Мыслящая Вселенная

Образование звезд во всем протогалактическом облаке происходило до тех пор, пока там имелись необходимые для этого условия, то есть пока плотность вещества не упала ниже критического уровня. На определенном этапе были образованы звезды с различными массами. Дальше происходила эволюция этих звезд. С тех пор прошло примерно 12 миллиардов лет, и эволюционировавшие звезды остались светить до сих пор. Значительная часть первоначально образованных звезд в процессе своей эволюции прошла стадию Сверхновых звезд, то есть на том этапе, когда они израсходовали свое «горючее» и их вещество стало состоять в значительной мере из тяжелых химических элементов, они взрывались. При этом значительную часть вещества они сбрасывали в межзвездное пространство. Так, вещество облака, которое первоначально состояло из самого легкого химического элемента — водорода, после взрыва Сверхновых стало обогащаться тяжелыми элементами. Это значит, что новое поколение звезд должно было создаваться из нового «теста».

Прошло определенное время после Большого Взрыва, и про-тогалактическое облако превратилось в звездную систему сферической формы. Образование звезд не могло продолжаться до тех пор, пока оставалось хоть сколько-нибудь строительного материала — вещества газопылевого облака. Ведь для образования звезд из этого вещества надо, чтобы оно имело достаточную плотность. А плотность со временем стала уменьшаться. Это происходило, во-первых, потому, что часть вещества изымалась на создание звезд, а во-вторых, потому, что взрывы Сверхновых разбивали образующиеся неоднородности газопылевого облака. Причем это происходило прежде всего в результате нагрева межзвездного газа излучением Сверхновой. Так первый этап звездообразования в народившейся нашей Галактике закончился. В результате прото-галактическое облако превратилось в систему, состоящую из звезд и межзвездного газа, этакую воздушную круглую булочку с изюмом. Размеры и масса этой «булочки» весьма внушительные. Внутренняя ее часть хорошо просматривается, поскольку она заполнена звездами, которые можно наблюдать. Эту часть называют гало. Масса гало равна примерно 21011 масс Солнца. Гало окружено сферической оболочкой-короной, масса которой в пять раз больше. Корону Галактики наблюдать трудно, если не сказать — невозможно. Во-первых, ее составляют звезды низкой светимости. Во-вторых, вполне допустимо, что корона содержит материю и в тех формах, которые пока что труднодоступны наблюдениям. Это могут быть черные дыры, нейтронные звезды или нейтрино с ненулевой массой покоя.

На первый взгляд может показаться парадоксальным, что материю короны наблюдать мы практически не можем и в то же время приводим более-менее определенную величину массы короны. Но на самом деле противоречия здесь нет. Когда рассчитали, как должна вести себя система, состоящая из гало и диска, то оказалось, что такая система не является устойчивой, как это наблюдается. Для того чтобы она была устойчивой, необходимо, чтобы вокруг гало существовала массивная корона. Из условия устойчивости и была определена масса короны.

Что собой представляют звезды, из которых состоит гало, звезды, которые первыми родились в Галактике еще 15–18 миллиардов лет тому назад, в молодости Галактики.

Звезды в гало группируются в коллективы, скопления. Сейчас считается, что их в гало имеется всего примерно 500. Известно из них 130. Шаровые скопления распределены в гало неравномерно: они резко концентрируются к центру гало. Среднее значение радиуса шаровых скоплений равно 15 пк (рис. 6).

Любопытно, что в гало содержится два типа шаровых скоплений. Звезды скоплений этих типов отличаются друг от друга химическим составом и распределением в пространстве. Скопления с малым содержанием тяжелых элементов (малометаллические) располагаются на больших расстояниях. На меньших расстояниях имеются обе группы шаровых скоплений, и богатая, и бедная металлами. В гало имеются также звезды, не входящие в скопления. Их называют звездами поля гало (звездами-одиночками). Эти звезды также делятся на такие же два класса.

Мы уже знаем, что если звезда содержит больше тяжелых элементов, то есть более металлична, то она родилась позднее. Возраст этих звезд, составляющих промежуточную систему, меньше, чем малометаллических звезд. Они образовались на поздних стадиях сжатия протогалактики, когда межзвездная среда уже обогатилась тяжелыми элементами за счет взрывов Сверхновых звезд.

Установлено, что шаровые скопления рождаются с массами, которые они имеют и сейчас. Звезды в скоплениях образуются очень быстро из-за газа. Поэтому не успевает происходить обогащение тяжелыми элементами.