Рис. 11.4. Туманность Ориона. Наиболее яркая часть рисунка – это область звездообразования, где газ окутывает молодые яркие звезды и флуоресцирует, подсвечиваемый ими. Также заметны пылевые волокна. Снимок предоставлен: NASA, КА, T. Megeath (Университет Торонто) и M. Robberto (Институт исследований космоса с помощью космического телескопа)
Туманность Ориона относится к числу так называемых эмиссионных туманностей: это означает, что в ее спектре преобладают эмиссионные линии, соответствующие различным электронным переходам в атомах. По длинам волн эмиссионных линий можно определить, какие именно элементы содержатся в туманности. Красноватый оттенок изображения связан с излучением соответствующих фотонов при падении электронов с третьего на второй энергетический уровень в атоме водорода (это H, одна из линий Бальмера, речь о которых шла в главе 6). Некоторая зеленоватость связана с присутствием кислорода и других элементов, отражающих остальной свет. Темные области – это облака пыли, смешавшейся с газом.
Объект на рис. 11.5 называется Трехраздельная туманность, поскольку поглощающие полосы делят его на три части. Эти пылевые полосы частично затмевают излучение, и без них туманность была бы окрашена более равномерно. Как и в других туманностях, упоминавшихся выше, жаркие звезды, окутанные газом, подсвечивают его, а красное излучение – это эффект Hα. Обширная область справа заполнена светом голубых звезд, отражающимся от пыли, в данном случае пыль действует подобно зеркалу. Эта область называется «Отражающая туманность». Как вы помните, голубой свет поглощается, когда проходит через облако пыли, поэтому звезды, просвечивающие сквозь это облако, кажутся красноватыми. Но голубой свет может не поглощаться, а отражаться от газопылевого облака. Поэтому отражающие туманности обычно кажутся голубыми.
Плеяды – молодое звездное скопление, хорошо заметное невооруженным глазом. На снимках, сделанных при помощи большого телескопа (см. рис. 7.2), видно, что звезды подсвечивают пыль – и получается голубоватая отражающая туманность. У каждой звезды – зыбкий голубой ореол.
Межзвездная среда – то самое сырье, из которого образуются звезды, и мы вкратце затрагивали этот вопрос в главе 8. В большей части галактики Млечный Путь межзвездная среда весьма разряженная, но кое-где, например в эмиссионных туманностях и темных облаках, она довольно густая. Эти области созрели для звездообразования.
Рис. 11.5. Трехраздельная туманность. Красный свет исходит от флуоресцирующего газа, испускающего свет по линии Hα из серии Бальмера, а голубой свет в основном отражается от изобилующей здесь пыли. Снимок предоставлен Adam Block из образовательного астрономического центра обсерватории Маунт-Леммон, Университет штата Аризона
Под действием гравитации в облаке аккумулируется небольшой комок из пыли и газа. Он сжимается, нагревается при этом и в процессе схлопывания преобразует гравитационную потенциальную энергию в кинетическую. В конце концов эта структура становится настолько плотной и горячей, что в ней начинаются термоядерные реакции – и рождается звезда. Центр Трехраздельной туманности заполнен массивными и жаркими голубыми звездами. Такие звезды живут быстро и умирают молодыми. Итак, эти звезды, должно быть, возникли недавно.
Масштабы всех этих процессов колоссальны. В туманности Ориона наблюдается 700 формирующихся звезд, многие из которых окружены газопылевыми дисками. В конечном итоге из этих дисков могут образоваться планеты. Звезды обычно образуются большими группами, а не поодиночке – именно так и происходит в Трехраздельной туманности и в туманности Ориона. Со временем пыль, окутывающая звезды, рассасывается под действием излучения и звездного ветра, и звезды постепенно высвобождаются из нее. К тому же молодые звезды часто фонтанируют «порывами» горячего газа, отделяющегося от звездной поверхности. Это явление аналогично известному нам солнечному ветру. Ветер придает газу и пыли характерные очертания, поэтому некоторые туманности как будто «развеваются».
Детали процесса звездообразования пока не слишком понятны; пока это одна из важнейших нерешенных проблем астрономии. Не все сравнительно плотные регионы межзвездной среды начинают сжиматься и порождать звезды; мы не вполне понимаем, почему звездообразование происходит в одних регионах Млечного Пути, а в других не происходит. Известно, что как только в такой области начинают формироваться первые звезды, дующий от них ветер разносит в стороны газ и пыль, поэтому оскудевает ресурс для образования новых звезд. Звезды, подобные Солнцу, хаотически движутся относительно соседок со скоростью около 20 км/с. За 4,6 миллиарда лет, что истекли с рождения Солнца, наша звезда далеко откочевала из звездной колыбели, где родилась (да, это астрономический термин!). Поэтому невозможно определить, какие звезды являются «родными сестрами» и родились вместе. За сотни миллионов лет группы звезд постепенно разобщаются, и звезды рассредоточиваются по Млечному Пути; большинство возрастных звезд в галактическом диске Млечного Пути – либо одиночки (как Солнце), либо существуют парами, либо небольшими группами.
Итак, мы в общих чертах обсудили рождение и жизненный цикл звезд. Звезды образуются из межзвездной среды. Самые легкие звезды по-прежнему сжигают запасенный при рождении водород; они достаточно неприхотливы, и этого водорода им хватит более чем на триллион лет. Звезды, сравнимые по массе с Солнцем или чуть более тяжелые, станут красными гигантами и когда-нибудь вернут часть своего вещества в межзвездную среду, образовав планетарные туманности. Звезды, чьи ядра более чем вдвое тяжелее Солнца (вообще на главной последовательности есть отдельные звезды, которые в 8 раз тяжелее Солнца), претерпевают гораздо более драматичные взрывы (становятся сверхновыми) и извергают в межзвездное пространство синтезированные при таком взрыве тяжелые элементы. Эти сравнительно тяжелые элементы могут войти в состав звезд следующего поколения. По ходу такого процесса межзвездная среда все сильнее насыщается более тяжелыми элементами, нежели водород и гелий. Из таких тяжелых элементов в основном и состоит окружающий нас мир. Например, Земля в основном состоит из железа, кислорода, кремния и магния. В состав человеческого тела входят преимущественно водород, углерод, кислород и азот, а также небольшое количество более тяжелых элементов. Тяжелые элементы, вплоть до железа, образуются при термоядерном синтезе в ядрах гибнущих звезд. Все остальные встречающиеся в природе элементы, вплоть до урана, образуются при слиянии тяжелых элементов с нейтронами в ядрах красных сверхгигантов, либо в газовых оболочках звезды, которая вот-вот взорвется как сверхновая, либо при столкновении двух нейтронных звезд и возникновении тесной двойной звездной системы. Детали этих процессов по-прежнему не вполне понятны и активно исследуются.
Млечный Путь напоминает живую экосистему, в которой рождаются и умирают звезды. Каждое поколение звезд наполняет межзвездную среду веществом, которое затем идет на образование звезд следующего поколения. Тяжелые элементы – это сырье для образования планет, на которых может возникать жизнь. Когда осознаешь, что львиная доля того вещества, из которого мы состоим, а также все, что нас окружает, – это плоды звездных термоядерных реакций, – одновременно ощущаешь и смирение, и трепет.
Я упоминал, что элементы тяжелее железа могут, в частности, образовываться при столкновении двух нейтронных звезд в тесной звездной системе. Рассел Халс и Джо Тейлор открыли две нейтронные звезды, масса каждой из которых составляла примерно 1,4 солнечной. Полный оборот друг вокруг друга эти звезды совершали за 7,75 часа. Диаметр их орбит равен примерно трем световым секундам, что чуть меньше диаметра Солнца. Две нейтронные звезды медленно сливаются друг с другом из-за излучения гравитационных волн, – такой эффект был спрогнозирован в рамках общей теории относительности Эйнштейна. Действительно, измерения Халса и Тейлора так красиво согласовывались с прогнозом общей теории относительности, что ученые даже были удостоены за это открытие Нобелевской премии по физике за 1993 год. Две нейтронные звезды так и продолжат двигаться по этой фатальной спирали, пока, наконец, не столкнутся и не сольются в единое целое. Это произойдет примерно через 300 миллионов лет. Энрико Рамирес-Руис из Калифорнийского университета в городе Санта-Крус оценил, что при таком столкновении может образоваться столько золота, сколько весит Юпитер. Только вообразите: атомы золота в моем обручальном кольце могли образоваться при столкновении двух нейтронных звезд миллиарды лет назад!
Глава 12Наш Млечный Путь
Автор: Майкл Стросс
Большинство звезд, видимых невооруженным глазом, удалены от нас на десятки, сотни или тысячи световых лет. Ранее, пока мы были не в состоянии рассмотреть в телескоп более далекие объекты и понять их природу, эти звезды оставались той частью Вселенной, которая была нам открыта. История астрономии – это история все более полного осознания, насколько же в самом деле велика Вселенная.
Во времена Коперника Вселенная состояла из Солнечной системы, окруженнй далекими звездами, о которых почти ничего не было известно. Галилео Галилей, первым направивший телескоп в небеса, увидел, что свет Млечного Пути – это свет бесчисленных (на самом деле – миллиардов) отдельных звезд. Астрономы вскоре поняли, что концепция Вселенной должна быть гораздо шире, чем им казалось ранее.
В 1785 году Уильям Гершель (тот самый, кто открыл Уран) подсчитал, сколько звезд можно увидеть в телескоп в различных направлениях, и составил карту галактики Млечный Путь. Он рассуждал, что количество звезд, заметных в том или ином направлении, позволяет судить, насколько простирается Млечный Путь в эту сторону. По результатам наблюдений он пришел к выводу, что Млечный Путь напоминает по форме сплюснутую линзу, и мы находимся близ его центра. В 1922 году голландский астроном Якобус Каптейн подробнее исследовал Млечный Путь. Удивительно, что именно Нидерланды, где все время облачно, дали миру столько выдающихся астр