5.3 Эволюция галактик

Богатство форм звёздных систем может быть объяснено разнообразием условий, в каких они рождались в раннюю эпоху существования Вселенной. По современным взглядам, на ранней стадии развития Вселенная была заполнена разреженным газом, который распался затем из-за гравитационной неустойчивости на сгущения, а сгущения в последующем - на отдельные облака различной массы. Одни из облаков имели вращательный момент и центральное сгущение, из них впоследствии образовались спиральные галактики, а другие практически не вращались, они положили начало эллиптическим галактикам, облака же без значительного центрального сгущения, но всё же обладавшие вращательным моментом, дали начало неправильным галактикам типа Магеллановых Облаков.

Газовые облака - протогалактики, состоявшие из первичного вещества (водорода и гелия), в свою очередь распадались на отдельные сгущения, сжимавшиеся к своим центрам. Скорости этих сгущений были большими (до 250 км/с), располагались они хаотично. Из них возникли звёзды 1-го поколения и шаровые звездные скопления. Они образовали сферические звёздные подсистемы в галактики. Рой быстрых звёзд и шаровых скоплений, существующий вокруг главного тела нашей современной Галактики, имеет, по-видимому, именно такую природу. После того как в галактике образовались звёзды, дальнейшее развитие галактики должно было пойти по разным направлениям в зависимости от того, массивна или нет галактика (в массивных эволюция идёт быстрее), и от того, как велик вращательный момент галактики. галактики с большим вращательным моментом развились в тип Sc, со средним - в тип Sb, а с небольшим - в тип Sa.

Проследим возможную дальнейшую эволюцию спиральных галактик на примере нашей звёздной системы - Галактики. 1-е поколение звёзд имело разный по длительности век: звёзды малой массы существуют и сейчас, а более массивные (например, с массами вдвое больше солнечной) быстро прожили свою жизнь. Чем массивнее звезда, тем сильней сжато вещество в её недрах, выше температура в центральной области и более интенсивно идут там термоядерные реакции (их мощность пропорциональна 15-20-й степени температуры). Массивная звезда относительно быстро сжигает имеющийся в ней запас ядерного горючего (водорода) и может окончить жизнь выбросом основной части своего вещества, обогащённого тяжёлыми элементами, в межзвёздную среду, что фиксируется наблюдателями с Земли как яркая вспышка сверхновой звезды, Газ, выброшенный звёздами в процессе их эволюции, вместе с газом, не вошедшим в звёзды 1-го поколения, под воздействием тяготения концентрируется преимущественно к галактические плоскости. В тех местах, где плотность газа оказывается высокой, возникают сначала газовые сгущения, а из них - звёзды нового поколения. В этих звёздах содержание тяжёлых элементов выше, чем в звёздах предыдущего поколения.

В настоящее время в нашей Галактике различают несколько подсистем, отличающихся возрастом входящих в них объектов, количеством тяжёлых элементов, характером движения звёзд и распределением их в пространстве. Расположение подсистем как бы иллюстрирует историю эволюции Галактики: межзвездный газ постепенно сжимался, его пространственное распределение изменялось от сферического к плоскому. Рождавшиеся из него звёзды образовали соответственно сферическую и плоскую звёздные подсистемы Галактики. Сравнительно плотный газ сохранился только в плоской подсистеме, где он больше не сжимается: сжатию препятствует давление магнитного поля и космических лучей. Чем тоньше подсистема, тем меньше возраст составляющих её звёзд. Молодые звёзды образуются в плоской подсистеме и в настоящее время, поэтому только в плоской подсистеме встречаются горячие массивные звёзды, имеющие, как уже говорилось, довольно короткий "век". Но всё же не весь газ в галактической плоскости расходуется на образование звёзд. Оставшаяся часть газа сосредоточивается главным образом в спиральных рукавах.

Образование молодых звёзд идёт ещё в центральной области Галактики. К центру Галактики падает газ, не имеющий вращательного момента. Здесь рождаются звёзды 2-го поколения сферической подсистемы, составляющие ядро Галактики. Но благоприятных условий для образования звёзд-сверхгигантов в ядре не имеется, так как газ распадается на небольшие сгустки. В тех же редких случаях, когда газ передаёт вращательный момент окружающей среде и сжимается в массивное тело - массой в сотни и тысячи масс Солнца, этот процесс не завершается благополучно: сжатие газа не приводит к образованию устойчивой звезды, может произойти гравитационный коллапс и возникнуть черная дыра. Коллапс сопровождается выбросом части вещества из области галактического ядра.

Чем массивнее спиральная галактика, тем сильнее тяготение сжимает спиральные рукава, поэтому у массивных галактик рукава тоньше, в них больше звёзд и меньше газа (больше образуется звёзд). Например, в гигантской туманности М81 видны тонкие спиральные рукава, тогда как в туманности М33, являющейся спиралью средних размеров, рукава значительно шире.

В зависимости от типа спиральные галактики имеют также разные скорости образования звёзд. Наибольшая скорость у типа Sc, наименьшая - у Sa. Высокая скорость звездообразования у первых связана ещё, по-видимому, с поступлением газа из галактических корон.

У эллиптических звёздных систем эволюционный путь должен быть проще. Вещество в них с самого начала не обладало значительным вращательным моментом и магнитным полем. Поэтому сжатие в процессе эволюции не привело такие системы к заметному вращению и усилению магнитного поля. Весь газ в этих системах с самого начала превратился в звёзды сферической подсистемы. В ходе последующей эволюции звёзды выбрасывали газ, который опускался к центру системы и шёл на образование звёзд нового поколения всё той же сферической подсистемы. Темп звездообразования в эллиптические галактики должен быть равен скорости поступления газа из проэволюционировавших звёзд, в основном сверхновых звёзд, поскольку истечение вещества из звёзд в эллиптических галактиках незначительно. Годовая потеря газа звёздами в эллиптической галактике составляет по расчётам ≈0,1 m_c на галактику массой 10¹¹m_c. Из расчётов также следует, что центральные части эллиптической галактики из-за присутствия молодых звёзд должны быть голубее, чем периферийные области. Однако это не наблюдается. Дело в том, что значительная часть образующегося газа в эллиптических галактиках выдувается горячим ветром, возникающим при вспышках сверхновых звёзд, а в скоплениях галактик - ещё и довольно плотным горячим межгалактическим газом, обнаруженным в последнее время по его рентгеновскому излучению.

Сравнивая количество звёзд разных поколений у большого числа однотипных галактик, можно установить возможные пути их эволюции. У более старых галактик наблюдается истощение запасов межзвёздного газа и снижение в связи с этим темпов образования и общего количества звёзд новых поколений. Зато в них много белых карликов - сверхплотных звёзд малых размеров, представляющих собой одну из последних стадий эволюции звёзд. В этом и заключается старение галактик. Следует отметить, что в начале эволюции галактики имели, по-видимому, более высокую светимость, т. к. в них было больше массивных молодых звёзд. Выявить эволюционное изменение светимости галактик можно в принципе, сравнивая светимости близких и очень далёких галактик, от которых свет идёт многие млрд. лет.

Внегалактическая астрономия пока ещё не дала определённого ответа на вопросы, связанные с возникновением скоплений галактик, в частности, почему в сферических скоплениях преобладают эллиптические и линзообразные системы. По-видимому, из относительно небольших облаков газа, не имевших вращательного момента, образовались сферические скопления с преобладанием эллиптических и линзообразных систем, также имеющих малый вращательный момент. А из больших облаков газа, обладавших существенным вращательным моментом, возникли скопления галактик, подобные Сверхскоплению в Деве. Здесь было больше вариантов распределения вращательного момента среди отдельных сгустков газа, из которых образовались галактики, и поэтому в таких скоплениях чаще встречаются спиральные системы.

Эволюция галактик в скоплениях и группах обладает рядом особенностей. Расчёты показали, что при столкновениях галактик их протяжённые газовые короны должны "обдираться" и рассеиваться по всему объёму группы или скопления. Этот межгалактический газ удалось обнаружить по высокотемпературному рентгеновскому излучению, идущему от скоплений галактик. Кроме того, массивные члены скоплений, двигаясь среди остальных, создают "динамическое трение": своим тяготением они увлекают соседние галактики, но в свою очередь испытывают торможение. По-видимому, так образовался Магелланов поток в Местной группе галактик. Иногда находящиеся в центре скопления массивные галактики не только "обдирают" газовые короны проходящих через них галактик, но захватывают и звёзды "посетителя". Предполагается, в частности, что cD-галактики, обладающие массивными гало, образовали их таким "каннибальским" путём.

По существующим расчётам, через 3 млрд. лет "каннибалом" станет и наша Галактика: она поглотит приближающееся к ней Большое Магелланово Облако.