Страница 17 из 72
Основная составляющая процесса образования галактики концептуально достаточно проста: под действием гравитации вещество собирается в структуры галактических размеров. Галактики, наблюдаемые сегодня, коллапсировали из областей, которые изначально были лишь немного плотнее соседних с ними областей. Грубо говоря, когда начинает коллапсировать немного более плотная область, имеющая массу галактики, процесс рассеивания и охлаждения останавливает этот коллапс, как только вещество приближается к структуре галактического размера. Большинство областей, в которых имелся зачаток галактики, обладали небольшой степенью вращения, т. е. некоторой величиной кинетического момента. Поскольку в процессе сжатия кинетический момент сохраняется, естественным образом формируются вращающиеся дискообразные структуры. Эти галактические диски демонстрируют великолепные рисунки в виде спиралей, с которыми у нас часто ассоциируются галактики, как показано на рис. 6.
Рис. 6. Огненный космический шар, возникший в Большом взрыве, содержал отдельные области, которые были слегка плотнее остальных. Мы можем наблюдать свидетельство этих возмущений плотности в виде ряби космического микроволнового фонового излучения (первый рисунок). Впоследствии более плотные области коллапсируют, образуя листы и нити; этот процесс был смоделирован на компьютерах (второй рисунок). В конце концов, эти листы и нити распадаются на кусочки и коллапсируют далее, образуя галактики и их скопления, которые мы наблюдаем сегодня (третий рисунок)
Галактики населяли Вселенную почти с самого начала эпохи звезд. Располагая такими инструментами, как космический телескоп Хаббла, мы фактически можем увидеть галактики такими, как они выглядели, когда Вселенной был всего лишь миллиард лет. Возможность такого ясного ретроспективного взгляда обусловлена конечным временем распространения света. Например, мы смотрим на туманность Андромеды, едва заметную в особенно темные осенние вечера и напоминающую размытый светящийся клочок неба, и свет, который мы видим, был испущен звездами этой галактики около двух миллионов лет назад. Этот свет шел до наших глаз дольше, чем люди существуют как вид. С помощью более мощных телескопов для наблюдения за более отдаленными галактиками мы можем буквально взглянуть в прошлое: увидеть прошлую историю нашей Вселенной. Свет звезд от самых далеких известных нам галактик шел до нас дольше удвоенного возраста Земли!
Образование звезд
Первые звезды родились примерно в то же время, что и первые галактики. В нашу эпоху звезды образуются из молекулярных облаков — огромных скоплений молекулярного газа, имеющегося в галактических дисках. Эти облака, нередко содержащие массу миллиона Солнц, гораздо плотнее и холоднее окружающего их межзвездного газа. Звездные «инкубаторы» в близлежащих молекулярных облаках типа туманности в созвездии Орла, изображенной на первом кадре рисунка 7, обеспечивают среду, в которой мы можем наблюдать процесс образования звезды в действии.
Рис. 7. На первом этапе образования звезды из центральных областей молекулярных облаков (схематически изображенных на первом кадре) конденсируются протозвезды. В результате коллапса центра молекулярного облака возникает центральная протозвезда, окруженная диском, который изображен здесь в виде компьютерной модели (второй кадр). Этот диск начинается с большого количества массы и создает спиральные волны плотности (третий кадр), которые притягивают к звезде еще большее количество газа. По истечении нескольких сотен тысяч лет оставшееся вещество диска может породить новую планетарную систему (схематически изображенную на четвертом кадре)
Звезды рождаются в результате коллапса центральных областеймолекулярного облака — небольших сгустков, рассеянных по гораздо большему объему облака. Эти центральные области пронизаны магнитными полями, обеспечивающими жизненно важный источник давления, которое удерживает центральные области от гравитационного коллапса. Однако центральные области не могут существовать в таком виде неопределенно долго. Магнитные поля постепенно движутся наружу, а центральные области становятся все более плотными. Как только магнитные поля покидают центр, он становится слишком плотным и тяжелым, чтобы продолжать свое существование, тогда и приходит время для быстрой фазы коллапса. Вскоре, после того как начинается неизбежная коллапсическая катастрофа, в самом центре коллапса возникает небольшая, существующая благодаря давлению, протозвезда. Из этого звездного семечка вырастет настоящая звезда.
Центральные области молекулярного облака, из которых рождаются звезды, никогда не пребывают в состоянии полного покоя: они чрезвычайно медленно вращаются, совершая около одного поворота в миллион лет. Это медленное вращение придает системе существенный кинетический момент. Чтобы сохранить его значение, в момент коллапса центр молекулярного облака должен вращаться еще быстрее. В результате не вся его масса уходит непосредственно в рождающуюся звезду. Значительная часть вещества собирается вокруг образующейся звезды в виде сопутствующего околозвездного диска, размер которого примерно равен размеру нашей Солнечной системы. Этот небулярный диск, состоящий из газа и пыли, создает среду, весьма благоприятствующую образованию планет.
В фазу основного коллапса центральную протозвезду и ее небулярный диск окружает направленный внутрь газопылевой поток. Эта падающая оболочка достаточно плотна, чтобы почти полностью закрыть внешний вид образующейся звезды. Исходное видимое излучение, испущенное центральной звездой, перерабатывается так, что образующиеся звезды можно наблюдать лишь в инфракрасной части спектра, невидимой для человеческого глаза. По этой причине по-настоящему образующиеся звезды однозначным образом распознали только в восьмидесятые годы двадцатого века, когда их открытие стало возможным благодаря успехам, которых достигла инфракрасная технология.
По мере эволюции протозвезды увеличивается как ее масса, так и мощность излучения. Образующаяся звезда создает сильный звездный ветер, который пробивается сквозь плотную завесу газа, падающего на ее поверхность. Совершив первый прорыв, этот направленный наружу поток собирается в узкие струи, но большая часть газа, текущего вблизи звезды, по-прежнему направлена в центр. Однако постепенно поток, направленный наружу, расходится раструбом и начинает расчищать завесу падающего вещества. Со временем звезда начинает выходить из центра окружающего ее молекулярного облака. В конце концов, поток, направленный наружу, полностью отделяет молодую солнечную систему от ее родительского центра — родилась новая звезда. В течение следующих нескольких миллионов лет эта новая солнечная система сохраняет свой околозвездный диск, в котором планеты медленно собираются в иноземные миры.
Несмотря на то, что новорожденные звезды светят очень ярко, изначально они не обладают нужной внутренней конфигурацией, которая позволила бы им генерировать энергию в процессе термоядерного превращения водорода в гелий. В начале своей жизни звезды извлекают большую часть своей энергии из гравитационного сжатия. Когда звезда сжимается, ее центр нагревается, в результате чего, в конце концов, начинается горение водорода. Начало непрерывных реакций ядерного синтеза знаменует собой завершение образования звезды.
Прямо здесь и прямо сейчас
По прошествии более десяти миллиардов лет, затраченных на образование галактик и звезд, мы попадаем в настоящий момент. Читая эти слова, вы сидите где-то на поверхности (или, быть может, около нее) планеты диаметром в восемь тысяч миль, которая вращается по орбите самой обычной звезды. Здесь полезно сделать паузу и окинуть критическим взглядом то, что нас окружает.