Почему возникла наша Галактика? Два способа изучать эволюцию, или Что мы знаем про далекие галактики. Галактики с перемычкой

> Как появляются крупные галактики?

Как рождаются большие галактики : исследование красного смещения, использование Хаббла и Очень Большого Телескопа, спиральные и эллиптические галактики, слияние.

Большая часть современных больших галактик – спиральные, представленные в виде центральной выпуклости и вращающегося вокруг диска. В качестве примеров можно назвать Андромеду или даже нашу галактику. Но как сформировались спиральные галактики? Почему внутри заметна массивная выпуклость?

Согласно данным, примерно половина сегодняшних звезд родились 8000-4000 миллионов лет назад из-за активной волны формирования , произошедшей в Световых Инфракрасных Галактиках.

Благодаря этому и прочим сведениям удалось создать новую версию – «восстановление спирали». Она гласит, что современные спирали появились в ходе одного или двух слияний. Если так и есть, то это будет революция в понимании галактического процесса формирования.

Инструменты образования крупных галактик

Как появились галактики? А звезды? Подобные вопросы все еще могут ставить в неловкое положение астрономов. Это фундаментальные проблемы, которые можно решить при помощи наземных и космических телескопов.

Исследование выглядело амбициозным и обещало отнять много времени. Цель – изучить на разных длинах волн почти 200 галактик с превышением красного смещения на 0.4 (дистанция в 4000 миллионов световых лет). Для этого использовали Хаббл, Очень Большой Телескоп (VLT), Инфракрасную космическую обсерваторию (ISO) и Сверхбольшую антенную решетку.

Результаты исследования крупных галактик

Конечно, все эти проборы дали огромный поток информации. Основываясь на ближних инфракрасных галактических светимостях стало ясно, что большая часть достигает по массе в 30000-300000 миллионов раз больше Солнечной. Кроме того, несмотря на то, что они называются Световыми Инфракрасными Галактиками, только 1/6 объектов относились к группе.

Так как этот тип проходит сквозь активный период звездообразования, в которой звездная масса удваивается за 1000 миллионов лет, то наличие большой части таких галактик в прошлой Вселенной влияло на общую скорость рождения звезд. Также звездное формирование должно было происходить в интенсивных вспышках, а галактики выделяли значительное количество инфракрасного излучения и сформировались в виде Световых Инфракрасных.

Еще один вывод был сделан после использования спектров VLT. Ученые зафиксировали химическую наполненность и поняли: объекты с большим красным смещением демонстрируют, что уровень кислорода вдвое ниже, чем у современных спиралей.

Полагают, что галактические столкновения играют важную роль в увеличении участков формирования звезд. Это указывает на то, что эти события все еще часто происходили менее 8 миллиардов лет назад.

Восстановление спирали у крупных галактик

Эти результаты находят отклик у сценария «иерархического галактического слияния», появляющегося в литературе последние 20 лет. В этой модели маленькие галактики объединяются в крупные. Текущая версия предполагает, что слияние закончилось 8000 миллионов лет назад. Но полноценное исследование отрицает эту мысль и говорит, что в следующие 4000 миллиона лет они продолжали объединяться.

Чтобы учитывать весь набор данных, ученые выдвинули новую модель формирования, которая включает три главные фазы: момент слияния, компактная фаза и рост диска. Схему назвали «восстановление спиральной галактики».

Эта концепция столкнулась с противоречиями, так как принято полагать, что сливается только эллиптический тип. Но астрономы утверждают, что их модель соответствует наблюдениям различных видов и способна объяснить все. И действительно, им удается разложить по полочкам формирование ¾ сегодняшних спиральных галактик и массивных центральных выпуклостей. Она применима к Андромеде, но не работает на Млечном Пути. Кажется, что нашей галактике удалось обойти без столкновений за последние тысячи миллионов лет.

Последующие исследования покажут, могут ли спиральные галактики быть недавно сформировавшимися системами, созданными в процессе масштабного слияния.

Но в наблюдениях мы видим и прослеживаем структуры во Вселенной именно через исследование галактик.

Поэтому наблюдательное исследование эволюции Вселенной - это исследование эволюции галактик. Такой «экстремистский» тезис я буду доказывать, обосновывать, иллюстрировать на протяжении всей этой книги.

Исследование эволюции галактик сейчас переживает бурное развитие в связи с развитием техники астрономических наблюдений. Теория пока не поспевает за наблюдательными открытиями, поэтому ключевые концепции приходится пересматривать достаточно часто.

Я расскажу о текущем состоянии дел и немного о перспективных - весьма вероятных будущих изменениях в общепринятых взглядах на эволюцию галактик и, соответственно, на эволюцию всей Вселенной.

Три кита, на которых стоит теория эволюции галактик

Все исследования формирования и эволюции галактик опираются прежде всего на физическую модель. Хотя в перспективе это должна быть единая, самосогласованная модель, но исторически сложилось так, что до сих пор практически независимо рассматривается три класса физических механизмов, формирующих и изменяющих структуру и наблюдаемые характеристики галактик - их размер, блеск, цвет, внутренние движения. Эти три класса механизмов - три кита, на которых покоятся (или, напротив, быстро изменяются) наши представления об эволюции галактик, - следующие:

Динамическая эволюция,
-спектрофотометрическая эволюция,
-химическая эволюция галактик.

В классическом варианте теории динамическая эволюция понималась прежде всего как ранняя стадия эволюции, относящаяся собственно к формированию галактики. Эта традиция объяснялась тем, что большинство галактик вокруг нас выглядят как динамически устойчивые, прорелаксировавшие системы; судя по всему, в них выполняется теорема вириала, 2T + U = const, где T - кинетическая энергия системы, а U - ее потенциальная энергия. Поэтому сначала предполагалось, что бурные динамические процессы, оформившие в основном структуру галактик, относились к первому миллиарду лет их жизни, к эпохе коллапса протогалактического газового облака и основного звездообразования в нем.

А позже динамические эффекты лишь слегка изменяли структурные характеристики: например, из-за увеличения хаотических скоростей старых звезд («динамический нагрев») могли утолщаться диски галактик.

В последние десятилетия общее мнение о важности динамических процессов в структурной эволюции современных галактик стало радикально меняться. Прежде всего, зрелищный феномен взаимодействия галактик, хотя и достаточно редкий в нашу эпоху, все же навел астрономов на мысль, что галактики могут сливаться, а в давние времена, когда плотность вещества в расширяющейся Вселенной была выше, чем сейчас, и частота слияний тоже могла быть выше. Эту идею сейчас подхватили и успешно эксплуатируют космологи; согласно их сценариям, вся эволюция галактик - это череда последовательных слияний. Между тем, конечно, слияния («мержинг», как говорят западные коллеги) - это динамические катастрофы, которые полностью перестраивают галактику и дают начало ее новой жизни.

Кроме катастроф, могут существовать и плавные, монотонные, но тем не менее существенные изменения в структуре галактик под действием разного рода динамических неустойчивостей; такие изменения называют «вековой эволюцией».

В последнее время все более популярной становится идея о том, что даже такие глобальные структуры в галактиках, как бары (центральные перемычки), которые дали Хабблу основание выделить особую ветвь морфологической классификации галактик, SB-ветвь, на самом деле не являются пожизненным атрибутом галактики: в ходе вековой эволюции они могут возникать, потом рассасываться, потом возникать снова. Также вековая эволюция может изменять соотношение размеров балджа и диска в галактике и даже менять ее морфологический тип.

Спектрофотометрическая эволюция галактик - т. е. эволюция их светимости, цвета и спектра - определяется суммарным эффектом эволюции составляющих ее звезд. При наблюдениях мы можем разрешить на отдельные звезды только самые близкие к нам галактики; для подавляющего же большинства галактик доступны измерениям только интегральные потоки - сумма излучений всех звезд, составляющих данную галактику или данную область галактики.

Простейшим аналогом галактик как звездных систем являются звездные скопления, которые состоят из звезд одного возраста и одного химического состава, но разной массы. Галактика же в общем случае состоит из многих поколений звезд, т. е. как бы представляет собой сумму гиперскоплений разных возрастов; в самосогласованной (идеальной) модели и металличность поколений должна быть разной в соответствии с ходом химической эволюции в галактике.

На деле же пока более успешными, в плане сравнения с наблюдениями, являются модели звездных населений галактик с единым химическим составом для всех звезд - химическим составом, вероятно, соответствующим среднему, взвешенному по светимости звезд, обилию элементов в звездах галактики.

Спектрофотометрические модели галактик строятся численным интегрированием (сложением) спектров звезд, которые, в свою очередь, берутся из хорошо разработанной теории эволюции звезд. Определяющими параметрами эволюционных треков звезд на диаграмме Герцшпрунга - Рассела служат масса и металличность звезды, поэтому интегрирование проводится по массам и возрастам звезд, а металличность фиксируется как параметр модели галактики.

При этом, конечно, надо знать или задавать из априорных предположений распределения звезд в галактике по массам и возрастам. В самом простом случае предполагается, что в определенный момент времени образовался некий конгломерат звезд разных масс, но одинаковой металличности, и дальше он спокойно эволюционировал без добавления туда новых звезд.

Такой частный вариант модели еще называют «пассивной эволюцией» и довольно успешно применяют его для описания эволюции эллиптических галактик. Расчеты показывают, что пассивно эволюционирующая система звезд с возрастом тускнеет и краснеет, поскольку наиболее массивные, яркие голубые звезды заканчивают свой жизненный путь раньше, чем менее массивные. К возрасту около 10 млрд лет такая звездная система уже состоит только из звезд, менее массивных, чем Солнце, и ее спектрофотометрическая эволюция сильно замедляется.

Поэтому эллиптические галактики на красных смещениях z = 0 и z = 0,5 выглядят совершенно одинаковыми, хотя более далекие из них - на z = 0,5 - в среднем на 3–5 млрд лет моложе. А вот если в галактике в середине или на любом другом промежуточном этапе ее жизненного пути образовывались новые молодые звезды, то она в этот момент «омолаживалась», т. е. ярчала и голубела, и дальше эволюция должна была пойти уже немного по-другому, в частности - в более резвом темпе.

Если коротко охарактеризовать самые общие впечатления от современных цветов и светимостей близких галактик, то они хорошо описываются моделями, в которых практически все галактики - старые, т. е. первая вспышка звездообразования состоялась более 10 млрд лет назад, а дальше - чем более ранний морфологический тип у галактики, тем меньше было характерное время затухания ее глобального звездообразования. В эллиптических галактиках все должно было закончиться менее, чем за 1 млрд лет, а в Sc-галактиках звездообразование тлеет примерно на постоянном уровне все время ее жизни. В неправильных и карликовых галактиках вообще предполагается «вспышечный», т. е. сильно неравномерный ход глобального звездообразования.

Химическая эволюция галактик - это история происхождения химических элементов. Согласно современным представлениям, только самые легкие элементы - водород и его изотопы, гелий и литий - образовались в Большом взрыве, в первые несколько минут жизни Вселенной.

Все остальные элементы образуются в звездах в процессе их эволюции, в ходе термоядерных реакций.

Различают несколько классов ядерных реакций, характерных для звезд различных масс в разные периоды их жизни:

протон-протонную цепочку, CNO-цикл, горение гелия, горение углерода, s-процессы, г-процессы и т. д.

Мнения теоретиков о вкладе тех или иных реакций в производство каждого конкретного химического элемента еще окончательно не устоялись. Однако те, кто моделирует химическую эволюцию галактик, смело берут «state-of-art», т. е. самые свежие расчеты звездного нуклеосинтеза, а далее интегрируют производство химических элементов по времени и по массам звезд точно так же, как при спектрофотометрическом моделировании интегрировали светимости звезд.

Параметры модели, соответственно, те же самые - начальное распределение звезд по массам и история звездообразования в галактике, плюс теория звездного нуклеосинтеза, которая на данный момент считается заданной.

В астрономии все элементы тяжелее гелия традиционно называют «металлами», в этом мы терминологически расходимся с химиками. Поскольку металлы в звездах синтезируются, но практически не разрушаются, металличность галактики со временем всегда возрастает, но с какой скоростью и по какому закону - это уже зависит от деталей модели.

В области химической эволюции галактик у исследователей есть мощный эталон, которого нет в области спектрофотометрической эволюции, - это наша собственная Галактика. Посмотреть на нее со стороны и измерить светимость мы не можем, а вот измерить химический состав отдельных звезд - можем.

Химический состав звезд Галактики уже давно исследуется в массовом порядке, есть хорошая статистика, но нельзя сказать, что она сильно проясняет ситуацию. Вроде бы самые первые звезды должны образовываться из первичного газа, не прошедшего еще через цепь термоядерных реакций в недрах звезд, а потому имеющего нулевую металличность. Однако в нашей Галактике пока не найдено ни одной звезды с нулевой металличностью.

Куда же делись маломассивные долгоживущие первичные звезды с нулевой металличностью? Или откуда взялся ненулевой уровень начальной металличности в нашей Галактике? Вроде бы металличность газа и соответственно звезд, из него образующихся, должна монотонно возрастать со временем, но в диске Галактики до сих пор не найдено убедительной антикорреляции металличности звезд с их возрастом. Возраст Солнца - не менее 4,5 млрд лет, но современная металличность межзвездной среды очень близка к солнечной. Чем объяснить практически нулевой темп обогащения металлами межзвездной среды галактического диска?

А наблюдательная техника продолжает развиваться. Сейчас уже в звездах измеряют детальный химический состав - не общую металличность, а содержание отдельно железа, кислорода, магния, кальция и т. д. Соответственно, и от современной теории химической эволюции галактик теперь уже требуются сценарии, объясняющие не только общую металличность, но и соотношение содержаний отдельных химических элементов на каждом этапе эволюции и в разных типах галактик. Нельзя сказать, что задачи теории химической эволюции упрощаются со временем - а мы и прежние еще не решили…

Два способа изучать эволюцию, или Что мы знаем про далекие галактики

Чтобы наполнить картину эволюции галактик конкретным содержанием и выстроить последовательность и значимость различных возможных эволюционных этапов и механизмов, необходимы наблюдательные данные. Их можно получать двумя принципиально разными способами.

Во-первых, можно подробно изучать строение и характеристики близких галактик и строить физические модели эволюции, которые на финальной стадии, к моменту нулевого красного смещения, дают именно такие объекты, какие мы видим рядом с собой, полностью похожие по динамике, структуре и характеристикам звездного населения.

А во-вторых, учитывая колоссальную проницающую силу современных больших телескопов, можно заглядывать напрямую на большие красные смещения - там мы видим галактики, какими они были несколько миллиардов лет назад. Ведь скорость света конечна, и с очень далеких расстояний свет может идти от галактики до нас миллиарды лет.

На рисунке представлена связь красного смещения, на котором наблюдается галактика, и времени, прошедшего для нее от рождения Вселенной, т. е. от Большого взрыва до момента испускания галактикой тех квантов, которые мы сейчас принимаем.

Для расчета графика на рис. 1.4 использована самая популярная современная космологическая модель - с темной материей и темной энергией. Именно космологическая модель определяет геометрию Вселенной, шкалу расстояний и, соответственно, время, которое требуется лучу света, чтобы дойти от галактики на красном смещении z до нас, находящихся на z = 0. Из рис. 1.4 видно, что когда мы наблюдаем галактику на красном смещении z = 1, мы ее видим такой, какой она была 8 млрд лет назад. А на красном смещении z = 5, где сейчас идут самые массовые поиски и обзоры галактик, видна Вселенная всего через один миллиард лет после .

С современными наблюдательными средствами мы видим практически всю эволюцию Вселенной на просвет и, двигаясь по z, можем на прямую наблюдать эволюцию полного космического населения галактик.

Первый подход, когда мы изучаем в деталях близкие галактики, хорош тем, что мы видим в галактиках всё и с большой точностью измеряем все характеристики галактик. Ограничения первого подхода тоже ясны: мы можем заложить в модели только ту физику, которую уже знаем, а если в эволюции галактик есть то, чего мы себе пока не представляем, оно будет упущено, и модель получится неверной. Правда, тот факт, что модель неверна, мы рано или поздно обнаружим, когда появятся новые наблюдательные данные, которые в данную модель не укладываются.

Второй подход, на первый взгляд, кажется более прямым: выстраивая наблюдаемые характеристики галактик вдоль красного смещения, мы вроде бы получаем временной ход их эволюции, не опирающийся на априорные модельные предположения. Однако когда работа в этом направлении пошла активно, выяснилось, что и тут все непросто.

Допустим, в каком-то диапазоне спектра - например, в дальнем инфракрасном диапазоне - обнаруживается совершенно новый вид галактик; к примеру, удалось определить их красное смещение, хотя и это не всегда возможно, и это красное смещение оказалось большим: мы видим ранний этап эволюции.

Теперь надо понять: превратятся ли эти необычные галактики во что-то обычное к настоящей эпохе, к z = 0, и во что именно, или же с ходом эволюции исчезнут как класс, и мы не увидим рядом с нами их прямых потомков. Единственный известный пока нам способ сделать это, то есть выстроить наблюдаемые на разных красных смещениях совершенно разные по виду галактики в одну эволюционную цепочку, состоит в том, чтобы привлечь те самые физические модели эволюции, правильность которых еще никто не доказал. И все возвращается на круги своя.

Пока что чем больше наблюдательных данных о далеких галактиках собирается в копилках астрономов, тем менее ясной представляется общая картина. Есть и прямые противоречия: одни данные говорят за один сценарий эволюции, другие - за совершенно иной. Наука об эволюции галактик находится сейчас в том счастливом возрасте, когда фактов уже достаточно, чтобы было над чем поразмыслить, но полную картину еще предстоит построить.

Наиболее яркий пример прямого наблюдательного изучения эволюции галактик путем сопоставления их типичных характеристик на разных красных смещениях служит история исследования глубоких полей «Хаббла» (HDF, Hubble Deep Fields) - то есть площадок неба, снятых космическим телескопом «Хаббл» с очень длинными экспозициями.

Сейчас их уже несколько - Ультраглубокое поле «Хаббла» (2004), Крайне глубокое поле «Хаббла» (2012 г.), а началось все с двух небольших площадок - северной и южной. Северное глубокое поле «Хаббла» (HDF-N) было снято первым и на сегодняшний день исследовано досконально. Вся эта эпопея с глубокими полями «Хаббла» началась в 1994 году, когда после починки космического телескопа «Хаббл» (далее - HST) выяснилось, что теперь он может получать изображения с угловым разрешением 0,1″.

Астрономам захотелось посмотреть с таким разрешением на очень далекие галактики; для этого нужно было получить очень глубокий снимок, т. е. снимок с очень большой экспозицией. В созвездии Большая Медведица была выбрана небольшая, всего 5,3 кв. минуты дуги, и на первый взгляд совершенно пустая площадка, и с прибором WFPC2 (Wide-Field Planetary Camera-2) она экспонировалась в течение 10 суток.

Были получены снимки в четырех широких фотометрических полосах: использовались фильтры F300W, F450W, F555W и F814W, центрированные на длины волн, указанные в их именах (в нанометрах), и грубо соответствующие фотометрической системе Джонсона - Казинса, т. е. фильтрам U, B, V и I. Позднее площадку досняли с прибором NICMOS (Near-Infrared Camera and Multi-Object Spectrograph) в фильтрах F110W (1,1 мкм, J) и F160W (1,6 мкм, H).

Таким образом, для всех объектов площадки были получены не только широкополосные цвета, но и грубое распределение энергии в спектре в диапазоне от 3000 до 16 000 Å. Предельная звездная величина, достигнутая в экспозиции HDF-N, Vlim ≈ 30m. Площадка располагается на высокой галактической широте, поэтому несомненных звезд на ней мало - всего 9; есть еще несколько десятков слабых точечных голубых объектов, которые могут оказаться старыми белыми карликами.

Все остальные объекты площадки, а их около трех тысяч, - это галактики. Самой близкой к нам оказалась красивая эллиптическая галактика чуть выше центра кадра - ее красное смещение z = 0,09. На каком красном смещении располагается самая далекая галактика в HDF-N, пока сказать трудно. Есть один объект, широкополосные цвета которого намекают на z ≈ 12, однако все попытки снять спектр галактики, чтобы найти в нем эмиссионную линию для спектрального подтверждения красного смещения по эффекту Доплера, потерпели неудачу - уж слишком слабый у нее блеск.

Подавляющее большинство галактик, обнаруженных в HDF-N, находятся на красных смещениях меньше 1. Правда, надо иметь в виду: в основном это так называемые фотометрические красные смещения. Снять спектр галактики 25-й звездной величины, используя даже самые крупные наземные телескопы, - дело долгое, дорогое и трудное. Поэтому в поле HDF-N прямо измерили значения z только у 150 галактик из 3000, причем, естественно, у самых ярких.

Для остальных моделировали цвета: распределения энергии в спектрах близких галактик сдвигали в красную сторону, «сворачивали» с кривыми реакции фильтров и смотрели, как меняется видимый цвет в зависимости от z. Совпал при каком-то конкретном красном смещении модельный цвет с наблюдаемым для некоей галактики - вот вам и фотометрическое z.

По всем 150 галактикам, у которых красное смещение измерено спектрально, калибровки фотометрических z, естественно, были проверены; авторы методики уверяют, что точность фотометрических красных смещений, определенная как (zph − zspec) / (1 + zspec), лучше 5%.

Среди того большинства галактик, у которых z < 1, опять же большую часть представляют слабые голубые галактики с нерегулярной морфологией, и относительное количество таких галактик явно растет с z. Однако на z ≤ 1 наблюдаются и яркие представители всех хаббловских морфологических типов. Например спиральная галактика, развернутая плашмя; ее красное смещение z = 1,01. Статистический анализ показывает, что в интервале 1 > z > 0 ни число, ни характерные светимости и размеры эллиптических и спиральных галактик не изменились: все крупные галактики, которых мы видим рядом с нами, уже сформировались к эпохе z ≈ 1, т. е. 8 млрд лет назад.

Однако картина резко меняется на z > 1,5: в HDF-N нет ни одной галактики с большим z, которые имели бы правильную морфологию, а всего их там несколько десятков. Характерное изменение морфологии с z можно проследить, например, на рис. 1.6 (взят из обзора Ferguson et al., 2000): галактики на z > 2, как правило, «множественные», т. е. представляют собой скопления сгустков неправильной формы. Линейные размеры сгустков значительно меньше, чем типичные размеры современных галактик, - их диаметры меньше 1 кпк.

Сторонники иерархической концепции, т. е. гипотезы формирования больших галактик путем слияния мелких фрагментов, обрадовались, решив, что в HDF-N напрямую виден этот процесс на красных смещениях z = 2 ÷ 3.

Однако скептики тут же выдвинули свои возражения. Во-первых, существует космологическое ослабление поверхностной яркости - эффект Толмена, пропорциональный (1 + z)4, - и значит, на больших красных смещениях мы можем не увидеть обычные диски галактик, а будем видеть только самые яркие области звездообразования в них; у современных молодых звездных комплексов как раз подходящие размеры.

Во-вторых, на z > 2 в оптическую область спектра, где наблюдала WFPC2, из-за красного смещения попадает уже далекая ультрафиолетовая область спектра в собственной системе длин волн галактики, а ультрафиолетовая морфология галактики может сильно отличаться от оптической, опять же из-за очагов звездообразования.

Последнее возражение удалось отчасти снять после того, как HDF-N отнаблюдали с прибором NICMOS на 1,1 мкм и 1,6 мкм и посмотрели уже на оптическую (в системе длин волн галактик) морфологию тех же самых далеких объектов; оказалось, что она качественно не отличается от морфологии, наблюдавшейся с WFPC2 . Однако первое возражение пока еще никто не опроверг.

Вообще-то наблюдательные поиски галактик в процессе их формирования начались задолго до запуска космического .

Еще в 1970-х годах усилиями сначала Пиблса и Патриджа, а потом Беатрис Тинсли, которая изобрела метод эволюционного спектрофотометрического моделирования, стал очень популярен такой образ новорожденной эллиптической галактики: «10 миллионов Туманностей Ориона».

Действительно, цвета близких эллиптических галактик очень красные, и они свидетельствуют в пользу того, что все звездообразование в этих галактиках закончилось в первый миллиард лет их жизни. Между тем самые крупные из них содержат до 1012 М☉ звезд. Разделив одно на другое, получаем на заре формирования эллиптической галактики темп звездообразования (SFR, Star Formation Rate) до 1000 М☉ в год! Для сравнения - в современных крупных спиральных галактиках в среднем SFR ≈ 1М☉ в год.

Спектрофотометрические модели предсказывают, что при текущем SFR ≈ 1000 М☉ в год галактика должна быть очень яркой - примерно как квазар, т. е. на 4 звездные величины ярче, чем сегодня, - а также голубой и с мощной эмиссионной линией водорода Lyα в спектре.

Вот таких «зверей» и искали весьма активно на небе в 1970–1980-е годы, сначала с фотографической техникой, а потом уже и с помощью ПЗС-приемников. К 1978 году был закончен первый глубокий подсчет галактик Крона: он считал их в двух фильтрах, голубом и красном, и обнаружил, что в B-лучах слабых галактик 23–24-й звездной величины гораздо больше, чем можно было предсказать, исходя из парадигмы пассивной эволюции, т. е. из предположения, что на любом z галактики такие же и в том же количестве, что и рядом с нами.

Этот результат вдохновил Тинсли: она произвела необходимые модельные расчеты и объявила, что среди «избыточных» слабых голубых галактик Крона должно быть много далеких, на z > 3, эллиптических галактик в момент их основной эпохи звездообразования.

Она не дожила до результатов массовой спектроскопии слабых голубых галактик; всем остальным заинтересованным исследователям эти результаты принесли разочарование: «избыточные» слабые голубые галактики оказались все на z

Рис. 1.7 иллюстрирует технику поиска LBG-галактик, в данном случае на z = 7: в фильтре i (λc = 7500 Å) галактики не видно, а в фильтре J (11 000 Å) и в более красных она видна превосходно - значит, с большой долей вероятности это Ly-break галактика на z ≈ 7.

В основном благодаря усилиям Чарльза Стейделя (Steidel, 1999) сейчас известно уже несколько тысяч таких объектов и подведены первые статистические итоги. Так, по своим свойствам, в том числе и по характерной светимости (а значит, скорее всего, и по массе), LBG-галактики на z = 3, z = 4 и z = 5 идентичны друг другу. Это означает, что процесс формирования звездного населения в этих галактиках был достаточно затяжным. В спектрах половины LBG-галактик вовсе не оказалось Lyα-эмиссии, а в остальных она весьма скромная; да и темпы звездообразования, оцененные по потоку в ультрафиолете (в системе галактики), оказались в среднем весьма умеренными, от 8 до 25 М☉ / год, что согласуется с идеей о большой продолжительности у них эпохи звездообразования. Есть предположение, что LBG-галактики - это будущие балджи современных дисковых галактик ранних типов; впрочем, доказать это трудно. Любопытно, что после того как была оценена средняя плотность на небе пересчитанных на довольно больших площадях LBG-галактик, выяснилось, что в HDF-N количество LBG-галактик в несколько раз меньше среднеожидаемого (Steidel et al., 1996b). То есть в плане средней эволюции галактик на больших z Северное глубокое поле «Хаббла» оказалось совершенно нетипичным, что неудивительно, учитывая его малые размеры. Тогда насколько же репрезентативна статистика морфологических типов галактик, которую астрономы с энтузиазмом изучают по глубоким полям «Хаббла» в течение уже многих лет?!

Астрофизик, доктор физико-математических наук, заведующая отделом физики эмиссионных звезд и галактик Государственного астрономического института им. П. К. Штернберга МГУ им. М.В. Ломоносова – Ольга Касьяновна Сильченко.

Credit: NASA, ESA, the Hubble Heritage Team (STScI/AURA), A. Nota (ESA/STScI), and the Westerlund 2 Science Team

Задали хороший вопрос о том, отражают ли все эти чудные снимки объектов Вселенной, которые в изобилии усеивают любой сайт астрономической направленности, то, «как видно глазу» или нет.

Ну что ж, давайте разберемся. Очень коротко, тезисно, не без упрощений, конечно.

ЦВЕТ - реакция нашего мозга на свет разной длины волны, попавший на колбочки на сетчатке глаз. Синтез миллионов цветов по сути происходит из трех основных - синего, зеленого и красного, более того, наши глаза имеют естественный встроенный фильтр с центром на длине волны около 555 нанометров, в желто-зеленой области. У каждого человека есть свои нюансы восприятия света - так, например, у меня левый глаз видит в слегка холодных, а правый - в немного теплых цветах, и, подозреваю, у других людей здесь может быть что-то свое:-/

Матрицы монохромны, лишены этих недостатков и имеют кучу своих, матричных. В бытовых фотоаппаратах, утрируя, на матрице не одна, а три точки, чья чувствительность к свету выровнена технически, условно, по основным цветам, и все миллионы цветов опять получаются сложением этих трех основных, хотя вовсе и не очевидно, что графики чувствительности матриц на разных длинах волн в точности повторяют наши глаза - по уже упомянутым выше причинам.

Любители-астрофотографы используют неплохие монохромные матрицы, вводя в поток света перед ними градуированные широкополосные фильтры RGB (красный, зеленый, синий) и, еще, иногда фильтр альфа водорода, чтобы подчеркнуть яркость отдельных областей туманностей и галактик. Процесс выглядит так: навел на объект, проверил фокус, на специальной револьверной головке поставил синий фильтр - щелк, сделал экспозицию (секунды, минуты, реже - десятки минут), убрал фильтр, проверил фокус, поставил зеленый фильтр - щелк, сделал экспозицию, и так далее... потом в специальной программе сложил многие изображения, сделанные через каждый отдельный фильтр, чтобы усилить, потом в Фотошопе приписал каждому фильтру свой цвет, сложил все вместе, и получил итоговое цветное изображение. Нелегка и неказиста...

Астрономы-профи предпочитают иметь дело с объективными, научными данными. Поэтому они используют график излучения черного тела, показывающий, сколько света на каких длинах волн пришло к нам от объекта. Из этого полного спектра узкополосными фильтрами вырезают четкие окна в диапазонах U - ультрафиолетовый (365 нм), B - синий (445 нм), V - визуальный (551 нм), R (658 нм) - красный, I (806 нм) - инфракрасный, и многие, многие другие, дополнительные полосы. В общем случае, ученых обычно интересует даже не флюксы (потоки излучения) на указанных длинах волн, а разница между ними - U-B, B-V и т.д. Теоретически можно опять таки в фотошопе приписать каждому узкому фильтру свой цвет и экспериментировать с этими изображениями до посинения. Судите сами, соответствует ли все это вашему представлению о том, «как видно глазу». Процесс калибровки узкополосных фотометрических фильтров будет похлеще Фауста Гёте, посему о нем умолчим, пощадив ваше время и нервы...

Наш любимый телескоп Хаббл, кроме фотометрического, использует еще и другой набор фильтров, пропускающих излучение строго определенной длины волны - ионизованного водорода, кислорода и серы, как основные цвета (ну, и несколько дополнительных тоже). Водороду припишем красный, кислороду - синий, а сере - зеленый, сложим опять все вместе в фотошопе, и на выходе мы получим именно то, что сейчас представляют почтеннейшей публике, как фото объектов Вселенной... называется палитра Хаббла.

Credit: X-ray: NASA/CXC/CfA/M.Markevitch et al.; Optical: NASA/STScI; Magellan/U.Arizona/D.Clowe et al.; Lensing Map: NASA/STScI; ESO WFI; Magellan/U.Arizona/D.Clowe et al.

Наконец, используя полный электромагнитный спектр, ученые стали приписывать условные цвета даже невидимым нам радио-, инфракрасному, рентгеновскому и гамма излучению. Очень часто теперь можно встретить снимки, где красным, например, кодированы какие-то волны из инфракрасного диапазона (скажем, от телескопа Спитцер), зеленым - визуального (Хаббл), а фиолетовым - рентгеновского (от обсерватории Чандра). Называется цветовое кодирование.

А теперь, в эру многосигнальной астрономии, ожидайте появления на снимках еще и гравитационных волн, выраженных каким-нибудь еще цветом:)

Подобные изображения используют уже не столько для восхищения и созерцания, сколько для серьезной науки, изучая морфологию и динамику объектов - например, сравнивая распределение горячего газа в скоплениях галактик с визуальными искажениями изображений галактик, которые дает гравитация, можно судить о наличии темной материи в этих скоплениях.

Насколько все это соответствует вашему интуитивному представлению «как надо»? Нет, совсем не соответствует? Погодите бежать с чемоданами через поле, мы еще немного усугубим общую картину...

Глаз - замечательный инструмент, само совершенство (хотя и не настолько, как собачий нос), но он имеет еще недостатки - например, слепое пятно, из которого пучок проводящих нервов идет в мозг, естественные физиологические отклонения - астигматизм, близорукость/дальнозоркость, дальтонизм как неспособность различать цвета...

Есть и еще один недостаток. При низком освещении колбочки, которые дают ощущение цвета, почти не работают, мы видим так называемыми «палочками», которым цвет особо ни к чему, их задача - обеспечить вас ночным зрением. Ночью все кошки серы, правда? В отличие от матриц, умеющих накапливать фотон за фотоном, при низком освещении - сколько не гляди, сильно больше не увидишь. Под утро зрачок вследствие естественной адаптации расширяется почти до максимального предела - до 6 или 8 мм, у кого как, но такой разницы, как у матриц между экспозициями в секунду и в десятки минут, нет и близко.

Сев на космический корабль, и прилетев к какой-нибудь туманности, мы, в зависимости от ее яркости и площади, занимаемой в нашем поле зрения, вполне можем увидеть вместо шикарного разноцветного калейдоскопа форм и цветов, просто серое, невнятное и непривлекательное скопление пыли и газа... разочарование? Гнев? Отрицание? Отчаяние?

И как вам теперь с этим знанием? Умножил вашу скорбь?

Истинная красота Вселенной заключена даже не в зрелищах, коими она насыщена чуть более, чем полностью, а в том, что она дает пытливому уму возможность понимать красоту законов, ей управляющих...

Наша Галактика. Загадки Млечного пути

В какой-то степени мы знаем о далеких звездных системах больше, чем о нашей родной Галактике – Млечный Путь. Исследовать его структуру трудней, чем строение любых других галактик, потому как изучать ее приходится изнутри, и многое не так легко разглядеть. Межзвездные пылевые облака поглощают свет, излучаемый мириадами отдаленных звезд.

Только с развитием радиоастрономии и появлением инфракрасных телескопов ученые смогли понять, как устроена наша Галактика. Но многие детали остаются неясны и по сей день. Даже число звезд в Млечном Пути оценивается довольно приблизительно. Новейшие электронные справочники называют цифры от 100 до 300 миллиардов звезд.

Еще не так давно считалось, что у нашей Галактики имеются 4 больших рукава. Но в 2008 г. астрономы из Висконсинского университета опубликовали результаты обработки около 800 000 инфракрасных снимков, которые были сделаны космическим телескопом «Спитцер». Их анализ показал, что у Млечного Пути всего два рукава. Что до других рукавов, то они являются только узкими боковыми ответвлениями. Итак, Млечный Путь – это спиральная галактика с двумя рукавами. Следует отметить, у большинства известных нам спиральных галактик также только два рукава.

«Благодаря телескопу “Спитцер” мы имеем возможность заново переосмыслить структуру Млечного Пути, – подчеркнул астроном Роберт Бенджамин из Висконсинского университета, выступая на конференции Американского астрономического общества. – Мы уточняем наше представление о Галактике точно так же, как столетия назад первооткрыватели, совершая путешествия по земному шару, уточняли и переосмысливали прежние представления о том, как выглядит Земля».

С начала 90-х годов XX века, наблюдения, проводимые в инфракрасном диапазоне, все больше и больше меняют наши знания о структуре Млечного Пути, ведь инфракрасные телескопы дают возможность заглянуть сквозь газопылевые облака и увидеть то, что недоступно для обычных телескопов.

2004 год — возраст нашей Галактики был оценен в 13,6 миллиарда лет. Она возникла в скором времени после . Вначале это был диффузный газовый пузырь, содержавший в основном водород и гелий. Со временем он превратился в громадную спиральную галактику, в которой мы сейчас живем.

Общая характеристика

Но как протекала эволюция нашей Галактики? Как она формировалась – медленно или, напротив, очень быстро? Как она насыщалась тяжелыми элементами? Как изменялись за миллиарды лет форма Млечного Пути и его химический состав? Подробные ответы на эти вопросы еще предстоит дать ученым.

Протяженность нашей Галактики составляет около 100 000 световых лет, а средняя толщина галактического диска – около 3 000 световых лет (толщина выпуклой его части – балджа – достигает 16 000 световых лет). Впрочем, в 2008 г. австралийский астроном Брайан Генслер, проанализировав результаты наблюдений за пульсарами, предположил, что, вероятно, галактический диск в два раза толще, чем принято считать.

Велика или мала наша Галактика по космическим меркам? Для сравнения: протяженность туманности Андромеды, ближайшей к нам крупной галактики, составляет приблизительно 150 000 световых лет.

В конце 2008 г. исследователи установили методами радиоастрономии, что Млечный Путь вращается быстрей, чем предполагали ранее. Судя по этому показателю, его масса приблизительно в полтора раза выше, чем принято было считать. По разным оценкам, она варьируется от 1,0 до 1,9 триллиона солнечных масс. Опять же для сравнения: массу туманности Андромеды оценивают самое меньшее в 1,2 триллиона солнечных масс.

Строение галактик

Черная дыра

Итак, Млечный Путь не уступает по размерам туманности Андромеды. «Нам не следует больше относиться к нашей Галактике как к младшей сестре туманности Андромеды», – отметил астроном Марк Рейд из Смитсоновского центра астрофизики при Гарвардском университете. В то же время, поскольку масса нашей Галактике больше, чем предполагалось, сила ее притяжения также выше, а значит, возрастает и вероятность ее столкновения с другими галактиками, находящимися поблизости от нас.

Нашу Галактику окружает шаровидное гало, достигающее в поперечнике 165 000 световых лет. Астрономы порой называют гало «галактической атмосферой». Оно содержит примерно 150 шаровых скоплений, а также небольшое количество древних звезд. Все остальное пространство гало заполнено разреженным газом, а также темным веществом. Массу последнего оценивают приблизительно в триллион солнечных масс.

В спиральных рукавах Млечного Пути содержится огромное количество водорода. Именно здесь продолжают зарождаться звезды. Со временем молодые звезды покидают рукава галактик и «переселяются» в галактический диск. Впрочем, самые массивные и яркие звезды живут довольно недолго, потому не успевают удалиться от места своего рождения. Неслучайно рукава нашей Галактики так ярко светятся. Большая же часть Млечного Пути состоит из небольших, не очень массивных звезд.

Центральная часть Млечного Пути располагается в созвездии Стрельца. Эта область окружена темными газопылевыми облаками, за которыми нельзя ничего увидеть. Только начиная с 1950-х годов, используя средства радиоастрономии, ученые смогли постепенно рассмотреть то, что таится там. В этой части Галактики был обнаружен мощный радиоисточник, получивший название Стрелец А. Как показали наблюдения, здесь сосредоточена масса, превосходящая массу Солнца в несколько миллионов раз. Самое приемлемое объяснение этого факта возможно только одно: в центре нашей Галактики находится .

Сейчас она по каким-то причинам устроила себе передышку и не проявляет особой активности. Приток вещества сюда очень скуден. Может быть, со временем у черной дыры пробудится аппетит. Тогда она снова начнет поглощать окружившую ее пелену газа и пыли, и Млечный Путь пополнит список активных галактик. Возможно, что перед этим в центре Галактики начнут бурно зарождаться звезды. Подобные процессы, вероятно, регулярно повторяются.

2010 год — американские астрономы при помощи Космического телескопа имени Ферми, предназначенного для наблюдения за источниками гамма-излучения, обнаружили в нашей Галактике две загадочные структуры – два громадных пузыря, испускающих гамма-излучение. Диаметр каждого из них составляет в среднем 25 000 световых лет. Они разлетаются из центра Галактики в северном и южном направлениях. Может быть, речь идет о потоках частиц, которые испустила некогда черная дыра, находящаяся посредине Галактики. Другие исследователи считают, что речь идет о газовых облаках, взорвавшихся при зарождении звезд.

Вокруг Млечного Пути расположены несколько карликовых галактик. Самые известные из них – Большое и Малое Магеллановы Облака, которые связаны с Млечным Путем своего рода водородным мостом, огромным шлейфом газа, что тянется за этими галактиками. Он получил название «Магелланова потока». Его протяженность составляет около 300 000 световых лет. Наша Галактика постоянно поглощает ближайшие к ней карликовые галактики, в частности, галактику Сагитариуса, которая расположена на расстоянии 50 000 световых лет от галактического центра.

Остается добавить, что Млечный Путь и туманность Андромеды движутся навстречу друг другу. Предположительно через 3 миллиарда лет обе галактики сольются воедино, образовав более крупную эллиптическую галактику, которую уже назвали «Млечномедой».

Происхождение Млечного пути

Туманность Андромеды

На протяжении долгого времени считалось, что Млечный Путь формировался постепенно. 1962 год — Олин Эгген, Дональд Линден-Белл и Аллан Сендедж предложили гипотезу, которая стала известна, как модель ELS (ее назвали по начальным буквам их фамилий). Согласно ей, на месте Млечного Пути когда-то медленно вращалось однородное облако газа. Оно напоминало шар и достигало в поперечнике приблизительно 300 000 световых лет, а состояло в основном из водорода и гелия. Под действием гравитации протогалактика сжалась и стала плоской; при этом ее вращение заметно ускорилось.

Почти два десятка лет такая модель устраивала ученых. Но новые результаты наблюдений показали, что Млечный Путь не мог возникнуть так, как ему предписали теоретики.

Согласно этой модели, сначала образуется гало, а потом – галактический диск. Но в диске также встречаются очень древние звезды, к примеру, красный гигант Арктур, чей возраст больше 10-ти миллиардов лет, или многочисленные белые карлики того же возраста.

И в галактическом диске, и в гало обнаружены шаровые скопления, которые моложе, чем допускает модель ELS. Очевидно, они поглощены нашей Галактикой поздней.

Многие звезды в гало вращаются в другом направлении, нежели Млечный Путь. Может быть, они тоже находились когда-то за пределами Галактики, но потом были втянуты в этот «звездный вихрь» – словно случайный пловец в водоворот.

1978 год — Леонард Сирл и Роберт Цинн предложили свою модель становления Млечного Пути. Ее обозначили как «модель SZ». Теперь история Галактики заметно усложнилась. Еще не так давно ее молодость, в представлении астрономов, описывалась столь же просто, как во мнении физиков – прямолинейное поступательное движение. Механика происходящего была отчетливо видна: имелось однородное облако; оно состояло только из равномерно разлившегося газа. Ничто своим присутствием не усложняло расчеты теоретиков.

Теперь вместо одного огромного облака в видениях ученых возникли сразу несколько небольших, причудливо разбросанных облаков. Среди них виднелись и звезды; правда, они были расположены только в гало. Внутри гало все бурлило: облака сталкивались; газовые массы перемешивались и уплотнялись. С течением времени из этой смеси образовался галактический диск. В нем начали возникать новые звезды. Но и эту модель впоследствии раскритиковали.

Нельзя было понять, что связывало гало и галактический диск. Этот сгущавшийся диск и реденькая звездная оболочка вокруг него имели мало общего. Уже после того, как Сирл и Цинн составили свою модель, выяснилось, что гало вращается слишком медленно, чтобы из него образовался галактический диск. Судя по распределению химических элементов, последний возник из протогалактического газа. Наконец, момент количества движения диска оказался в 10 раз выше, чем гало.

Весь секрет в том, что обе модели содержат зерно истины. Вся беда в том, что они слишком простые и односторонние. Обе они кажутся теперь фрагментами одного и того же рецепта, по которому был сотворен Млечный Путь. Эгген и его коллеги прочитали несколько одних строк из этого рецепта, Сирл и Цинн – несколько других. Потому, пытаясь заново представить историю нашей Галактики, мы то и дело замечаем знакомые, уже читанные однажды строки.

Млечный путь. Компьютерная модель

Итак, все началось в скором времени после Большого взрыва. «Сегодня принято полагать, что флуктуации плотности темного вещества породили первые структуры – так называемые темные гало. Благодаря силе гравитации эти структуры не распадались», – отмечает немецкий астроном Андреас Буркерт, автор новой модели рождения Галактики.

Темные гало стали зародышами – ядрами – будущих галактик. Вокруг них под воздействием гравитации скапливался газ. Происходил однородный коллапс, как описывает его модель ELS. Уже спустя 500-1000 миллионов лет после Большого взрыва газовые скопления, окружавшие темные гало, стали «инкубаторами» звезд. Здесь появились небольшие протогалактики. В плотных облаках газа возникли первые шаровые скопления, ведь звезды здесь рождались в сотни раз чаще, чем где-либо еще. Протогалактики сталкивались и сливались друг с другом – так образовались крупные галактики, в том числе наш Млечный Путь. Сегодня он окружен темным веществом и гало, состоящим из одиночных звезд и их шаровых скоплений, этими руинами мироздания, чей возраст превышает 12 миллиардов лет.

В протогалактиках было много очень массивных звезд. Не прошло и нескольких десятков миллионов лет, как большинство из них взорвалось. Эти взрывы обогатили облака газа тяжелыми химическими элементами. Потому в галактическом диске рождались не такие звезды, как в гало, – они содержали в сотни раз больше металлов. Кроме этого, эти взрывы породили мощные галактические вихри, которые разогревали газ и выметали его за пределы протогалактик. Произошло разделение газовых масс и темного вещества. Это была важнейшая стадия формирования галактик, не учтенная прежде ни в одной модели.

Вместе с этим темные гало все чаще сталкивались друг с другом. Причем протогалактики вытягивались или распадались. Об этих катастрофах напоминают цепочки звезд, сохранившиеся в гало Млечного Пути со времен «юности». Изучая их расположение, возможно оценить события, которые происходили в ту эпоху. Постепенно из этих звезд образовалась обширная сфера – видимое нами гало. По мере остывания внутрь него проникали газовые облака. Их момент количества движения сохранялся, потому они не сжались в одну-единственную точку, а образовали вращающийся диск. Все это произошло более 12 миллиардов лет назад. Теперь газ сжимался так, как было описано в модели ELS.

В это время образуется и «балдж» Млечного Пути – его срединная часть, напоминающая эллипсоид. Балдж состоит из очень старых звезд. Вероятно, он возник при слиянии самых крупных протогалактик, дольше всего удерживавших газовые облака. Посреди него оказались нейтронные звезды и крохотные черные дыры – реликты взорвавшихся сверхновых звезд. Они сливались друг с другом, попутно поглощая потоки газа. Может быть, так зародилась огромная черная дыра, пребывающая ныне в центре нашей Галактики.

История Млечного Пути гораздо хаотичней, чем считали раньше. Наша родная Галактика, внушительная даже по космическим меркам, образовалась после череды ударов и слияний – после серии космических катастроф. Следы тех давних событий возможно обнаружить и сегодня.

Так, к примеру, не все звезды Млечного Пути обращаются вокруг галактического центра. Вероятно, за миллиарды лет своего существования наша Галактика «поглотила» немало попутчиков. Возраст каждой десятой звезды в галактическом гало – меньше 10-ти миллиардов лет. К тому времени Млечный Путь уже сформировался. Возможно, это – остатки захваченных некогда карликовых галактик. Группа английских ученых из Астрономического института (Кембридж) во главе с Джерардом Гилмором подсчитала, что Млечный Путь, очевидно, мог поглотить от 40 до 60 карликовых галактик типа Карина.

Кроме этого, Млечный Путь притягивает к себе огромные массы газа. Так, в 1958 г. нидерландские астрономы заметили в гало множество небольших пятен. На поверку они оказались газовыми облаками, которые состояли в основном из атомов водорода и мчались в сторону галактического диска.

Наша Галактика не умерит свой аппетит и впредь. Возможно, она поглотит ближайшие к нам карликовые галактики – Форнакс, Карину и, вероятно, Секстанс, а после сольется с туманностью Андромеды. Вокруг Млечного Пути – этого ненасытного «звездного каннибала» – станет еще пустынней.

Согласно современным представлениям, Галактика образовалась около 14 млрд. лет назад из первичного медленно вращавшегося газового облака, по своим размерам превосходившего ее в десятки раз. Первоначально это облако (протогалактика) на 75% состояло из водорода и на 25% - из гелия. В течение примерно 3 миллиардов лет протооблако свободно сжималось под действием сил гравитации.

Этот коллапс неизбежно привел к распаданию облака на части (фрагментации) и началу процесса звездообразования. Сначала газа было много, и он находился на больших расстояниях от плоскости вращения. Возникли звезды первого поколения, а также шаровые скопления.

Звезда рождается, когда в центре сжатого облака достигаются плотности и температуры, достаточные для эффективного протекания термоядерных реакций. В недрах массивных звезд происходил термоядерный синтез химических элементов тяжелее гелия. Эти элементы попали в первичную водородно-гелиевую среду при взрывах звезд или при спокойном истечении вещества со звездами. Элементы тяжелее железа образовались при грандиозных взрывах сверхновых звезд. Таким образом, звезды первого поколения обогатили первичный газ химическими элементами, тяжелее гелия. Эти звезды наиболее старые, они состоят из водорода, гелия и очень малой примеси тяжелых элементов.

Та часть газа, которая не превратилась в звезды, продолжала свой процесс сжатия к центру Галактики. Из-за сохранения момента количества движения, ее вращение становилось быстрее, образовался диск, и, в нем снова начался процесс звездообразования. Звезды второго поколения оказались богатыми тяжелыми элементами, так как они образовались из уже обогащенного тяжелыми элементами первичного газа.

Оставшийся газ сжался в еще более тонкий слой. Так возникла плоская составляющая – звездный диск, который является основной ареной современного звездообразования.

Когда прекратилось сжатие протогалактики, кинетическая энергия образовавшихся звезд диска уравнялась с энергией коллективного гравитационного взаимодействия. В это время создались условия для образования спиральной структуры, а рождение звезд происходит уже в спиральных ветвях, в которых газ достаточно плотный. Это звезды третьего поколения . К ним относится наше Солнце.

Дальнейшую эволюцию Галактики ученые представляют так.

Запасы межзвездного газа постепенно истощатся, рождение звезд станет менее интенсивным. Через несколько миллиардов лет, когда будут исчерпаны все запасы газа, спиральная галактика превратится в линзообразную, состоящую из слабых красных звезд и белых карликов - это сверхплотные звёзды малых размеров, представляющие собой одну из последних стадий эволюции звёзд.

Главная » Обучение за рубежом » Почему возникла наша Галактика? Два способа изучать эволюцию, или Что мы знаем про далекие галактики. Галактики с перемычкой