С другой стороны, если Млечный Путь столкнется с другой галактикой, как это, вероятно, и произойдет с М31, такое бурное событие может сильно повысить скорость звездообразования. Мощные гравитационные приливные силы будут искажать и разрывать два галактических диска и вызовут вспышки звездообразования в потревоженных облаках. Физически никакие звезды не столкнутся: они настолько малы, что шансы на отдельные сближения звезд при столкновении галактик очень малы. Такого рода вспышки мы видим в других недавно столкнувшихся галактиках: звездные диски разорваны на длинные хвосты, в результате чего появились участки интенсивного излучения в ультрафиолетовом и инфракрасном диапазонах, часто по направлению к плотному центру системы. Когда все успокоится, наша Галактика изменится – химически, динамически и структурно, а новые поколения звезд и солнечные системы, которые образуются вместе с ними, обогатятся элементами, сформировавшимися давным-давно в далекой-далекой галактике.
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
Для запуска процесса излучения крайне низкоэнергетических линий окиси углерода требуется плотность газа в несколько сотен частиц на кубический сантиметр и температура на несколько десятков градусов выше абсолютного нуля. В данном контексте газ, который производит эту эмиссию, указывает на объемный резервуар молекулярного топлива. В отличие от линий излучения ионизированного газа, о которых я говорил ранее, рассуждая о видимой части спектра, длина волны излучения окиси углерода составляет около 1 мм между дальним инфракрасным и радиоучастком спектра, поэтому его нельзя наблюдать при помощи обычного оптического телескопа. Вместо этого мы обратимся к радиотелескопам (или, точнее, телескопам, работающим на миллиметровых волнах), оснащенным подходящими детекторами, которые могут обнаруживать фотоны этой длины волны. Обнаружив эмиссию оксида углерода, мы можем измерить общее количество света и преобразовать его в светимость окиси углерода (предполагается, что у нас уже есть некоторое понимание того, как далеко находится излучающий газ). Поскольку газ, выделяющий окись углерода, смешивается с молекулярным водородом таким образом, что чем больше водорода, тем больше окиси углерода, мы можем преобразовать наблюдаемую светимость окиси углерода в массу молекулярного водорода. А это уже, в свою очередь, позволит нам определить, сколько газа доступно для звездообразования в газовом молекулярном облаке или даже в целой галактике.
