Два основных населения, две формы вещества известны нам сейчас в Галактике: звезды и межзвездная газопылевая среда. Они находятся в постоянном взаимодействии, постоянно обмениваются веществом и энергией. Большая часть современной астрофизики так или иначе посвящена изучению именно этих процессов. Однако в начале XX века о связи между звездами и межзвездным веществом было известно еще очень мало.

В 1916 г. Э. Барнард обнаружил расширяющуюся туманную оболочку, которая образовалась вокруг Новой звезды, вспыхнувшей в созвездии Персея в 1901 г. Это открытие стало одним из первых указаний на возможность обмена веществом между звездами и межзвездной средой. А поскольку примерно в те же годы Дж. Джинс разработал теорию гравитационной неустойчивости разреженной среды и образования из нее звезд, то появились предпосылки для обобщающих взглядов на круговорот космической материи.

В 1921 г. немецкий физик В. Нернст (1864-1941) в лекции "Вселенная в свете современных исследований", прочитанной им в Берлинской академии, поставил вопрос о том, возможно ли определенное квазистационарное состояние Галактики, при котором в процессе разрушения одних звезд высвобождается столько же вещества, сколько его тратится на формирование других, образующихся в это же время?

Разумеется, нынешние астрономы ответят на такой вопрос отрицательно, ибо хорошо известно, что из круговорота вещества в Галактике постоянно выпадают неразрушающиеся остатки звездной эволюции: белые карлики, нейтронные звезды, черные дыры, а также объекты субзвездной массы, например, планеты. Да и химическая эволюция Галактики вследствие термоядерных реакций идет в одном направлении - от простых элементов к сложным. Поэтому стационарное состояние Галактики в целом недостижимо.

Однако, если сформулировать тот же вопрос по отношению только к межзвездной среде, то не исключено, что она уже длительное время пребывает в квазистационарном состоянии. Действительно, существуют указания на то, что уменьшение массы газа в процессе звездообразования и изменение его химического состава в результате выброса тяжелых элементов проэволюционировавшими звездами почти в точности компенсируется аккрецией на Галактику чистого водородо-гелиевого межгалактического газа. Вероятно, именно поэтому в течение последних нескольких миллиардов лет звезды в Галактике образуются почти в постоянном темпе и с неизменным химическим составом. Давайте познакомимся с этими процессами подробнее. В том, что в межзвездной среде поддерживается относительный баланс вещества, нас убедит простой расчет. Вся совокупность наблюдательных данных указывает, что полная масса межзвездной среды в Галактике составляет около 8·10⁹ M_Θ. В то же время, как мы знаем, ежегодно в звезды превращается около 4 M_Θ диффузного вещества. Расходуя межзвездную среду с такой скоростью, Галактика полностью лишилась бы ее за 2 млрд лет. Но возраст нашей звездной системы никак не меньше, чем 10 млрд лет. Значит, либо запасы межзвездной среды стремительно подходят к концу (а в это трудно поверить, поскольку вокруг нас много подобных галактик), либо имеются источники ее пополнения.

Такие источники действительно существуют. Расчеты эволюции одиночных звезд показывают, что звезды с начальной массой менее 9 M_Θ в конце эволюции превращаются в белые карлики с массой меньше чандрасекаровского предела (1,4 М_Θ). Точнее говоря, в белые карлики превращаются проэволюционировавшие ядра звезд, лишенные водорода и в значительной степени - гелия. У звезд с начальными массами 1, 5 и 9 M_Θ массы ядер составляют, соответственно, 0,6; 0,85 и 1,1 M_Θ. Остальное вещество, т. е. богатые водородом оболочки звезд сбрасываются ими на стадии красного гиганта в виде мощного звездного ветра и некоторое время наблюдаются как планетарные туманности. Как видно из табл. 1, это один из важнейших источников поступления газа в межзвездную среду.

Масса выброшенного вещества от взрыва Новой невелика - десятитысячные доли массы Солнца, и несмотря на то, что в Галактике ежегодно вспыхивает более 100 Новых, все вместе они выбрасывают в пространство сравнительно небольшое количество газа. Немного газа поставляют и Сверхновые, но это очень ценный газ: он обогащен продуктами ядерного синтеза - тяжелыми элементами, из которых формируются твердые пылинки, астероиды, планеты и живое вещество на них.

Таблица 1
Источники межзвездного вещества

Звезды главной последовательности, вообще говоря, неохотно расстаются со своим веществом. Пример тому Солнце, которое в виде солнечного ветра ежегодно теряет около 10 – 13 М_Θ. Однако подобные Солнцу звезды-карлики "берут числом": их ежегодный вклад в межзвездную среду вполне заметен. Горячие массивные звезды спектральных классов О и В на главной последовательности теряют газ очень интенсивно, но их в Галактике сравнительно немного, поэтому их суммарный вклад довольно скромен.

Приближаясь к концу эволюции, все звезды становятся активными поставщиками газа. Наиболее массивные из них превращаются в звезды типа Вольфа - Райе (М >~ 25 М_Θ); их мощный звездный ветер развивает скорость более 2000 км/с. Звезды меньших масс интенсивно теряют вещество на стадии красного гиганта или сверхгиганта (спектральные классы M III – M I), а также в период сброса оболочки в виде планетарной туманности.

Последняя строка в табл. 1 требует пояснения. Вопрос о том, является ли Галактика "закрытой" системой, т. е. сохраняется ли в ней вещество, или же происходит его обмен с окружающим межгалактическим пространством, с другими звездными системами, имеет большое, возможно, решающее значение для современного процесса звездообразования.

Заметим, что полностью закрытой системой Галактика в принципе быть не может: не говоря уже о потере излучения, она постоянно должна терять звезды. На этом настаивают законы статистической механики. Они указывают, что в любой системе взаимодействующих частиц в результате случайного обмена энергией между ними происходит процесс испарения: молекулы воды покидают стакан, а звезды время от времени покидают звездное скопление. Чем больше воды в стакане, тем дольше она испаряется. Чем крупнее звездное скопление, тем дольше оно живет. Небольшое рассеянное скопление "испаряется" за время ~10⁸ лет, а крупные галактики, как предсказывают расчеты, будут удерживать свои звезды ~10¹⁵ лет.

Средний темп "испарения" звезд из нашей Галактики, вероятно, не превышает 1 звезды за 1000 лет. Для баланса вещества это мизерная величина и о ней можно забыть. Иное дело - межзвездный газ. В крупных галактиках, подобных нашей, газа осталось немного: 2-5 % от полной массы галактики, а иногда и того меньше. Поэтому даже небольшой отток или приток газа из межгалактического пространства могут существенно повлиять на его количество в галактике, на его химический состав и скорость звездообразования. Что же известно об обмене газом между Галактикой и окружающим пространством?

В 1963 г., наблюдая в линии 21 см, радиоастрономы обнаружили высоко над плоскостью Галактики облака нейтрального водорода, которые движутся довольно хаотично и с большими скоростями (~200 км/с). Их так и назвали - высокоскоростные облака. По небу они распределены не совсем однородно, а концентрируются вдоль нескольких дуг; на одной из них лежат богатые газом Магеллановы Облака. Вполне вероятно, что часть газа потеряна этими близкими галактиками в результате приливного взаимодействия с нашей звездной системой. Возможно также, что часть облаков связана с остывающим корональным газом галактического гало: в таком случае это не постороннее вещество, а лишь одна из цепочек круговорота вещества в Галактике. Наконец не исключено, что облака связаны с потоком межгалактического вещества.

Как бы там ни было, большинство высокоскоростных облаков имеет отрицательные лучевые скорости, т. е. они приближаются к центральным областям Галактики. И хотя расстояния до них определяются с очень большой неоднозначностью, все же можно оценить, что поток газа, приносимый этими облаками к диску Галактики, поставляет около 1 М_Θ в год. Если это посторонний газ, приходящий в нашу звездную систему извне, то за несколько миллиардов лет он может полностью обновить межзвездную среду Галактики. Важно, что межгалактический газ должен быть лишен тяжелых элементов, поскольку до сих пор не участвовал в процессе звездной эволюции. Поэтому, несмотря на непрерывный синтез тяжелых элементов в Галактике, приток чистого межгалактического газа, как мы уже говорили, может поддерживать неизменным химический состав межзвездного газа и образующихся из него молодых звезд.

Чтобы понять, почему это так важно, познакомимся немного подробнее с химической эволюцией Галактики. Еще в начале 60-х годов астрономы сформулировали ставшую теперь классической "проблему G-карликов". Суть ее в том, что если придерживаться простой модели химической эволюции вещества и считать, что все тяжелые элементы рождены звездами предыдущих поколений, то окажется, что по сравнению с этой моделью в Галактике удивительно мало старых малометалличных звезд. Спектральный класс G здесь выделен только потому, что время эволюции этих и более холодных звезд главной последовательности превышает возраст Галактики, и можно считать, что все они сохранились почти без изменения с момента своего рождения.

Так вот, в Галактике, по существу, отсутствует первое поколение звезд, которое родилось из чистого водородо-гелиевого газа и выбросило в межзвездное пространство первые порции тяжелых элементов. По аналогии с Населением I (звезды диска Галактики) и Населением II (звезды гало) эти первые, не содержащие тяжелых элементов звезды, сейчас условно называют Населением III. Но пока существует лишь "проблема Населения III", поскольку самих его представителей не найдено.

Сейчас в межзвездной среде и в атмосфере молодых звезд на 100 атомов водорода приходится около 9 атомов гелия и 0,13 атома всех прочих более сложных химических элементов (астрономы по традиции называют их тяжелыми). Приблизительно таков же и химический состав Солнца. У более старых звезд тяжелых элементов меньше. Их удельное количество называют металличностью звезды и выражают в виде десятичного логарифма по отношению к Солнцу. Например, запись [Fe/H] = -1 означает, что удельное содержание железа в атмосфере данной звезды в десять раз ниже, чем в атмосфере Солнца. В первом приближении содержание других тяжелых элементов обычно пропорционально содержанию железа; хотя при детальном исследовании обнаруживаются отклонения от простой пропорции, позволяющие судить об источнике тяжелых элементов. Но сейчас мы этого касаться не будем.

Известно немало звезд, у которых содержание тяжелых элементов в 100-200 раз меньше солнечного, т. е. у них [Fe/H] = -(2–2,3). Но менее металличные звезды почти не встречаются. Среди карликов рекордсменом является G 64-12, у которого [Fe/H] = -3,5. А абсолютный рекордсмен - гигант CD - 38 245 имеет [Fe/H] = -4,5. Однако звезд, вообще не содержащих тяжелых элементов, найти пока не удалось.

Рис. 1. Химическая эволюция Галактики и
Большого Магелланова Облака. Величина
[Fe/H] – логарифм содержания железа по
отношению к его содержанию у Солнца.
Шаровые скопления Галактики распределены
в широком диапазоне металличности и имеют
довольно неопределенный возраст. Линией
показано изменение среднего химического
состава звезд Галактики, а точками – данные
для индивидуальных звездных скоплений
БМО. Треугольник – современное значение
металличности БМО.

Чтобы приблизиться к разгадке проблемы G-карликов и понять, почему не найдено Население III, попробовали проследить изменение химического состава звезд Галактики со временем. Удобнее всего это делать не по отдельным звездам, возраст которых определяется с большим трудом, а по звездным скоплениям - шаровым и рассеянным, для которых распределение звезд на диаграмме Герцшпрунга - Рессела служит хорошим индикатором возраста (рис. 1). Глядя на полученную зависимость, астрономы пришли в недоумение: оказалось, что в первую половину жизни Галактики количество тяжелых элементов в межзвездном газе линейно увеличивалось со временем, но затем этот рост приостановился. Химический состав образующихся сейчас звезд почти такой же, как у Солнца, которому уже около 5 млрд лет.

Но, с другой стороны, в Галактике постоянно взрываются сверхновые звезды и выбрасывают в межзвездное пространство свежие порции тяжелых элементов. Почему же химический состав межзвездной среды почти не изменился за последние 5 млрд лет? В поисках ответа на этот вопрос астрономы задумались об источниках "чистого" газа, который мог бы "разбавлять" межзвездную среду и поддерживать ее химический состав на постоянном уровне. И это может быть не только аккреция межгалактического газа, но и, например, звездный ветер от очень старых звезд, почти лишенных (Население II) или совсем лишенных (Население III) тяжелых элементов. К тому же, как мы видели, приток газа в Галактику требуется и для поддержания сравнительно высокого темпа звездообразования при относительно невысоком количестве межзвездной среды. Возникает искушение считать приток газа в Галактику фактом и на его основе объяснить отмеченные парадоксы теории звездообразования.

Но не будем торопиться: не исключено, что высокоскоростные облака, падающие на плоскость Галактики, сформировались из ее собственного вещества. Подобно тому, как горячие области солнечной атмосферы, невидимые для глаза, поднимаются высоко над поверхностью светила, а затем, остывая, падают обратно в виде плотных и ярких протуберанцев, так и в Галактике "фонтаны" горячего ионизованного газа могут взмывать над ее плоскостью и, остывая, возвращаться к ней в виде облаков нейтрального водорода. Источниками горячего газа в данном случае являются те же Сверхновые. Вполне вероятно, что часть этого горячего газа вообще покидает Галактику. По аналогии со звездным ветром это явление называют галактическим ветром. Довольно детальные расчеты проделанные в 1986 г. Д. Брейтшвердтом с сотрудниками и учитывающие взаимодействие газа с космическими лучами и магнитным полем, показали, что интенсивность галактического ветра должна составлять 0,3 M_Θ в год. Это значение близко к наблюдаемой скорости аккреции водородных облаков на галактическую плоскость. Поэтому точно сказать, каков реальный баланс вещества в системе Галактика - внегалактическая среда пока невозможно.

Вообще говоря, существуют способы установить современные источники межзвездного газа по "отпечаткам пальцев", т. е. по содержанию в нем некоторых малостабильных элементов, скажем, дейтерия (D) и лития (Li). Эти элементы охотно вступают в термоядерные реакции в недрах даже самых холодных звезд. Поэтому газ, выброшенный звездами, должен быть обеднен дейтерием и литием, а межгалактический или догалактический газ - нет.

В современной межзвездной среде относительное содержание дейтерия (D/H) составляет 5×10^-6. Но с чем его сравнивать? Как узнать содержание дейтерия в древней межзвездной среде? Исследование атмосфер старых звезд здесь уже не поможет: дейтерий мог там частично выгореть. Где же тот "сейф", в который давным-давно был сдан на хранение кусочек межзвездной среды? Скорее всего это кометы и атмосферы планет-гигантов. В самое ближайшее время будет проведен их прямой химический анализ и вопрос прояснится. Но и дистанционное "просвечивание" уже кое-что дало: в первичном веществе Солнечной системы (т. е. в межзвездной среде пятимиллиарднолетней давности) содержание дейтерия было D/H = 2×10^-5. Если эти измерения безошибочны, то содержание дейтерия в межзвездной среде со временем падает. Значит, вещество испытывает переработку внутри звезд (это дополнительно подтверждается и низким отношением ⁶Li / ⁷Li). Следовательно, основным источником межзвездной среды являются звезды, а не межгалактическое пространство.

Рис. 2. Баланс межзвездной среды в Галактике

Действительно, если просуммировать все числа в правом столбце табл. 1 за исключением последнего, связанного с внегалактическим потоком, то окажется, что звезды выбрасывают в межзвездную среду около 1 M_Θ в год. Конечно, значение этой величины еще не раз будет уточняться астрономами в будущем, но, вероятно, порядок его сохранится. Близость этой величины к современному темпу звездообразования в Галактике (3 - 4 M_Θ/год), разумеется, не случайна. Не исключено, что они очень близки друг к другу, и частота рождения звезд в нашу эпоху в основном определяется тем, сколько вещества теряют звезды предыдущих поколений (рис. 2).

Заканчивая главу о круговороте вещества в Галактике, стоит немного рассказать о межзвездной пыли. Хотя микроскопические твердые частицы составляют ~0,03% от массы Галактики, их роль в эволюции ее вещества очень велика. Достаточно сказать, что ИК светимость пыли составляет 1,5×10¹⁰ L_Θ, то есть 30% от полной светимости звезд Галактики. Обладая большой способностью к излучению, пыль является главным охладителем межзвездной среды, а значит, самым непосредственным образом способствует звездообразованию.

По температуре пылинки можно разделить на три типа. Основная масса пыли является холодной (Т = 15 - 25 К); она заполняет весь диск Галактики, концентрируется в крупных молекулярных облаках и нагревается лишь рассеянным излучением всех звезд. Эта компонента вносит 37% в ИК светимость пыли. В очагах звездообразования находится теплая пыль (Т = 30 - 40 К), которая нагревается от соседства с горячими О- и, в меньшей степени, В-звездами. С этой пылью связана половина ИК излучения Галактики. Оно регистрируется с помощью орбитальных телескопов в диапазоне λ < 100 мкм и служит хорошим индикатором областей звездообразования.

И наконец, горячая пыль (T = 250-500 К) в небольшом количестве обнаруживает себя в протяженных атмосферах звезд-гигантов спектрального класса М. Их еще называют OH/IR-звездами, поскольку мелкие уплотнения в околозвездных оболочках проявляют себя как источники мазерного излучения молекулы ОН, а горячая пыль делает звезду мощным ИК источником (IR = Infra Red). В оболочки звезд-гигантов пыль попадает не случайно - она там рождается и лишь затем выбрасывается в межзвездную среду. Свой вклад в производство пыли вносят и некоторые другие объекты Галактики (табл. 2).

Таблица 2
Основные источники пыли и интенсивность ее поступления в межзвездную среду Галактики

О физической природе межзвездных пылинок существуют самые противоречивые предположения. В 30-е годы считалось, что это железные частицы. Затем долгие годы господствовала идея нидерландского астронома ван де Хюлста о ледяных частицах, смерзшихся из смеси молекул H₂O, Н₂, СН₄, NH₃ непосредственно в межзвездном пространстве. Заметим, что в то время ни одна из этих молекул в межзвездной среде обнаружена не была, но сейчас большинство из них найдено.

В 50-е годы астрономы обратили внимание на атмосферы холодных звезд как источник пылевых частиц, и английские теоретики Ф. Хойл и Н. Викрамасинг предложили модель графитовых пылинок, образующихся в атмосферах углеродных звезд и под действием лучевого давления вылетающих в межзвездное пространство. А в начале 70-х годов данные ИК наблюдений стимулировали появление новых моделей пылинок, например, силикатной модели, в которой главным компонентом пылинки является карбид кремния. Предполагались и другие модели, часто весьма экзотические. Например, в конце 70-х годов Хойл и Викрамасинг разрабатывали биологическую модель пылинок, согласно которой это высушенные одноклеточные организмы - бактерии, не потерявшие своей жизнеспособности. Правда, эта теория, как и вообще идея панспермии - космического происхождения жизни, имеет мало сторонников.

Сейчас астрофизики пользуются несколькими моделями пылинок, которые понемногу модифицируются, чтобы объяснить новые наблюдательные данные. "Ледяная" модель оперирует с частицами двух сортов. Более крупные из них (0,1 - 0,2 мкм) своей формой напоминают карандаши; они имеют силикатное ядро и ледяную оболочку. Мелкие металлические вкрапления, засоряющие лед, придают пылинкам парамагнитные свойства и заставляют их ориентироваться в межзвездном магнитном поле. Такие пылинки способны объяснить поглощение и поляризацию света звезд в видимой и ИК областях спектра. Но чтобы объяснить поглощение в УФ диапазоне, приходится вводить в модель пылинки иного сорта - мелкие (< 0,01 мкм) сферические частицы из графита или силикатов. Таких частиц должно быть в тысячу раз больше, чем крупных.

Лабораторные опыты с силикатными частицами показали, что после многократного намерзания и испарения ледяной шубы под действием облучения на поверхности частиц остается нелетучей органический осадок ("желтое вещество"), который с некоторой натяжкой можно считать предбиологическим субстратом. Вероятно, все космические пылинки покрыты желтым веществом, а те, что находятся в холодных молекулярных облаках - еще и ледяной шубой.

В других моделях частицы пыли представляются в виде смеси окислов MgO, SiO, CaO, FeO или в виде крупных молекул полициклических ароматических углеводородов (ПАУ). Но мы эти модели описывать не будем, так как они менее популярны, чем первая, хотя и объясняют довольно точно некоторые наблюдаемые свойства космической пыли. С точки зрения процессов звездообразования, которым посвящена эта книга, нам достаточно знать, что пылинки хорошо экранируют УФ излучение звезд, не пропуская его внутрь плотных облаков; что они эффективно излучают и не задерживают ИК кванты, способствуя этим охлаждению межзвездной среды; что они участвуют в химическом круговороте Галактики, а их поверхность является прекрасным катализатором для формирования молекул из атомов; и наконец, что при температуре в несколько тысяч Кельвинов пылинки испаряются.

Источники

См. также