Космос. Прошлое, настоящее, будущее

Протозвездами мы называем обособившиеся из газово-пылевого облака в результате его гравитационной неустойчивости плотные сжимающиеся конденсации вещества, в недрах которых еще не достигнуты температуры, необходимые для начала термоядерных реакций – основного источника энергии звезд. Стадия протозвезды – это завершающий этап формирования звезды, который продолжается вплоть до момента «загорания» термоядерных реакций в ядре протозвезды, после которого ее сжатие прекращается и она становится звездой главной последовательности на диаграмме Герцшпрунга – Рассела. Переход звезды в это относительно спокойное состояние происходит непросто и сопровождается разного рода активностью. На молодую звезду продолжают падать остатки протозвездного вещества, а часть этого вещества оседает в околозвездный диск, напоминающий диск Сатурна, но гораздо более плотный, горячий и активный.

Если молодая звезда не слишком массивна и своим излучением и звездным ветром не может разрушить околозвездный диск, то в нем происходит формирование планетной системы. Хотя за последнюю четверть века астрономы обнаружили в ближайших окрестностях Галактики тысячи планетных систем (их принято называть экзопланетными), механизмы формирования планет и их спутников до сих пор не вполне ясны. Честно говоря, мы даже не можем точно восстановить историю происхождения нашей Луны, не говоря уже о планетах Солнечной системы и тем более – об экзопланетах. Разнообразие характеристик уже обнаруженных планетных систем столь велико, что пока не ясно, какие физические процессы играли в этом доминирующую роль.

Не менее разнообразен и мир галактик: в нем трудно отыскать две одинаковые звездные системы. Изучение галактик – молодое направление астрофизики. Само понятие о внешних по отношению к нашей Галактике звездных системах оформилось менее 100 лет назад. Для изучения галактик требуются весьма совершенные крупные телескопы, качественный наблюдательный материал накапливается медленно, поэтому понять, когда и как сформировались эти «звездные острова», пока не удалось.

Формированием галактик мы называем последовательность событий, в результате которых каждая галактика становится обособленной от других и приобретает свою индивидуальность – характерную массу, размер, структуру. Формирование большинства галактик произошло на стадии ранней Вселенной, после эры рекомбинации, закончившейся примерно через 380 000 лет после Большого взрыва. Небольшие пространственные флуктуации температуры реликтового излучения (ΔT/T ~ 10^-5), о которых мы уже говорили, свидетельствуют о существовании в раннюю космологическую эпоху небольших флуктуаций плотности вещества, что является необходимой предпосылкой зарождения галактик. Если бы на ранней стадии расширения Вселенной однородное вещество не смогло бы распасться на гравитационно связанные облака, то позднее, когда космос стал более разреженным, такого шанса у вещества уже не было бы.

Детали формирования галактик неизвестны, но теорий много. Уже ясно, что темная материя играет решающую роль в появлении гравитационных центров, вокруг которых обычное вещество конденсируется в галактики, но детали этого процесса зависят от температуры темной материи, а она еще неизвестна. Холодная темная материя облегчает формирование галактик, в то время как при высокой температуре темной материи формирование обособленных структур из-за быстрого движения частиц затруднено.

Основная идея теорий формирования галактик состоит в том, что первые облака, обособившиеся во время расширения Вселенной, были облаками темной материи с некоторым количеством нейтрального водорода и гелия. Когда в дальнейшем под действием собственной гравитации эти облака сжимались, темная материя и обычное вещество должны были разделиться, так как обычное вещество может терять энергию (в основном на излучение) и поэтому способно сжиматься значительно сильнее, чем темная материя, которая, по-видимому, сжимается адиабатически, т. е. без потери энергии, поскольку не сталкивается с обычным веществом и не может излучать электромагнитные кванты.

Происходит это так. В процессе гравитационного коллапса атомы водорода сближаются и начинают чаще сталкиваться. Газ разогревается и начинает сбрасывать тепло в виде инфракрасного излучения, позволяя коллапсу продолжаться. Темная материя ведет себя иначе: при сжатии она тоже разогревается, но не способна охлаждаться путем излучения. Поэтому давление в ней быстро нарастает и сжатие останавливается. Темная материя должна остаться в протяженном гало галактики, как раз там, где она и обнаружена. Из-за потери энергии в среде водорода и гелия увеличивается плотность вещества в центральной части протогалактики и образуются газовые облака. При столкновении двух облаков газ сжимается в ударном фронте, и это запускает процесс звездообразования. Как только появляется излучение первой звезды, говорят, что протогалактика стала первобытной галактикой.