Сергей Попов - Вселенная. Краткий путеводитель по пространству и времени: от Солнечной системы до самых далеких галактик и от Большого взрыва до будущего Вселенной

Наблюдения показывают, что упорядоченные рукава намного чаще возникают у галактик с баром или крупными спутниками, а также у галактик в скоплениях и плотных группах. При этом в галактиках могут работать разные механизмы формирования спирального узора. Даже в случае галактик с баром, по всей видимости, не существует единого механизма, приводящего к появлению спиральных ветвей.

Также могут возникать так называемые динамические рукава (их также иногда называют материальными). В этом случае речь не идет о волнах плотности, и скорость рукава не отличается от скорости вращения звезд галактики. В таком рукаве повышена плотность вещества (в первую очередь звезд), соответственно, под действием гравитации туда собирается газ, в результате чего создаются благоприятные условия для рождения нового поколения звезд. Если газа мало, то такой рукав будет представлять собой просто уплотнение в звездном распределении. Подобные рукава могут быть очень долгоживущими.

Часто спирали возникают в результате взаимодействия с галактиками-спутниками или из-за центральной перемычки (бара).

Характеристики спирального узора нашей Галактики известны недостаточно хорошо. По всей видимости, в ней есть как упорядоченные спирали, так и флоккулентные рукава, Солнце расположено внутри одного из флоккулентных рукавов между двумя мощными рукавами. Полное число спиральных рукавов разных типов пока не известно. В наиболее общепринятых моделях присутствуют четыре больших рукава (полное число ответвлений и флоккулентных деталей установить невозможно), из которых по крайней мере два имеют волновую природу. Однако новые данные (в первую очередь полученные космическим телескопом Gaia) могут изменить эту точку зрения.

Звезды в основном образуются группами. Некоторые из таких групп оказываются достаточно плотными и массивными, чтобы существовать продолжительное время, другие слишком малы и быстро распадаются под влиянием внешних воздействий и собственной динамики.

Звезды в основном рождаются группами из молекулярных облаков.

Выделяют несколько типов групп звезд. Основные из них – это шаровые скопления (обычно наиболее массивные и старые), открытые (или иначе – рассеянные) скопления и звездные ассоциации (самые легкие и молодые).

Шаровые скопления получили свое название в 1789 г. от Уильяма Гершеля. В нашей Галактике известно более 150 шаровых скоплений. Полное их число может быть на несколько десятков больше. Это старые образования с типичным возрастом около 10 млрд лет и более. Их размер составляет до нескольких десятков световых лет. Они движутся по вытянутым орбитам под разным наклоном к диску, иногда уходя от центра Галактики на сотни тысяч световых лет.

Шаровые скопления – одни из самых старых образований в Галактике.

Массы шаровых скоплений обычно составляют около 100 000 масс Солнца, а самые тяжелые из них достигают нескольких миллионов солнечных. Вся эта масса в основном определяется звездами, газа и темного вещества в скоплениях немного. Отсутствие большого количества газа приводит к тому, что новые поколения звезд не возникают, все звезды в скоплениях старые, а значит – маломассивные. А поскольку шаровые скопления формировались давно, когда содержание тяжелых элементов в газе было меньше, они имеют низкую металличность.

Существует несколько сценариев образования шаровых скоплений. Основной предполагает коллапс крупного молекулярного облака, способного быстро породить много звезд без существенной потери газа. Условия для этого существовали в прошлом, когда галактики активно росли за счет слияний и поглощений, на красных смещениях z = 2–3 (около 10–12 млрд лет назад). К сожалению, пока мы не можем непосредственно наблюдать процесс формирования шаровых скоплений в столь далеком прошлом, в нашей Галактике такие процессы не идут уже более 8–10 млрд лет. Однако процесс образования молодых массивных скоплений, сходных по своим характеристикам с шаровыми, можно наблюдать в некоторых сливающихся галактиках, где в настоящее время реализуются типичные для эпохи с z = 2–3 условия.

В шаровых скоплениях за счет взаимодействия звезд образуется много рентгеновских двойных систем.

Часть шаровых скоплений нашей Галактики образовалась в ее спутниках, а потом была захвачена вместе со своими галактиками. Кроме того, некоторые скопления сами могли быть небольшими галактиками или центральными звездными скоплениями галактик, но с тех пор были не только захвачены нашей, но и существенно «ободраны». Разумеется, чем массивнее галактика и чем больше спутников она поглотила, тем больше у нее шаровых скоплений. В случае центральных галактик (как М87) счет может идти на многие тысячи массивных скоплений.

Шаровые скопления могут насчитывать до нескольких миллионов звезд.

Массивное, но недостаточно плотное скопление может быть быстро разрушено вскоре после образования, в первую очередь приливными силами гигантских молекулярных облаков. Чтобы выжить, скопление должно образоваться вне диска, а затем быстро уйти на высокие орбиты, и условия для этого вновь обеспечиваются при слиянии галактик. Кроме того, не выживают изначально легкие и разреженные скопления, что приводит к нижнему пределу на начальную массу этих объектов порядка нескольких десятков тысяч масс Солнца.

Шаровые скопления в основном образовались около 10–12 млрд лет назад (z = 2–3), когда был велик темп слияния галактик и формирования звезд.

Из-за высокой концентрации звезды в шаровых скоплениях активно взаимодействуют друг с другом. Это приводит к нескольким важным эффектам. Во-первых, эволюционирует скопление в целом: выделяется более плотное ядро, куда оседают массивные звезды и их остатки (когда-то была популярной идея о существовании массивных черных дыр в центрах скоплений, однако теперь ясно, что это не так: по крайней мере, если черные дыры и встречаются в шаровых скоплениях, то происходит это достаточно редко), а двойные системы с массивными звездами «разогревают» население скопления (т. е. не позволяют звездам приобрести совсем малую энергию), не давая сформировать единый массивный объект. Во-вторых, тесные сближения приводят к образованию двойных звезд или обмену компонентами систем, благодаря чему мы видим в шаровых скоплениях много рентгеновских источников, являющихся двойными системами с аккрецирующими компактными объектами.

Рассеянные (или так называемые открытые) скопления – это более молодые объекты, возникающие и в настоящее время. Одним из самых известных рассеянных скоплений являются Плеяды, хорошо видимые на нашем небе невооруженным глазом. Возраст Плеяд – 120–130 млн лет, а расстояние до них – около 400 световых лет.