Метагалактика

Метагалактика 

Наш обзор свойств галактик и их систем будет по необходимости очень кратким. Галактики являются гигантскими звездными системами, содержащими от нескольких миллионов до многих сотен миллиардов звезд. Помимо звезд в состав галактик входят межзвездный газ, межзвездная пыль, космические лучи. Количество газа в галактиках по массе существенно меньше, чем звезд, и разное у галактик различных типов. Количество других видов вещества еще существенно меньше, чем газа. 

Большинство галактик можно разделить на четыре основных типа. 

Среди сравнительно близких к нам галактик (ярче 13-й видимой звездной величины) около 13 % принадлежит к классу эллиптических. Их обозначают буквой Е. Они имеют шаровую или эллипсоидальную форму. Изучение спектров этих галактик показывает, что звезды в них движутся с почти одинаковой вероятностью во всех направлениях, а вращаются они медленно. Плотность звезд в единице объема увеличивается к центру и плавно спадает от центра к краю. В большинстве эллиптических галактик очень мало газа - менее 0,1 % всей массы. 

Другим типом галактик являются спиральные галактики, они обозначаются буквой S. Среди близких галактик спиральные составляют несколько больше 60 %. Их отличает наличие двух (а иногда и больше) спиральных рукавов, образующих плоскую систему-"диск". Помимо диска в S-галактнках имеется так называемая сферическая составляющая. Она образуется объектами, которые располагаются примерно сферически-симметрично вокруг центра галактики. В спиральных рукавах сосредоточено много молодых ярких звезд и нагреваемых ими светящихся газовых облаков. Имеются также холодные газо-пылевые облака. 

В отличие от сферической составляющей звезды и газ диска обращаются вокруг центра галактики, причем с разной угловой скоростью па разных расстояниях от центра. 

Количество газа и спиральных галактиках колеблется от одного до пятнадцати процентов от общей массы. 

Газ в галактиках (не только в спиральных, по и других типов) состоит по массе на 70 % из водорода и 30 % из гелия. Примесь более тяжелых элементов крайне мало. 

Основная масса газа в галактиках находится в виде нейтральных атомов. Температура таких газовых областей сильно зависит от плотности газа и других условий. Здесь газ нагревается мягким космическим излучением, а также ультрафиолетовым и рентгеновским излучением. Температура колеблется от 10 К в плотных облаках до нескольких тысяч Кельвинов в разреженной межоблачной среде. Сравнительно недавно было установлено, что в таких относительно холодных областях существенная часть водорода находится в молекулярном состоянии. В окрестности горячих звезд газ ионизуется их ультрафиолетовым излучением. Это так называемые области ионизованного водорода НII (напомним, что водород-основной элемент по массе). Масса ионизованного водорода вокруг отдельной звезды может доходить до 104 масс Солнца (масса Солнца равна 2·1033 г и обозначается значком Mc). Температура этих областей около 104 К. 

Следующим типом галактик являются линзообразные, обозначаемые S0. Среди близких галактик их было 22 %. В этих галактиках яркое основное сплюснутое тело, "линза", окружено слабым ореолом. Иногда линза имеет вокруг себя кольцо. 

Около 4 % близких галактик составляют неправильные галактики. Они обозначаются Ir. К этому классу относят все не попавшие в перечисленные выше классы. Класс неправильных галактик крайне неоднороден. Количество газа в неправильных галактиках может доходить до 50 % общей массы, по в других случаях может составлять всего несколько процентов. 

Массы разных галактик заметно отличаются друг от друга. Также сильно отличаются и светимости галактик. Массы галактик определяются по движению в них звезд и газовых облаков. В спиральных галактиках по смещению спектральных линий определяются скорости вращения на разном расстоянии от центра. Закон всемирного тяготения позволяет по этим скоростям определить массу. В случае эллиптических галактик, у которых нет заметного вращения, масса определяется по дисперсии (разбросу) скоростей звезд. Дисперсия скоростей приводит к расширению спектральных линий. Чем больше дисперсия скоростей и, следовательно, больше ширина спектральных линий, тем больше масса. Наибольшее разнообразие встречается среди эллиптических галактик. Среди них есть сверхгиганты, которые излучают в несколько десятков раз мощнее нашей Галактики и имеют массы до 1013 Мc (масса нашей Галактики около 1011 Мc). Но в классе эллиптических галактик встречаются и совсем карликовые, так называемые пигмеи, мощность излучения которых в десятки тысяч раз меньше, чем у нашей Галактики, а масса составляет всего 106 Мc. Сверхгиганты в классе спиральных галактик встречаются редко. Неправильные галактики имеют обычно сравнительно небольшие светимости (0,1-0,01 от светимости нашей Галактики) и сравнительно небольшие массы в пределах 1010 - 108 Mc. 

Некоторые галактики являются мощными источниками радиоизлучения; в радиодиапазоне их излучение значительно мощнее, чем в области оптических длин воли. Такие галактики получили название радиогалактик. 

У большей части мощных радиогалактик основная часть радиоизлучения идет из протяженных областей (сотни тысяч парсеков), расположенных симметрично по обе стороны от видимой в оптических лучах галактики. 

В центрах многих ярких галактик имеется сгущение, называемое ядром, а внутри ядер некоторых галактик имеются яркие ядрышки - керны. Природа ядер резко отличается от природы остальных частей галактик. В них наблюдаются активные процессы, связанные с выделением энергии. На важность этих явлений указал в 1958 г. академик В. А. Амбарцумяп. 

Известны галактики с необычайно активными процессами в ядрах. Это так называемые сейфертовские галактики, N-радиогалактики и другие. В ядрах таких галактик происходят мощные движения газа со скоростями тысячи километров в секунду, наблюдаются выбросы вещества. Яркость ядер часто переменна. 

Совершенно особый класс объектов составляют квазары, открытые голландским астрономом М. Шмидтом (работающим в США) в 1963 г. Эти объекты излучают в оптическом диапазоне в сотни раз мощнее галактик, а основная часть излучения исходит из керна размером не более 0,1 парсека или даже меньше! Этот керн квазара окружен газовой оболочкой, простирающейся на сотни парсеков. Квазары обладают также мощным радиоизлучением и, кроме того, некоторые из них - инфракрасным и рентгеновским излучением. В оптическом диапазоне блеск квазаров переменен, подобно тому как переменен блеск активных ядер галактик. 

Через два года после открытия квазаров А. Сэндидж открыл так называемые квазаги, которые подобны квазарам, за исключением того, что они не обладают заметным радиоизлучением. 

В настоящее время большинство исследователей считают, что квазары являются ядрами галактик, находящимися в стадии чрезвычайно сильной активности. Звезды галактики, окружающей квазар, обычно не видны, так как квазары находятся на больших расстояниях и яркий блеск квазара не позволяет видеть слабый свет звезд. 

В последние годы вокруг нескольких десятков близких квазаров обнаружены слабые протяженные оптические туманности. Их средний размер около 90 тысяч парсек, а светимость в несколько раз меньше светимости ярчайших галактик. Выяснилось, что в этих туманностях много ионизованного газа, главным образом водорода. Вопрос о присутствии в них звезд пока не совсем ясен. 

Большая часть галактик входит в состав скоплений. Опубликованы каталоги, содержащие тысячи скоплений галактик. Скопления делятся па правильные и неправильные. Помимо этого важного деления скоплений на две группы, существуют классификации скоплений по разным параметрам, например, по богатству (числу членов с достаточно мощным излучением), по наличию ярких галактик в центре, по наличию пекулярных галактик и т. п. 

Правильные скопления состоят из большого количества галактик (иногда более 104 членов), обладают сферической симметрией, большой концентрацией к центру. Яркие члены этих скоплений относятся, вероятно, только к типам Е и S0. В центре скопления часто находится одна или две ярчайшие эллиптические галактики, окруженные гало. Эти галактики называют cD-галактиками. Типичный представитель правильных скоплений - скопление в созвездии Волосы Вероники (Соша). Неправильные (рассеянные) скопления имеют неправильную форму, в них часто встречаются отдельные сгущения. Состоят эти скопления из галактик всех типов. Они могут быть и богатыми (более чем тысяча членов) и очень бедными. Согласно мнению советского астрофизика Б. А. Воронцова-Вельяминова общее поле галактик состоит из слабых внешних частей и многочисленных перекрывающихся рассеянных скоплений и мелких групп, 

Наиболее хорошо изучены правильные скопления. Размер правильного скопления в созвездии Волос Вероники около 4 Мпк. Общее число галактик в скоплении (включая слабые) оценивается в несколько десятков тысяч. Дисперсия лучевых скоростей галактик составляет около dv= 1000 км/с. 

Примером неправильного скопления является скопление в Деве. Оно содержит тысячи членов; размер его около 3 Мпк. 

В некоторых скоплениях обнаружены большие массы горячего ионизованного газа, нагретого до температуры около 108 К. Этот газ излучает в рентгеновском диапазоне. Общая масса горячего газа в скоплении может составлять заметную долю суммарной массы всех галактик скопления. 

Интересные наблюдательные эффекты возникают при рассеянии реликтового излучения на электронах этого горячего газа. Я. Б. Зельдович и Р. А. Сюняев показали, что если наблюдать реликтовое излучение в сантиметровом диапазоне радиоволн, то его интенсивность в направлении на скопление будет меньше, чем в соседних направлениях. Сопоставление наблюдений реликтового излучения и рентгеновских наблюдений позволяет вычислить линейные размеры облака газа в скоплении, что дает еще один способ оценки постоянной Хаббла. 

Долго обсуждался вопрос о том, существуют ли скопления скоплений галактик. По-видимому, значительных неоднородностей плотности в масштабах, в сотни раз превышающих размеры крупных скоплений, не существует. Сильнейшие аргументы в пользу этого дают косвенные соображения, основанные па наблюдении изотропии реликтового излучения, о чем мы уже упоминали выше. Если бы были значительные неоднородности в распределении вещества в масштабах, приближающихся к тысячам мегапарсек, то это заметно повлияло бы на изотропию интенсивности реликтового излучения на небе, чего не наблюдается. В масштабах больше 200 Мпк Вселенная однородна. 

Помимо крупных скоплений существует огромное количество небольших скоплений, групп и кратных галактик. 

В последнее время исследованиями эстонских астрофизиков Я. Эйнасто, А. Саара, М. Йыэвээра и др., американских специалистов П. Пиблса, О. Грегори, Л. Томпсона и др. показано, что самые крупномасштабные неоднородности в распределении галактик носят "ячеистый" характер. В "стенках ячеек" много галактик, их скоплений, а внутри - пустота. Размеры ячеек около 100 Мпк, толщина стенок 3-4 Мпк. Большие скопления галактик находятся в узлах этой ячеистой структуры. 

Отдельные фрагменты ячеистой структуры иногда называют сверхскопленипми. Сверхскопления часто имеют сильно вытянутую форму наподобие нитей.