Звездные системы и метагалактика

1



Звездные системы и метагалактика



Содержание







		Введение……………………………………………………….……..…

		История открытия других звездных систем……………….………....

		Типы галактик……………………………………………………….…

		Эллиптические галактики…...…………………………………

		Спиральные галактики…………………………………………

		Неправильные галактики………………………………………

		Почему галактики разные. …………………………………….

		Размеры и расстояния галактик…………………………………….…

		Состав и структура галактик………………………………..……..….

		Образование и эволюция галактик…………………..……………….

		Радиогалактики………………………………….………….…………

		Скопления галактик. Метагалактика……………..………….………

		Квазары…………………………………………………………..…….

		Космология. Космологические модели Вселенной…………………

		Закон всеобщего разбегания галактик……………………..….

		Расширение Вселенной. Модель Вселенной……………….....

		Заключение……………………………………………………….….…

		Литература…………………………………………………………...…

		3

		4

		5

		5

		6

		8

		9

		10

		15

		17

		22

		24

		27

		31

		31

		33

		34

		34

		  

		

			

Введение





Мир, Земля, Космос, Вселенная…

Тысячелетиями пытливое человечество обращало свои взгляды на окружающий мир, стремилось постигнуть его, вырваться за пределы окружающего мира.

Величественная картина небесного купола, усеянного мириадами звезд, с незапамятных звезд волновала ум и воображение ученых, поэтов, каждого живущего на Земле.  

Что есть Земля, Луна, Солнце, звезды? Где начало и где конец Вселенной, как долго она существует, из чего состоит и где границы ее познания? 

Столетия мы были узниками Солнечной системы, считая звезды просто украшениями сферы, расположенной за планетами. Потом человек признал в этих крошечных светящихся точках другие солнца, настолько далекие, что их свет идет до Земли многие годы. Казалось, что космос населен редкими одинокими звездами, и ученые спорили о том, простирается ли звездное население в пространстве неограниченно или же за некоторым пределом звезды кончаются и начинается пустота. Проникая все дальше и дальше, астрономы нашли такой предел, и оказалось, что наше Солнце – одна из огромного числа звезд, образующих систему под названием Галактика. За границей Галактики была тьма.

ХХ век принес новое открытие: наша Галактика – это еще не вся Вселенная. За самыми далекими звездами Млечного Пути находятся другие галактики, похожие на нашу и простирающиеся в пространстве до пределов видимости наших крупнейших телескопов. Грандиозные звездные системы – одни из самых потрясающих и наиболее изучаемых современной астрономией объектов.

Так что же такое звезды, звездные системы, галактики и метагалактики?

Звезды – это массивные горячие газовые шары подобные Солнцу. Они имеют различный блеск, различный цвет, различный спектр. Звезды движутся, излучают огромное количество энергии в пространство и поэтому, теряя эту энергию, не могут не изменяться: они должны проходить какой-то путь эволюции.

Звездные системы или звездные скопления – это группы из большого числа звезд, связанные взаимным тяготением. 

Галактики это  гигантские звездные системы.  Звездная система, в составе которой как рядовая звезда находится наше Солнце, называется Галактикой. 

Метагалактикой является объединение галактик примерно такого порядка, каким для звезд нашей системы является Галактика. Следует предположить существование и других метагалактик.









История открытия других звездных систем



В 1781 году французский астроном иностранный почетный член Петербургской Академии наук России Шарль Мессье (1730-1817),  проводя наблюдения за кометами, составил первого каталога туманностей и звездных скоплений. Каталог Ш.Мессье был небольшой и насчитывал только 108 наиболее ярких туманных объектов. Из 108 объектов каталога 29 оказались рассеянными скоплениями звезд и 29 – шаровыми скоплениями. 

В 1888 году датский астроном Йохан Людвиг Дрейер (1852-1926) опубликовал значительно более обширный список 7840 туманных объектов, названный им Новым общим каталогом (New General Catalogue) туманностей и скоплений. Этим каталогам теперь обычно пользуются для обозначения туманного объекта. Например, объект, стоящий под № 5139 в каталоге Й.Дрейера (в данном случае шаровое скопление в созвездии Центавр), обозначается NGC 5139. В 1894 и 1908 годах Й.Дрейер издал дополнения к своему каталогу, так называемые индекс-каталоги (Index Catalogue), насчитывающие в совокупности 5386 туманных объектов, которые обозначаются буквами IC.

Природа 39 объектов каталога Ш.Мессье - объектов, имеющих спиралевидную или эллиптическую форму, долгое время оставалась неясной. Основной вопрос, являются они галактическими или внегалактическим объектами, разрешился лишь в нашем веке.

В 1917 году американские астрономы Хебер Кертис (1872-1942) и Джордж Уиллис Ричи (1864-1945) обнаружили вспышки новых звезд в соседних галактиках и впервые правильно оценили расстояние до них.

Х.Кертис и Дж.Ричи заметили, что в спиральном объекте NGC 224, называемой Туманностью Андромеды, появляются и через несколько дней исчезают ярки точки. Ученые правильно предположили, что это новые звезды, наблюдаемые в момент максимума блеска. Проведя необходимые астрономические измерения и вычисления, они установили, что расстояние до Туманности Андромеды в 15 раз больше диаметра нашей Галактики и содержит около 100 миллиардов звезд.

Окончательно вопрос прояснился в 1924-1926 года, когда американский астроном Эдвин Пауэлл Хаббл (1889-1953) при помощи 2,5-метрового телескопа обсерватории Маунт Вилсон, применяя большие экспозиции, получил фотографии туманности в созвездии Андромеды, на которых ее спиральные ветви вышли в виде множества слабых светящихся точек – звезд. Туманность, как говорят ученые, была разрешена на звезды. То же удалось сделать для спиральных ветвей еще нескольких туманностей. В 1944 году ученые обсерватории Маунт Паломар разрешили на звезды ядро туманности в созвездии Андромеды и ядро спиральной туманности NGC 598, а также несколько эллиптических туманностей. Таким образом, стало ясно, что эти объекты являются звездными системами наподобие нашей Галактики. Поэтому их стали называть галактиками.

Началась новая эпоха в астрономии. Оказалось, что миллионы туманных объектов, наблюдаемых почти во всех уголках неба, - это разнообразные, отличающиеся друг от друга формой, размерами, населенностью звездные системы. Самые слабые из них, еще наблюдаемые в современные телескопы, находятся на расстоянии сотен миллионов парсек. Таким образом, в десятки тысяч раз увеличился радиус исследуемого человеком мира.



3. Типы галактик



Внешний вид галактик чрезвычайно разнообразен, и некоторые из них очень живописны. Э. Хаббл избрал самый простой метод классификации галактик по внешнему виду, и нужно сказать, что хотя в последствии другими выдающимися исследователями были внесены разумные предположения по классификации, первоначальная система, выведенная Хабблом, по прежнему остается основой классификации галактик.

Хаббл предложил разделить все галактики на три основных  вида:

		Эллиптические (Е - elliptical).

		Спиральные (S - spiral).

		Неправильные (I - irregular).

Классификация галактик по Хабблу приведена на рис.1.



3.1. Эллиптические галактики



Эллиптические галактики внешне самый невыразительный тип галактик. Они имеют вид гладких эллипсов или кругов с общим падением яркости по мере удаления от центра к периферии. Падение яркости описывается простым математическим законом, который открыл Хаббл. На языке астрономов это звучит так: эллиптические галактики имеют концентрические эллиптические изофоты, т. е. если соединить одной линией все точки изображения галактики с одинаковой яркостью и построить такие линии для разных значений яркости (аналогично линиям постоянной высоты на топографических картах), то мы получим ряд вложенных друг в друга эллипсов примерно одинаковой формы и с общим центром.

Эллиптические галактики состоят из звезд красных и желтых гигантов, красных и желтых карликов и некоторого количества белых звезд не очень высокой светлости. В них отсутствуют бело-голубые сверхгиганты и гиганты, группировки которых можно наблюдать в виде ярких сгустков, придающих структурность системе, нет пылевой материи, которая, в тех галактиках где она имеется, создает темные полосы, оттеняющие форму звездной системы. Поэтому внешне эллиптические галактики отличаются друг от друга в основном одной чертой – большим или меньшим сжатием.

Подтипы     эллиптических     галактик обозначаются как Еn, определяемая      по формуле
                                                       n=10(a-b)/a,		(1)					

где n - степень сжатия, а и b - соответственно большая и малая полуоси какой-либо изофоты галактики. Таким образом, эллиптическая галактика круглой формы будет отнесена к типу ЕО, а сильно сплюснутая может быть классифицирована как Е7.

Эллиптические галактики наблюдаются в форме эллипса. Но галактика  - это не плоская фигура, а тело, которое если его рассматривать из некоторой точки, представляется эллипсом. Однако необходимо выяснить действительную форму эллиптических галактик.

Можно предположить, что эллиптические галактики обращены к нам различными сторонами,  и со всех сторон они наблюдаются в виде эллипсов. Тогда из этого вытекает следующий вывод: - эллиптические галактики представляют собой сжатый эллипсоид вращения, который при его проекции на плоскость дает эллипс.

В зависимости от того, с какой стороны наблюдать сжатый эллипсоид вращения, он представляется более сжатым или менее сжатым эллипсом. Самое большое сжатие будет наблюдаться, если луч зрения перпендикулярен к оси вращения, т.е. галактика наблюдается с ребра. В этом случае сжатие эллипса характеризует форму эллипсоида и мы его назовем истинным сжатием эллиптической галактики. Чем меньше угол между лучом зрения и осью вращения эллипсоида, тем менее сжат наблюдаемый эллипс, а при совпадении луча зрения с осью вращения, т.е. при наблюдении в плане, будет виден круг.

В результате проведения исследований эллиптических галактик было выяснено, что среди эллиптических галактик, входящих в состав скоплений галактик, преобладают галактики с показателями истинного сжатия 4, 5, 6, 7 и почти нет слабо сжатых и сферических галактик. А среди эллиптических галактик вне скоплений, наоборот, подавляющее большинство – галактики с очень слабым сжатием или сферические с показателем истинного сжатия равным 1 и 0.



3.2. Спиральные галактики



Спиральные галактики это может быть самые живописные объекты во Вселенной и, в отличие от эллиптических галактик, являют собой пример динамичности формы.  Их красивые ветви, выходящие из центрального ядра и как бы теряющие очертания за пределами галактики, указывают на мощное, стремительное движение. 

Идеальные спиральные галактики имеют две спиральные ветви (рукава), исходящие либо прямо из ядра, либо из двух концов бара (перемычки), в центре которого расположено ядро. Этот признак позволил разделить спиральные галактики на два основных подтипа: нормальные спиральные галактики (S) и пересеченные спиральные галактики (SB). Нормальных спиральных галактик во много раз больше, чем пересеченных.

Дальнейшее разделение спиральных галактик на подтипы проводится по следующим трем критериям: 

относительной величине ядра по сравнению с размерами всей галактики (Sa, SBa); 

по тому, насколько сильно или слабо закручены спиральные ветви (Sb, SBb);

фрагментарности спиральных ветвей (Sc, SBc).

	

	





Галактики

















Спиральные



Неправильные



Эллиптические

















Т

и

п



Irr I



Т

и

п



Irr II

С перемычкой (SB)

Чечевицеобразные (S0)

Нормальные (S)











Т

и

п



SBc



Т

и

п



SBb



Т

и

п



SBa



 Т

 и

 п



Sc



 Т

 и

 п



Sb



 Т

 и

 п



Sa

















Рис. 1. Классификация галактик по Хабблу



Спиральные галактики типа Sa - галактики, у которых ветви развиты слабо, в некоторых случаях только намечаются. Ядра у этих галактик всегда большие, обычно составляют около половины наблюдаемого размера самой галактики. Как правило, у галактик типа Sa две спиральные ветви,  берущие начало в противоположных точках ядра, развивающиеся сходным, симметричным образом и теряющиеся в противоположных областях периферии галактики.

Спиральные галактики типа Sb – галактики, имеющие относительно небольшие ядерные области, и с заметно развитыми спиральными ветвями. Ярким примером галактик этого типа является галактики известная как Туманность Андромеды (NGC224).

Галактики типа Sc характеризуются сильно фрагментированными обрывочными спиральными ветвями.

У пересеченных спиральных галактик (или спиральных галактик с перемычкой) ядро находится в середине прямой перемычки, и спиральные ветви начинаются лишь у концов этой перемычки. Эти галактики также делятся на описанные выше типы и обозначаются соответственно Sba, SBb  и SBc. Присутствие  буквы "B" в обозначении галактики  указывает на наличие у нее перемычки (от английского слова bar – перемычка).

Ядро спиральных галактик представляет собой яркую область, обладающую многими признаками эллиптической галактики. Закон падения яркости, открытый Хабблом для эллиптических галактик, оказался справедливым и для центральных ядерных областей спиральных галактик, и поэтому эти области иногда называют "эллиптическим компонентом".

У всех спиральных галактик, наблюдаемых с ребра, видна темная полоса, как бы разделяющая галактику на две части. Эти темные полосы показывают на наличие у спиральных галактик темной пылевой материи, сосредоточенной около плоскости симметрии галактик.

Если вычислить по формуле (1) коэффициент сжатия у наблюдаемых с ребра спиральных галактик, то он всегда больше сети. Для спиральных галактик типа Sa получается величина близкая к 8, для галактик типа Sb – от 8,5 до 9, для Sc – больше 9.

Спиральные галактики, наблюдаемые с ребра, имеют вид сильно сжатого эллипса с утолщением – ядром в центре и полосой темной материи, тянущейся вдоль ребра. Однако в некоторых областях пространство встречаются галактики сильно сжатые и имеющие ядро, как спиральные галактики, но лишенные спиральной структуры и поэтому при наблюдении в плане похожие на эллиптические галактики и не имеющие темной полосы вдоль ребра. Эти галактики получили обозначение S0 и называются чечевицеобразными.



3.3. Неправильные галактики



Рассмотренные выше типы галактик характеризовались симметричностью формы и определенным характером рисунка. Но встречается большое число галактик неправильной формы, без какой-либо общей закономерности структурного строения. Это так называемые неправильные галактики, обозначаемые Irr.

Неправильная форма у галактики может быть вследствие того, что она не успела принять правильной формы из-за малой плотности в ней материи или из-за молодого возраста, а также возможно искажение формы галактики вызвано вследствие ее взаимодействия с другой галактикой.

Астрономы предполагают, что во Вселенной встречаются оба описанных случая и  в связи с этим разделяют  неправильные  галактики  на  два типа: тип Irr I и тип Irr II.

Тип Irr I характеризуется сравнительно высокой поверхностной яркостью и сложностью неправильной структуры. Французский астроном Вокулер в некоторых галактиках этого типа, например в Магелановых Облаках, обнаружил признаки разрушенной спиральной структуры. Кроме того, Вокулер заметил, что галактики типа Irr I часто встречаются парами. Поэтому ученый пришел к выводу, что эти галактики в прошлом были правильными, некоторые, в частности, спиральными. Однако в результате взаимодействия с другой, находящейся или находившейся близко галактикой, форма галактики исказилась, а если имелась спиральная структура, то она в значительной степени разрушилась.

Неправильные галактики типа Irr II отличаются очень низкой поверхностной яркостью. Эта черта выделяет их среди галактик всех других типов. Низкая поверхностная яркость галактики при обычных линейных размерах означает, что в ней очень мала плотность материи.





3.4. Почему галактики разные



Как только галактики были открыты, астрономы пытались установить, под действием каких процессов галактики принимают ту или иную форму. В некоторых из ранних теорий предполагалось, что разные типы галактик представляют собой эволюционную последовательность. Согласно одной из таких гипотез, галактики начинают свой эволюционный путь как эллиптические, потом у них развивается спиральная структура и, наконец, эта структура распадается и объект превращается в хаотическую неправильную галактику. Другие астрономы предполагали противоположное направление эволюции: галактики возникают как неправильные, закручиваясь, превращаются в спиральные и завершают свою эволюцию в простой и симметричной эллиптической форме. В основе обеих теорий была гипотеза о том, что тип галактики связан с ее возрастом. Обе гипотезы были опровергнуты. Оказалось, что галактики всех типов имеют примерно одинаковый возраст. Почти в каждой галактике присутствует хотя бы несколько звезд с возрастом в несколько миллиардов лет. Отсюда следует, что ни эллиптические, ни неправильные галактики не могут быть старше остальных.

Однако эллиптические галактики состоят почти исключительно из старых звезд, в то время как галактики других хаббловских типов содержат относительно больше молодых звезд. По-видимому, форма галактики связана со скоростью образования в ней новых молодых звезд уже после ее рождения, а, следовательно, и с распределением звезд по возрастам. В эллиптических галактиках очень мало звезд возникло после стадии образования галактики, и поэтому мы наблюдаем здесь ничтожное количество молодых звезд. В галактиках типа Sa звезды продолжают образовываться до сих пор, но скорость этого процесса невелика, в галактиках типа Sb темп звездообразования выше, галактики типа Sc очень активны, а наиболее бурно звездообразование протекает в галактиках типа Irr I.

Эти результаты навели исследователей на мысль о том, что последовательность хаббловских типов упорядочивает галактики по степени сохранения ими газа и пыли: неправильные галактики сберегли большую часть своего газа и своей пыли для постепенного рождения все новых и новых звезд, в то время как эллиптические галактики израсходовали почти весь свой исходный газ на первую взрывную вспышку звездообразования.





Размеры и расстояния галактик



Космос населяют миллиарды галактик и  им совсем не тесно. Вселенная достаточно огромна, чтобы галактики могли удобно в ней разместиться, и при этом еще остается много свободного пространства. Когда речь идет о галактиках, то обычно используют две единицы длины - световой год и парсек. Световой год равен расстоянию, которое свет проходит за год (около 10 миллионов миллионов километров). Парсек - это необычная единица длины, определяемая через видимое перемещение (параллакс) объекта на фоне неба, вызванное движением Земли по орбите вокруг Солнца. В одном парсеке 3,26 световых года, 1000 парсеков (пс) составляют 1 килопарсек (кпс), а 1000000 парсеков - 1 мегапарсек  (Мпс).

Типичное расстояние между яркими галактиками составляет около 5-10 миллионов световых лет; оставшийся объем занимают карликовые галактики. Галактики довольно редко разбросаны во Вселенной и состоят, в основном, из пустого пространства. Даже если учесть разреженный газ, заполняющий пространство между звездами, то все равно средняя плотность вещества оказывается чрезвычайно малой. Мир галактик огромен и почти пуст.

Среди галактик, как и среди звезд, можно встретить галактики-карлики, галактики средней светимости, галактики-гиганты и галактики-сверхгиганты. Наша Галактика, а также Туманность Андромеды (NGC 224), которую можно наблюдать на небе невооруженным глазом, относятся к сверхгигантским галактикам. Такие выдающиеся по светимости, размерам и числу звезд галактики попадаются не более одной на тысячу галактик.

В таблице 1 приведены данные о десяти ярчайших галактиках неба.

В  списке ярчайших галактик фигурируют сверхгигантские галактики NGC 4594 и  NGC 253, их  светимость даже  больше  светимости Туманности   Андромеды. Но это уже сравнительно удаленные звездные системы. Еще более выдающимися сверхгигантами, чемпионами по светимости, являются две галактики, NGC 4874 и NGC 4889, находящиеся в центре скопления галактик в созвездии Волос Вероники. Их абсолютная звездная величина  равна  -22m . Следовательно, каждая из них светит как сеть галактик, подобных нашей. Сверхгигантскими принято считать такие галактики, абсолютные звездные величины (М) которых меньше чем  -19m,0, а к числу гигантских относят галактики с –19m,0<M<–17m,0. Все ярчайшие галактики, кроме Малого Магеланова Облака, относятся к сверхгигантским или гиганстким галактикам. Галактики средних светимостей и галактики-калики в числе ярчайших, несмотря на их близость, не попадают. Галактики средних светимостей имеют –17m,0<M<–15m,0, а у карликов абсолютная звездная величина больше –15m,0. Очень многочисленны карликовые галактики с М=–14m,0 и –13m,0.



				

Таблица1  Десять ярчайших галактик





Название или

 № по NGC

Видимая

звездная величина

Тип

Расстояние

(кпс)

Абсолютная звездная величина

Угловые размеры в минутах дуги

Большое Магеланово Облако

1m,2

Irr II

46

–17m,4

780

Малое Магелоново Облако

2m,8

Irr II

46

–16m,0

180

Туманность Андромеды

4m,3

Sb

460

–19m,8

197x92

598

6m,0

Sc

480

–17m,6

83x53

253

7m,6

Sc

4200

–21m,4

30x5

55

7m,8

Sc

1900

–19m,1

24x6

5236

8m,0

Sc

1800

–19m,1

10x8

3031

8m,1

Sb

1540

–18m,7

16x10

4594

8m,6

Sb

5000

–20m,7

7x1,5

5457

8m,6

Sb

1800

–18m,5

22x22



В 20-х годах нашего столетия Э.Хаббл приступил к разработке программы построения  шкалы  расстояний, простирающейся до края наблюдаемой Вселенной (рис. 2).

Первой задачей Хаббла было определение расстояний до членов Местной группы галактик, в которую входят наша Галактика и ее ближайшие соседи. Особое внимание он уделил галактикам М 31, М 33 и NGC 6822, где им были открыты цефеиды (звезды с переменной яркостью). Результаты Хаббла для этих трех галактик образовали базу и первую ступень трехступенчатой хаббловской шкалы расстояний во Вселенной. Расстояния до галактик Местной группы до сих пор остаются фундаментом большинства шкал расстояний.

Далее план Хаббла состоял в использовании близких галактик и их расстояний для калибровки светимостей более ярких объектов с тем, чтобы измерять расстояния до более далеких областей пространства. Испробовав объекты разных типов, включая красные гиганты, звездные скопления и др. Хаббл обнаружил, что максимальные светимости  ярчайших  звезд  во  всех галактиках              довольно           одинаковы         и           мало             меняются 







при  переходе от одной галактики к другой. Следовательно, видимый блеск самых ярких звезд галактики зависит от расстояния до галактики от наблюдателя. Большая коллекция фотографий многочисленных галактик с разрешаемыми ярчайшими звездами дала Хабблу в руки доказательства обоснованности его подхода. Хаббл собрал оценки блеска ярчайших звезд в большом списке галактик и в качестве второго шага прокалибровал расстояний до них, сравнивая эти значения блеска со светимостями самых ярких звезд в галактиках Местной группы, расстояния до которых были известны. Далее на третьем шаге он применил эти значения светимостей к еще более далеким галактикам за пределом, где разрешаются отдельные звезды.

В этот же период Э.Хаббл, В.Слайфер, М.Хьюмасон и другие астрономы занимались фотографированием спектров галактик и обнаружили, что некоторые из галактик, согласно результатам измерений доплеровского смещения спектральных линий, движутся с поразительными скоростями. Эффект Доплера представляет собой изменение длины волны наблюдаемого света от объекта, который приближается к наблюдателю или удаляется от него. Если объект приближается, то возникает фиолетовое смещение, а если удаляется, то красное. Э.Хаббл показал, что скорость относительного движения галактик прямо пропорциональна расстоянию между ними (рис. 3). Почти у всех галактик наблюдались красные смещения, что говорило о том, что они от нас удаляются. И только галактики Местной группы имели фиолетовое смещение. Например, средняя скорость удаления от галактик скопления в созвездии Девы составляет 1000 км/с. В настоящее время астрономы обнаружили объекты, удаляющиеся  со скоростями, равными 80 и более процентов скорости света. Связь между скоростями галактик и расстояниями до них известна под названием закона Хаблла







	Vr  =  HD,     			(2)







где - Vr  - лучевая скорость удаления галактики;

         Н  - постоянная Хаббла;

          D – расстояние до галактики.



	



рис. 3. Зависимость Хаббла между скоростью удаления галактик 

и расстоянием до них



Сейчас исследователи постоянную Хаббла обычно обозначают как Н0 - индекс говорит о том, что речь идет о современном значении, так как в прошлом величина постоянной могла быть иной.

Значительное событие на пути к надежной шкале расстояний во Вселенной произошло в 1958 г., когда американский астроном Алан Сэндидж продемонстрировал некоторые результаты по этой проблеме, полученные с помощью 200-дюймового телескопа, установленного на горе Паломар. Переработав исходную хаббловскую выборку галактик при помощи большого телескопа и новых методов, А.Сэндидж нашел в предыдущих работах несколько грубых ошибок, особенно в определении самых ярких звезд в галактиках. Результаты, полученные Сэндиджем, привели к шкале расстояний в семь раз превосходящей хаббловскую шкалу 1936 года. Сэндидж, например, установил, что скопление в созвездии Девы удалено на 50 млн. световых лет, а не на 7 млн. световых лет, которые оценил Хаббл. Вся Вселенная оказалась намного обширнее, чем считалось ранее.

Важным элементом последнего шага на пути к шкале расстояний во Вселенной является классификация галактик по светимостям, разработанной в 1960 г. Сидней Ван ден Бергом. Критерии светимости Ван ден Берга как бы расслаивают галактики в перпендикулярной плоскости по отношению к классификации Хаббла. Спиральная галактика определенного хаббловского типа, например Sc, может быть отнесена к любому из классов Ван ден Берга - от I до IV. При этом чем меньше номер класса, тем больше светимость соответствующей галактики. Калибровка по галактикам с известной светимостью показала, что объекты I класса имеют примерно в 5 раз большую светимость, чем объекты IV класса того же хаббловского типа. Хотя классификация Ван ден Берга носит качественный характер, многие астрономы, основываясь на результатах тестовых исследований, говорят о возможности ее применения для получения количественных оценок светимостей, свободных от систематических погрешностей.

Сэндидж использовал эту классификацию, прокалибровав ее на материале близких групп, и определил расстояния до 60 далеких галактики высокой светимости со скоростями в интервале от 3000 до 15500 км/с. Сравнение расстояний со скоростями дало ученым ответ: постоянная Хаббла еще меньше (а, следовательно, размеры Вселенной еще больше), чем считалось до этого. Если Хаббл получил для Н0 значение равное 160 км/(с*миллион световых лет), а Сэндидж в 1958 г. – 23 км/(с*миллион световых лет), то теперь Сэндидж говорил о величине в 15 км/(с*миллион световых лет) с погрешность, оцениваемой в 10%.

 Необходимо отметить, что существует и другой подход по решению задачи построения шкалы расстояний галактик. Французский астроном Жерар де Вокулер отверг принципы и в значительной степени изменив методики Хаббла и Сэндиджа и получил существенно отличные результаты. Де Вокулер при определении постоянной Хаббла использовал 13 индикаторов расстояния в отличие от Сэндиджа, который использовал пять. Результатом на больших расстояниях явилась почти в точности в два раза более короткая, чем у Сэндиджа, шкала расстояний. Это значит, что размер Вселенной де Вокулера составляет всего половину размера Вселенной Сэндиджа, а его постоянная Хаббла в два раза больше, чем у Сэндиджа.





5. Состав и структура галактик



В состав галактик, кроме основной составляющей – звезд, входят также межзвездный газ и межзвездная пыль.

Ранее ученые полагали, что пространство, в котором находятся звезды, есть абсолютная пустота. Лишь отдельные астрономы время от времени поднимали вопрос о возможном поглощении света в межзвездной среде. И только в самом начале XX столетия немецкий астроном Гартман убедительно доказал, что пространство между звездами представляет собой отнюдь не мифическую пустоту. Оно заполнено газом, правда, с очень малой, но вполне определенной плотностью. Это выдающиеся открытие, так же как и многие другие, было сделано с помощью спектрального анализа.

Почти половину столетия межзвездный газ исследовался главным образом путем анализа образующихся в нем линий поглощения. Выяснилось, например, что довольно часто эти линии имеют сложную структуру, то есть состоят из нескольких близко расположенных друг к другу компонент. Каждая такая компонента возникает при поглощении света звезды в каком-нибудь определенном облаке межзвездной среды, причем облака движутся друг относительно друга со скоростью, близкой к 10 км/сек. 

Химический состав межзвездного газа в первом приближении оказался довольно близким к химическому составу звезд. Преобладающими элементами являются водород и гелий, между тем как остальные элементы мы можем рассматривать как "примеси".

Межзвездный газ в галактиках обычно составляет несколько процентов от полной массы звезд. Больше всего газа встречается в неправильных галактиках (иногда до 50%) и меньше всего в эллиптических галактиках.

Межзвездная пыль лучше всего заметна в галактиках, диск которых виден нам с "ребра". Как уже отмечалось в главе 3, межзвездная пыль, находящаяся в плоскости диска, поглощает свет звезд, и галактика из-за этого кажется пересеченной темной полосой. Межзвездной пыль - это твердые микроскопические частицы вещества размером меньше микрона. Эти пылинки имеют сложный химический состав. Установлено, что пылинки имеют довольно вытянутую форму и в какой-то степени "ориентируются", то есть направления их вытянутости имеют тенденцию "выстраиваться" в данном облаке более или менее параллельно. По этой причине проходящий через тонкую среду звездный свет становится частично поляризованным.

Если по своему составу галактики сходны, то структура наблюдаемых галактик различна.

Проще всего выглядят эллиптические галактики: они ровные, однородные по цвету и симметричные. Их почти совершенное строение наводит на мысль об их существенной простоте, и действительно, параметры эллиптических галактик оказалось легче измерить и подыскать под них теоретические модели, чем сделать это для более сложных родственников этих объектов.

Рассмотрим,  например,   строение  типичной  эллиптической  галактики  NGC 1399. В ее центре находится яркое ядро, окруженное размытым сиянием, яркость которого падает по мере удаления от центра. Как и у всех эллиптических галактик, падение яркости описывается простой математической формулой. Форма контура галактики тоже остается почти одинаковой на всех уровнях яркости. Все изофоты представляют собой почти идеальные эллипсы, центрированные в точности на ядро галактики. Направления больших осей и отношения большой оси к малой почти одинаковы у всех эллипсов.

Фундаментальная простота эллиптических галактик согласуется с предположением о том, что они управляются небольшим числом сил. Орбиты звезд гладкие и хорошо перемешаны и ничто, кроме гравитации, не влияет на их расположение, и никакое непрерывное звездообразование не разрушило их правильности. 

В отличие от эллиптических галактик для спиральных характерно наличие диска и балджа (утолщения). Спиральные рукава уступают диску и балджу по количеству содержащихся в них звезд, хотя и являются важными и выдающимися частями галактики. Диск спиральной галактики довольно плоский. Видимые с ребра галактики говорят о том, что толщина типичного диска составляет около 1/10 его диаметра.

С помощью методов моделирования на ЭВМ было доказано, что спиральные галактики представляют собой быстро вращающиеся звездные системы. Причиной образования балдж, которые обладают большинством структурных свойств эллиптических галактик, является то, что звезды начинают образовываться сначала в центральных областях галактик, где плотность самая высокая. 

Спиральная структура спиральных галактик возникает из-за того, что внутренняя часть галактики вращается со скоростью, отличной от скорости внешней части и рукава постепенно закручиваются в спиральный узор. Для галактик с возрастом, характерным для окружающих нас галактик, число оборотов узора должно быть очень большим - примерно равным возрасту, деленному на средний период вращения - около 100. Однако у реальных спиральных галактик - по крайней мере у тех, что имеют четкие непрерывные спиральные ветви, наблюдаемая закрутка спирального узора составляет лишь на один-два оборота. Встает вопрос: как это объяснить? Проблема до настоящего времени не разрешена. Ученые отдают предпочтение магнитной, волновой и взрывной гипотезам, учитывающим астрофизическую сторону проблемы.

У многих спиральных галактик есть еще одна замечательная структурная особенность - концентрация звезд в форме бруска (бара), пересекающая ядро и простирающаяся симметричным образом в обе стороны. Данные измерений скоростей в них показывают, что бары вращаются вокруг ядра как твердые тела, хотя, разумеется, они на самом деле состоят из отдельных звезд и газа. Бары, встречающиеся в галактиках типа S0 или Sa, более ровные и состоят исключительно из звезд, в то время как бары в галактиках типов Sb, Sc и Irr часто содержат много газа и пыли. Все еще идут споры о движениях газа в этих барах. Некоторые данные свидетельствуют о том, что газ течет наружу вдоль бара, а по другим данным, он течет внутрь. В любом случае, существование баров не удивляет астрономов, изучающих динамику галактик. Численные модели показывают, что неустойчивости в диске вращающейся галактики могут проявляться в форме бара, напоминающего наблюдаемые.





6. Образование и эволюция галактик



Одна из задач современной астрономии - понять, как образовались галактики и как они эволюционируют. Во времена Э.Хаббла и Х.Шепли было заманчиво верить в то, что типы галактик соответствуют разным стадиям их развития. Однако эта гипотеза оказалась неверной, и задача реконструкции историй жизни, галактик оказалась трудной. Самой же трудной оказалась проблема первоначального возникновения галактик.

Большинство принятых в настоящее время космологических моделей предполагает общее расширение, начиная с нулевого момента времени, который называют “большим взрывом” или английским термином Big Bang (сразу же после которого Вселенная имеет исключительно высокие плотность и температуру). Физические процессы, описывающие первичный взрыв в этих моделях, могут быть довольно надежно прослежены до момента, когда плотность и температура становятся достаточно низкими, чтобы стало возможным образование галактик. Примерно 1 миллион лет потребовался для того, чтобы Вселенная расширилась и остыла настолько, что вещество стало играть в ней важную роль. До этого преобладало излучение, и сгустки вещества, такие как звезды или галактики, не могли образовываться. Однако, когда температура стала равной примерно 3000 К, а плотность - около 10-21 г/см3 вещество, наконец, смогло формироваться. 

Большинство попыток найти способы конденсации вещества Вселенной в галактики основаны на гипотезе, впервые подробно разработанной сэром Джеймсом Джинсом. Хотя сейчас принимается, что в ранней Вселенной газ расширялся в соответствии с релятивистской космологической моделью, идеи Джинса основывались на более простой ньютоновской модели Вселенной, где гравитационная неустойчивость возникает, когда сгусток более плотного вещества (называемый возмущением) становится достаточно малым и плотным. Характерный размер возмущений плотности, которые являются только слегка неустойчивыми, называется джинсовской длиной и, как было установлено, она зависит от скорости звука в среде, постоянной тяготения и плотности вещества.

Джинсовская масса определяется как масса вещества, которая может стать неустойчивой и начать сжиматься под действием собственного гравитационного поля (рис. 4). Согласно расчетам, в начале "эры вещества" джинсовская масса составляет около 105 солнечных масс, и, таким образом, в этот момент истории Вселенной возмущения с такими массами и больше (что включает все известные галактики) должны были стать неустойчивыми и сжаться. Простая модель Джинса не позволяет исследовать ситуацию во время "эры излучения", так как в этом простом анализе не учитывается влияние давления излучения на газ.









                                               Джинсовской массы как раз

                                                достаточно для коллапса   





















		                            Флуктуации плотности меньшей

                                     массы не коллапсируют













		





















Рис. 4. Джинсовская масса

	

В поисках типа иррегулярности или неустойчивости, которая приводит к современной Вселенной, состоящей из галактик, астрономы исследовали много других видов неустойчивости, кроме гравитационных. Среди них - возможное отсутствие баланса вещества и антивещества, тепловые неустойчивости, флуктуации, связанные с ионизацией и ее зависимостью от температуры и вариации распределения заряда.

Наиболее вероятная гипотеза утверждает, что вначале количество вещества немного превосходило количество антивещества. Тогда большая часть вещества должна была проаннигилировать с антивеществом на ранних космических фазах при высокой плотности, оставив купающуюся в лучах света Вселенную с количеством вещества, как раз достаточным для образования галактик.

	Другой механизм, который мог способствовать конденсации вещества - это тепловая неустойчивость. Области с немного повышенной плотностью остывают быстрее, чем их окружение. Более горячие окружающие регионы сильнее сжимают эти области, повышая их плотность. Таким образом, небольшое возмущение плотности может становиться все более неустойчивым (рис.5).

	

	

	

	

	

	

	

	

	

	

	





			Области с температурой выше

			средней стремятся расширится













      Области с температурой

      ниже средней стремятся

      сжиматься

	

	

	

	

	

	

	

	

	

	

	

	

	

	

	

	

	

	Рис. 5. Флуктуации температуры

	

	

Согласно еще одной гипотезе, предложенной Георгием Гамовым, гравитационные силы могут усиливаться "симулированной гравитацией", создаваемой в ранней истории Вселенной интенсивным полем излучения. Частицы в такой Вселенной, как правило, испытывают действие силы, направленной от каждой частицы к другой частице. Эта сила, с которой частицы подвергаются действию друг друга подобно силе тяготения. Эффект взаимного притяжения двух частиц имеет значение лишь на протяжении примерно первых 100 лет существования Вселенной, после чего интенсивность излучения и степень близости частиц уменьшается.

	После достижения индивидуальными протогалактиками гравитационной выделенности через какую-либо форму неустойчивости, они коллапсируют с образованием галактик значительно меньших размеров и с большими плотностями, оставляя промежуточное пространство почти пустым. Реальный процесс сжатия можно исследовать лишь при помощи теоретического моделирования. Для этого выбираются правдоподобные начальные условия и производят необходимые вычисления, чтобы посмотреть, можно ли прийти к реалистичной картине в результате сжатия исходной протогалактики. Начальные условия, с которых мы должны начинать эти вычисления, включают массу галактики, ее угловой момент, размеры, температуру, химические характеристики, магнитное поле и внутренние турбулентные движения.

	Рассмотрим простейшее начальное состояние, в котором свойства протогалактики таковы, что она является холодной, полностью однородной по плотности, совершенно сферической и без турбулентных движений, магнитного поля и внешних воздействий. Для объекта, сравнимого по массе с Млечным Путем, порядка 1011 масс Солнца, такой набор начальных условий приводит к совершенно не остановимому коллапсу. Гравитационный потенциал такого объекта достаточно велик, чтобы никакой физический процесс не мог остановить его коллапс в массивную черную дыру, и вычисления показывают, что за короткое, по космическим масштабам, время такой объект перейдя через предел Шварцшильда исчезнет (рис. 6). 

	

			

	

	

	

	

	

	

			      

			      Невращающееся		       сжимаясь,		          превращается

			      протогалактическое					в черную

			      облако,							  дыру

	

	

	рис. 6. Судьба невращающейся протогалактики

	

Более разумный набор начальных условий следующий: в ходе одного из рассмотренных выше процессов газовое облако уже сжалось до такой степени, что оно стало устойчивым, несмотря на расширение окружающей Вселенной; пусть это будет плотность около 10-28 г/см. Если принять массу равной 1011 солнечных масс, то указанная плотность дает для сферического облака начальный радиус около 200 кпк. Для того чтобы сжатие было возможным, кинетическая, магнитная и гравитационная энергии должны быть соответствующим образом сбалансированы. Другие начальные условия, необходимые для начала сжатия, следующие: скорость вращения должна быть мала - менее 40 км/с, температура - меньше 2*105 К и напряженность магнитного поля должна быть разумно мала - меньше 2*10-7 гаусс.

	Если распределение плотности облака остается однородным в ходе сжатия, то гравитационная энергия возрастает обратно пропорционально уменьшающемуся радиусу. В некоторый момент радиус становится достаточно малым, чтобы энергия вращения уравновесила гравитационную энергию - это определяет вращательный предел. При другом критическом размере из газа конденсируются звезды, и начинается быстрый переход от газового облака к галактике, состоящей из звезд. Это конденсационный предел. Окончательная судьба сжимающегося облака зависит от соотношения этих трех критических радиусов. В зависимости от того, какой из них наибольший, появляются три интересные возможности.

Если наибольший радиус соответствует вращательному пределу, то сжатие останавливается вращением (рис. 7). Однако центробежные силы ограничены плоскостью вращения, так что сжатие в направлении, перпендикулярном этой плоскости, продолжается до образования тонкого диска. Этот диск выделяется формой и наличием вращения - это спиральная галактика.

	

	

	рис.7. Быстрое вращение приводит к образованию плоской структуры

	

	В случае если наибольшим является конденсационный, предел, звездообразование начинается до того, как эффекты вращения становятся важным фактором торможения сжатия. По мере роста плотности темп звездообразования увеличивается, и большая часть газа проходит через этот процесс. В этом диск не образуется.

	Орбиты звезд будут таковы, что галактика станет почти сферической - в зависимости от величины и распределения начального углового момента. С этими свойствами - почти сферической формой, отсутствием газа и большим количеством звезд, образовавшихся вблизи начала его существования, объект явно будет эллиптической галактикой (рис.8).

	

	

	рис. 8. Медленное вращение приводит к образованию

	эллиптической галактики

	

В третьем случае, когда ни вращательный, ни конденсационный предел не являются достаточно большими, чтобы остановить сжатие, облако все уменьшается и уменьшается, пока не образуется сверхмассивный звездообразный объект. Возможно, это будет черная дыра - невидимая и почти не обнаруживаемая.

После обретения галактикой формы следующие стадии эволюции являются медленными и гораздо менее эффектными. Звезды образуются, умирают и выбрасывают богатое тяжелыми элементами вещество, образующее новые звезды, галактика постепенно тускнеет и краснеет, химический состав ее звездного населения медленно меняется по мере обогащения газа и пыли, из которых образуются последующие поколения звезд, тяжелыми элементами.

Мы не можем увидеть, как галактика меняется. Человеческая жизнь, по меньшей мере, в миллион раз короче, чем надо для этого. Но мы можем наблюдать эволюционные эффекты, глядя назад на все более ранние стадии эволюции нашей Вселенной, когда галактики оказываются более молодыми. Самые далекие наблюдаемые нами нормальные галактики мы наблюдаем более молодыми, чем наших соседей. Свету от галактики на расстоянии 10 миллиардов световых лет, например, потребовалось 10 миллиардов лет, чтобы достичь нас, и, таким образом, мы наблюдаем и измеряем изображение галактики, которая на 10 миллиардов лет моложе нашей. Если возраст Вселенной составляет от 15 до 20 миллиардов лет (точное значение еще с уверенностью не установлено), то возраст наблюдаемой галактики составляет всего одну треть возраста галактик вблизи нас, свет от которых доходит до нас быстрее. Разумеется, это соображение опирается на веру в одновременное сжатие и образование всех галактик вскоре после Большого Взрыва. В значительной степени молодые галактики были более яркими и голубыми.

	

	

	

	7.  Радиогалактики

	

Особый интерес представляют галактики с резко повышенной светимостью в радиоизлучении. Их принято называть радиогалактиками.

	Наиболее выдающаяся радиогалактика - Лебедь А. Это мощнейший дискретный источник радиоизлучения. В том месте неба, где он находится, никаких оптически ярких объектов нет. Лебедь А – это двойная галактика с чрезвычайно тесно расположенными друг к другу компонентами. Эта галактика ввиду ее слабости в  каталог NGC, конечно, не попала. Ее называют Лебедь А, потому что в созвездии Лебедя она является самым интенсивным источником радиоизлучения.

Расстояние до радиогалактики Лебедь А  составляет 200 Мпс. Лебедь А - сверхгигантская галактика, превосходящая по светимости даже нашу галактику. Она излучает в оптическом диапазоне частот 2*1037 Дж/с, а в радиодиапазоне 3*1037 Дж/с. Это единственный случай  для галактик, когда сравнение энергии показало преобладание энергии радиоволн над энергией оптического излучения. 

Галактика Лебедь А не единственный объект такого рода во Вселенной. Другие такие объекты находятся на еще больших расстояниях. Поток проходящего от них радиоизлучения ввиду большего расстояния слабее, чем от источника Лебедь А, но все-таки радиотелескопы могут их обнаруживать. 

Есть все основания думать, что среди большого числа дискретных источников радиоизлучения, не поддающихся до сих пор отождествлению с оптическими объектами, часть является чрезвычайно далекими галактиками, подобному объекту Лебедь А. Современные радиотелескопы способны обнаруживать дискретные источники радиоизлучения, поток энергии которых в 8000 раз слабее, чем у галактики Лебедь А, и  находящиеся на расстоянии в 90 раз большем, чем Лебедь А. Отношение расстояний на самом деле не столь велико, так как интенсивность излучения ослабляется также значительным на столь больших расстояниях красным смещением спектров источников радиоизлучения. Расстояния этих слабых источников радиоизлучения (если они имеют такую же природу, как источник Лебедь А) можно оценить в 4000 Мпс. Радиоизлучение от этих возможных объектов должно путешествовать к нам около 12 млрд. лет!

Американские астрономы Бааде и Минковский выдвинули гипотезу природы излучения радиогалактик. Они предположили, что Лебедь А -  это встретившиеся и проникающие друг в друга спиральные галактики. При столкновении спиралей на большой скорости встречаются диффузные массы. Происходит их разогрев и начинается свечение, в котором ввиду не очень высокой температуры значительную долю занимает радиоизлучение. Эта точка зрения может получить развитие, если предполагать, что при встрече диффузных масс значительная доля их кинетической энергии столкновения переходит в энергию относительно небольшого числа так называемых релятивистских частиц, т.е. частиц, движущихся с огромными скоростями. Релятивистские частицы, проходя через магнитные поля, замедляют свое движение, их кинетическая энергия уменьшается и при этом излучается энергия преимущественно в виде радиоволн, но также и в оптическом диапазоне. Возникшее таким образом излучение принято называть синхронным, потому что оно было обнаружено в ускорителе элементарных частиц - синхротроне.

Несколько ярких галактик, входящих в каталог NGC, также отнесены к разряду радиогалактик потому, что их радиоизлучение аномально сильное, хотя оно значительно уступает по энергии световому излучению. Из этих галактик NGC 1275, NGC 5128, NGC 4782 и NGC 6166 также являются двойными. Бааде и Минковский считали, что эти факты подтверждают их гипотезу случайного образования радиогалактик при столкновениях звездных систем, содержащих в себе диффузную материю.

Существует и другая точка зрения на природу радиоизлучения радиогалактик. Так В.А.Амбарцумян считает, что радиогалактики являются результатом процесса разделения первоначального тела на два тела - две удаляющиеся друг от друга галактики. Стадия деления - переход материи из более плотного состояния в менее плотное – вызывается взрывными процессами, которые сопровождаются интенсивным радиоизлучением.

Радиогалактика, следовательно, есть стадия, через которую проходит каждая галактика в самый ранний период своего развития. В гипотезе деления естественно объясняется тесное и взаимно центральное расположение компонентов двойных радиогалактик. Однако не вполне раскрытым остается механизм образования радиоизлучения. Но нужно иметь в виду, что мы не знаем аналогов такого грандиозного процесса, как возможный процесс разделения галактик в результате взрыва, и потому неудивительно, что сам механизм взрыва и сопровождающие его процессы пока остаются неясными. Однако можно предполагать, что при взрыве радиогалактики образуется большое количество частиц, летящих с огромными скоростями в магнитных полях и порождающих синхронное излучение. Это излучение, по-видимому, составляет главную часть оптического излучения и полностью определяет радиоизлучение радиогалактики. Характерно, что районы радиоизлучений обычно простираются далеко за пределы оптически наблюдаемой области радиогалактики. 

Однако не все радиогалактики являются двойными системами. NGC 2623 и NGC 4486 – одиночные объекты. 

Особенно интересна сверхгигантская радиогалактика NGC 4486. Она обладает самой большой из известных масс галактик и окружена самой богатой системой шаровых скоплений. Но у этой галактики имеется еще одна замечательная особенность. Фотография ее центральной части, выполненная на 5-метровом телескопе при значительном увеличении и сравнительно небольшой экспозиции, показывает, что NGC 4486 имеет маленькое ядро, из которого выброшена прямая тонкая струя светящейся материи. У этого светящегося выброса, имеющего длину 22" или в линейной мере около 1000 пс, спектр излучения такой, какой должен создаваться релятивистскими частицами, движущимися в магнитных полях. Это подтверждает наличие быстрых движений и то предположение, что наблюдаемая полоса есть выброс, который может быть произведен только из ядра галактики. Таким образом, мы встречаемся с явлением активности ядер галактики, причем активность носит характер взрывного процесса. 

Поскольку NGC 4486 и NGC 2623 – это одиночные объекты, объяснить их радиоизлучение при помощи гипотезы столкновения нельзя. Это серьезный аргумент против гипотезы Бааде – Минковского и в пользу гипотезы В.А.Амбарцумяна, которая рассматривает явление мощного радиоизлучения  в некоторых галактиках как результат взрывных процессов космического масштаба.

Среди радиогалактик большая часть является эллиптическими галактиками. Это сверхгиганты с необыкновенно сильным радиоизлучением. Интересно, что среди нормальных галактик самым слабым, трудно обнаруживаемым радиоизлучением обладают именно эллиптические галактики. Почему эллиптические галактики являются носителями самого сильного и самого слабого радиоизлучения в мире галактик, сказать пока трудно.

Так как радиогалактика в радиодиапазоне излучает в тысячи раз больше, чем нормальная галактика, то можно предположить, что радиоизлучение, исходящее от скопления галактик, определяется скорее всего, одной оказавшейся в скоплении радиогалактикой, чем совокупным действием всех остальных галактик скопления. Радиогалактики встречаются очень редко, их не может быть много в одном скоплении.

В нескольких скоплениях галактик удалось отождествить ту галактику, которая создает все или почти все радиоизлучение скопления, - является радиогалактикой. Каждый раз это оказывается эллиптическая галактика, имеющая слабое сжатие, почти круглая и расположенная у самого центра скопления. Каждый раз это сверхгигант – первая по светимости и по размерам галактика скопления.   



	

	8. Скопления галактик. Метагалактика.

	

Галактики, как и звезды, имеют склонность образовывать группы и скопления различной численности. Это свойство у них к тому же выражено намного сильнее, чем у звезд. У звезд лишь сравнительно малая доля входит в состав рассеянных скоплений, или звездных ассоциаций, а подавляющая масса является просто звездами общего поля Галактики. У галактик картина противоположная. Большинство из них является членами групп или скоплений галактик, и только незначительная часть располагается вне групп и скоплений в общем поле Метагалактики. Из числа ярких галактик более 90% входит или в состав групп галактик, содержащих лишь несколько членов, как, например, Местная группа (в ее состав входит наша Галактика, Туманность Андромеды, Магеллановы Облака и другие близкие к нам галактики) или в состав скоплений галактик, содержащих от нескольких сотен до нескольких тысяч членов. Именно по количеству галактик группы отличаются от скоплений: скопления намного богаче.

Скопления галактик разделяются на два типа – регулярные и иррегулярные.

Регулярные скопления имеют сферическую форму. Галактики в них обнаруживают сильную концентрацию к одной точке – центру скопления. Плотность сосредоточения галактик в правильных скоплениях высокая, особенно в центральных областях. В этих скоплениях много эллиптических галактик и галактик типа S0  и в них почти нет спиральных и неправильных галактик. В центре подобного скопления обычно находится одна или несколько гигантских эллиптических галактик с активными ядрами. Такие галактики обладают мощным радиоизлучением, поэтому многие регулярные скопления являются сильными радиоисточниками. В недрах центральной галактики находится мощный источник энергии. Он может выделять ее столько, сколько излучает вся галактика вместе взятая. Но, при этом сам источник имеет размеры и массу в тысячи раз меньше, чем галактика.

Таковы общие черты правильных скоплений. Но велики и несходства. Они проявляются главным образом в различной общей численности и средней плотности скоплений. 



Таблица 2. Основные характеристики трех правильных скоплений галактик.



Характеристика

Скопление в Волосах Вероники

Скопление в Раке

Скопление в Пегасе

Расстояние в мегапарсеках ….



Диаметр в мегапарсеках ….



Число галактик до видимой звездной величины 19,0 …



Средняя плотность в галактиках на 1куб. мегапарсек …



85





17







11000







4



55





6







300







3



45





1,5







370







250



Как видно из данных таблицы 2 скопление галактик в созвездии Волосы Вероники выделяется богатством членов, а скопление в созвездии Пегас очень высокой средней плотностью. В центральной части скопления в Пегасе плотность доходит до 2000 галактик на 1 куб. мегапарсек; здесь галактики почти касаются друг друга и плотность их сосредоточения в 40000 раз выше, чем средняя плотность в Метагалактике. 

В регулярных скоплениях существуют центральные галактики, содержащие до 10% массы всего скопления. Они могли набрать такую большую массу в результате "поедания" мелких галактик. Такое явление получило название галактического каннибализма. Это происходит при сближении небольшой галактики с гораздо более крупной. Если скорость сближения не слишком велика, то более массивная галактика может просто проглотить вторую, включив ее звезды в состав более крупной системы.

Иррегулярные скопления галактик намного менее плотны, чем регулярные, у них нет ясной формы, а концентрация галактик в некоторой точке хотя и наблюдается, но выражена слабо. Эти скопления часто весьма обширны по размерам и содержат мало гигантских эллиптических галактик. Здесь доминируют спиральные галактики и неправильные галактики типа Irr I.

Ярким примером иррегулярного скопления галактик является ближайшее к нам скопление галактик в созвездии Девы. Расстояние до него около 12 Мпс, а линейные размеры составляют почти 8 Мпс. Поэтому площадь, которую занимает это скопление на небе, весьма значительна: 40х400. Несмотря на неясность очертаний и неправильную форму скопления в Деве, галактики в нем обнаруживают концентрацию к центру. Сильнее это проявляется у эллиптических галактик, слабее у спиральных. Эту особенность следует рассматривать как подтверждение тяготения эллиптических галактик к скучиванию. Они чаще, чем спиральные, входят в скопления, доминируют в плотных скоплениях, а в иррегулярных неплотных скоплениях показывают большую концентрацию к центру.

При исследовании скоплений галактик в рентгеновском диапазоне с помощью приборов спутников "Ухуру" и "Ариэль" было сделано интересное открытие: около трети регулярных скоплений и примерно десятая часть иррегулярных скоплений заполнены горячим газом, излучающим преимущественно в рентгеновском диапазоне. Любое нагретое тело излучает электромагнитные волны, и чем больше температура тела, тем более коротковолновое излучение преобладает в его спектре. Газ в скоплениях имеет температуру более десяти миллионов градусов и поэтому излучает главным образом в рентгеновском диапазоне. Концентрация этого газа мала, около 1000 атомов водорода на 1 кубический метр, но общий объем его огромен. Поэтому полная масса газа сопоставима с массой всего видимого нами скопления!

С этим газом связано несколько нетривиальных проблем. Дело в том, что он имеет почти нормальный (солнечный) химический состав. Значит, это межгалактическое вещество уже побывало в термоядерной звездной "печке" и обогатилось тяжелыми элементами. Но когда это произошло? Астрономы предполагают, что значительная часть межгалактического газа в скоплениях была выброшена из галактик миллиарды лет назад, когда они были молодыми и в них шло бурное звездообразование.

Другой вопрос связан с проблемой скрытой массы. Как уже упоминалось, обнаруженный газ имеет чрезвычайно высокую температуру, поэтому, чтобы он не разлетелся и не покинул скопление, его должна удерживать большая сила тяготения. Но если она достаточно велика, то должна быть велика и масса ее создающая, то есть масса самого скопления.

Оценки массы вещества отдельных галактик показывают, что их суммарное гравитационное поле не может удерживать столь горячий газ. Значит должна существовать огромная масса невидимого нам вещества (это ни горячий газ, ни звезды галактик), которая своим гравитационным полем удерживала бы высокотемпературный газ. Но где эта масса?

Ранее с той же проблемой скрытой массы ученые столкнулись при объяснении устойчивости скоплений. Скорости движения галактик внутри скопления столь велики, что без все той же скрытой массы они просто разлетелись бы в разные стороны.

Проблема скрытой массы имеет огромное значение для космологии. Ведь получается, что наша Вселенная, а космология изучает всего один объект - Вселенную как целое, состоит не только из наблюдаемого нами вещества, но и из скрытого, то есть невидимого. А что оно из себя представляет, где и в чем сосредоточено? На эти вопросы ответов пока не найдено.

В 1981 году было сообщено об открытии огромной области пространства размером со сверхскопление, почти лишенной как отдельных галактик, так и их скоплений. Открывшие эту область астрономы назвали ее "пустотой" и обратили внимание на то, что космологи должны уметь объяснять отсутствие галактик так же, как и их наличие. Сейчас известно еще несколько пустот, крупнейшая из которых имеет размер 2 млрд. на 1 млрд. световых лет. Вместе с этими открытиями пришло понимание того, что галактики – это не просто объекты, которые иногда собираются в скопления. Вместе этого оказалось, что, по крайней мере, в некоторых частях Вселенной, галактики образуют сеть с большими пустотами в промежутках между ними. 

Изучение скоплений галактик вообще тесно переплетено с космологическими проблемами. Особую роль в этом играет то обстоятельство, что скопления (а их сейчас известно около 10000) объединены в более крупные системы, формируя, таким образом, крупномасштабную структуру Вселенной - Метагалактика. Иерархическая структура не обрывается на скоплениях галактик. 

Понятие "Метагалактика" не является вполне ясным. Тем не менее, имеются некоторые основания предполагать, что такая система как  Метагалактика, существует, что она относительно автономна и является объедением галактик примерно такого порядка, каким для звезд нашей системы является Галактика. Следует предположить существование и других метагалактик.

Реальность Метагалактики будет доказана, если удастся как-то определить ее границы и выделить наблюдаемые объекты, не принадлежащие ей.

В связи с гипотетичностью представлений о Метагалактике как об автономной гигантской системе галактик, включающей все наблюдаемые галактики и их скопления, термин "Метагалактика" стал чаще применяться для обозначения обозреваемой (при помощи всех существующих средств наблюдения) части Вселенной.

                                 

9. Квазары

                          

Квазары впервые были обнаружены  в  60-х  годах нашего столетия. Астрономы стали находить нечто новое - крохотные радиоисточники, которые не удавалось связать ни с  одним из известных объектов. Положение одного из таких источников – 3С 48.

Первая фотография области  с  центром  в  3С  48,  полученная  на200-дюймовом Паломарском  телескопе,  оказалась очень интересной и одновременно ставила исследователей в тупик.  Прямо в центре  находилась звезда. Казалось, была обнаружена настоящая радиозвезда, излучающая огромное количество энергии в радиодиапозоне. В то же время спектр звезды приводил в недоумение всех, кто его видел: вместо непрерывной полосы света всех  различных  цветов,  как  это  наблюдается  у звезд, этот  спектр состоял из слабой полосы с рядом ярких эмиссионных линий, и все они находились в неподобающих местах.  

Новые таинственные радиоисточники на вид были звездообразными,  но казались состоящими из непонятного материала.

Сначала открывшие  их астрономы называли эти объекты "квазизвездными радиоисточниками".  Вскоре наиболее распространенным стало  легко запоминающееся и экзотически звучащее слово "квазар".

В 1961 г.  на Паломарском телескопе был получен спектр самого яркого из квазизвездных радиоисточников - квазара 13-й величины 3С 273. Линии водорода находились не на своих местах,  но их взаимное расположение, интервалы между ними и интенсивности были в точности такими,  как надо. Однако весь  набор линий как целое был смещен в красную сторону спектра (рис. 9). Кстати,  в спектре 3С 48 были те же самые линии, но сдвинутые еще дальше в красном направлении.  Некоторые из известных линий оказались смещенными за пределы спектра!





						Линии водорода в

						спектре 3С 273













			   4000			5000		        6000

			   Длина волны, ангстремы



			Линии водорода

			покоящего объекта



рис.9. Красные смещения квазаров подобны таковым у обычных галактик





Астрономам были знакомы вызываемые эффектом Доплера красные  смещения. Квазары поражали огромными скоростями удаления от нас. Они имели красные смещения,  соответствующие таким большим скоростям, как 150 000 км/с. В этом случае они не могли быть звездами нашей Галактики, потому что, двигаясь так быстро, должны были скоро покинуть Млечный Путь и унестись в межгалактическое пространство. 

Что же это за объекты?  За более чем 25 лет после открытия квазаров было обнаружено  более  3000 квазаров.

Наиболее вероятным объяснением красных смещений стала так называемая космологическая гипотеза: подобно галактикам, квазары удаляются от нас в рамках общего расширения Вселенной и получаемые из красных смещений громадные скорости квазаров говорят о том, что они находятся на расстоянии самых далеких галактик. Красные смещения некоторых квазаров гораздо больше, чем у любой исследованной галактики. Этот факт ставит нас перед еще одной проблемой. Галактики с такими большими красными смещениями не наблюдаются просто потому, что на таких расстояниях они слишком слабые, чтобы их можно было увидеть и измерить. Расстояния, определенные по красному смещению, для многих квазаров превышают 5 млрд. световых лет. Это означает, что по светимости квазары превосходят даже самые яркие из галактик. Например, светимость 3С 273 примерно в 100 раз больше светимости нормальной гигантской галактики, и при этом объект выглядит как звезда.

 Кроме того, у квазаров  была обнаружена переменность блеска.  Например,  у 3С 273 в течение более 50 лет блеск менялся неправильным  образом.  Астрономы обнаружили, что светимости могут меняться во много - даже в 100 раз. В некоторых случаях блеск менялся очень быстро - на протяжении всего одного дня. Это открытие поставило космологическую  интерпретацию квазаров в очень трудное положение. Быстро меняющийся объект не может быть очень большим.  Так,  свет проходит за день расстояние в один световой день,  и если за это время наблюдается значительное изменение блеска, то излучающий объект должен быть меньше одного светового дня: в противном случае любые изменения блеска окажутся смазанными из-за времени, которое требуется свету от дальней части объекта, чтобы достичь его ближней для нас части (рис.10). Световой день очень мал - всего лишь порядка размеров Солнечной системы.  Как может объект  размером  всего только с Солнечную систему излучать света в 100 раз больше, чем галактика из сотен миллиардов звезд?













                                                          

					Свет от ближней стороны



				

				Свет от дальней стороны		  Земля

	Облако квазара



Это расстояние не может быть больше одного светового дня иначе изменения блеска будут замываться



























Рис.10. Иллюстрация изменения блеска квазара



                       

В 1980 году был пролит новый свет на загадочные  квазары.  Были,  наконец, созданы астрономические инструменты, способные проникнуть в непосредственно окружающую сияющий  центр  квазара  область  пространства.  Еще раньше был  поставлен вопрос,  на который не удавалось дать ответ:  не скрывается ли за ярким передержанным изображением  квазара  галактика? Не являются ли квазары центрами галактик?

Одни из первых успешных исследований для проверки  этой  гипотезы были проведены для квазара 3С 273,  который оказался окруженным чем-то с распределением яркости как у нормальной эллиптической  галактики.  У спектров этих туманных объектов,  окружающих квазары,  были в точности такие же красные смещения,  как и у самих квазаров. Следовательно, если туманное пятно - это действительно галактика, то она удаляется со скоростью, которая соответствует большому расстоянию,  и,  следовательно, квазар тоже должен находиться на космологическом расстоянии и участвовать в расширении Вселенной.  

К 1983 г. было окончательно установлено, что квазары  действительно являются ядрами далеких галактик, находящиеся в состоянии очень высокой активности.  Многие квазары оказались пересеченными спиральными галактиками.

Спектры квазаров дают достаточно информации, чтобы сделать вывод о наличии в самом их центре небольшого компактного объекта, окруженного несколькими горячими газовыми облаками и несколькими областями более холодного газа (рис. 11). По-видимому, по всему облаку разбросаны облака пыли, движущиеся с высокими скоростями, как если бы они были выброшены из более близких к центру областей. Во всем этом, в условиях сильного магнитного поля движутся испускающие синхротронное излучение частицы высоких энергий. Именно это излучение делает из квазаров такие мощные радиоисточники. Хотя квазары были открыты именно как мощные радиоисточники, большинство их в радиодиапазоне ведет себя тихо, так что у этих замечательных объектов могут быть весьма разнообразные физические свойства.



   	

	   



                   

Больше всего  квазаров в интервале красных смещений от 2 до 3,  а квазары с красными смещениями больше 3,5 почти не  встречаются.  Очень мало также квазаров с небольшими красными смещениями,  так что распределение этих объектов по красным смещениям имеет  максимум  в  области скоростей удаления,  соответствующей ранней эпохе истории Вселенной. В этот период квазары были больше распространены,  чем сейчас  или  когда-либо до  этого.  Под впечатлением этого странного факта,  астрономы назвали интервал,  составляющий всего около 10% истории  Вселенной, эпохой  квазаров.  Почему  тогда  вспыхнули квазары?  Почему не раньше и не сейчас? Это одни из тех вопросов, что остались без ответа и все еще ждут решения.



10. Космология. Космологические модели Вселенной



Космология (от космос и ...логия) - это физическое учение о Вселенной как целом, основанное на результатах исследования наиболее общих свойств той части Вселенной, которая доступна для астрономических наблюдений. 

Теоретический фундамент космологии составляют основные физические теории (общая теория относительности, теория поля и др.) и внегалактическая астрономия. Общие выводы космологии имеют важное общенаучное и философское значение. В современной космологии наиболее распространена модель горячей Вселенной, согласно которой в расширяющейся Вселенной на ранней стадии развития вещество и излучение имели очень высокую температуру и плотность. Расширение привело к их постепенному охлаждению, образованию атомов, а затем протогалактик, галактик, звезд и других космических тел. 

К важнейшим, еще не решенным проблемам космологии относятся проблемы начального сверхплотного состояния Вселенной, так называемой сингулярности, и конечной фазы ее существования - возможности возвращения в состояние сингулярности.



10.1. Закон всеобщего разбегания галактик 



Согласно современной модели происхождения Вселенной наблюдаемый мир образовался в результате грандиозного взрыва и галактики сформировались из материи, разбросанной взрывом. При этом те из них, которые зародились в частях материи, получивших в момент взрыва большую скорость, должны были бы к настоящему моменту улететь дальше, в полном согласии с законом Хаббла (2).

Закон Хаббла (2) утверждает, что галактики имеют положительные скорости, пропорциональные их расстояниям, и приводит к выводу, что некогда в прошлом все галактики, или куски материи, из которых они сформировались, вылетели одновременно, но с разными скоростями из некоторого сравнительно малого объема. 

Так как все обозреваемое пространство Вселенной заполнено галактиками, то закон Хаббла можно трактовать как общее расширение наблюдаемой  области Вселенной – расширение Метагалактики. Можно даже считать, что происходит равномерное и изотропное, т.е. одинаковое во всех точках и во всех направлениях, расширение пространства, влекущее удаление друг от друга тел в нем находящихся.

Удаление галактик по всем направлениям от земного наблюдателя вовсе не означает, что Земля или, лучше сказать, наша Галактика занимает центральное положение во Вселенной, в Метагалактике. Если представить себе сплошной резиновый шар, который мы равномерно растягиваем по всем направлениям, то в какой бы точке этого шара ни находился наблюдатель, в центральной или любой иной, ему будет казаться, что все остальные точки шара от него удаляются, причем удаляются со скоростями, пропорциональными их расстояниям. 

Общую картину движения галактик можно представить так: все пространство Метагалактики изотропно расширяется и увлекает с собой находящиеся в нем галактики. В то же время каждая галактика имеет еще индивидуальное движение, направление которого может быть любое – и от нас, и к нам, и в любую другую сторону.

Именно благодаря индивидуальным движениям спектры некоторых из самых близких галактик смещены не в красную, а в фиолетовую сторону, т. е. эти галактики к нам приближаются. У близких галактик удаление, вызванное расширением пространства, мало вследствие сравнительной малости расстояния, и эта скорость вполне может быть перекрыта индивидуальной скоростью, если последняя направлена к нам. У далеких же галактик скорость удаления, вызываемая расширением пространства, настолько велика, что влияние индивидуальной скорости становится незаметным.

Величины красных смещений спектров указывают на очень большие скорости слабых далеких галактик и квазаров. Скорости галактик и квазаров на основании теории относительности определяются из соотношений












где  V – скорость удаления галактики или квазара,

        с – скорость света равная 300000 км/с,

         - длина волны излучения звезды, приходящая к наблюдателю на Земле,  

	        -  длина волны, излучаемая звездой.



По мере усовершенствования наблюдательной техники становится доступным измерение красных смещений спектров у все более слабых объектов. Список спектров, у которых 







уже стал обширным, а самое большое обнаруженное красное смещение спектра соответствует значению равному 3,4. Согласно формуле (3) это означает  скорость удаления объекта 270000 км/с. 

Стало очевидным, что закон разбегания во все стороны галактик является универсальным, всеобщим законом. Происходит расширение, экспансия всей Вселенной в целом.



10.2. Расширение Вселенной. Модель Вселенной



Теория расширения Вселенной, заложенная Эйнштейном, опирается на два главных  наблюдаемых явления. Первое из них состоит в том, что галактики и их скопления сравнительно равномерно распределены по небу. Второе важное наблюдаемое явление – закон разбегания во все стороны галактик со скоростями, пропорциональными их расстояниям.  Сопоставление этих наблюдение привело ученых к заключению, что Вселенная подобна однородному расширяющемуся шару.

Каковы закономерности эволюции этого расширяющегося шара, в котором галактики и их скопления притягивают друг друга согласно закону всемирного тяготения? Что ждет Вселенную в будущем? Будет ли она безгранично расширяться, или взаимное тяготение отдельных ее частей, замедлив и остановив расширение, заставит Вселенную затем сжиматься?

Из того, что взаимное тяготение отдельных частей Вселенной замедляет ее расширение, следует, что расширение в прошлом происходило быстрее. При этом процесс зависит средней плотности материи во Вселенной. Чем плотность материи больше, тем сильнее замедление скорости и тем больше замедление расширение Вселенной.

Если при данной скорости расширения плотность материи в шаре достаточно велика, то гравитационные силы будут в состоянии остановить расширение и сменить его сжатием. Если же плотность материи мала и гравитационные силы, следовательно, слабы, процесс экспансии никогда не прекратится, Вселенная будет расширяться безгранично и средняя плотность материи в ней будет стремиться к нулю.

Очевидно существует некоторое критическое значение средней плотности материи – р0. Если средняя плотность материи во Вселенной больше р0, то в будущем расширение Вселенной прекратиться и сменится сжатием, а гравитация материи будет замыкать пространство на себя. Не существует пространства вне расширяющегося объема, содержащего материю. Такую Вселенную принято назвать закрытой.

Если же плотность равна р0 или меньше его, то экспансия Вселенной будет продолжаться безгранично. Такую Вселенную принято назвать открытой.

В какой же Вселенной мы живем? В открытой или закрытой?

Оценка средней плотности материи во Вселенной одна из наиболее трудных задач. До последнего времени оценка, которые удается сделать, приводят к величинам, лежащим в пределах от 2*10-31 до 5*10-31 г/см3. Значение р0 астрономами оценивается равное 8*10-30 г/см3. Из этого следует, что Вселенная бесконечно расширяется, является открытой.











11. Заключение



Российские астрономы проводят наблюдения на многих телескопах России, ближнего и дальнего зарубежья: на 6-метровом оптическом телескопе и на 600-метровом радиотелескопе Специальной астрофизической обсерватории Российской Академии наук, на телескопах Пулковской и Крымской обсерваторий, а также на некоторых крупных телескопах во Франции, Испании и даже на Гавайских островах. 

Современная астрономия изучает самые разнообразные объекты - от близких к нам планет и их спутников до далеких галактик, квазаров и скоплений галактик. Вот некоторые их основных тем, над которыми работают российские ученые:  

	фрактальная структура Вселенной; 

	галактики на сверхбольших расстояниях;

	наблюдения галактик с активными ядрами; 

	теория образования галактик;

	скрытая масса в галактиках;

	исследование спиральной структуры нашей Галактики;

	обработка сверхточных данных о положениях звезд со спутника;

		процессы взаимодействия излучения и вещества в различных космических объектах;

	наблюдения рентгеновских источников;

	синтез химических элементов в звездах;

	изучение звезд с протопланетными системами;

	новые математические методы обработки астрономических наблюдений;

	расчет конструкции и оптики телескопов.





12. Литература



П. Ходж. Галактики. Москва, Наука, 1992 г.

Т.А. Агекян. Звезды, галактики, Метагалактика. Москва, Наука, 3-е издание, 1981 г.

В.Г. Горбацский. Космические взрывы. Москва, Наука, 3-е издание, 1979 г.

А.В. Засов, Э.В. Кононович. Астрономия. Москва, Просвещение, 1993 г.

Мегаэнциклопедия Кирилла и Мефодия. www.km.ru.

Астрономический сайт.  www.m31.ru.