Галактики. Большой путеводитель по Вселенной

Снимок рождения звезд в туманности Киля сфокусирован на столпе газа и пыли, внутри которого образуются новые светила. Этот столп – лишь часть более крупного комплекса звездообразования в огромном облаке газа. Повсюду в дисках Млечного Пути и других звездообразующих галактик, где есть запасы холодного плотного газа и подходящие условия для запуска термоядерных реакций, разыгрывается этот сценарий. Столп звездообразования довольно непрозрачен даже для интенсивного света, испускаемого новыми звездами внутри него, но можно увидеть струи от некоторых молодых массивных звезд внутри столба, вырывающиеся вбок из колонны. Вся область искрится от света ионизированного газа и рассеянного свечения звезд. Звездообразование это энергетический процесс: излучение и ветер от самых массивных молодых звезд могут кардинально изменить и сформировать свое непосредственное окружение, а также стать частью энергии обратной связи, отвечающей за регулирование роста галактик

Туманность Пламени – звездообразующая область в Млечном Пути рядом с туманностью Ориона – изображена здесь в ближней инфракрасной части спектра. Это позволяет нам смотреть сквозь большую часть межзвездной пыли, блокирующей свет на более синих длинах волн, и выявлять яркие молодые звезды, которые образуются в этой плотной среде газа и пыли и освещают «стены» туманности вокруг себя

Столкновения галактик – события, которые потрясают все вокруг себя: они доставляют (или объединяют) новый материал и способствуют новому росту. Как и всегда, плотный газ – главное место действия, но этот газ на удивление трудно обнаружить. Бо́льшую часть молекулярного водорода в галактиках нельзя наблюдать непосредственно по физическим причинам, связанным со структурой молекул водорода: а дело в том, что в нормальных условиях он не испускает излучение, которое мы можем засечь. И все же молекулярный водород – фундаментальный компонент галактик. Так как же нам узнать о свойствах этого сырья, столь важного для звездообразования?

Увидеть светящийся ионизированный газ вокруг областей звездообразования легко, но они больше похожи на пожары в саванне – только гигантской. Бо́льшая часть газа в гигантском молекулярном облаке не образует звезд. Тогда как нам измерить и нанести на карту молекулярный газ? Ответ кроется в загрязнении этого газа предыдущими поколениями звезд. Окись углерода (СО) – одна из наиболее распространенных молекул в галактиках после водорода. Этот материал излучается при слабом горении газового огня и стремится к смешению с газообразным водородом, что чрезвычайно полезно. В отличие от молекул водорода, окись углерода испускает излучение при переходе из основного энергетического состояния в возбужденное. В результате энергия имеет форму простого вращения молекул окиси углерода, представляющих собой отдельные атомы углерода и кислорода, связанные вместе. Это вращение может происходить при столкновении молекул окиси углерода с молекулами водорода. Как мы уже говорили, изменения энергии квантовых систем, например молекул, приводят к излучению точно настроенного излучения. На молекулярном уровне даже вращение такой молекулы, как окись углерода, регулируется квантовой механикой: разрешены только определенные типы вращения. Это означает, что окись углерода при вращательном возбуждении испускает излучение с регулярными частотными интервалами. Разные частоты излучения соответствуют разным энергетическим состояниям: самые высокие частоты испускаются молекулами окиси углерода в наиболее высокоэнергичных состояниях, и наоборот. Эти энергетические состояния зависят от плотности и температуры газа.

Два взгляда на одну галактику. Левый снимок представляет собой изображение М83 в ближнем инфракрасном свете, а правый – в видимом свете. Розовые и синие оттенки на изображении в видимом свете указывают на новые звезды и ионизированный газ областей HII, в основном в дисковых и спиральных рукавах галактики. Они невидимы на ближнем инфракрасном изображении, потому что молодые массивные звезды излучают бо́льшую часть своей энергии в ультрафиолетовой и синей частях спектра. И наоборот, более старшее и зрелое звездное население галактики дает много ближнего инфракрасного света, поэтому центральная полоса и балдж более заметны на левом изображении, хотя здесь также можно увидеть скопления гигантских красных звезд, которые связаны с областями звездообразования справа. Мы не видим такого распространения полос пыли на ближнем инфракрасном изображении, потому что эти фотоны могут лучше прорезать межзвездную пыль, чем легкопоглощаемые синие. Такие изображения галактик на разных длинах волн света позволяют нам снять больше слоев, словно в процессе анатомирования, и получить новые знания о многих различных компонентах галактик и связях между ними