-спутник. Она обращается вокруг материнской галактики. Удалось построить компьютерную модель образования этой системы. Предполагается, что маленькая галактика, пролетая вблизи большой, привела к сильным гравитационным возмущениям ее диска. В результате в диске большой галактики создается волна плотности спиральной формы. Звезды, рождающиеся в спиральных ветвях, делают эти ветви яркими и четкими.
Балдж и диск галактики погружены в массивное гало. Некоторые исследователи предполагают, что основная масса гало заключена не в звездах, а в несветящемся (скрытом) веществе, состоящем либо из тел с массой, промежуточной между массами звезд и планет, либо из элементарных частиц, существование которых предсказывают теоретики, но которые еще предстоит открыть. Проблема природы этого вещества — скрытой массы — сейчас занимает умы многих ученых, и ее решение может дать ключ к природе вещества во Вселенной в целом.

Во всех галактиках, кроме самых небольших, выделяется яркая центральная часть, называемая ядром. В нормальных галактиках, таких, как наша, большая яркость ядра объясняется высокой концентрацией звезд. Но все же суммарное количество звезд ядра составляет лишь несколько процентов от их общего числа в галактике.
Встречаются галактики, у которых ядра особенно яркие. Причем в этих ядрах помимо звезд наблюдается яркий звездоподобный источник в центре и светящийся газ, движущийся с огромными скоростями — тысячи км в секунду. Галактики с активными ядрами были открыты американским астрономом Карлом Сейфертом в 1943 г. и впоследствии получили название сейфертовских галактик. Сейчас известны тысячи подобных объектов. Сейфертовские галактики (или просто сейферты) относятся к гигантским спиральным звездным системам. Среди них повышена доля пересеченных спиралей, т.е. галактик с баром (SB). Сейферты чаще, чем обычные галактики, образуют пары или группы, но избегают крупных скоплений. Сейферт обнаружил 12 галактик с активными ядрами, но в течение 15 лет их практически не изучали. В 1958 г. советский астрофизик Виктор Амазаспович Амбарцумян привлек внимание астрономии.

Формы проявления активности ядер неодинаковы в различных галактиках. Это может быть очень большая мощность излучения в оптической, рентгеновской или инфракрасной области спектра, причем заметно меняющаяся за несколько лет, месяцев или даже дней. В некоторых случаях наблюдается очень быстрое движение газа в ядре — со скоростями тысячи км в секунду. Иногда газ образует длинные прямолинейные выбросы. В некоторых галактиках ядра являются источниками высокоэнергетичных элементарных частиц. Эти потоки частиц нередко навсегда покидают галактику в виде радиовыбросов, или радиоджетов. Активные ядра любого типа характеризуются очень большой светимостью во всем диапазоне электромагнитного спектра. Мощность излучения сейфертовских галактик иногда достигает 10 35 Вт, что ненамного уступает светимости всей нашей галактики. Но эта огромная энергия выделяется в области диаметром около 1 пк — меньше, чем расстояние от Солнца до ближайшей звезды! Мощность излучения света (оптическая светимость) значительно ниже. Основная часть энергии излучается обычно в инфракрасном диапазоне.
Что же служит источником энергии для столь бурной активности? Что за «реактор», занимающий менее 1 пк, вырабатывает столько энергии? Окончательного ответа пока не знает никто, но в результате длительной работы теоретиков и наблюдателей разработано несколько наиболее вероятных моделей. Первой была выдвинута гипотеза, что в центре галактики находится плотное массивное скопление молодых звезд. В таком скоплении часто должны происходить взрывы сверхновых. Эти взрывы могут объяснить и наблюдаемые выбросы вещества из ядер, и переменность излучения. Вторая модель была предложена в конце 60-х гг. отчасти по аналогии с тогда только открытыми пульсарами. Согласно этой версии, источником активности ядра служит сверхмассивный звездоподобный объект с мощным магнитным полем — так называемый магнетоид. Третья модель связана с таким загадочным объектом, как черная дыра. Предполагается наличие черной дыры массой в десятки или сотни миллионов масс Солнца в центре галактики. В результате аккрекции (падения) вещества на черную дыру выделяется огромное количество энергии. При падении в гравитационном поле черной дыры вещество разгоняется до скоростей, близких к скорости света. Затем при столкновении газовых масс вблизи черной дыры энергия движения преобразуется в излучение электромагнитных волн.
Спектральные наблюдения на Хаббловском космическом телескопе и крупных наземных телескопах подтвердили наличие больших масс несветящегося вещества в ядрах целого ряда галактик. Это хорошо согласуется с предположением, что причиной активности ядер являются массивные черные дыры. Черные дыры массой более миллиона масс Солнца могут иметься у значительной части галактик. Есть наблюдательные свидетельства существования черных дыр в ядрах нашей Галактики и туманности Андромеды. Но поскольку их масса сравнительно невелика, активность ядер слабая.

В середине XX столетия крупные телескопы позволили астрономам исследовать положения и формы десятков тысяч слабых галактик. Обращало на себя внимание, что часть галактик (5-10%) имеет весьма странный, искаженный вид, так что их иногда трудно отнести к какому-то морфологическому типу. Некоторые из них выглядят сильно ассиметричными, словно помятыми. Иногда две галактики окружены общим светящимся звездным туманом либо связаны звездной или газовой перемычкой. А в отдельных случаях от галактик отходят длинные хвосты, протянувшиеся на сотни тысяч световых лет в межгалактическое пространство. Некоторые системы отличаются характером внутренних движений межзвёздного газа, которые не сводятся к простому обращению вещества вокруг центра. Такие некруговые движения не могут продолжаться долго, они должны затухать за один-два оборота диска. 3начит, они возникли сравнительно недавно. Быть может, мы наблюдаем молодые, ещё не д0 конца сформировавшиеся галактики? Нет, анализ звёздного состава показал, что они такие же старые, Как и большинство других.
Чаще всего эти необычные звёздные системы являются членами пар или тесных групп, И это говорит о том, что все перечисленные особенности — результат влияния галактик друг на друга. Известный советский астроном Борис Александрович Воронцов-Вельяминов, первым начавший исследование таких объектов, дал им название «взаимодействующие галактики». Он описал и занес в каталоги тысячи взаимодействующих систем, в том числе редчайшие по своей структуре и форме галактики, необычный внешний вид которых до сих пор озадачивает астрономов. Статистические исследования привели к выводу, что большинство взаимодействующих галактик — это не случайно встретившиеся странники во Вселенной, а родственники, связанные Общим происхождением. В cвоем движении они то сближаются, то удаляются друг от друга. Гравитационные поля близких звездных систем создают приливные силы, достаточные для того, чтобы исказить форму галактик ИЛИ изменить их внутреннюю структуру. Теоретически описать этот процесс довольно сложно. Очень большую роль в его исследовании сыграло построение компьютерных моделей. Те процессы, которые в природе занимают сотни миллионов лет, на экране монитора разворачиваются буквально у нас на глазах. При сближении звездных систем искажается их форма, возникают мощные спиральные ветви, рождаются перемычки между галактиками. Позднее, когда галактики начинают удаляться друг от друга, из одной или обеих выбрасываются длинные хвосты из газа и звезд. При сильном взаимодействии необратимо меняются размеры, форма и даже морфологический тип галактик.

Источник