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

Масса газа в Галактике составляет около 10 млрд масс Солнца, а современный темп формирования звезд – несколько масс Солнца в год. Конечно, не весь газ находится в форме, пригодной для запуска процесса звездообразования, тем не менее с учетом возврата газа в межзвездную среду (возвращается порядка 10 % массы за счет сверхновых и ветров массивных звезд) на финальных стадиях эволюции звезд формирование новых поколений может продолжаться в нашей Галактике еще в течение миллиардов лет. Однако часть вещества остается связанной в компактных остатках (белые карлики, нейтронные звезды и черные дыры), а также входит в состав очень долгоживущих маломассивных звезд, бурых карликов и планет. Кроме того, часть газа переходит в горячее состояние с низкой плотностью, и не весь этот газ в будущем сможет охладиться и войти в состав молекулярных облаков, чтобы стать сырьем для рождения звезд.

В межзвездную среду попадает газ, обогащенный тяжелыми элементами за счет термоядерных реакций в звездах.

Сверхновые и мощные звездные ветра играют большую роль в генерации турбулентности, важной для динамики межзвездной среды. В частности, турбулентность хорошо перемешивает газ, что приводит к выравниванию химического состава межзвездной среды в Галактике.

Звездные ветра и сверхновые оказывают динамическое воздействие на межзвездную среду.

В то же время в галактический диск может поступать газ с низким содержанием тяжелых элементов. Это связано и с аккрецией газа, и с поглощением карликовых спутников. Такой процесс был особенно важен в течение первых миллиардов лет жизни Галактики.

Наблюдения достоверно показывают, что химический состав звезд Галактики, родившихся в разные периоды ее жизни, различен. Чем раньше в истории Галактики сформировалась популяция объектов, тем ниже в них содержание тяжелых элементов. Например, звезды гало содержат гораздо меньше элементов тяжелее гелия, чем звезды диска. Это однозначно свидетельствует о постоянном круговороте вещества с обогащением тяжелыми элементами за счет реакций в звездах, а также вспышек сверхновых и слияний нейтронных звезд.

Часть вещества в ходе круговорота остается связанной в компактных остатках, легких объектах и горячем газе низкой плотности.

Разные химические элементы создаются в разных реакциях и в разных процессах, а иногда и различными объектами. Кроме того, важно, как именно элементы поставляются в межзвездную среду. Например, железо попадает в межзвездный газ в основном в результате вспышек сверхновых типа Ia – термоядерных взрывов сверхкритических белых карликов, а этот процесс начинает идти лишь спустя продолжительное время после появления звезд, так как прародители белых карликов живут достаточно долго. А вот вспышки сверхновых с коллапсом ядра происходят намного быстрее после начала звездообразования, а они отвечают, в частности, за такие элементы, как O, Mg, Si, Ca, Ti. Причем кислород и магний, попадающие в межзвездную среду, производятся массивными звездами до взрыва, а кремний, кальций и титан – во время взрыва. Вдобавок звезды разных масс формируют элементы в разных пропорциях, поэтому анализ относительного содержания разных элементов позволяет получать более детальную информацию о свойствах звездных популяций, участвующих в круговороте вещества: можно определять распределение звезд по начальным массам, а также восстанавливать историю звездообразования.

В самом конце 1940-х гг. Вильям Хилтнер (William Hiltner) и Джон Холл (John Hall) обнаружили, что свет звезд является поляризованным. Немного позднее этот факт был объяснен наличием межзвездного магнитного поля. Детальное изучение магнитного поля Галактики началось лишь во второй половине XX в.

Активное изучение межзвездных магнитных полей началось только во второй половине XX в.

В настоящее время существует несколько методов изучения этой составляющей межзвездной среды. В основе первого метода лежит зеемановское расщепление линий: в магнитном поле меняются орбиты электронов в атоме, что приводит к характерному расщеплению спектральных линий. Второй метод использует влияние магнитного поля на ориентацию пылинок в межзвездной среде: свет звезд, проходя через заполненные такой пылью области, поляризуется, и измерения поляризации позволяют судить о параметрах магнитного поля. Третий метод изучает собственное инфракрасное излучение пыли: соориентированность пылинок в магнитном поле приводит к его поляризации. Четвертый метод измеряет интенсивность синхротронного излучения, которое испускают движущиеся в магнитном поле электроны. И, наконец, пятый метод изучает вращение плоскости поляризации, возникающее при распространении линейно поляризованного излучения через область, в которой есть упорядоченное магнитное поле (так называемое фарадеевское вращение). Радиопульсары являются хорошими источниками линейно поляризованного излучения, и их наблюдения позволяют определить распределение магнитного поля в Галактике.

В настоящее время идут дискуссии о происхождении начального (затравочного) магнитного поля Галактики. Но нет сомнений в том, что на протяжении истории нашей Галактики это поле усиливалось с помощью динамо-механизма, в котором механическая энергия (движение газа) перекачивается в энергию магнитного поля. Аналогичное утверждение верно и для магнитных полей, наблюдаемых в других галактиках. Магнито-гидродинамические процессы в турбулизованной среде весьма сложны, поэтому существует много неясностей относительно деталей механизма усиления поля. В настоящее время множество научных групп в мире, в том числе и в России, работает над компьютерным моделированием эволюции магнитных полей галактик.

Крупномасштабное поле Галактики усиливалось динамо-механизмом.

Можно говорить о крупномасштабном магнитном поле в Галактике (речь идет о масштабах в тысячи световых лет) и о мелкомасштабном поле (например, внутри какого-нибудь уплотнения в молекулярном облаке). Крупномасштабное поле имеет структуру, отражающую глобальные свойства Галактики, а мелкомасштабное может иметь разную величину и топологию в разных местах. Крупномасштабное поле в диске имеет типичную величину порядка нескольких десятимиллиардных долей тесла (несколько микрогаусс). Несмотря на кажущуюся малую величину, поле существенно влияет на поведение ионизованного газа, поскольку давление магнитного поля по порядку величины сравнимо с давлением в межзвездной среде.

Как и в случае изучения спирального узора, определять направления крупномасштабного магнитного поля Галактики, находясь в ее плоскости, очень непросто. У нас нет полной четкой картины его структуры, однако очевидно, что она связана со структурой спиральных рукавов.