Космогония должна вызывать величественные мысли.

«Знаки Атни Йоги»

По современным представлениям, звезды обра? уются из диф фузной материи путем i равитационной конденсации. Пространство между звездами заполнено i азом и пылью, которые обра (уют очень разреженную газопылевую среду Средняя концентрация газа (в ос­новном, водорода) в межзвездной среде составляет 1 атом на куб. см (концентрация других газов значительно ниже). Это соответствует плотности 10~24 г/см3; плотность пылевой составляющей на поря­док ниже. По нашим земным меркам, это почти абсолютный ваку­ум. И тем не менее, это не пустота! Земные мерки неприменимы к Космосу. Чем глубже мы будем знакомиться со Вселенной, тем боль­ше будем убеждаться в этом. Нам еще предстоит познакомиться с межзвездной средой, а пока отметим, что она не однородна. Меж­звездная среда состоит из отдельных газопылевых облаков разно1 о размера, с плотностью на 1-2 попядка выше средней. В этих обла­ках и образуются звезды.

Под влиянием различных внешних воздействий (например, маг­нитного поля или ударной волны), а также чисто случайно, в газо — пьшевом облаке могут возникать локальные уггют нения. Силы гра­витации ст ремят ся ежа Л) образовавшееся уплотнение, а давление i аза препятствует этому. Сили грави гации пропорциональна линейному размеру уплотнения г, а сила давления обратно пропорциональна г. Ясно, что при некотором размере обе силы должны быть равны. Соответствующий размер называется критическим радиусом Джинса (или длиной волны Джинса). Он зависит от плотности, температуры и средней молекуляоной массы среды. Если размер уплотнения боль ше критического радиуса Джпнса, уплотнение будет сжиматься. Об­разующийся сгусток об ыдает определенным вращательным момен­
том, так как вещество, из которого он образуется, участвует в общем вращении Галактики. При сжатии скорость вращения возрастает, а это приводит к тому, что массивный сгусток не может сразу сжаться до большой плотности — под действием центробежной силы он раз­бивается на отдельные фрагмен —

TOC o "1-3" h z ты, которые, в свою очередь, ЩЛ ^Bfr ififib1 И подвергаются фрагментации и т. д. Так, в процессе последова — ‘

Тельной фрагментации образу­ются сгустки вещества с массой теУ^ЯЕЭТр^ЭуДя^^у^И порядка массы звезд — это про- у I ‘Ifyv V. ‘ |-щ Я

Тозвезды. Примером такого WL?^^ чР^*-Я газо-пылевого комплекса, в ко — ■ /^Я

Тором идет процесс звездооб — ИЬ^.. j^jJk

Разования, является область ^^ИЕ^ ^ вокруг известной туманности — А^уу»!

Ориона.

В центре сжимающейся ripo — тозвезды плотность вещества выше, на периферии — ниже.

Чем выше плотность, тем быс — Н Н ж» Ж" ■II ; " трее протекает сжатие; это, в [ШНН^Ъ, + " 1 свою очередь, увеличивает *"’ "’"^Я

Плотность и, следовательно, 1ИИИИНИЛ|к.- ИМ повышает скорость сжатия и г. д. В результате сжимающая­ся протозвезда разделяются на два компонента: компактное ядро и протяженную оболочку. Вещество оболочки, притягиваясь к ядру, непрерывно выпадает на него и увеличивает его массу. Ядро при сжатии нагревается и излучает тепловую энергию. Такая про­тозвезда, состоящая из ядра и оболочки, наблюдается в виде источ­ника инфракрасного излучения. Мы упоминали о подобных объек­тах в § 1.12, когда говорили о поисках сфер Дайсона.

Если сжимающаяся протозвезда вращается очень быстро, то на определенном этапе она разделяется на отдельные фрагменты — так образуются тесные двойные системы. Из более медленно вра­щающихся прогозвезд образуются одиночные звезды. При опреде­ленных условиях оболочка протозвезды трансформируется в про­тяженный газоиылевой диск, которому передается основная доля вращательного момента. Из такого диска затем формируются пла
неты. Известно, что в Солнечной системе 98 % вращательного мо­мента приходится на долю планет и лишь 2 % на долю Солнца. Если бы весь момент количества движения принадлежал Солнцу, оно вра­щалось бы со скоростью 100 км/с на экваторе. С такой скоростью вращаются звезды главной последовательности ранних спектраль­ных классов от О до F. Звезды более поздних спектральных Классов от F5 до М имеют такую же, как у Солнца скорость вращения — порядка нескольких км/с. Важно отметить одно обстоятельство: у звезд главной последовательности при переходе от одного спект­рального класса к другому все параметры звезды (ма :са, светимость, температура, радиус) меняются непрерывно, а вот скорость враще­ния ведет себя иначе. При переходе от звезд ВО к звездам F0 она медленно непрерывно уменьшается, но в районе спектрального клас­са F5 резко падает до значения нескольких км/с. Это может слу­жить указанием на то, что у звезд спект ральных классов от F5 до М на определенном этапе эволюции сформировался протопланегный диск, которому была передана основная доля вращательного мо­мента протозвезды. Если это тал, то все звезды указанных спект­ральных классов должны иметь планетные системы. Поскольку про — топланетный диск образуется на стадии формирования звезды, можно заключить, что образование планет происходит в едином процессе со звездообразованием. Наблюдения последних лет под­тверждают этот вывод. Как уже отмечалось выше, планетные систе­мы обнаружены у нескольких десятков звезд[79], причем все они име­ют спектральные классы от F8 до М4.

Пока оболочка протозвезды непрозрачна, мы не видим находя — дуюся внутри ее формирующуюся звезду. Но по мере выпадения вещесгва оболочки на ядро и по мере формирования планет обо­лочка (или протопланетный диск) становятся прозрачными. В это время звезда наблюдается как звездообразный объект с нерегулярно изменяющейся светимостью. Считается, что к эгой стадии относят­ся звезды типа Т Тельца. Ядро протозвезды (будущая звезда) про­должает сжиматься, температура в центре его неуклонно возрастает. Когда она достигает нескольких миллионов градусов, в недрах ядра «загорается» водород: начинаются термоядерные реакции превра­щения водорода в гелий. Выделяющаяся при этом энергия поддер­живает высокую температуру 1071С давление горячего газа уравно вешивает силу тяготения, сжатие останавливается — протозвезда превращается в звезду. Момент начала термоядерных реакций и есть момент рождения звезды На этом заканчивается первая стадия звездной эволюции — стадия образования звезды.

Вторая стадия связана с термоядерными реакциями, в которых ядерным горючим яьляется водород. К этой стадии принадлежат все звезды главной последовательности (включая Солнце), поэтому ее молшо назвать стадией главной последовательности Начинает­ся она с началом ядерных реакций; ас грономы говорят, что в этот момент звезца вступает на главную последовательность. Знаменатель­но, что ядерным горючим на этой стадии является самый распрос­траненный элемент во Вселенной. Надо признать, что Природа рас­порядилась здесь весьма разумно, ибо запасы этого горючего наи­более велики

При сгорании водорода в недрах звезд главной последовательности образуется гелий В результате цепочки ядерных реакций четыре ядра атома водорода (протона), соединяясь, образуют ядро гелия (гелий-4), состоящее из двух протонов и двух нет. фонов, при этом выделяется энергия 4-10 5 эрг на одно образующееся ядро гелия""’. У звезд с массой меньше 0.3 М& температура в центре звечды недостаточна для образования ге­лий-4, здесь процесс завершается на образовании изотопа гелия 3Не.

Пока идут термоядерные реагции, звезда находится в устойчивом со­стоянии; все ее параметры: радиус, масса, светимость, температура ос­таются постоянными На диаграмме Герцшпрунга-Расседа она занимает строго определенное место на главной последовательности. Положение чвезды определяется ее массой. Массивные звезды имеют высокую све­тимость, они занимают верхнюю тасть главной последовательности. Звезды малой массы имеют низкую светимость, они находятся в нижней части главной последовательности Это красные карлики. Их масса заключена в пределах от 0,08 А1в до (1,3 М@

Звезд с массой меньше, чем 0,08 /Ие не существует. Почему? Если масса прото (вгзды меньше 0,08 Мр, то в процессе ок пия температура в ее центре никогда не достигает величины, необходимой для начала ядер­ных реакций с участием водорода. Такое тело (его уже нельзя назвать прогозвездой) сжимается до тех пор, пока его вещество не перейдет в состояние вырожденного газа, давление которого остановит сжатие. Это досп игается при огромных плотностях, порядка 106 г/см3, радиус такого объекта будет порядка 3000 км. Вырожденный газ обладает рядом заме­чательных свойств. Прежде всего, в отличие от обычного газа, он прак тически несжимаем У обычного газа давление зависит от температуры; когда температура падает — газ ежи чается. У вырожденного газа давле­ние не зависит от температуры. Поэтому по мере остывания звездооб­разный объект из вырожденного газа не будет сжиматься Даже если объект потеряет все запасы тепла, сила давления вырожденного газа по — прежнему будет противостоять силе ттн отения, которая не сможет сжать объект до меньших размеров[80]. Постепенно, высветив всю свою тепло­вую энергию, накопившуюся во время сжатия до вырожденного состоя ния, подобные звездообразные объекты превратятся в черные карлики — безжизненные несветящисся тела, которые могут существовать в таком состоянии миллиарды миллиардов лет. Таким образом, нижнии предел массы звезд определяется массой, при которой в центре сжимающейся звезды достигается температура, необходимая для «загорания» водорода. А чем определяется верхний предел массы? Вспомним, что при сжатии массивной протозвезды на ее ядро непрерывно выпадает вещество обо лочки, в результате чего масса ядра (будущей звезды) растет Чем больше масса ядра, тем выше его температура и интенсивнее излучение При мас­се, равной приблизительно 100 М&, давление излучения достигает такой величины, при которой дальнейшее выпадение вещества из оболочки пре­кращается. Это и определяет верхний предел наблюдаемых масс звезд.

Вернемся к звездам главной последовательности Чем больше энергии излучает звезда (т. е. чем выше ее светимость), чем быстрее она расходует ядерное горючее, тем короче стадия устойчивого состояния звезды (время жизни звезды на главной последовательности). Запасы ядерного горючего в звезде пропорциональны ее массе, а темп расходования пропорционален светимости Поэтому время жизни звезды на главной последовательности T<x M/L Но, как уже отмечалось выше, L /И4, следовательно, t <х М~ Звезды с массой, равной массе Солнца, «живут» 11-13 млрд лет Звезды с массой вдвое меньше Ме живут на главной последовательности почти 100 млрд лет, а красные карлики — много дольше[81]. Самые массивные горячие звезды с массой больше 10 М& находятся на главной последова­тельности менее 10 млн лет. Если бы такая звезда образовалась вместе с нашим Солнцем 5 млрд лет тому назад, то к настоящему времени она давно бы исчерпала запасы водородного горючего и прекратила свое существование, вероятнее всего, взорвавшись как сверхновая (см ниже). То, что мы наблюдаем подобные звезды, свидетельствует о том, что они очень молодые и сформировались не более 20 млн лет назад; по космого ническим (и даже геологическим1) масштабам, это совсем мало. Следо­Вательно, процесс звездообразования в Галактике продолжается и в настоящее время.

Чти же происходит со звездой по мере выгорания водородного горю­чего? Во внутренних слоях звезды энерговыделение уменьшается и давле­ние газа уже не в состоянии противостоять силам тяготения. В115 гренние слои звезды слегка сжимаются, темпера! ура в них повышается, давление останавливает сжатие; интенсивность ядерных реакций при повышенной температуре возрастает, восстанавливая прежний темп энерговыдслени« Светимость звезды и температура ее поверхности не меняются. Так в недрах звезды осуществляется управляемый термоядерный синтез, кого рый позволяет поддерживать равновесие звезды. В это время звезда на­ходится на главной последовательности.

Но когда значительная доля водорода выгорит, в центре звезды обра (уется гелиевое ядро. В приле1ающих к нему слоях звезды про­должаются термоядерные реакции с образованием ЯШ Гелиевое ядро растет и, в конце концов, вокруг него остается только очень тонкий слой, где идут ядерные реакции. Лишенное источников энер­гии гелиевое ядро начинает сжимат ься, температура его растет; од­новременно попытается температура примыкающей к ядру тонкой оболочки, где идут термоядерные реакции. Скорость реакций очень сильно зависит от температуры. С повышением температуры скэ рость реакций возрастает, а это, в свою очередь, повышает темпера — гуру и увеличивает скорость ядерных реакций. Такое состояние яв­ляется неустойчивым. Наружные слои звезды начинают расширять­ся, все параметры звезды (ее радиус, спектр, светимость, температура поверхности) изменяются. Период стационарного состояния звез­ды закончился. Начинается новая, третья стадия звездной эволю­ции — стадия красного гиганта.

Процесс перехода в состояние красного гиганта у звезд разной массы протекает по разному. У звезд малой массы температура поверхности (не путать с температурой внутри звезды!) при расширении оболочки практи чески не меняется. Значит, не меняется п поток энергии с единицы повер хности. А так как излучающая поверхность при расширении увеличивает ся, то светимость звезды воз[ астает Эволюционный трек такой зве щы на диаграмме Герцшпрунга-Ра^села изображается почти вертикальной лини­ей (см. рис. 2.1.20). За счет чего увеличивается мощность излучения звез­ды? Очевидно, за счет возрастания Mepi оныдсления в ее внутренних ело ях. Такое кратковременное возрастание энергии, как мы видели, возмож­но, несмотря на истощение ядерного горючего, за счет повышения температуры в зоне, где иду г ядерные реакции. У звезд большой массы температура поверхности с расширением быстро падает, излучательная
способность единицы поверхности уменьшается, но это полностью ком­пенсируется увеличением поверхности звезды, так что ее светимость не меняется. На диаграмме Герцшпрунга-Рассела эволюционный трек такой звезды изображается горизонтальной линией Каким бы путем звезда ни пришла в состояние красного гиганта, в этом состоянии она имеет темпе ратуру поверхности значительно ниже, чем звезда главной последователь

•ост* с той же светимостыо (или светимость выше, чем звезда глав­ной последовательности с той же температурой). Характерной осо бенностыо. звезд на этой стадии эволюции является то, что они становятся очень неоднородными: выделяете,, плотное компактное очень горячее ядро и холодная про­тяженная внешняя оболочка У обычных звезд плотность и тем­пература непрерывно изменяют­ся от поверхности звезды к ее цен­тру, здесь же возникает резкий ска­чок плотности между ядром и оболочкой. По своему строению красный гигант, в какой-то мере, похож на протозиезду в начальном состоянии сжатия

Время перестройки звезды, время перехода ее в состояние красного гиганта в сто раз мень­ше срока жизни звезды на глав­ной последовательности В про­цессе перестройки звезда нахо­дится в неустойчивом состоянии, здесь возникают условия, при которых она может совершать регулярные пульсации В это время звезда наблюдается в качестве цефеиды или пе­ременной типа RR Лиры.

Как же протекает третья стадия звездной эволюции4 Некоторое время после образования красного гиганта зве ща остается стационарной: ее ра­диус, температура, светимость не меняются. В центре звезды находится гелиевое ядро. Еще на стадии образования красного гиганта оно начало сжиматься Если масса ядра больше 0,4-0,5 /И0, то температура при сжа­тии достигает 10" К, начинается новый цикл ядерных реакций, при кото­рых гелий превращается в углерод (три ядра гелия-4 образуют ядро угле­рода 12С). Выделяющаяся при этом энергия поддерживает излучение звез­ды Таким образом, в отличие от звезд главной последовательност и, красный гигант излучает не за счет водородного, а за счет гелиевого горючего. По мере выгорания г:лил в центре звезды образуется углеродное ядро. Когда весь гелий выгорит, стадия красного гиганта заканчивается.

Если масса ядра меньше 0,4-0,5 Ме (масса такой звезды, вероятно, меньше одной Л4е), то температура его при сжатии никогда не достигает величины, при которой «загорается» гелий, лишенное источников энер­гии такое ядро эволюционирует по уже известному нам сценарию, пре­вращаясь в черного карлика. Но в отличие от несостоявшейся прото — згезды, которая превращается в водородный черный карлик, в данном случае образуется черный карлик из гелия. Причем в данном случае это будет гелий-4, а не гелий 3, как для звезд с М < 0,3 М0

Продолжительность каждой из рассмотренных стадий звездной эволюции зависит от массы звезды, не относительная длительность стадий для звезд разной массы сохраняется. Используя это обстоя­тельство Д. Голдсмит и Т. Оуэн в книге «Поиски жизни во Вселен­ной» применяют остроумный прием, сопоставляя время жизни звез­ды с человеческой жизнью. Если принять, что полное время жизни звезды соответствует 70 годам, то в этом масштабе времени первая стадия — сжатие протозвезды (детство) занимает 15-16 лет, сгадия главной последовательности — приблизительно 50 лет, переход­ный период к стадии красного гиганта — около года, а сама стадия красного 1 иганта (сгароетт звезды) — около трех лет. Отсюда вид­но, что большую част ь своей жизни звезда проводит иа главной пос­ледовательности.

Следующая заключительная стадия связана с гибелью звезды. В зависимости от массы звезда либо превращается в белый карлик и медленно угасает, либо взрывается как сверхновая

На первый взгляд может показаться, что чем массивнее звезда, тем больше плотность вещества в ее центре. Но на самом деле это не так. Для равновесия звезды важ"а не плотность, а давление, которое сдержи­вает вес вышележащих слоев и препятствует гравитационному сжа~ию Но давление зависит от температуры, а температура в центре массивных звезд выше, чем у звезд малой массы. Давление нагретого до высокой температуры газа уравновешивает вес вышележащих слоев при меньшей плотности, чем в недрах менее массивных звезд, где температура не так высока. В результате ядро менее массивных звезд более плотное. Это обстоятельство оказывает решающее влияние на судьбу звезд на конеч­ной стадии их эволюции.

У ^везд средней массы (вероятно, не превышающей 2,5 Ме) по­сле выгорания гелия остается углеродное ядро, сжатое до уже зна­комого нам вырожденного состояния, при котором дальнейшее сжа­тие невозможно. Если бы ядро могло сжиматься дальше, то темпе­
ратура его повысилась бы до значения, при котором начинаются термоядерные реакции следующего цикла. Но давление вырожден­ного электронного газа препятствует этому. Поэтому такое ядро обречено на медленное остывание и превращение в черный угле­родный карлик. Но прежде чем это произойдет, звезда претерпева­ет существенные изменения. Наружные слои звезды (красного ги ганта) благодаря интенсивному истечению вещества в межзвездное пространство (звевдный ветер) постепенно рассасываются, обнажая горячее углеродное ядро. Это и есп> белый карлик. У некоторых звезд с массой ~ М@ сброс оболочки происходит на ранних стадиях

Образования красного ги­ганта, когда начинается го­рение гелия. У этих звезд возгорание гелия сопровож дается резким выделением энергии. Звезда теряет ус­тойчивость и сбрасывает с себя наружные водородные слои, они отделяются от звезды, образуя медленно расширяющуюся оболочку, которая наблюдается в виде планетарной туманности"19. Оставшееся в цен. ре ее ядро становится новой плотной и горячей звездой с температурой 50-100 тыс. К, которая теряя энер­гию и охлаждаясь, постепенно превращается в белый карлик

Таким образом белые карлики «вызревают^ в недрах звезды крас — ного гиганта и «появляются на свет» riocue того, как звезда тем или иным способом сбросила свои наружные слои. Они представляют собой очень плотные остатки этих звезд, сос тоящие в основном из ядер углерода и элекгроноь Плотность вещества в них в миллион раз выше средней плотности Солнца. Белые карлики не имеют тер­моядерных источников энер1 ии и светят за счет тепловой энергии, запасенной на предшествующих стадиях эволюции. Температура их поверхности довольно высока (от 5000 до 15000 К), но благодаря

"W Планетарные туманности были открыты Гершелем в конце XV1I1 века, их название отражает чисто внешнее сходс тво с дисками планет при визуальных телеско­пических наблюдениях с небольшим увеличением.

Малой излучающей поверхности светимость их в тысячи раз мень­ше, чем у Солнца. Таким образом, экономно расходуя свою энер­гию, белый карлик может светить в течение миллиардов лет, прежде чем, медленно остывая, превратится в черный углеродный карлии, Подобная участь ожчдает и паше Солнце. Возраст Солнца около 5 млрд ле г. Через 6-8 млрд лет водородное г орючее в недрах Солн ца исчерпается, и оно превратится сначала в красный гигант, а затем, сбросив оболочку и пройда, вероятно, через стадию планетарной туманности, станет белым карликом, а потом черным карликом раз­мером с Землю.

Масса белых карликов близка к массе Солнца и не превышает 1,4 Ме. Масса родительской звезды, из которой он образовался, может бьгть зн; чительно больше. Это зависит от toi О, какую долю вещества сбрасывает звезда, прежде чем из нее «вылупится» белый карлик Звезды типа Сол­нца, вероятно, сбрасывают небольшую долю своей массы. Более массив­ные звезды moiyi сбрасывать шачи тельную часть массы Хорошим при мером является спутник Сириуса — Сириус В, исторически первый от крытый белый карлик. Вместе со звездой Снрпус А они образуют тесную двойную систему. Очевидно поэтому, что обе звезды образовались одно­временно и имеют одинаковый возраст Сириус А (та самая звезда, кото­рая гак ярко сияет на пашем небе) является звездой главной последова­тельности, а тс зда, из которой образовался Сириус В, уже прошла через стадию главной последовательности и превратилась в бсмллй карлик, сле­довательно, она эволюционировала быстрее А это значит, что она имела большую массу. Масса Сириуса А 2,3 Ме, следовательно, звезда, из кото рой образовался Снрпус В, могла иметь массу 2,5-3 Ме Веролтпо, это одна из наиболее массивных звезд, нз которых образуются белые карли­ки. Так как масса белого карлика Сириус В равна 0,9 Ме, это значит, что звезда, нз ко юрой он образовался, потеряла до 70 % своей первона­чальной массы.

Почему масса белых карликов не превышает 1,4 Ме? Мы уже отме­чали, что если масса тела, лишенного внуIpciiniix источников энергии, превышает 1,4 М^ (пт>слел Чапдрасскара), то давление вырожденного электронного газа не может противостоять силе тяготения, и такое тело продолжает сжиматтся, превращаясь в нейтронную звезду или чертмо дыру. Поэтому если в недрах звезды после превращения термоядерных реакций образуется ядро с массой больше указанного предела, то оно презращается в нейтронную звезду или черную дыру.

Мы подошли к самым драматическим событиям звездной эво­люции В центре массивной звезды температура очень высока, ве­щество там находится ие в вырожденном состоянии, а в состоянии обычного газа, который может сжиматься. Когда содержание гслич в ядре истощается, ядро начинает сжиматься, температура в центре его повышается, и там начинается новый цикл ядерных реакций с учас гием углерода, т. е. ядерным горючим становится углерод. В результате слиянии ядер 12С и 4Не образуется ядро кислорода |60. По мере истощения углерода «загорается» кислород: ядро 160, присо­единяя 4Не, образует ядро неона 20Ne и т. д. То есть следует цикл ядерных реакций, в которых последовательно синтезируются тяже­лые элементы вплоть до железа. В каждом последующем типе реак­ций выделяется все меньше и меньше энергии. Но чтобы противо­стоять сжатию, звезда должна вьщелять энергию в прежнем темпе. Это достигается за счет того, что каждый последующий элемент «сгорает» все быстрее и быстрее. Горение углерода длится тысячи лет. Затем смена горючего происходит через годы, сутки и даже часы. Загорание каждого очередного элемента происходит тогда, когда масса его достигнет некоторого критического значения, ко торое близко к переделу Чандрасекара для ядра из этого элемента В результате звезда приобретает структуру «луксвицы»: в центре нахо­дится железное ядро, окруженное многочисленными слоями из продуктов ядерного горения в предыдущих циклах.

Когда образуется железное ядро, дальнейшая цепь ядерных ре­акций прерывается. Почему? Дело в том, что в раду химических элементов железо занимает особое место. При синтезе ядер сравни­тельно легких элементов, включая железо, не надо затрачивать энер­гию. Напротив, синтез этих ядер сопровождается выделением энер­гии, которая и является источником свешмости звезд. В отличие от этого, для синтеза ядер элементов тяжелее железа необходимо зат­ратить определенную энергию (которая освобождается при распа­де этих ядер) Поэтому такой процесс не может поддерживать излу­чение звезды.

Итак, когда образуется железное ядро, ядерные реакции в звезде прекращаются. Звезда охлаждается и начинает сжиматься. Сжагие железного ядра происходит катастрофически быстро: менее чем за секунду оно уменьшает свои размеры в тысячи раз (говорят, что ядро коллапсирует). Казалось бы вещество звезды должно придти в вырожденное состояние, и давление вырожденного электронного газа должно остановить сжатие. Но этого не происходит. Дело в том, что в центре такой коллансирующей звезды развивается фанта­стически высокая температура, она достигает миллиардов градусов. При такой температуре электроны вступают в реакцию с протона­ми и образуют нейтроны (происходит процесс нейтронизации ве — щесгва). В результате количество электронов быстро уменьшается. Но откуда в центре звезды появились протоны? Ведь водород гам давно выгорел на предшествовавших стадиях эволюции. А происхо­дит вот что: при повышении температуры ядра атомов железа со­ударяются друг с другом и разрушаются, распадаясь, в конечном итоге, на протоны и нейтроны. Образующиеся при этом протоны и соединяются с электронами. Энергия, необходимая для распада атомных ядер железа черпается из кинетической энер1 ии коллапси — рующей звезды. Быстрое уменьшение плотности электронов в ре­зультате их слияния с протонами снимает вырождение (исчезает вы­рожденный электронный газ, давление которого могло бы предот­вратить сжатие). Образующиеся нейтроны заполняют звездное ядро, и коллапс продолжается до тех пор, пока в центре звезды не обра­зуется чудовищно плотный компактный объек! размером порядка 10 км, состоящий почти исключительно из нейтронов.

Столкновения атомных ядер при коллапсе приводит, как мы ви­дели, в основном, к их распаду с образованием протонов и нейтри — нов. Однако в этих же столкновениях, очень редко, но все же проис­ходит образование ядер более тяжелых, чем железо, таких, как медь, молибден, олово, иод, серебро, золото, платина, ртуть, свинец, уран, и т. д. Описанный процесс длится примерно 1 секунду, но именно в эту последнюю секунд) жизни звезды рождаеIoi, по существу, вся химия Вселенной, все химические элементы таблицы Менделеева. Энергия, необходимая для обра ювания ядер этих элементов, черпается из ки­нетической энергии коллапсирующей звезды. Заканчивая свой жиз­ненный путь, звезда использует последний шанс, последний источ­ник энергии для образования тяжелых элементов. Надо сказать, что этот процесс имеет для нас немаловажное значение. Хотя живые орга­низмы состоят преим} щественно из элементов более легких, чем же­лезо, — в основном, это водород, углерод, азот, кислород, фосфор — небольшая доля элементов тяжелее железа также входит в состав жи­вых организмов, и они играют в|жную роль в процессах жизнедея тельности (не говоря уже об использовании их в технологических целях для нужд развивающейся цивилизации).

Когда в центре звезды образуется нейтронной ядро, наружные слои обпушиваются на него с колоссальной скоростью. Возникает взрыв, отбрасывающий вещество назад. Мощная ударная волна, дви­жущаяся от центра звезды, вызывает сброс оболочки. При этом выделяется колоссальная энергия порядка 1045 Дж, а образовавшие­ся в звезде тяжелые элементы разбрасываются в окружающее ::осми — ческое пространство. Это и есть взрыв звезды, приводящий к вспыш­ке сверхновой. Обнажившееся нейтронное ядро образует уж знако­мую нам нейтронную звезду, которая наблюдается в виде пульсара.

Ней тронная звезда обр азуется лишь в том случае, если масса же лезного ядра меньше 2 Ме. Если масса ядра превышает 2 Ме, кол­лапс идет неограниченно с образованием черной дыры. Так назы­ваются совершенно необычные объекты, сжавшиеся до такой степе­ни, что их поле тяготения удерживает не только вещество, но и излучение, не позволяя ему вырваться за пределы объема, ограни­ченного так называемым i равитдционным радиусом Rg — IGMIc1 (G — постоянная тяготения, М — масса тела, с — скорость света). Идя тела с массой Солнца Re = 3 км Всякое гравитирующее веще­ство характеризуется определенной скоростью освобождения, ее на­зывают также параболической или второй космической скоростью. Если скорость частицы, находящейся в поле тяготения рассматри­ваемого тела, оольше параболической, частица вырывается из поля тяготения и уходит в космическое пространство. Для Земли пара­болическая скорость равна 11,2 км/с, для Солнца она составляет 600 км/с, а для черной дыры параболическая скорос ть больше ско­рости света. Поэтому ни одна частица (даже квант света), находяща­яся внутри черной дыры (под гравитационным радиусом), не мо­жет вырваться наруж}. Черная дыра не светит и не греет, но своим мощным гравитационным полем затягивает внутрь себя вещество из окружающег о пространства. Академик Я. Б. Зельдович образно назвал черную дыру гравитационной мог илой. Но это грубая кар­тина. Как показал крупнейший современный физик-1еоретик С. Хо — кинг, учет квантовых гффектов приводит — к тому, что черная дыра все же будет светиться, но очень слабо (излучение Хокинга). Обна­ружить по этому излучению обычные черные дыры невозможно. Но их можно заметить по свечению падающего на черную дыру газа. К середине 2001 г. было обнаружено около 20 черных дыр звездной массы и 60 сверхмассивных черных дыр (с массой более миллиона солнечных масс) в ядрах галактик. Образоваггие после­дних не связано со звездной эволюцией.

Описанная картина может быть ие точна в деталях и она не описыва­ет всех возможностей. При определенных условиях могут вспыхивать, как сверхновые, и ие очень массивные звездьг, с массой не сильно превы­шающей солнечную. Не обязательно в результате взрыва образуется ней­тронная звезда или черная дыра; звезда может взорваться полностью, без остатка Важно, что при взрьгве освобождается гигантская энергия и разбрасываются в пространство синтезированные в звезде химические элементы В белых карликах синтез элементов не продвинулся дальше углерода, но и он, в конечном итоге, оказывается запертым в недрах черного углеродного карлика, в который после остывания превратится белый карлик. Взрыв же сверхновых звезд обеспечивает процесс косми­ческого метаболизма: он обогащает межзве щную среду, из которой фов мируются новые поколения звезд. Звезды первого поколения сформиро­вались нз вещества, которое образовалось па ранних стадиях развития Вселенной. Они состояли практически целиком нз водорода (70 % по массе) и гелия (30 %) с небольшой примесью бериллия, лития и бора (меньше одной миллионной). Вероятно, это были массивные звезды, ко­торые давно закончили свою эволюцию, взорвавшись, как сверхновые, и разметас по Галактике тяжелые элементы от углерода до урана Самые старые звезды, которые наблюдаются сегодня, относятся ко второму поколению; они содержат уже заметную долю тяжелых элементов, хотя значительно меньшую, чем звезды следующего третьего поколения, к которому принадлежит и наше Солнце. Существенно, что, как сверхно­вые, взрываются, в основном, массивные звезды, которые очень быстро эволюционируют и, следовательно, за время существования Галактики сверхновые звезды многократно обогащали межзвездную среду.

Итак, звезды формируются из межзвездной среды путем гравита ционной конденсации диффузной материи. Они проходят длитель­ную стадию главной последовате шности, когда устойчивое состоя­ние звезды обеспечивается за счет ядерных реакций превращения водорода в гелий. Затем следует более короткая стадия красного ги­ганта, коща жизнь звезды поддерживается за счет горения гелия. И наконец, наступает заключи г».льная ф 1за, когда, в зависимости от массы зпезды, она либо превращается в белый карлик и медленно угасает, унося с собой в черную могилу накопления своей жиши, либо взры­вается, как сверхновая, щедро разбрасывая в пространство плоды сво­его творчества для использ< >вания их в следующих поколениях звезл. Вспышка света необычайной яркости оповещает всех, кто может ее увидеть, об этом подвиге самоотверженности звезды, отдающей себя, свою материю, свою сущность во имя продолжения Беспредельной Нити Жизни Космоса. Умирая, она, подобно фениксу, возрождается вновь в поколениях звезд, которые приходят ей на смену

2.1.4. Звездная система — Галактика. Мы познакомились с миром звезд, с их свойствами, с тем, как они рождаются, живут и умирают. Теперь нам предстой! краткое знакомство с той страной, в которой они обитают, — с i рандиозной звездной системой Га­лактикой, имеющей размер более 100 тыс. св. лет и содержащей норядка L0" звезд. Напомним, что в Галактике астрономы измеря­ют расстояние в парсеках (1 нк = 3,26 св. года) шги килопарсеках

Большинство наблюдаемых звезд Галактики сосредоточено в плоском диске с небольшим сферическим утолщением в центре. Поперечник диска около 30 килопарсек (кпк), толщина — в десят­ки раз меньше; поперечник центрального утолщения (иногда его называют «балдж») составляет около 4 кпк. Диск с балджем окру­жены звездным тало сферической формы, размер которого около 20 кпк, Диск и 1ало — две основные подсистемы звездного населе­ния Галактики. Предполагается, что вокруг этой «видимой» части Галак. ики простирается еще невидимая галактическая корона, об

Разуемая очень слабыми звездами, при сухо вис которых обнаружь вастся только по их суммарному i равитационному полю. В центре Галактики расположено компактное ядро размером около 20 пк. Схематически строение Галактики показано на рис 2.1 22.

Солнце относится к населению диска, оно расположено на пе­риферии Галактики, ближе к краю диска, на расстоянии около 8 кпк от центра и лежит почти точно в плоское i и симметрии дис­ка (на расстоянии 20 пк над нею). Земной наблюдатель видит диск «с ребра», и огромное число удаленных звезд сливается для него в светящуюся полосу Млечного Пути, который в безлунную ночь хорошо виден на небе невооруженным глазом. Отсюда происхо диг и название нашей звездной системы — Галактика, т. е. звезд ная си-тема Млечного Пути («галактикос» по-гречески означает молочный[82]). Звезды, видимые невооруженным глазом вне поло­сы Млечного Пути, — это звезды диска, расположенные б шзко к Солнцу, поэтому они наблюдаются на больших углах по отноше­нию к галактической плоскости.

Концентрация звезд в окрестности Солнца соответствует при­близительно одной звезде на 8 кубических парсеков. Это значит, что среднее расстояние между звездами составляв около 2 пк (или 6,5 св. лет). В центральных областях Галактики концентрация звезд в миллион раз выше, а расстояние между ними в 100 раз меньше, чем в окрестностях Солнца

Звезды двух основных составляющих — диска и гало отличают­ся возрастом (а, следовательно, химическим составом) и харакге ром движения. В состав i ало входят наиболее старые звезды Галак­тики, относительно бедные тяжелыми элементами. Звезды диска более молодые, и они богаче тяжелыми элементами ио сравнению со звездами гало.

Важно подчеркнуть, что Галактика представлю г собой не просто случайное скопление гигантского количества звезд, а динамическую систему, в которой составляющие ее элементы соверш нот упорядо­ченное движение под действием центральной силы, определяемой суммарным тяготением галактической материи. Если мы выделим 100 или 1000 звезд в окрестности Солнца — они не образуют динами­ческую систему, а вот Галактика в целом является! гакой системой.

Геракл, рожденный смертной женщиной, был поднесен к груди спящей Геры, чтобы молоко ьогини сдела по его бессмерп 1ым. Но проснувшаяся Гера оттолкнула младенца. Геракл не еттл бессмертным, а брызнувшее из гр"дн Вогинн молоко оставило на небе вечный бсо_мерт ный след—Млечный Путь.

Звезды диска обращаются вокруг ядра Галактики по почти кру­говым орбитам, лежащим приб шзительно в одной плоскоп и. При этим все они обращаются в одну сторону. Скорость их движения зависит от расстояния от центра Галактики. Для звезд в окрестнос­ти Солнца скорость галактического вращения составляет приблизи­тельно 200 км/с, это соответствует полному периоду обращения вокру] центра Галактики примерно за 250 млн лет Звезды сфери­ческой составляющей обращаются вокруг центра Галактики по силь­но вытянутым эллиптическим орбитам, наклоненным под всевоз­можными уыами к плоскости ;щска (рис. 2.1.24)’". Такой характер вращения напоминает вращение тел Солнечной системы. Звезды диска движутся подобно планетам, а звезды гало — подобно коме­там. По-видимому, это связано с тем, что процесс формирования Галактики и Солнечной системы имеют общие черты.

Характерной особенностью Галактики является ее спиральная структура. Собственно говоря, спиральная CrpyKiypa относится не ко всей Галактике, а лишь к ее диску. Если бы мы могли посмотреть на нашу Галактику со стороны, в направлении перпендикулярном плоскости диска, то увидели бы, что от центра диска к периферии отходят спиральные рукава (рис. 2.1.25). Спиральные рукава пред­ставляют собой области повышенной концентрации (сгущения) ^везд и межзвездного вещества. В промежутках между рукавами плотность галактической материи меньше. Солнце расположено между рукава­ми — между рукавом Стрельца и рукавом Персея, и движется в на­правлении последнего.

В спиральных ветвям Галактики сконцентрированы почти все мо­лодые горячие звезды высокой светимости. Именно они наиболее ярко очерчивают спиральные ьегви. Эти звезды образуются в спи­ральных вет вя и за время своего существования не успевают поки­ну пь их. Таким образом, спиральные ветви представляют собой ме­сто, где наиболее интенсивно идет процесс звездообразования. Ковда газопылевое облако при своем вращении вокруг центра Галактики входит в спиральный рукав, то на внутренней кромке рукава возни­кает ударная волна, здесь образуется область повышенной плотнос­ти, что способствует процессу звездообразования. Возникающие молодые звезды ярким блеском отмечают область своего звездного «инкубатора».

Что же является причиной возникновения спиральной структуры? Счи­тается, что из центра Галактики распространяется спиральная волна плот­ности. Она представляет собой периодическое чередование сгущения и разряжения галактической материи (звезд и межзвездного вещества) Но

В отличие от обычной волны, например, на поверхности воды, которая распрост раняется по прямым линиям во все сторо

Рис. 2.1.25. (Слева) Спиральная галактика NGC 1232.

По-видимому, она похожа на нашу Галактику. Светлые точки в верхней чае~и рисунка представляют собой распределение молодых объектов в спиральных рукавах нашей Галактики вблизи Солнца, наложенные на фотографию NGC 1232, При выбранном масштабе точки хорошо ложатся на спиральные ветви NGC 1232 (Справа) Галактика NGC 5364 в созвездии Девы—одна из типичных спиральных галактик

Ны от источника возбуждения, галактическая волна плотности распрос­траняется от центра Галактики по спирали. Эта спиральная волна плот­ности обращается вокруг галактического центра с постоянной угловой скоростью (не зависящей от расстояния от центра Галактики). Поэтому спиральный узор при вращении сохраняется. Но этот узор есть картина распределения плотностч Что же касается отдельных «частиц» веще­ства — звезд или межзвездных облаков, скорость вращения которых за­висит от расстояния от центра Галактики, то они при своем движении пересекают спиральную структуру. Звездьг входят в спиральный рукаь и, миновав его, вновь выходят в пространство между рукавами. На рассто яннн 10-15 кпк от центра Галактлки (пока расстояние точно не нзвест но) скорость галактического вращения совпадает со скоростью враще ния спирального узора. Эта область получила название зоны коротацил. Вблизи нее звезды никогда не пересекают спиральные рукава. Некот > рые аьторы считают, что Солнце на дадится как раз в зоне коротации и что это оказало решающее влияние на происхождение жизни в Солнеч ной системе.

Как возникают в Галактике волны плотности, что является их «гене­ратором» — этот вопрос остается пока нерешенным. Возможно, разгад
ка таится в природе самого Галактического гентра, откуда распростра­няются волны плотности.

Диск, гало, корона, спиральные ветви — это наиболее крупные элементы галактической структуры. Но и внутри этих крупных струк­турных образований распределение галактической материи также неоднородно. Звезды диска часто группируются в скопления При­чем это не эффект случайной проекции, звезды скопления распола­гаются в одной области пространства и гравитационно связаны между собой. Плотность звезд в скоплении в десятки раз выше, чем в окружающем звездном фоне, но заметной концентрации к центру скопления не наблюдается. Такие скопления получи. и назв шие <‘рас — сеянные». Число звезд в рассеянных скоплениях меняется в широ­ких пределах — от нескольких десятков звезд (бедные скопления)

До нескольких тысяч »везд (бога­тые скопления). Примером рас­сеянною звездного скопления может служит, хорошо известное скопление Плеяды в созвездии Тельца, видимое невооруженным глазом (см. рис. 2.1.26); оно со­держит сотни звезд, из которых глазом видны 5-6 самых ярких. Диаметры рассеянных скоплений составляют от 1,5 до 30 пк, а мас­сы — от 100 до 3000 Ме. В пре­делах 2 кпк от Солнца известно более тысячи рассеянных скопле­ний, а общее их число в Галакти ке оценивается в 20 тысяч. Все рассеянные звездные скопления на­блюдаются в полосе Млечного Пу ти, т. е. они расположены в диске Галактики. В состав ближайшего к Солнцу очень разреженного скоп­ления входят пять звезд ковша Ьольшой Медведицы, Сириус и дру­гие близкие звезды. Поскольку Солнце расположено рядом с этим скоплением, и мы наблюдаем его как бы изнутри, звезды скопления не образуют компактную группу на небе, а разбросаны по вссму небосклону.

Все звезды одного скопления не только расположены в одном месте, но имеют бличкий возраст, следовательно, они связаны об щим происхождением. Мы уже знаем, что звезды образуются из межзвездной среды. Звезды, возникающие в процессе фрагмента-
цин одного газопылевого облака, как раз и образуют рассеянное звездное скопление. Так как, помимо общего галактического вра­щения, они имеют еще хаотические, случайные скорости, то скоп­ление с течением времени «рассасывается». Обычно это происхо­дит за время нескольких десятков оборотов вокруг центра Галакти­ки. Наше Солнце представляет собой одиночную овезду. Вероятно, оно образовалось в составе рассеянного скопления вместе с сотней других звезд, но за 5 млрд лет >то скопление полностью рассоса лось, и сегодня мы не знаем братьев и сестер Сол] ща.

Наряду с рассеянными звез дными скоплениями в диске Галактики наблюдаются разре­женные группировки молодых горячих звезд, которые полу­чили название звездных ассо­циаций. Счит ает ся, что звезды ассоциации также сформиро­вались в пределах одного об­лака, но не смогли объединить ся в гравитационно связанное скопление.

Следующим, более круп­ным структурным образовани­ем являются звездные комп­лексы, в состав которых входят несколько рассеянных звезд­ных скоплений, ассоциаций и облаков межзвездного газа. Размер комплексов 500-1000 пк, масса 106-107 М@. Все они распо­лагаются вдоль спиральных ветвей Галактики.

Некоторые звезды сферической составляющей также группиру­ются в скопления. В отличие от рассеянных скоплений, они имеют очень высокую концентрацию звезд к центру скопления и имеют, как правило, шаровую форму. Поэтому они получили название шаровых скоплений. По размерам шаровые скопления превосходят рассеян­ные, их диаметр от 15 до 200 пк Число звезд в шаровых скоплениях также больше: согни тысяч, а в отдельных случаях вплоть до милли­она звезд. Массы шаровых скоплений составляют 104-10" М@. Кон­центрация звезд в центральных областях шарового скопления очень
велика: в сотни тысяч раз выше, чем в окрестностях Солнца. Если бы вокруг одной из таких звезд обращалась планета, населенная ра­зумными существами, то они, вероятно, не знали бы, что такое на­стоящая ночь, ибо даже после захода солнца на небе осталось бы множество светил, сияющих, как Луна в полнолуние. Характерной особенностью шаровых скоплений является го, что они практически не содержат i аза. В состаге их также нет молодых звезд. Это наибо­лее древние объекты Галактики, возраст их порядка 10 млрд лет. В настоящее время известно около 150 шаровых скоплений. Они рас­пределены в пространстве неоднородно, концентрируясь к центру Галактики. Как и одиночные зьезды сферической составляющей (гало), шаровые скопления движутся по сильно вытянутым эллиптическим орбитам с периодом обращения 108-109 лет. Большую часть времени они проводят вдалеке от Галак гического центра, но один раз за пе­риод обращения проводят через плотные центральные области Га­лактики.

До сих пор речь шла о звездном населении Галактики. Но, по­мимо звезд, важную роль в жизни Галактики играет межзвездная среда, из которой образуются и сами звезды. Она состоит из газа и пыли, перемешанных в соотношении 100 : 1 (по массе), г. е. масса пыли составляет 1 % от массы газа. Газ и пыль сосредоточены в галактическом диске. Средняя плотность газа здесь, как уже отмеча­лось выше, составляет 1 атом/см1. Для сравнения напомним, что в 1 см3 атмосферы у поверхности Земли содержится 3- 1019 молекул. Несмотря на столь ничтожную плотность межзвездной среды, об­щая масса газа, занимающего огромное пространство, составляет заметную долю — около 3 % массы Галактики (без учета массы ко­роны’). Как и звезды, газ (и пыль) в диске распределены неравномер­но, образуя отдельные газопылевые облака. Средний размер обла­ков — несколько десятков парсек. Химический состав межзвездного газа подобен солнечному Главным компонентом является водород. Он может находит ься в атомарном или молекулярном состоянии. Со­ответственно говорят об облаках атомарного или молекулярного во­дорода. Плотность газа в облаках атомарного водорода составляет 10-100 ат/см3 (в среднем 20 ат/см1), шютность в межоблачной сре­де порядка 0,2 ат/см3. Плотность молекулярных облаков Н2 на мно­го порядков выше, она может достигать 106 молекул/см3, а масса та­ких облаков дост игаег миллиона солнечных масс. Так как пропор­ция между газом и пылыо всюду остается приблизительно одинаковой, то в более плотных облаках содержится также больше пыли.

Плотные газопылевые облака не пропускают свет звезд, нахо­дящихся за ними. Поэтому они выглядят как темные области на небе, которые получили на звание темных туманностей. Примером может служить тем­ная туманность «Конская го­лова» в созвездии Ориона (рис. 2.1.28).

Большая часть атомарного водорода находится в нейтраль­ном состоянии. Облака нейт­рального водорода образуют так называемые области HI. Это холодные облака с тем пера турой меньше 100 К Они совсем не светятся в видимой области спектра, и если бы не

Радиоизлучение на волне Рис. 2.1.28. Темная туманность «Конская

Голова»

21 см, такие облака невозможно было бы обнаружить. К счастью, излучение в линии 21 см дает богатую информацию о распределе­нии этих облаков в Галактике, их движении и физических услови­ях в них.

8 -4147

Если вблизи газопылевого облака находятся яркие звезды, то благодаря рассеянию света звезд на частицах пыли такие облака мопт наблюдаться в вице светлых туманностей, которые получили назва­ние отражательных. Примером может служить отражательная ту­манность в скоплении Плеяды (рис. 2.1.29). Таким образом, отра­жательные туманности представляют собой газопылевые облака, под­свеченные звездами. Когда температура звезд, находящихся внутри (или вблизи) газопылевого облака, достаточно высока, они своим мощным УФ-излучением ионизируют водород. Образуется область ионизированного водорода НИ. Температура в таких областях до — с гигает 10000 К, и они являются интенсивными источниками теп­лового радиоизлучения. Кроме того, ионизованный водород при рекомбинациях"2 интенсивно излучает в оптической области спект­ра, благодаря чему зона НИ светится, образуя диффузные туман­ности (рис. 2.1.30). Формы их необычайно разнообразны, они об­ладают очень богатой гонкой структурой и по красоте не уст упаюг картинам облаков в земной атмосфере. Конечно, наблюдать их мож­но только с помощью телескопов. Области HI и НИ, а 1акже моле­кулярные облака располагаются преимущественно в спиральных вет­вях Галактик

Межзвездные молекулярные облака играют особую poj. b. Имен­но в этих плотных облаках интенсивно идет процесс образования звезд (и планетных систем). Помимо молекулярного водорода Н2, они содержат десятки других молекул. Среди них молекулы воды, шрающей такую важную роль в известной нам водно углеродной форме жизни, к которой принадлежим и мы сами, а также молеку­лы органических веществ. Причем речь идет не только о простей ших органических веществах типа метана СН4, но и более сложных соединениях, таких как муравьиная кислота НСООН, этиювый спирт C2HsOH и др. Молекулы метиламина CH3NH2, обнаружен­ные в межзвездной среде, являются важным звеном в формирова­нии аминокислот, а это уже ступень к образованию белков. Чем сложнее молекула, тем труднее ее обнаружить. Поэтому неизвест­но, как далеко зашла химическая эволюция в молекулярных обла­ках межзвездного газа и какие типы молекул там действительно су­ществуют. Согласно гипотезе Ф. Хойла и Ч. Впкрамасинга, в меж­звездных молекулярных облаках могут возникать даже простейшие формы жизни. Мы подробней рассмотрим эту проблему в гл. 4.

Газовый диск Гатактики пронизан галактическим магнитным полем. Напряженность его в сотни тысяч раз меньше, чем напря­женность геомагнитного поля, но оно играет важную роль в физи­ке и динамике межзвездного газа. Галактическое магнитное поле имеет довольно сложную структуру. Вдоль его силовых лучей дви­жутся заряженные частицы космических лучей. В их состав входят электроны, протоны, позитроны, мезоны, гипероны, ядра тяже­лых элементов. При движении эле* гронов в магнитном поле излу­чаются радиоволны. Это один из основных механизмов радиоиз­лучения Галактики, в целом, и отдельных дискретных источников радиоизлучения. Космические лучи генерируются в ядре Галактики и при вспышках сверхновых. В составе Галактик л оии удерживают­ся ее магнитным полем.

Заканчивая наше "накомство с Галактикой, нам остается «загля­нуть» еще в ее центральную область. Эта область радиусом около 1 кпк, носит название «Галактический центр». Внутри ее находится компактное ядро нашей Галактики размером приблизительно 20 пк (в поперечнике). Галактический центр расположен в направлении созвездия Стрельца за плотным слоем пылевых облаков, ослабляю­щих свет в десятки тысяч раз. Поэтому наблюдать его в оптическом диапазоне невозможно. К счастъю, пылевая среда прозрачна для инфракрасного и радиоизлучения, и это позволяет наблюдать Га­лактический центр в указанных диапазонах волн. Подав тяклцая часть вещее гва в Галак. ическом центре сосредоточена в звездах. Среди них много молодых горячих звезд спектрального класса О. Это указывает на то, что в центральной области нашей Галактики интен­сивно идет процесс звездообразования. Помимо звезд, в Галакти ческом центре имеется значительное количество газа и пыли. Эта газопылевая среда образует быстро вращающийся диск радиусом около 600 пк, наклоненный под углом 22" к галактической плоско­сти. Его называют «околоядерным», так как он непосредственно примыкает к ядру Галактики, расположенному ь центре этого дис­ка Диск состоит из облаков атомарного и молекулярного водоро­да (перемешанных с пылью); во внутренних частях диска водород полностью ионизирован, образуя область НИ р щиусом 150 пк. В околоядерном диске газ движется со скоростью около 200 км/с. По-видимому, эти газовые потеки истекают из ядра Галактики.

В пределах Галактического центра находится мощный источник радиоизлучения Стрелец А. Он состоит из двух компонентов — За­падного и Восточного. Источник Стрелец А Западный, занимаю­щий область размером около 20 пк, совпадает с динамическим цен­тром Галактики, вокруг которого вращаются входящие в нее звез­ды. Эта область и представляет собой ядро нашей Галактики. Внут­ри ядра обнаружены более компактные источники инфракрасного и радиоизлучения. Особый интерес иредставляе г сверхкомпактный радиоисточник, обнаруженный методом радиоинтерферометрии Его угловой размер меньше 0,001", что Coot Ictci вуст линейному размеоу, не превышающему 10 а. е. Предполагается, что это черная дыра с массой поряда 106 7И0.

Ядро Галактики — это самая загадочная область нашей звездной системы. Возможно, оно играет такую же определяющую роль для Галактики, как Солнце для Солнечной системы. Роль ядер особен­но хорошо видна на примере других галактик. К описанию мира ] алактик мы теперь и переходим.