Дмитрий Вибе: В тихой глобуле черти водятся Дмитрий Вибе

Дмитрий Вибе: В тихой глобуле черти водятся

Дмитрий Вибе

Опубликовано 24 сентября 2012 года

С доисторических времён известно, что на ровном звёздном «ковре» местами попадаются дырки — участки, на которых звёзд либо видно очень мало, либо совсем не видно. Особенно хорошо такие провалы видны на фоне Млечного Пути (конечно, в тех местах, где уровень засветки неба позволяет видеть Млечный Путь).

Сотни лет наблюдатели считали, что тёмные провалы отражают действительное распределение звёзд, то есть ставили знак равенства между «не видно» и «нет». Этой точки зрения поначалу придерживался и Эдвард Барнард, создатель фотографического атласа избранных участков Млечного Пути, опубликованного в начале XX века. Однако тщательнейшее изучение фотографий убедило его, что природа тёмных пятен иная. Они появляются там, где свет фоновых звёзд блокируется облаками поглощающего вещества. Барнард не только открыл новый вид астрономических объектов, но и составил их список — первый каталог «тёмных туманностей». Объекты из этого каталога обозначаются буквой "B" и номером.

В 1947 году Барт Бок и Эдит Рейли обратили внимание не то, что среди весьма разнообразных тёмных туманностей выделяется особый подвид: небольшие компактные облака с относительно чёткими краями и округлой формы. Они предложили называть такие облака глобулами и предположили, что именно в таких маленьких тёмных сгустках рождаются звёзды.

Дальнейшее развитие астрономии показало, что это предположение, скорее всего, является верным. Правда, с тех пор уточнилось множество деталей. Благодаря развитию радиоастрономии выяснилось, например, что поглощающее вещество — пыль — по массе составляет лишь один процент от полной массы глобул. В основном же они состоят из прозрачного и потому невидимого в оптике газа. Кроме того, в более обширных межзвёздных облаках также присутствуют плотные компактные ядра-сгустки, по свойствам похожие на глобулы, — тоже, предположительно, будущие звёзды. Глобулы просто видны отчётливее благодаря относительной изоляции от прочего межзвёздного газа.

До начала 2000-х годов глобула B68 особого внимания к себе не привлекала, но на рубеже тысячелетий всё изменилось. Переломным моментом в её биографии стала статья Жоао Альвеса, Чарльза Лада и Элизабет Лада, опубликованная журналом Nature в начале 2001 года. Суть их работы была вполне проста. Пыль в глобуле, совершенно закрывающая фоновые звёзды в видимом диапазоне, становится более прозрачной в инфракрасном (ИК) диапазоне. Сравнив изображения B68 на длинах волн от 440 нм до 2200 нм, Альвес с коллегами по силе поглощения оценили количество пыли в направлениях на 3708 фоновых звёзд, из которых около тысячи видны только на ИК-изображениях. В результате получилась очень подробная карта распределения пыли в глобуле, правда, только двумерная, в проекции на небо.

Оказалось, что усреднённое по азимуту распределение плотности пыли (а если умножить на сто, то и плотности газа) очень похоже на теоретическое распределение плотности в сферическом облаке, находящемся в состоянии гидростатического равновесия, то есть в облаке, тепловое давление которого точно уравновешено самогравитацией и внешним давлением, — так называемый профиль Боннора-Эберта. Взгляните на эту картинку из статьи Альвеса и пр. Такое согласие теории (линия) и наблюдений (красные точки) не может не вызвать слёз умиления.

С тех пор глобула B68 стала не то чтобы эталоном, но неким шаблоном дозвёздного объекта. Она близка — до неё примерно сотня парсеков. Поперечник в несколько угловых минут позволяет строить карты глобулы даже на инструментах с умеренным угловым разрешением. Поэтому за прошедшие десять с небольшим лет её наблюдали многократно, и в непрерывном спектре, и в линиях молекул.

Избыточное внимание не всегда полезно для репутации. Чем больше данных о B68 накапливалось, тем больше возникало вопросов. Например, если глобула находится в состоянии равновесия, как можно считать её предшественником звезды? Равновесие на то и равновесие, чтобы лишить объект перспективы. На стабильность B68 указывали и данные химического анализа. Из наблюдений многих глобул и ядер молекулярных облаков известно, что газ в их центральных, наиболее плотных областях постепенно обедняется молекулами, потому что молекулы примерзают к пылинкам. В глобуле B68 этот процесс зашёл особенно далеко, охватив даже особенно устойчивые к примерзанию молекулы соединений азота. Это как будто бы указывает на возраст в миллионы лет — в разы больше оценок возраста для других глобул и ядер.

Ещё один непонятный факт: анализ Альвеса с коллегами свидетельствовал, что равновесие B68 слегка неустойчиво. То есть любое внешнее воздействие должно заставить глобулу коллапсировать. Неужели за миллионы лет она ни разу не испытала такого воздействия? Испытала! В 2003 году Чарльз Лада с коллегами построили карту движений в глобуле и по доплеровским сдвигам спектральных линий некоторых молекул обнаружили, что вещество облака не сжимается (как полагается будущей звезде), а, скорее, колышется, то есть испытывает сложные нерадиальные пульсации, возможно, вызванные прохождением ударной волны от сверхновой. С одной стороны, мысль о сверхновой логична: именно она могла «сдуть» вещество молекулярного облака, частью которого когда-то была B68, из-за чего мы теперь наблюдаем её как изолированную глобулу. С другой стороны, как согласовать это с выводом о равновесии?

В общую усложняющуюся картину внесли вклад и теоретики, опубликовавшие в 2003 году статью с красноречивым названием «Динамичные ядра в гидростатической маскировке». У теоретиков жизнь всегда проще — они имеют доступ к полному набору физических параметров тех объектов, которые моделируют. Авторы этой статьи моделировали образование ядер молекулярных облаков и с удивлением обнаружили, что профилем плотности, очень похожим на профиль Боннора-Эберта, обладают в их моделях ядра, которые ни в коем случае равновесными не являются.

В 2009 году Андреас Буркерт в соавторстве с Альвесом предположили, что все противоречивые свойства B68 можно объяснить недавним столкновением этой глобулы с другим небольшим ядром, которое на картах выглядит как небольшой «хвост» в левой нижней части глобулы. И вот теперь Маркус Нильбок с соавторами, как кажется, подтверждают этот сценарий.

Прежде всего, на картах распределения вещества, полученных при помощи «Гершеля», чётко выделяется глобула-"пуля", ударяющая снизу глобулу-"мишень". Она видна уже не как простой отросток на основной глобуле, а как отдельный объект. Выделяется она и на кинематических картах: доплеровский сдвиг спектральной линии оксида углерода, наблюдаемой в направлении на «пулю», говорит о том, что она движется относительно «мишени» со скоростью порядка 1 км/с.

Возникает вопрос: почему это различие в скоростях не увидели раньше? Как я уже писал, B68 много раз наблюдали в линиях. Нильбок с соавторами полагают, что авторы предыдущих исследований просто не рассматривали такую большую разницу в скоростях. Внутри подобных ядер разброс скоростей обычно не превышает нескольких сотен метров в секунду, поэтому такое большое относительное движение раньше могли проглядеть. Во всяком случае, подняв старые наблюдения B68, Нильбок и его коллеги обнаружили, что столкновение можно было обнаружить ещё десять лет назад.

Теперь судьба B68 кажется окончательно определённой. Столкновение заставило глобулу вздрогнуть, стать неустойчивой — и через какую-нибудь пару сотен тысяч лет неподалёку от Солнца загорится новая звезда.

К оглавлению