Автор: Миттон С.
Теги: галактика астрономия астрофизика издательство мир исследование космоса
Год: 1980
Текст
SIMON MITTON
EXPLORING THE GALAXIES
Faber and Faber Limited
3 Queen Square, London
1976
С. Миттон
ИССЛЕДОВАНИЕ ГАЛАКТИК
Перевод с английского
канд. физ.-мат. наук
С. И. БЛИННИКОВА
под редакцией
д-ра физ.-мат. наук
Э. А. ДИБАЯ
ИЗДАТЕЛЬСТВО «МИР»
МОСКВА 1980
ед* m
Предлагаемая книга знакомит читателя с тем, что
известно современной науке о звездных островах
Вселенной — галактиках. Автор увлекательно рассказывает
об истории открытия и изучения галактик, их
морфологии, методах исследования, определении
внегалактических расстояний. Читатель узнает о строении галактик,
взаимодействующих галактиках, скоплениях галактик,
квазарах и радиогалактиках и возможных источниках
их энергии, поисках межгалактического газа.
Отдельная глава посвящена происхождению и эволюции
галактик.
Книга представляет большой интерес для
астрономов и физиков — как специалистов, так и студентов, а
также для всех любителей науки, интересующихся
последними достижениями астрофизики.
Редакция литературы по космическим
исследованиям, астрономии и геофизике
Scan AAW
1705060000
М 206°5"105— Ю5-79 © Simon Mitton, 1976
041 (01 )-79 © Перевод на русский язык, «Мир», 1980
От редактора перевода
Внегалактическая астрономия — одна из самых быст-
роразвивающихся областей современной астрофизики.
В настоящее время исследования галактик ведутся не
только в оптической, но также в инфракрасной,
рентгеновской и радиообластях спектра с использованием как
наземных, так и орбитальных инструментов. Это привело
к ряду новых — фундаментальных и зачастую
неожиданных результатов.
В условиях быстрого развития важную роль
приобретают монографии обзорного характера, позволяющие
ориентироваться в разнообразных проблемах, связанных
с исследованиями галактик. Изданием такого рода
является книга С. Миттона, перевод которой предлагается
вниманию читателя. Полезно сравнить эту книгу с
выпущенной в 50-е годы книгой X. Шепли «Галактики»
примерно такого же объема и характера изложения, чтобы
убедиться, насколько изменились методы исследования и
проблематика внегалактической астрономии.
Автор книги С. Миттон — ученый секретарь Института
астрономии университета в Кембридже
(Великобритания). Им написана также монография о Крабовидной
туманности, а в настоящее время в значительной степени
по его инициативе группа кембриджских астрономов
готовит издание обширной «Кембриджской энциклопедии
по астрономии».
Настоящая книга невелика по объему, но удачно
построена и охватывает практически все аспекты физики и
астрономии галактик. Автором выбран подход астронома-
наблюдателя, описывающего факты и
классифицирующего их с тем, чтобы подвести читателя к модели,
объясняющей эти факты. В книге практически нет формул; внима-
6
От редактора перевода
ние читателя концентрируется на ключевых вопросах,
наглядно выявляющих последовательность аргументов,
приводящих к тем или иным выводам. Начало книги
построено в традиционном плане исторического очерка, часто с
интересными деталями и освещением методических
вопросов. Должное внимание уделено актуальным
вопросам. Читатель познакомится с проблемой спиральной
структуры галактик, решение которой стало проясняться
буквально в последние годы, с происхождением галактик
и с загадочными квазарами, открытие которых явилось
одной из крупнейших сенсаций в астрофизике.
Большое место занимает изложение радиоастрономических
проблем. Это неудивительно, так как кембриджские
астрономы всегда активно сотрудничали с
радиоастрономами Кавендишской лаборатории.
В ходе перевода были исправлены мелкие опечатки,
вкравшиеся в английское издание. Хотя со времени
выхода книги (1976 г.) прошло немного времени, хотелось
бы отметить два достижения внегалактической
астрономии за последние годы. Прежде всего наметилась
некоторая определенность в выборе такой важной величины,
как параметр Хаббла. С учетом последних, главным
образом радиоастрономических, наблюдений его значение
скорее всего близко к 80 км/(с-Мпс), чем к 50 км/(сХ
ХМпс). Далее, по состоянию на 1978 г. самая далекая
галактика имеет красное смещение 0,75, а самый далекий
квазар 3,53. Впрочем, не исключено, что к моменту
выхода в свет русского перевода и эти цифры могут устареть.
Книга С. Миттона доступна по своему уровню
студентам университетов и педагогических вузов,
преподавателям астрономии, а также всем, интересующимся
увлекательными проблемами физики и астрономии галактик.
Можно не сомневаться, что она окажется полезной
широким кругам читателей.
Э. А Дибай
Предисловие к русскому изданию
Я с большим удовольствием пишу это предисловие к
изданию моей книги «Исследование галактик» на
русском языке. В своей работе я имел возможность лично
познакомиться с советскими астрономами, которые
посещали наш институт в Кембридже. От них я узнал о вашей
стране и услышал о многих выдающихся работах,
особенно в области теоретической астрофизики. Кроме того, в
течение нескольких лет я писал для реферативного
журнала аннотации на статьи, опубликованные в советском
«Астрономическом журнале». За последние 30 лет
советская школа теоретической астрофизики сделала важный
вклад в наше понимание необозримой Вселенной за
пределами Млечного Пути. Наиболее яркой фигурой среди
теоретиков является И. С. Шкловский, сделавший
несколько выдающихся открытий на заре радиоастрономии.
Именно он правильно понял поляризацию
радиоизлучения в синхротронном процессе. Мне довелось изучить
статьи, написанные В. Л. Гинзбургом и С. И. Сыроват-
ским, поскольку в то время, когда я был аспирантом Ка-
вендишской лаборатории в Кембридже, эти работы
входили в обязательную программу.
Советская астрономия и сегодня непрестанно
обогащает наши знания о наблюдаемой Вселенной. Я лично
ожидаю, что 6-метровый телескоп на Северном Кавказе
принесет много сюрпризов по мере того, как он будет
проникать в удивительный мир сейфертовских галактик,
квазаров и черных дыр, и я надеюсь, что эта книга
послужит основой для будущих открытий.
Саймон Миттон
Кембридж
Январь 1979 г.
Предисловие автора
Исследование Вселенной должно рассматриваться как
одно из величайших интеллектуальных достижений
нашей цивилизации. Вооруженные большими
высокочувствительными телескопами, астрономы позволяют нам
перенестись в эпоху, соответствующую ранним стадиям
эволюции Вселенной. Наши знания о масштабах космоса и
его происхождении мы приобретаем главным образом из
наблюдений объектов за пределами Млечного Пути.
Среди этих небесных тел — квазары, радиогалактики,
активные галактики, а также нормальные спиральные и
эллиптические галактики. Теперь, когда ученым доступны
инфракрасные, рентгеновские и радиоизмерения, мы стали
лучше понимать мир, лежащий за пределами Галактики.
Освоение недоступных глазу диапазонов спектра
привело к бурному росту исследований внегалактических
объектов.
В этой книге я попытался популярно рассказать об
основных свойствах галактик и о главных направлениях
современных изысканий. Вторая половина книги
посвящена изложению важнейших проблем внегалактических
исследований, с которыми сталкивается
астроном-профессионал.
Мне помогали многие мои коллеги. Я особенно
благодарен Дональду Линден-Беллу, Жаклин Миттон,
Патрику Муру, Мартину Рису, Джону Шейкшафту и Питеру
Стаббсу за проявленный ими интерес и поддержку, а
также многим коллегам, предоставившим мне
иллюстрации. Основной объем работы по перепечатке рукописи
умело выполнила Гертруда Пардоу.
Саймон Миттон
Институт астрономии,
Кембридж, Англия
Май 1975 г.
Предисловие автора
9
Выражения признательности
Автор хотел бы поблагодарить своих коллег и
научные учреждения за предоставленные в его распоряжение
иллюстрации.
Рисунки. М. Хоскина за рис. 1 — 3; А. Сэндейджа за
рис. 16; Г. Джонсона и У. Моргана за рис. 17; Б. Мейдора
за рис. 24; Д. Мэтьюсона и В. Форда за рис. 26 (авторское
право Королевского астрономического общества);
Д. Мэтьюсона, М. Клиари и Дж. Меррея за рис. 35
(авторское право Чикагского университета); Э. Беклина и
Дж. Нойгебауэра за рис. 38 (авторское право Чикагского
университета); Н. Сковилла за рис. 39 (авторское право
Чикагского университета); Р. Харгрейва и М. Райла за
рис. 47; Маллардскую радиоастрономическую
обсерваторию за рис. 49 и 53; Г. ван дер Лаана за рис. 50; М.
Райла и М. Д. Уиндрэма за рис. 51.
Фотографии. А. Стоктона, Гавайский университет, за
рис. 9 и 55; Д. Даунса, Институт Макса Планка, Бонн, за
рис. 11; В. Реддиша, Королевская обсерватория,
Эдинбург, за рис. 13; Королевское астрономическое общество
за рис. 18, 23, 28; Г. Пули, Кембриджский университет, за
рис. 27; обсерватории Хэйла за рис. 31, 326, 34, 37, 40;
У. Сарджента, обсерватории Хэйла, за рис. 32а, 33;
обсерватории Хэйла и Маллардскую
радиоастрономическую обсерваторию за рис. 36; Р. Линдса, Национальная
обсерватория Китт-Пик, за рис. 41; В. Реддиша и Совет
по научным исследованиям Великобритании за рис. 42;
Г. ван дер Лаана, Вестерборк, за рис. 46 и 50; С. ван ден
Берга, обсерватория Данлэпа, Торонто, за рис. 29;
А. Арпа, обсерватории Хэйла, за рис. 54.
Глава 1
ОТКРЫТИЕ ГАЛАКТИК
1.1. Исследование Вселенной
Исследуя свое окружение, человек проник сегодня в
такие глубины Вселенной, что в известном смысле он
почти достиг «начала времени». С помощью мощных
телескопов астроном-профессионал может видеть
практически до границы наблюдаемой Вселенной. Многие
миллиарды лет требуются излучению от этих далеких
границ, чтобы достичь нашей планеты; поэтому,
обозревая далекие области Вселенной, астроном смотрит в
прошлое сквозь эпохи истории. Тщательное изучение
материи во Вселенной, в особенности материи на очень
больших расстояниях, должно помочь восстановлению
прошлой истории Вселенной и составляющих ее объектов.
Нашу безбрежную Вселенную заполняют
неисчислимые изолированные звездные системы, разделенные
огромными расстояниями. Два столетия назад, когда еще
не была понята их истинная природа, эти звездные
сгустки назвали туманностями (по латыни nebula — облако),
потому что если смотреть на них в простой телескоп, то
они кажутся туманными пятнышками. Сегодня мы
называем эти вращающиеся звездные системы,
представляющие собой «атомы» нашей Вселенной, галактиками.
За прошедшие полвека изучение галактик положило
начало наиболее драматичной эре из всех, какие видела
астрономия; в настоящее время открытия идут все
возрастающим потоком, так как с помощью своих радио-,
инфракрасных, оптических и рентгеновских телескопов
современные ученые могут увидеть гораздо больше, чем
когда-либо прежде. Космолог Деннис Шама (Оксфорд)
назвал исследование Вселенной «величайшим
интеллектуальным начинанием середины XX века». Открытия,
совершенные только после 1960 г., привели к беспрецедент-
12
Глава 1
ному в истории науки пересмотру наших представлений
о Вселенной. Решающим в этих событиях было
внимательное изучение галактик и отдаленных областей между
ними, так как они дают ключ к детальному исследованию
физической Вселенной.
1.2. Истоки в древности
Древнейшие астрономические изыскания человека
затерялись далеко в доисторических временах; можно
почти не сомневаться, что давным-давно Солнце и Луна
почитались гораздо сильнее и им уделялось больше
внимания, чем звездам. Например, во времена неолита
(около 3500—1500 гг. до н. э.) по всей Британии и местами
на севере Франции были сооружены грандиозные
обсерватории для наблюдений Солнца и Луны. Существует
также предположение, что на этих обсерваториях
первобытные люди следили за восходом и заходом ярких
звезд. Полуразрушенные каменные круги — вот все, что
осталось от научного поиска, продолжавшегося более
тысячелетия. Можно только восхищаться дерзким
народом, воздвигавшим мегалитические сооружения,
подобные Стоунхенджу, чтобы с их помощью устанавливать
астрономические даты и предсказывать затмения.
Первым в античном мире, кого следует отметить в
связи с изучением галактик, был Демокрит (IV в. до
н. э.), который предположил, что Вселенная заполнена
бесконечным множеством миров, подобных Земле.
Прошло две с половиной тысячи лет, прежде чем удалось
выдвинуть первые отрывочные свидетельства в пользу
этой идеи. После Демокрита изучение грандиозной
картины звездной Вселенной замерло на 21 век (изучалась
только Солнечная система).
С наступлением эпохи Возрождения наука вырвалась
из средневековья и люди стали обращаться к классикам
античного мира. Первым выдающимся астрономом в
Западной Европе был Николай Коперник (1473—1543 гг.)
который поместил Солнце в центр нашей планетной
системы. Чтобы объяснить кажущееся движение Солнца и
звезд, он привел Землю в суточное и годичное вращение.
По его модели, звезды могли быть далекими солнцами,
Открытие галактик
13
а не светящимися точками на твердой хрустальной
сфере, обращавшейся вокруг Земли. Следующий гигантский
щаг вперед сделал в XVI в. Джордано Бруно, провоз*
гласивший, что у Вселенной нет предела или края. Более
того, он постулировал существование других солнц,
планет и форм жизни. Из его работы вытекало, что звезды
светят так слабо потому, что расстояния до них огромны
по сравнению с расстоянием от Земли до Солнца.
Вся астрономия резко преобразилась, как только к
наблюдениям небесных тел всерьез приступил Галилео
Галилей. Он обнаружил, что определенное сочетание
выпуклой и вогнутой линз увеличивает удаленные объекты
по сравнению с их размерами, видимыми невооруженным
глазом. Несомненно, он был первым человеком,
направившим оптический телескоп на небо и сообщившим в
письменной форме о том, что увидел. Он открыл горы и
кратеры на Луне, наблюдал солнечные пятна и, что
особенно важно, систему четырех больших спутников
вокруг планеты Юпитер. Это была Солнечная система в
миниатюре, живое доказательство того, что планеты в
свою очередь должны обращаться вокруг Солнца.
Галилей направил свой телескоп на клочковатые
облака Млечного Пути — этой далекой полосы света,
опоясывающей небесную сферу. С большим волнением он
описал свои открытия в книге «Звездный вестник»: «Я
наблюдал природу и вещество Млечного Пути. С помощью
телескопа его удалось обозреть так подробно и с такой
зрительной ясностью, что все споры, которые на
протяжении стольких веков вели философы, разрешились, и
мы, наконец, можем быть свободны от докучливых
словопрений о нем. Галактика есть на деле не что иное, как
масса бесчисленных звезд, собранных в скопления. Куда
ни повернешь трубу, повсюду взору окрывается великое
множество звезд. Многие из них довольно крупные и
яркие, число же звезд помельче исчислить невозможно».
Телескоп Галилея открыл новую эру в астрономии:
он продемонстрировал, что Солнце лежит в центре
Солнечной системы; он показал, что Млечный Путь
представляет собой гигантское звездное облако в глубинах
пространства. Галилей начал великий поиск, чтобы понять
Вселенную в целом.
14
Глава 1
1.3. Туманности
По небу разбросано несколько туманных пятнышек,
которые едва заметны в ясную ночь невооруженным
глазом. В небольшой телескоп или бинокль можно найти
несколько десятков таких светящихся облачков. В
созвездии Ориона, под мечом этого охотника едва
различимо мягкое сияние. В созвездии Андромеды тоже есть
хорошо известное пятнышко света, превосходящее по
размерам звезды. Эти неясные пятнышки и есть уже
упомянутые туманности. С помощью своего телескопа
Галилей внимательно осмотрел некоторые туманности и
увидел, что часть из них представляет собой плотные
сгущения звезд. Однако, вообще говоря, в то время никто
всерьез не заинтересовался туманными пятнами, и к
1700 г. было поверхностно изучено только около десятка
из них.
Поворотный момент наступил в 1705 г., когда
англичанин Эдмунд Галлей опубликовал книгу о кометах. Он
утверждал, что яркие кометы, наблюдавшиеся в 1531,
1607 и 1682 гг. — это один и тот же объект, который
возвращается примерно каждые 76 лет. Он показал, что
кометы входят в семью Солнца и движутся в
соответствии с кеплеровскими законами движения планет. После
этого началась настоящая охота за кометами, так как
обнаружение новой кометы приносило быструю славу ее
открывателю. Ночи напролет обшаривали небо охотники
за кометами в поисках новых слабых пятен света,
характерных для комет, но в то же время похожих на
туманности. Когда наблюдатель находил новое пятно, он отмечал
его на звездной карте и надеялся, что на следующий
вечер оно слегка сместится.
Французы Шарль Мессье и Пьер Мешен посвятили
поискам новых комет 30 лет. В ходе своих старательных
наблюдений они пришли к выводу, что неподвижные
туманности приводят к порядочной путанице. Чтобы
избавиться от этой помехи, они составили каталог 103
туманностей, в который занесли их положения на небе.
В каталог Мессье вошли только ярчайшие туманности,
поэтому он стал естественной отправной точкой на пути,
который со временем привел астрономов к изучению важ-
Открытие галактик,
15
нейших туманностей как в самом Млечном Пути, так и
за его пределами. Объекты из каталога Мессье
обозначаются буквой М с порядковым номером. Так, М31 —
большая туманность Андромеды — это объект № 31 из
внесенных в каталог Мессье источников. Забавно, что
туманности были для охотников за кометами всего лишь не
имеющим отношения к делу побочным результатом, а
ведь в них был спрятан ключ к пониманию строения
Вселенной!
Примерно в то же время начал активно заниматься
астрономией англичанин Томас Райт, и в 1750 г. он
опубликовал важный трактат «Оригинальная теория или
новая гипотеза о Вселенной», почти не замеченный
современниками. А жаль — ведь этот труд содержал очень
плодотворные идеи о строении Вселенной!
Томас Райт из Дарема развил идею Демокрита и
Галилея о том, что Млечный Путь состоит из мириад
далеких солнц. Он дал следующее объяснение внешнего вида
Млечного Пути и туманных пятен света. Во-первых, он
правильно предположил, что Млечный Путь — всего
лишь один из многих, похожих друг на друга объектов во
Вселенной, в которой звезды собираются в связанные
группы, разбросанные по пространству. Он указал на
туманности как на явное доказательство того, что во
Вселенной действительно существуют упорядоченные
конфигурации очень далеких звезд. Вторая гипотеза Райта
также по существу правильна: он предположил, что
Млечный Путь выглядит как яркая полоса на небе
потому, что это — плоский диск, состоящий из звезд, на
который мы смотрим изнутри. В его книге приводится схема
Млечного Пути в виде плоского слоя из звезд (рис. 1 и 2).
Он был первым, кто предложил дисковую модель нашей
Галактики, принятую в настоящее время всеми
астрономами.
Через несколько лет идеи Райта развил великий
философ Иммануил Кант. Во время учебы в Кенигсберг-
ском университете Кант прочел в местной газете
искаженное изложение книги Томаса Райта. В течение
следующих четырех лет Кант усиленно занимался
разгадыванием тайн Млечного Пути и туманных звездоподобных
пятен. Кант принял дисковую модель распределения
16
Глава 1
Рис. 1. Изображение Млечного Пути в виде плоского диска звезд
согласно Райту.
звезд в нашей Галактике и предположил, что форма
Млечного Пути, а также далеких туманностей может
определяться вращением. Глядя на овальную туманность в
Андромеде, он утверждал, что она должна представлять
собой громадное скопление неподвижных звезд, вращаю-
Рис. 2. Другая модель
распределения звезд по Райту.
Открытие галактик
17
щееся как целое вокруг центра эллипса. Выдающимся
вкладом этого философа в астрономию явилось его
предположение, что многие туманности следует считать очень
далекими объектами, подобными Млечному Пути. Это
представление практически не изменилось в течение
следующих полутора веков и стало известно как теория
островных вселенных — теория, утверждающая, что
звездные туманности разбросаны в пространстве до
бесконечных расстояний.
1.4. Семья Гершелей принимается
за изучение звезд
Вильям Гершель, вероятно, провел за наблюдениями
в телескоп больше времени, чем любой человек до или
после него. Парадоксально, но до 35 лет от роду он не
проявлял к ночному небу ни малейшего интереса. Тем
не менее выдающийся вклад Гершеля в современное
понимание Вселенной ставит его в один ряд с Галилео
Галилеем и Исааком Ньютоном. Вильям Гершель родился
в 1738 г. в Ганновере в семье музыканта, и сам он также
вступил в полковой оркестр. Впоследствии он решил
уехать в Англию, и в ноябре 1757 г. поселился в Лондоне.
Позже к нему присоединились сестра Каролина и брат
Александр; на жизнь он зарабатывал музыкой.
В 1773 г. Вильям Гершель приобрел лучший в то
время учебник астрономии. Его так взволновал рассказ об
открытиях, сделанных с помощью телескопа, что он
решил сам построить такой инструмент. Он изучил
руководство по оптике и необыкновенно быстро организовал
в доме, где жила семья, в Бате мастерскую по
изготовлению крупных телескопов для обозрения неба. После
того как Гершель впервые навел свой телескоп на небо,
его энтузиазм разгорелся еще сильнее, и он стал
проводить много времени за постройкой инструментов еще
больших размеров. Таким образом, между 1773 и 1782 гг.
Гершели стали астрономами-наблюдателями. Вильям
был назначен придворным астрономом короля Георга III,
а его сестра Каролина стала известным в Европе
астрономом. Усилия Гершеля были вознаграждены, когда 13
марта 1781 г. он открыл новую планету — Уран.
18
Глава 1
Однако для современного астронома непреходящим
вкладом Гершеля в науку стал его каталог туманностей.
Его телескопы превосходили по размерам любые другие,
наибольший из них имел диаметр 48 дюймов (120 см) и
фокусное расстояние 40 футов (1200 см).
Воодушевленный каталогом Мессье, он решил изучить туманности и с
помощью этих объектов построить Великий план
Вселенной. Вильям определял их положения, диктуя Каролине
угол возвышения телескопа и краткое описание
изображения каждой туманности. За семь лет они нашли
2000 объектов, не занесенных ранее в каталоги. Многие
из его рисунков и моделей (рис. 3) были опубликованы
Лондонским Королевским астрономическим обществом, и
он писал с энтузиазмом:
«Я видел двойные и тройные туманности,
расположенные по-разному; большие туманности с малыми, словно
бы со спутниками; узкие, но очень удлиненные,
светящиеся туманности или яркие мазки; некоторые в форме
веера, напоминающие щеточный электрический разряд,
срывающийся со светящегося острия, другие же в форме
комет с подобием ядра в центре».
Сын Вильяма, Джон Гершель, и Дж. Дрейер в XIX в.
продолжили работу по составлению каталога
туманностей. Завершив работы на северном небе, Джон Гершель
в 1833 г. переехал на мыс Доброй Надежды и приступил
к составлению каталога южных туманностей.
С самого начала работа над каталогом показала, что
туманности не образуют однородную группу объектов.
Вильям Гершель попытался описать пестрый набор
найденных им типов туманностей. Одни из них оказались
Рис. 3. Модель Млечного Пути, построенная Вильямом Гершелем на
основе звездных подсчетов.
Открытие галактик
19
плотными скоплениями звезд, другие — огромными
газовыми облаками; кроме того, были такие, которые
выглядели как маленькие светящиеся диски — это
планетарные туманности. В конце концов туманности были
разделены на два главных типа: галактические и
внегалактические. К первому типу относятся большие звездные
скопления Млечного Пути, а также планетарные
туманности и газовые облака Галактики. Ко второму типу
относятся туманности, которые не принадлежат к
Млечному Пути: маленькие симметричные объекты, равномерно
рассеянные по небу и называемые внегалактическими
туманностями. Это островные вселенные Иммануила
Канта.
1.5. Космические вихри
Уильям Парсонс, третий граф Росс, увлекался
техникой и астрономией. Он приступил к сооружению
гигантских телескопов. Телескоп с 36-дюймовым (90 см)
зеркалом работал успешно, поэтому он решил построить
72-дюймовый (180 см), с фокусным расстоянием 54 фута
(1620 см). Больше года ушло на шлифовку и полировку
Рис. 4. Знаменитый рисунок
лорда Росса, изображающий
спиральную структуру
туманности М51. Сравните этот
набросок с фотографией этой
галактики на рис. 28.
'¦'чЧс .•• *'¦<
•• - — - ¦¦',* '•к'"" ,*¦¦¦" .>s v v
20
Глава 1
6-футовой (180 см) заготовки зеркала. В начале 1845 г.
весь инструмент был готов к работе; в течение
нескольких десятилетий это был крупнейший (и самый опасный
в обращении) телескоп в мире.
Лорд Росс начал последовательно наблюдать
туманности из каталога Гершеля и обнаружил, что многие из
них можно разрешить на звезды. Он направил свой
телескоп на М51; Мессье описал этот объект как двойную
туманность с двумя соприкасающимися «атмосферами»,
Несколько раз обследовав М51, лорд Росс понял, что она
имеет спиральную структуру. Вскоре среди туманностей
он обнаружил другие примеры структуры, подобной
водовороту, и тщательно зарисовал многие из них. Его эскиз
М51 четко показывает спиральную картину и еще одну
яркую туманность в стороне от главной структуры
(рис. 4). Росс твердо верил, что это звездные вихри,
поэтому вывод об их вращении казался неизбежным.
Открытие спиральной структуры у внешних туманностей
было очень важным. Оно взволновало астрономов,
современников Росса, потому что великий французский
математик Пьер Лаплас создал теорию, согласно
которой Солнце и Солнечная система сконденсировались из
вихря космического газа. Спиральные туманности
подтвердили, что в космосе действительно существуют такие
структуры; но даже сегодня точный механизм
образования спиральной структуры не понят до конца.
1.6. В помощь глазам астрономов
Развитие фотографии и спектроскопии во второй
половине XIX в. вывело астрономию на новый путь. Еще
Джон Гершель пытался применить фотографию, однако
за время его жизни эта методика не достигла уровня,
достаточного для наблюдений неба. В последнюю четверть
века появились пластинки с сухой эмульсией.
Американский астроном Генри Дрэпер сфотографировал яркие
туманности; его методы были подхвачены другими, и
скоро астрономы во всем мире научились получать
четкие и точные изображения небесных тел. Теперь можно
было изучать туманности гораздо подробнее, так как
фотографическая пластинка при длительной выдержке спо-
Открытие галактик
21
собна запечатлеть гораздо более слабые детали, чем в
состоянии различить человеческий глаз.
Спектроскоп — это прибор, который разлагает
световой луч на составные цвета. Чтобы разложить солнечный
свет в радугу цветов, в первых спектроскопах
использовались призмы. Немецкий оптик Йозеф фон Фраунгофер
изучил свет Солнца и обнаружил, что его спектр
содержит сотни темных линий. При изучении звезд астрономы
в их разложенном в спектр свете также нашли темные
линии.
В середине XIX в. ученые показали, что каждый
химический элемент обладает характерным для него
спектром. Спектр — это как бы «отпечаток пальца»,
оставленный элементом на электромагнитном излучении, по
которому можно установить природу элемента. Если элемент
возбуждается, например, при нагреве или при
прохождении сквозь вещество электрического разряда, то он
излучает энергию в виде серии эмиссионных линий,
представляющих собой уярчения потока света на определенных,
меняющихся от элемента к элементу частотах. В звездной
астрофизике чаще приходится иметь дело с линиями
поглощения. Они оставляют след в излучении звезды, если
излучение проходит сквозь слой газа, более холодного,
чем в той области, из которой оно испущено. Линии
поглощения присутствуют в спектрах звезд, потому что
атмосфера, лежащая сразу над светящимися слоями
поверхности, холоднее этих слоев. Изучив достаточно
подробно линейчатый спектр звезды, можно найти
относительное содержание элементов, присутствующих в ее
атмосфере. Густав Кирхгоф и Роберт Бунзен,
внимательно изучив солнечный спектр и сопоставив его с линиями
элементов, ранее изученных в лаборатории, отождествили
в атмосфере Солнца более 20 элементов. Они были
основоположниками метода, используемого в настоящее
время для нахождения химического состава объектов в
глубинах Вселенной.
Сэр Уильям Хёггинс первым среди английских ученых
занялся спектральным анализом звездного света.
Направив свой спектроскоп на туманности, он получил
удивительный результат: спектры некоторых туманностей
содержали не темные, а яркие линии. Изучив шесть десят-
22
Глава 1
ков туманностей и звездных скоплений, Хёггинс у трети
из них обнаружил в спектрах эмиссионные линии.
Большинство из этих объектов составляли планетарные
туманности — горячие газовые образования в Млечном
Пути. Хёггинс отметил также, что спектр большой
туманности в Андромеде соответствует суммарному потоку
света от мириад звезд. Таким образом, благодаря
спектроскопу удалось различить, какие туманности газовые
(спектр с яркими эмиссионными линиями), а какие
состоят из звезд (непрерывный спектр, пересеченный
линиями поглощения); поэтому вскоре спектроскоп стал
важным инструментом для исследования далеких
галактик.
1.7. Порядок из хаоса
На заре нашего столетия в силу ряда причин
наблюдательная астрономия пришла в плачевное состояние
хаоса. В течение XIX в. во многих странах были открыты
профессиональные обсерватории. Каждая обсерватория
включала в свои планы составление собственного
каталога звезд. Поскольку не существовало международной
организации, координирующей исследования различных
учреждений, одна и та же звезда, приведенная в
различных публикациях, могла иметь сильно отличающиеся
характеристики. В архивах многих старых обсерваторий
до сих пор хранятся большие собрания таких не
согласованных между собой звездных каталогов XIX в. Пока
в позиционной астрономии царил такой хаос, невозможно
было установить строение местной звездной системы и
Млечного Пути.
На другом фронте астрофизики ожесточенно спорили
с геологами. С помощью классической термодинамики
лорд Кельвин показал, что возраст Солнца не должен
превышать 100 миллионов лет; значит, Земля должна
быть еще моложе. Эта оценка предполагала, что
источником тепловой энергии Солнца является постепенное
сжатие под влиянием силы гравитации. Однако ученые,
изучавшие Землю, установили, что возраст нашей планеты
составляет несколько миллиардов лет. Их доводы
основывались на изучении последовательности пластов гор-
Открытие галактик
23
ных пород и окаменевших остатков живых организмов,
вкрапленных в них.
Еще одна трудность была связана с общей проблемой
расстояний в астрономии. Как далеки звезды и
туманности? В то время с помощью обычного метода
тригонометрических параллаксов, объясняемого ниже в гл. 3,
можно было измерить расстояния примерно до 100
ближайших звезд. Но как же преодолеть пустоту и измерить
расстояния до более далеких объектов? В то время
межзвездная топографическая сетка тянулась лишь
примерно до 100 световых лет. С проблемой расстояний был
связан вопрос о природе туманностей, в особенности о
положении различных веретенообразных, спиральных и
эллиптических светящихся пятнышек, разбросанных по
всему небу, за исключением Млечного Пути, где
преобладают газовые туманности.
Порядок в звездной астрономии навел голландский
астроном Якобус Каптейн (1851 —1922 гг.). Он первым
применил в астрономии статистический метод и
попытался промерить звездные окрестности Солнца в глубину
путем подсчета звезд в зависимости от расстояния от
Солнца. Так Каптейн установил, каким должно быть
распределение звезд в пространстве, дающее
наблюдаемое распределение по небу. Модель Галактики,
предложенная Каптейном, — это небольшой диск (1200
световых лет в диаметре) с Солнцем в центре (рис. 5 и 6).
Впрочем, в то время эта модель была не единственной.
Значительный шаг вперед сделали астрономы
Гарвардской обсерватории. Ключ, с помощью которого в
конечном счете открыли тайну туманностей, нашла
сотрудница этой обсерватории мисс Генриетта Ливитт. Она
Рис. 5. Согласно подсчетам звезд, проведенным Каптейном, Солнце
(черный кружок) помещалось в центре Галактики, диаметр которой
оценивался в 1200 световых лет.
24
Глава 1
•'..'::.•.'•'. • • ' • • . • •"-"¦•"1ч^:У'л'^:;/":";л* *'."•' . .".'•*¦'¦• • Плоскость
"•"•VXv.v.•"•.•.' • '. • . "•:: ".'•".•-".{«VjIa&cav:'••¦;•".•• " •¦•.•.'••'•'.••:••'.'.• Галактики
Рис. 6. В 1920-е годы все еще считали, что Солнце (большая
звездочка) находится в центре Галактики. Это изображение построено
сэром Артуром Эддингтоном.
изучала свойства переменных звезд, в частности связь
между их блеском и периодом колебаний блеска. В
1912 г., изучая переменные звезды в Малом
Магеллановом Облаке, она обнаружила важное соотношение для
группы переменных звезд, называемых цефеидами: чем
длиннее период колебаний блеска, тем ярче блеск
цефеид Магеллановых Облаков.
Открытия Ливитт развил европейский астроном Эй-
нар Герцшпрунг. Он грубо оценил среднюю светимость
цефеид в окрестностях Солнца. Сравнив этот истинный
блеск с видимым блеском переменных звезд в
Магеллановых Облаках, он пришел к выводу, что последние
кажутся гораздо более слабыми, так как находятся на
большом расстоянии от Солнца. Это расстояние он
оценил в 3000 световых лет. Исследование Герцшпрунга
показало, что цефеиды можно использовать в качестве
указателей расстояния: наблюдаемый период выдает их
абсолютный, или истинный, блеск, а отношение видимого
блеска к абсолютному является мерой расстояния.
Этим методом определения расстояний по
переменным звездам воспользовался ХарлоуШепли из Гарварда,
применивший его к звездным скоплениям Млечного
Пути. Определив расстояние до скоплений, он получил их
трехмерное распределение в пространстве. В результате
была построена модель нашей Галактики, отличающаяся
от модели Каптейна: Солнце лежит вблизи края диска
диаметром 100 кпс. Кто прав — Каптейн или Шепли?
Открытие галактик
25
Разгорелись бурные споры, и модель Шепли, которая
сейчас считается в основных чертах правильной,
получила всеобщее признание только в 1920-х годах.
Следующей проблемой был вопрос о спиральных
туманностях. Харлоу Шепли считал их не очень далекими
от Млечного Пути газовыми объектами, но это
убеждение разделяли не все наблюдатели. Ответ дал большой
100-дюймовый (2,5 м) рефлектор обсерватории Маунт-
Вилсон, в то время крупнейший в мире телескоп. Эдвину
Хабблу удалось различить отдельные звезды в большой
спиральной туманности Андромеды М31. Оказалось, что
ближайшая к нам спиральная туманность является
скопищем звезд! Гипотеза о внегалактической природе этих
туманностей, согласно которой они представляют собой
островные вселенные, подобные Млечному Пути, стала
набирать силу. Затем Хаббл отождествил в М31
несколько пульсирующих переменных (цефеид). Тогда он и
совершил действительно великое открытие. Был измерен
видимый блеск и найдены периоды пульсаций этих звезд.
Периоды дают абсолютный блеск, а отсюда можно найти
расстояние. Для М31 оно превосходило миллион
световых лет! Подробное изучение взрывающихся звезд в
М31 подтвердило, что она находится на очень большом
расстоянии. Внегалактическая Вселенная была открыта!
Спиральные туманности оказались большими
галактиками, подобными Млечному Пути, и главной составной
частью Вселенной.
1.8. Внегалактическая систематика
После того как Эдвин Хаббл окончательно установил
внегалактическую природу туманностей, он предпринял
систематическое изучение особенностей их строения. Для
большого класса таких объектов, как галактики, это
можно сделать единственным способом: разбив объекты
по их наиболее заметным признакам на различные
подклассы и группы. Затем из каждой группы можно
выделить самых типичных представителей для подробного
изучения. Таким образом, эта работа в чем-то сродни
элементарной ботанике: астроном пытается составить
«генеалогическое дерево», связывающее различные типы
26
Глава 1
Рис. 7. Простая схема классификации галактик, предложенная Хаб-
блом, выдержала испытание временем. Изображенная
последовательность не является эволюционной.
объектов, в надежде открыть возможные взаимосвязи
между разными видами. Классификация Хаббла (рис. 7)
является простейшей из предложенных для исследования
галактик; она обрисовывает основные черты нескольких
сотен обработанных им объектов. В ней выделяются три
основные категории галактик: спиральные,
эллиптические и неправильные.
Типичными примерами спиральных галактик
являются туманность Андромеды М31, галактики МЗЗ,
наблюдаемая плашмя, и М81. Наша собственная система —
Млечный Путь — выглядит извне как спиральная.
Астрономов долго интересовал вопрос: отстает движение
фронта спиральных рукавов от общего вращения галактики
или опережает его? Теперь известно, что рукава отстают,
а значит, остаются позади остального вещества
галактики, обращающегося вокруг центрального ядра. Формы
центральных областей спиральных галактик весьма
разнообразны. В центре М31 преобладает яркое вздутие,
тогда как у МЗЗ имеется лишь относительно
малозаметное уплотнение. Спиральные галактики делятся на две
подгруппы: нормальные и пересеченные, кроме того,
изредка встречаются объекты, промежуточные между
этими двумя типами. Как правило, нормальные спиральные
галактики имеют два рукава, плавно выходящих с
противоположных сторон центральной области. Их ветви
Открытие галактик
27
разматываются, пока не сольются с межгалактическим
пространством. Пересеченные спиральные галактики
названы так потому, что они имеют яркую перемычку,
пересекающую центральную область, которая соединяет
внутренние концы спиральных рукавов; кажется, что
рукава вытягиваются из перемычки. Одна из
замечательных особенностей этих светящихся мостов — их
вращение как единое твердое тело, хотя на самом деле они
состоят из отдельных звезд.
Эллиптические галактики широко распространены,
возможно они составляют около 80% галактик, видимых
в большой телескоп*. Их название обусловлено тем, что
на фотопластинке они дают правильное изображение в
виде эллипса. Встречаются сильно различающиеся
формы: от сферических и эллипсоидальных фигур до
уплощенных линзовидных объектов. Плотность звезд в
эллиптических галактиках сильно растет к центру, и недавние
измерения показывают, что их яркость плавно возрастает
от периферии к центру. Две маленькие эллиптические
галактики являются спутниками М 31; одна из них сфе-
рична, а другая эллипсоидальна. Эллиптические
галактики бывают самых разных размеров — от карликов
(106 Ms) до сверхгигантов (1012 Ms), а самые большие из
них иногда являются мощными источниками радиоволн.
Наконец, галактики, называемые по классификации
Хаббла неправильными, составляют несколько процентов
общего числа галактик. Этот класс охватывает все
объекты, не укладывающиеся в категории спиральных или
эллиптических. Их формы сильно искажены и
неправильны. Сейчас эти галактики интенсивно исследуются,
потому что пестрое многообразие неправильных объектов
представляет богатые угодья для охоты за
взрывающимися галактиками, пекулярными объектами,
галактиками, подверженными приливному взаимодействию, и
молодыми карликовыми галактиками. Термин
«неправильный» связывают с большим числом кратковременных
и, возможно, аномальных стадий эволюции. В поисках
этих удивительных объектов некоторые астрономы «про-
* Речь идет о видимом соотношении типов галактик. Истинное
распределение по типам см. на стр. 73—74. — Прим. ред.
28
Глава 1
чесали» все небо и опубликовали фотографические
атласы, иллюстрирующие разнообразие их причудливых
форм. В этой области внегалактических исследований
особенно известны имена американских астрономов Аль-
тона Арпа и Фрица Цвикки и советского астронома
Б. А. Воронцова-Вельяминова.
При кратком описании какой-либо галактики удобно
использовать сокращенное обозначение, описывающее
объект в целом. Эдвин Хаббл предложил
«стенографическую» схему, которая все еще употребительна в
некоторых отраслях исследований, хотя ее существенно
потеснили и более претенциозные схемы. Тем не менее ее
преимущество — в большой простоте.
Хаббл различал эллиптические галактики только по
их геометрическим формам. Сферические галактики
были отнесены к классу ЕО, а сигарообразные (с длиной,
примерно в три раза превышающей ширину)
обозначены Е7; символы от Е1 до Е6 используются для галактик,
промежуточных относительно этих крайних случаев,
причем чем больше номер, тем сильнее сжатие. Важно
осознать, что схема Хаббла — это просто удобная система
упорядочения, а не что-нибудь большее. Дело в том, что
галактика, имеющая форму лимона, сбоку будет
выглядеть как Е5, а если смотреть на нее с полюса, то как ЕО.
Промежуточные проекции дают форму между ЕО и Е5.
Поскольку обозначение зависит от ориентации в
пространстве, нельзя надеяться, что именно эта схема
классификации раскроет глубокие свойства структуры
галактик, их форм и эволюции. Самого Хаббла заинтересовал
вопрос, существуют ли истинно сферические галактики
на самом деле? Ему удалось статистически показать, что
наблюдается слишком много галактик типа ЕО, если их
все считать проекциями эллипсоидальных галактик, так
что часть из них, по-видимому, сферична.
Классификация спиральных галактик более сложна,
так как форма их трудно поддается геометрическому
описанию. Обозначения S и SB используются для
нормальных и пересеченных спиралей соответственно; к
этим обозначениям Хаббл добавил символы a, b или с.
Типы Sa и SBa характеризуются протяженной и яркой
областью ядра и сильно закрученными спиральными ру-
Открытие галактик
29
кавами. При переходе к Sb и SBb ядро становится менее
выраженным, а рукава слабее закрученными, они часто
обладают несколькими узловатыми конденсациями звезд
и газа. Наконец, галактики типов Sc и SBc имеют едва
различимое ядро и большие широкие рукава с
многочисленными конденсациями. Наша Галактика относится,
вероятно, к типу Sb, а галактика М 33 — к Sc.
В какой степени подобная последовательность
галактик является эволюционной? В своей оригинальной
работе Эдвин Хаббл предостерегал против использования
предложенного им «генеалогического дерева» галактик в
качестве истинной последовательности от молодых к
старым объектам, хотя и не исключал такой возможности.
И действительно, мы твердо знаем, что на самом деле
галактики не начинают свою жизнь в виде
эллиптических, которые затем превращаются в спиральные и в
конце концов распадаются на части в виде неправильных
галактик, как могла бы подсказывать «камертонная»
диаграмма Хаббла. Такие диаграммы помогают
наглядно представить главные морфологические особенности
строения галактик, но ими не следует злоупотреблять.
Очевидно, схемы классификации, основанные на
форме, можно усложнять практически беспредельно, поэтому
первоначальные предложения Хаббла неоднократно
уточнялись и расширялись. В настоящее время широко
употребляется трехмерная схема, разработанная
Алланом Сэндейджем и Жераром де Вокулёром. С помощью
дополнительных обозначений в ней более точно
указывается, где внутренние рукава сливаются с центральными
областями галактики. Вдоль этой последовательности
непрерывно меняются многие характеристики, такие, как
цвет, протяженность ядра и распределение звезд, газа и
пыли. Еще один путь упорядочения информации — это
рассмотрение спектров галактик различных типов.
Морган в Иеркской обсерватории показал, что спектр
коррелирует с общей формой галактики.
По-видимому, в будущем будут разработаны схемы,
основанные на более доступных измерениям величинах,
таких, как цвет или распределение яркости, которые и
заменят современные субъективные схемы. В течение
некоторого времени эти последние будут с пользой служить
30
Глава 1
удобными указателями, дающими краткое описание
отдельных галактик.
Недавние события показывают, что новые открытия
могут застать систематику галактик врасплох. Хаббл
не упомянул категорию галактик, которая только теперь
стала привлекать внимание, — это компактные
галактики. Внешне они похожи на эллиптические, но имеют
гораздо меньшие размеры, высокую плотность и
звездообразное ядро. В течение 1960-х годов Фриц Цвикки
составил каталог слабых галактик в обсерваториях
Хэйла. Он распространил списки компактных галактик
среди своих коллег, и последующие исследования
показали, что компактные объекты обладают
разнообразными свойствами. Некоторые из них, по-видимому, очень
молодые, они состоят из объектов, возраст которых
всего несколько миллионов лет.
Другая категория внегалактических объектов,
возбудившая огромный интерес, — это квазары. Для них
характерны очень маленькие размеры (на фотографиях они
выглядят как одиночные звезды, а не галактики) и
высокая светимость, часто они имеют голубоватый цвет.
По-видимому, они находятся в отдаленных областях
Вселенной. Вряд ли найдется другой класс
внегалактических объектов, который вызвал столько горячих споров
в прошедшее десятилетие. Многие свойства квазаров не
поддаются объяснению, и упоминание о них выводит нас
на передовую линию современных исследований.
Глава 2
НАБЛЮДЕНИЕ ВСЕЛЕННОЙ
ЗА ГРАНИЦАМИ НАШЕЙ ГАЛАКТИКИ
2.1. Электромагнитное излучение
По сравнению с большинством ученых других
специальностей астрономы работают в особенно невыгодном
положении, потому что они не могут активно влиять на
наблюдаемые объекты и ставить эксперименты при
различных условиях. Почти вся доступная астрономам
информация приходит от небесных тел в виде лучистой
энергии. Это излучение анализируется различными
способами с целью определения свойств Вселенной и
содержащегося в ней вещества.
Электромагнитное излучение — так называют эту
лучистую форму энергии — имеет несколько разных
обликов, так как оно охватывает огромный диапазон частот:
радио-, инфракрасные, видимые и ультрафиолетовые
волны, а также рентгеновские и гамма-лучи — все это
примеры электромагнитного излучения. Любые
электродлина волны, м
10"14 10
1 1
Гамма-л
1 1 1
1022
-12
1
Р
учи
1
]02°
10-Ю 10-8 ю-€ ю-4
1 1
ентген
| |
1018
\ Ультрафиолет
1 \\
1016
II
ЗВидимыйГ
а свет
Инфракрасные!
Н лучи Т
III
1014 10
Частота, Г
1<Г2 1 Ю2 104 10б
II 1 1 1 1 1 1 1 1 1
Г Радиоволны
12
Морская связь
ТВ 1
1 1 1 1 1 1 1 1 1
Ю10 Ю8 1Q6 ю*
Рис. 8. Основные диапазоны электромагнитного спектра.
Электромагнитный спектр
Таблица 1
Длина волны
10~б А
10~4 А
10-з А
1(Г2 А
10"1 А
1 А = Ю-8 см
10А
100 А
1000 А
10 000А= 1 мкм
10 мкм
100 мкм
1000 мкм = 1 мм
10 мм = 1 см
10 см
100 см = 1 м
10 м
100 м
1000 м= 1 км
10 км
100 км
1000 км
Энергия или
частота
фотона
1240 МэВ
12,4 МэВ 1
12,4 кэВ
124 эВ
1,24 эВ
0,012 эВ
30 000 МГц
300 МГц
3 МГц
300 кГц
3 кГц
Вид
излучения
Гамма-лучи
Рентгеновские лучи
Ультрафиолет
Видимый
свет
Инфракрасные лучи
Радиолокационный
диапазон
УКВ
Дециметровый
диапазон
Короткие
радиоволны
Длинные
радиоволны
Типичные приемники
Счетчики Гейгера
Сцинтилляторы
Ядерные эмульсии
Пропорциональные
счетчики
Искровые камеры
Фотография,
фотоэлектрические приемники
Телескопы,
спектрографы, спектроскопы,
фотосопротивления,
радиометры
Радиотелескопы
о
эВ — электрон-вольт, А — ангстрем,
Гц — герц = 1 колебание в 1 с, мкм — микрометр = 10_б м.
Наблюдение Вселенной за границами нашей Галактики 33
магнитые волны распространяются в вакууме с
одинаковой скоростью 299 793 км/с; эту величину обычно
называют скоростью света.
Характеристикой, различающей при практическом
применении разные типы излучений, является длина
волны. Радиоизлучение охватывает диапазон длин волн от
миллиметров (микроволны) до километров (длинные
волны). В качестве единицы длины волны
инфракрасного излучения обычно используется микрометр (Ю-6 м).
Для видимого света общеупотребительны две единицы:
нанометр (1 нм = 10-9 м) и ангстрем (1А=10-10 м).
В астрономии до сих пор больше пользуются
ангстремом, тогда как в физике чаще применяют нанометр.
Рентгеновские лучи покрывают диапазон длин волн
приблизительно от Ю-8 до Ю-11 м, а длины волн
гамма-лучей короче Ю-11 м (табл. 1, рис. 8).
Поскольку электромагнитные волны охватывают
такой широкий диапазон, для их регистрации было
разработано много различных методов. Человеческий глаз
чувствителен только в очень узком интервале
приблизительно от 4000 до 7000 А; наше тело может воспринимать
излучение сразу за 7000 А как лучистое тепло. Излучение
в видимой области и прилегающих к ней областях
можно зафиксировать также на фотографической пластинке.
Радиоволны из космоса регистрируются
радиотелескопами различных типов. Чрезвычайно слабый поток
радиоволн, сфокусированных на антенне, возбуждает в
ней колебания электронов, а затем этот сигнал
усиливается очень чувствительными приемниками. Для
наблюдения рентгеновских лучей используются гейгеровские
счетчики или кристаллические детекторы; в этих
устройствах приход высокоэнергичного фотона возбуждает в
детекторе электронный импульс, этот имульс затем
усиливается и записывается.
2.2. Оптические телескопы
Первые телескопы, которые были изобретены,
по-видимому, в Нидерландах в начале XVII в., были
рефракторами. В них для собирания света от далеких объектов
и образования изображения используются линзы.
34
Глава 2
Рис. 9. Телескоп с апертурой 2,25 м Института астрономии
Гавайского университета (США).
В 1671 г. Исаак Ньютон сделал первый отражательный
телескоп, фокусирующий свет с помощью вогнутого
зеркала. Он сконструировал этот инструмент, ставший
прототипом всех больших телескопов нашего времени,
чтобы избавиться от некоторых недостатков, присущих
линзам, в особенности от хроматической аберрации.
Большие телескопы имеют два главных
преимущества перед малыми. Прежде всего, чем больше телескоп,
тем больше света он собирает и концентрирует на
приемник или фотопластинку. Апертура самого большого в
мире телескопа-рефрактора едва превосходит 1 м;
любая линза больших размеров будет недопустимо изги-
Наблюдение Вселенной за границами нашей Галактики 35
баться под действием собственного веса, а также
поглощать значительную долю света вследствие своей
толщины. Поэтому все гигантские инструменты, используемые
для внегалактических исследований, — рефлекторы (рис.
9). Сейчас имеется несколько телескопов с апертурами
4 м: в Австралии, в Чили и на обсерватории Китт-Пик.
Крупнейший в мире рефлектор — это 6-метровый
телескоп, установленный на Северном Кавказе, а самый
большой рефлектор в США —это 5-метровый инструмент
обсерваторий Хэйла. Более крупные телескопы позволяют
нам глубже проникнуть в пространство, потому что они
могут уловить от очень слабых объектов достаточно
излучения, чтобы подействовать на фотографическую
эмульсию или на электронный детектор. Следующим
преимуществом крупных телескопов является более
высокая разрешающая способность. Для многих
астрономических исследований нужны фотографии, на которых
были бы видны очень тонкие детали объектов, а крупные
инструменты дают более четкие изображения, так как
дифракция света в таких инструментах играет меньшую
роль. К сожалению, это преимущество сводится
практически на нет турбулентными движениями в нашей
атмосфере. Они случайным образом преломляют свет
звезды, вызывая ее мерцания, а также приводят к
размыванию изображения. Поэтому даже на больших телескопах
их расчетные характеристики достигаются редко, а то и
никогда. Чтобы устранить атмосферные возмущения,
необходимо иметь большие телескопы, работающие на
космических станциях.
Ценные внегалактические исследования становится
все труднее проводить на больших телескопах и из-за
других обстоятельств. Одно из наиболее тревожных —
это подсветка неба. В городах, близких к многим
известным обсерваториям мира, электрическое освещение
улиц возрастает на 10% в год. Это привело к серьезному
ухудшению условий наблюдений, так как, еще не успев
зафиксировать слабые астрономические изображения,
фотоэмульсия насыщается светом от городов. Если эта
удручающая тенденция не пойдет на убыль, то к 1985—
1990 гг. главные обсерватории в континентальной
Северной Америке будут бесполезны для изучения слабых объ-
36
Глава 2
ектов. Хотя новые обсерватории в Андах и на Гавайских
островах не подвержены этой помехе в той же мере,
единственным удовлетворительным долговременным
решением будет использование ^неземных инструментов.
Возможно, к 2000 г. телескопы будут установлены на
обратной стороне Луны, где на них не будет воздействовать
свет Земли.
Имеется несколько причин, не позволяющих строить
оптические телескопы с апертурой больше 5 или 6 м.
Вследствие подсветки неба предельная звездная
величина, которой может достичь телескоп, возрастает в
меньшей степени, чем апертура, тогда как стоимость такого
инструмента растет как третья или четвертая степень
увеличения апертуры. Поэтому 10-метровому телескопу
по сравнению с 5-метровым, возможно, будут доступны
объекты на 2 звездные величины более слабые, а стоить
он будет по крайней мере в пять раз дороже. Этим
отчасти объясняется, почему было построено несколько
4-метровых телескопов: они гораздо дешевле 5-метровых
инструментов, но с ними можно достичь почти таких же
результатов. Кроме того, внедрение более
чувствительных фотопластинок, усилителей изображения и
электронных записывающих устройств привело к тому, что
теперь свет регистрируется с гораздо большей
эффективностью, тем самым снижая потребность в светоприемни-
ках еще большей площади.
2.3. Радиотелескопы
Радиоволны из космоса принимаются либо
большими антенными решетками, либо инструментами с одним
зеркалом, подобными оптическим
телескопам-рефлекторам. Поскольку радиоволны гораздо длиннее световых
волн, для достижения приемлемой разрешающей силы
апертура радиотелескопа должна быть большой. С
первых дней радиоастрономии инженеры строили
инструменты со все возрастающим разрешением. Оптический
телескоп с апертурой 5 см имеет такую же теоретическую
разрешающую способность, как и радиотелескоп
диаметром около 5 км, работающий на волне 6 см. Поскольку
невозможно построить одиночный рефлектор с аперту-
Наблюдение Вселенной за границами нашей Галактики 37
Запад
Восток
Конец
наблюдений
Начало
Конец
Рис. 10. В радиотелескопе апертурного синтеза одна антенна,
обозначенная здесь «Запад», подвижна. В течение 12-часового интервала
наблюдений расстояние между антеннами не меняется, но
вследствие вращения Земли одна антенна поворачивается вокруг другой.
По прошествии 12 ч синтезируется эллиптический элемент половины
гигантского телескопа. На следующий день устанавливается новое
расстояние между антеннами и описывается еще один элемент.
рой в несколько километров, для работы с высоким раз-
решением радиоастрономы разработали метод,
называемый интерферометрией.
В интерферометре сигналы от двух малых
телескопов совмещаются и анализируются либо с помощью
38
Глава 2
электронной системы, либо с помощью ЭВМ, как если
бы это были сигналы, принятые двумя малыми
элементами гигантского инструмента. Затем можно
восстановить полную картину, меняя расстояние между
телескопом и используя вращение Земли для изменения угла
базисной линии интерферометра относительно небесного
радиоисточника. Передвигая антенны и проводя
наблюдения по мере вращения Земли, можно воспроизвести
отклик всех возможных пар элементов, соответствующих
гораздо большему телескопу (рис. 10). Для ускорения
процесса апертурного синтеза теперь обычно
используют несколько базисных элементов: на 5-км телескопе в
Кембридже (Англия) их установлено восемь, на
инструменте в Вестерборке (Нидерланды) — 10, а на
гигантской антенне в США предполагается иметь 27
элементов. Обычно управление телескопом и большая часть
обработки данных осуществляются небольшой ЭВМ,
связанной с ним.
Крупнейший чашеобразный телескоп — это
300-метровый радиотелескоп, построенный в природном кратере
в Аресибо (Пуэрто-Рико). Этот телескоп принадлежит
Корнельскому университету (США), на нем были
проведены важные обзоры слабых радиоисточников.
Недостаток инструмента в Аресибо состоит в том, что с ним
можно наблюдать только ограниченную область неба
вблизи зенита. Национальная радиоастрономическая
обсерватория США в Западной Виргинии располагает
100-метровым радиотелескопом, управляемым по высоте.
В Европе имеются 100-метровый полноповоротный
радиотелескоп в Эффельсберге вблизи Бонна (рис. 11), а
также знаменитая 80-метровая чаша в Джодрелл-Бэнк,
которая более десяти лет была крупнейшей в мире.
Интересным событием начала 1970-х годов было
развитие интерферометрии со сверхдлинными базами, при
которой элементами интерферометра являются
радиотелескопы, установленные на разных континентах, что
позволяет получить угловое разрешение в тысячные доли
секунды дуги. Это осуществляется путем записи
сигналов вместе с чрезвычайно точными показаниями
атомных часов на магнитную ленту на двух раздельных
станциях. Затем ленты и часы свозят вместе для анализа на
Рис. 11. Этот 100-метровый инструмент в Эффельсберге (ФРГ)
является крупнейшим в мире полноповоротным радиотелескопом.
40
Глава 2
ЭВМ, при этом сигналы времени используются для их
точной синхронизации. С помощью интерферометрии с
базами между США, Австралией, Великобританией,
Швецией и СССР в некоторых внегалактических
радиоисточниках были открыты очень мелкие структуры.
Строительство радиотелескопа или элемента
интерферометра с параболической чашей рефлектора может
оказаться дорогостоящим делом. Вследствие этого
первые интерферометры часто состояли из цепочек
параболических элементов. Они менее гибки в работе, так как
ими можно управлять только по высоте. Однако это
неважно в таких обзорных исследованиях, которые
проводились при составлении каталогов ЗС и 4С в Кембридже,
хотя бы потому, что нужно осмотреть все небо, а для
сканирования по одной координате, очевидно, разумно
использовать вращение Земли.
Радиоастрономы не смотрят в телескоп. Антенны
принимают из космоса «белый» шум, который при
воспроизведении через громкоговоритель звучит как шипение.
Интенсивность этого шипения в различных точках неба
является мерой радиоинтенсивности. Небесные
радиоисточники чрезвычайно слабы, поэтому требуется
огромное усиление, нередко в 1012 раз и больше. Чтобы достичь
такого усиления, были изобретены специальные мало-
шумящие приемники, в некоторых из них как
чувствительный высокоэффективный усилитель используется
мазер. Как правило, фоновый шум от неба и от самого
телескопа гораздо интенсивнее сигнала радиоисточника,
поэтому были развиты методы извлечения сигнала из
шумов высокого уровня.
Обычно радиоинтенсивность в некоторой точке
возбуждает сигнал определенного напряжения на выходе
телескопа. Связь между выходным напряжением и
интенсивностью небесного источника выводится на основе
калибровочных наблюдений и известных свойств
телескопа. Прежде напряжение использовали для запуска
самописцев, а теперь чаще сигнал направляют на
цифровой счетчик или на ЭВМ. Обычный способ
представления информации — это контурная карта, на которой
интенсивность изображается так же, как и на
топографической карте высота холма (рис. 27). В настоящее
Наблюдение Вселенной за границами нашей Галактики 41
время разрабатываются новые методы получения
видимого изображения, которые дают нечто подобное
оптической картине (рис. 50).
2.4. Рентгеновские телескопы
Земная атмосфера непрозрачна для космического
рентгеновского излучения, поэтому наблюдения
рентгеновского излучения звезд и галактик приходится
проводить на высотных ракетах или на искусственных
спутниках Земли. Во время обычного ракетного полета
наблюдения длятся всего лишь около минуты; вследствие
этого рентгеновская астрономия развивалась довольно
медленно до запуска в 1970 г. спутника «Ухуру» —
первого спутника, специально предназначенного для
рентгеновских исследований. Этот спутник собрал очень
много новых замечательных сведений о двойных
рентгеновских звездах и о рентгеновском излучении галактик и их
скоплений. Точность определения положений источников
с помощью рентгеновских инструментов пока не так
высока, как в радиоастрономии, но предполагается, что
она резко увеличится в следующем поколении
космических обсерваторий.
2.5. Спектроскопия
Измерение интенсивности излучения в зависимости
от длины волны является одной из важных задач
астрономии. В оптической астрономии это делается путем
разложения света по составляющим его длинам волн с
помощью дифракционной решетки, которая приводит к
аналогичным, но более высококачественным результатам,
чем призма. Спектр, созданный решеткой, затем
фиксируется либо фотографически, либо фотоэлектрически.
Оптическая спектроскопия используется для
исследования спектральных линий излучения и поглощения,
потому что по интенсивности линий можно определить
несколько важных параметров, таких, как температура,
давление и содержание различных химических
элементов.
42
Глава 2
В радио-, инфракрасной и рентгеновской астрономии
чаще измеряют интенсивность на нескольких выбранных
длинах волн, а затем строят спектр, проводя гладкую
кривую через полученные точки. По виду спектра
можно решить, является ли данный источник тепловым
или он генерирует излучение каким-то другим
механизмом; спектр также необходим при расчете энергии,
требуемой для объяснения излучения. Спектры
радиоисточников обычно получают по наблюдениям на нескольких
радиотелескопах, так как каждый инструмент лучше
всего работает в довольно узком диапазоне длин волн.
Большая часть открытий, описанных в настоящей
книге,— плод оптической и радиоспектроскопии. Именно при
измерении видимой длины волны избранных оптических
линий находим мы скорости галактик, а затем выводим
расстояния до них. Изучение эмиссионных линий
применяется при определении физических условий во
взрывающихся галактиках, радиогалактиках и ядрах галактик.
Таинственные квазары впервые привлекли внимание
своими необычными оптическими спектрами.
Радиоастрономические измерения спектров помогли получить
ценную информацию о колоссальном энерговыделении в
радиогалактиках и квазарах, а также дали картину
действительного процесса излучения. Спектроскопия
играет важнейшую роль в изучении Вселенной.
2.6. Обзоры неба
Важной частью фундаментальных исследований
является составление обзоров неба. Мессье и семья Гер-
шелей сделали обширные обзоры неба, чтобы составить
каталоги туманностей, а в древние времена Птолемей
составил «Альмагест», подробно рассказывающий о
ярких звездах. В астрофизике становится все более важно
знать свойства отдельных объектов на всех частотах;
радиоастроному необходимо связать радиоисточники с их
оптическими эквивалентами, а рентгеновскому
астроному может потребоваться, например, узнать, виден ли
рентгеновский источник на инфракрасных волнах.
Чтобы уменьшить затрачиваемые усилия, в определенных
полосах частот проводятся обзоры неба.
Наблюдение Вселенной за границами нашей Галактики 43
Наверное, самый известный обзор — это Паломар-
ский обзор неба, сделанный на 1,2-метровой камере
системы Шмидта. На пластинках с полем зрения 6,6°Хб,6°
было сфотографировано все небо, видимое на
обсерватории Маунт-Паломар, причем были зафиксированы
звезды примерно до 20-й звездной величины. Репродукции
этого обзора можно найти почти во всех крупных
обсерваториях мира. Этот обзор был распространен на южное
полушарие с помощью телескопов Шмидта в Австралии
(рис. 12) и Чили. Благодаря Паломарскому обзору было
получено огромное количество данных о галактиках и
скоплениях галактик. Например, важные каталоги
галактик, составленные Цвикки и его сотрудниками,
основывались на паломарских фотографиях. В Паломарском
обзоре каждая площадка сфотографирована на
пластинке, чувствительной к красным лучам, и на пластинке,
чувствительной к синим лучам. Сравнивая изображения в
красных и синих лучах, можно грубо оценить цвет
объектов.
Аналогами Паломарского обзора в радиодиапазоне
являются различные каталоги, составленные
радиообсерваториями мира. Самый знаменитый среди них —
третий кембриджский, или каталог ЗС, содержащий
более 400 объектов. Впоследствии были составлены
каталоги радиоисточников, содержащие тысячи объектов.
Однако не существует радиообзора, полностью
подобного оптическому Паломарскому атласу, потому что очень
глубокие радиообзоры охватывают ограниченные
области неба. Рентгеновские астрономы могут пользоваться
каталогом 3U, или 3-м каталогом «Ухуру», в который
внесено около 300 объектов. По охвату и объему он
подобен радиокаталогу ЗС, составленному примерно на
15 лет раньше.
Радио- и рентгеновские источники часто
отождествляют с оптическими компонентами следующим
способом: небесные координаты тысяч ярких звезд
записывают на диск или магнитную ленту ЭВМ. Положение
радиоисточника вводится в ЭВМ, которая отыскивает в своей
памяти около десяти звезд в его окрестностях.
Положения звезд и радиоисточника наносятся на прозрачную
пленку с помощью графопостроителя, соединенного с
Рис. 12. Камера Шмидта диаметром 1,2 м, принадлежащая Англии,
установлена в Австралии, где она будет проводить глубокие обзоры
южного небя.
Наблюдение Вселенной за границами нашей Галактики 45
ЭВМ. Эта карта звездных и радиоположений делается
точно в таком же масштабе, как и отпечатки Паломар-
ского атласа. Затем астроном помещает прозрачную
пленку на отпечаток так, чтобы положения звезд на
пленке точно совпали со звездами на отпечатке. Теперь
область в ближайших окрестностях радио- или
рентгеновского источника точно указана и ее можно тщательно
исследовать и попытаться отождествить источник с
оптическим эквивалентом. Имено таким способом были
впервые отобраны для дальнейших спектроскопических
исследований все радиогалактики и квазары.
Глава 3
3.1. Расстояния до звезд
Сколь-нибудь полное понимание природы небесных
тел невозможно без умения определять расстояния до
них. Только когда мы знаем расстояние до некоторой
галактики, можно подсчитать, сколько она излучает
энергии или каковы размеры ее составных частей. Эти
данные необходимы также, если требуется построить теорию
эволюции галактик. Измерение расстояний до галактик
является важнейшим шагом также и при выяснении
крупномасштабной структуры Вселенной.
Люди всегда считали, что звезды расположены
дальше Солнца, Луны и планет, но только в 1838 г. немецкому
астроному Бесселю удалось измерить расстояние до
звезды 61 Лебедя. Пока не была установлена шкала
расстояний до звезд, не представлялось возможным
определить положение внегалактических туманностей. Даже
сегодня наши методы изучения галактик в конечном
счете опираются на измерение расстояния до звезд. По этой
причине мы сначала рассмотрим определение звездных
расстояний.
Чтобы найти расстояние до звезды 61 Лебедя,
Бессель применил метод тригонометрического параллакса.
В основе этого метода лежит тот факт, что Земля
обращается вокруг Солнца по орбите радиусом около
150 миллионов км. Длина этого радиуса называется
астрономической единицей. При годичном движении Земли
кажется, что вследствие перемещения Земли
направление на близкую звезду меняется на небольшой угол 2р
относительно далеких звезд (рис. 13). В
действительности это изменение угла настолько мало, что его можно
измерить лишь для нескольких тысяч ближайших звезд.
Угол р, равный половине угла смещения, называется
Расстояния
47
Рис. 13. Вследствие движения Земли по орбите вокруг Солнца за
полгода видимое положение близкой звезды изменяется на угол 2 р.
параллаксом звезды. Конечно, звезды фона тоже будут
чуть-чуть смещаться от своих положений. Однако с
помощью статистических методов современные ЭВМ
могут быстро найти абсолютный параллакс, который
получился бы, если бы фон был бесконечно далек. Тогда
параллаксы становятся индикатором близости звезд;
параллакс тем меньше, чем дальше от нас находится
изучаемая звезда.
Звездный параллакс выражается в угловой мере; на
практике он всегда меньше секунды дуги (сокращенно
обозначается 1" = 1/3600 градуса). Параллакс звезды
61 Лебедя равен 0,293", что близко к оценке Бесселя
0,3". Ближайшая из до сих пор открытых звезд Прокси-
ма Центавра имеет параллакс 0,765". Эти углы гораздо
меньше, чем можно различить невооруженным глазом;
определение параллаксов с точностью до 0,003" даже с
помощью современных телескопов и ЭВМ — дело
трудоемкое и утомительное. На практике для получения
желаемой точности требуется ряд фотографических
наблюдений, разделяемых многими годами или даже
десятилетиями.
Удобной единицей расстояний в работе астронома-
профессионала является парсек — сокращенно пс. По
определению, это расстояние до объекта, параллакс
которого равен 1". Оно равно 30,86 миллиона миллионов
км. Расстояние до звезды с параллаксом р, выраженное
в парсеках, равно Up пс. В популярной литературе
чаще всего встречается другая единица расстояния —
световой год, т. е. расстояние, проходимое
электромагнитным излучением за один год и равное 9,46 миллиона
миллионов км; в парсеке 3,262 светового года. До Прок-
симы Центавра 4,3 светового года, а до Сириуса, ярчай-
48
Глава 3
шей звезды на небе, 8,7 светового года. Для измерения
расстояний внутри галактик часто используется
килопарсек (кпс) : 1 кпс=1000 пс = 3262 световых года. Наше
Солнце находится примерно в 10 кпс от центра
Галактики. Как только мы пересекаем границу нашей Галактики
и устремляемся к другим галактикам, нам приходится
пользоваться мегапарсеком (Мпс); 1 Мпс= 1 000 000 пс.
На расстояниях, превышающих 300 пс, метод
параллаксов совершенно не применим. При таких расстояниях
параллакс сравним с ошибками измерений, так что из
них нельзя извлечь никакой полезной информации. Даже
проникновение до 30 пс этим классическим способом
требует высокой степени осторожности и точности, что
было достигнуто лишь для нескольких тысяч звезд. Если
бы мы располагали только этим триангуляционным
методом, то задача выяснения структуры нашей Галактики
и Вселенной была бы совершенно не разрешима. К
счастью, тригонометрические измерения расстояний до
наших близких соседей по космосу обеспечивают нас
прямой калибровкой множества других мерных линеек.
3.2. Метод движущегося скопления
Другой фундаментальный метод определения
звездных расстояний опирается на измерение движения звезд
в близких скоплениях, таких, как Гиады. Этот метод
непосредственно дает расстояние и не зависит от
орбитального движения Земли. Поэтому мы могли бы
использовать метод движущегося скопления для калибровки
шкалы расстояний, даже если бы мы жили на покоящейся
планете.
При движении изучаемого скопления по Галактике
все входящие в него звезды перемещаются в
пространстве по практически параллельным траекториям. Если
определить векторы собственного движения этих звезд и
нанести их на карту неба, то все они из-за эффекта
перспективы сойдутся в общей точке на небе, по
направлению к которой сходятся или из которой расходятся пути
этого семейства звезд. Расстояние до скопления
находят, сравнивая видимое угловое движение его членов с
истинной пространственной скоростью. Чтобы найти по-
Расстояния
49
следнюю, по измерениям доплеровского смещения линий
в спектре звезд скопления определяют их лучевые
скорости (составляющую скорости, направленную к Земле
вдоль луча зрения). Теперь следует вычислить
тангенциальную скорость, умножая лучевую скорость на tg9,
где 6 — угловое расстояние между современным
положением звезды и точкой схождения. Вооружившись этой
тангенциальной скоростью, из угловой скорости, т. е. из
собственного движения, прямо находим расстояние. Этот
метод движущегося скопления ценен для скоплений Ги-
ад и Большой Медведицы, так как оба они недостижимы
для прямой триангуляции и содержат образцы звезд
«стандартных свечей», используемых для расширения
шкалы расстояний на Местную группу галактик.
3.3. Свечи вместо линеек
Целый ряд методов определения расстояний в
астрономии основан на сравнении видимого блеска звезды с
количеством энергии, которое она должна в
действительности излучать. Видимый блеск звезды меняется
обратно пропорционально квадрату расстояния: стоит
поместить ее в три раза дальше, как энергия, принятая
некоторым телескопом, упадет до одной девятой
начального значения; если оно в 10 раз дальше, то энергия
падает в 100 раз и так далее.
Для перевода этих рассуждений на астрономический
язык требуется определить термин «звездная величина».
К сожалению, звезды были распределены по звездным
величинам в глубокой древности, задолго до того, как
возник вопрос о каком-либо объективном подходе к
измерениям, поэтому возникла несколько громоздкая
система. Случилось так, что в 130 г. до н. э. Гиппарх
составил каталог, в котором ярчайшие звезды были отнесены
к первому классу, или к первой звездной величине (1т),
а слабейшие, видимые невооруженным глазом, — к
шестой величине (6т). Звездам промежуточного блеска были
приписаны звездные величины от 2Ш до 5т в порядке
уменьшения блеска. В XIX в. эта система
была усовершенствована: во-первых, были
введены дробные звездные величины (2,4т; 3,8Ш и т.п.),
50
Глава 3
а во-вторых, было принято, что для двух звезд
со звездными величинами, отличающимися на
единицу, отношение блеска фиксировано. Было принято, что
разность в 5т соответствует изменению блеска в 100 раз.
Поэтому звезда, блеск которой 1т, очевидно, в 100 раз
ярче звезды 6т. Разность в 1т представляет отношение
блеска, равное ЮО1/5^2,512.
Гиппарх и древние астрономы интересовались только
видимыми звездными величинами, т. е. мерой количества
звездного света, достигшего Земли уже после того, как
он преодолел толщу межзвездного пространства.
Поскольку расстояния до звезд различны, в физических
рассуждениях нужно пользоваться понятием абсолютной
звездной величины. По определению, это видимая
звездная величина, которую имела бы звезда, если бы она
была удалена от нас на 10 пс. Таким образом, абсолютная
звездная величина прямо связана с истинным блеском
или с энерговыделением звезды, так как она отнесена к
известному расстоянию. Обозначим истинный блеск — по
научной терминологии светимость — через L, а
абсолютную звездную величину через М. В метрической системе
они связаны соотношением
М = 2,5 1g(L/3,0.1028),
где L измеряется в ваттах.
Предположим теперь, что звезда находится на
расстоянии I, а ее видимая звездная величина равна гп;
тогда абсолютная величина М дается выражением
т — М = 5 lg (2/10),
где / измеряется в парсеках. Из этого соотношения
видно, что величина т—М прямо связана с расстоянием I,
поэтому ее называют модулем расстояния. Последнее
равенство можно переписать в эквивалентном виде
lg/ = 0,2 (m — M) + 1.
Теперь у нас есть ключ к мощному методу измерения
расстояний. Мы можем измерить m для звезды или галактики
посредством фотометра или измерить размер их
изображений на фотопластинке и перевести его в видимые
величины. Если мы располагаем способом определения
Расстояния
51
абсолютной величины М, то можем рассчитать
расстояние /. К счастью, в ряде случаев можно оценить М
независимо от расстояния. Коротко говоря, в небе есть
«стандартные свечи»; сравнивая истинную и видимую яркости
свечи, мы можем найти расстояния.
Звезды очень сильно различаются по светимости —
от светил, в 100 000 раз более мощных, чем Солнце, до
слабеньких объектов, излучающих в 10 000 раз меньше
Солнца. Но лишь немногие звезды снабжены
специальными метками, говорящими об их абсолютных
величинах. Следующая трудность — это возможное уменьшение
видимого блеска из-за прохождения света через слой
поглощающего газа и пыли в пространстве между нами
и звездой. Если свет существенно тускнеет при
прохождении через межзвездную пыль, то приведенные выше
формулы непосредственно не применимы. Однако общий
принцип остается полезным, и этот метод справедлив не
только для звезд, но по мере углубления в космос мы
можем применять его к видимым и абсолютным величинам
звездных скоплений и даже целых галактик.
3.4. Стандартные свечи в Магеллановых Облаках
Ключ, который в конце концов помог разгадать
проблему определения больших расстояний и подготовить
почву для исследования галактик, был найден в
Гарвардской обсерватории (Кембридж, Массачусетс) в начале
нашего века при изучении Магеллановых Облаков —
двух больших звездных систем за пределами Млечного
Пути, видимых в южном полушарии. Эти карликовые
галактики важны для астрономии, потому что они
являются нашими ближайшими соседями, удаленными от нас
приблизительно на 160 000 световых лет. В них
содержится относительно много гигантских переменых звезд,
называемых цефеидами.
Гарвардский колледж построил обсерваторию в горах
Перу для наблюдений Малого Магелланова Облака.
Как уже упоминалось, в 1908 г. мисс Генриетта Ливитт,
обрабатывавшая перуанские данные, обратила
внимание на важное свойство цефеид. Она обнаружила, что
звезды с самым длинным периодом переменности были
52
Глава 3
одновременно и самыми яркими. Изучив эту
корреляцию, она собрала недвусмысленные свидетельства связи
между периодом и видимой звездной величиной у цефеид
Магеллановых Облаков. Период определенно был
длиннее у более ярких звезд (рис. 14).
Значение открытия этой связи для измерения
расстояний состоит в том, что все звезды Магеллановых
Облаков находятся практически на одном расстоянии от нас,
поскольку толщина Облаков составляет лишь малую
долю расстояния до них. Следовательно, работа мисс Ли-
витт указывала, что с периодом цефеид коррелирует
абсолютная звездная величина, так как видимые
звездные величины всех звезд в Магеллановых Облаках
переводятся в абсолютные добавлением одной и той же
постоянной, а именно модуля расстояния Магелланова
Облака т — М. Для абсолютной калибровки закона
период— светимость цефеид необходимо независимо
найти расстояния до звезд того же типа в нашей Галактике.
Шепли вывел этот закон на основе тригонометрических
измерений расстояний до близких цефеид; таким
образом, он превратил соотношение Ливитт в связь между
периодом и светимостью.
gm
-5
-4
-3
-2
-1
и
1
-
1
1
Звезды типа
RR Лиры ^
1
1
^\^
j^
i
1
у -
J
J
Ч
i 1
0,1
0 10
Период, сутки
100
Рис. 14. Период колебаний блеска цефеид и звезд типа RR Лиры
связан с их абсолютной звездной величиной, как показано на
рисунке.
Расстояния
53
За последние 20 лет в результате усиленной работы,
проведенной в США Бааде, Арпом, Крафтом и другими
учеными, показавшими, что первые калибровки
содержали значительные ошибки, был установлен точный вид
соотношения период — светимость. Например, работы
Бааде продемонстрировали, что имеются два типа
цефеид со слегка отличающимися соотношениями период —
светимость. Цефеиды населения I (звезды с
относительно высоким содержанием металлов) примерно на 2т
ярче цефеид населения II (звезд, бедных металлами) с тем
же периодом. К переменным населения II относятся
переменные типа RR Лиры. Их периоды меньше суток, все
они имеют одинаковую абсолютную звездную величину
7Ии = 0,5±0,2т— свойство, неоценимое для использования
их в качестве стандартных свечей. До 1950 г. расстояния
в нашей Галактике определяли по цефеидам населения
II, соотношение период — светимость которых было
надежно установлено уже тогда. Но цефеиды,
наблюдаемые в других галактиках, часто принадлежат к
населению I, и их светимость недооценивалась, что приводило
к значениям расстояний, заниженным в пять раз.
В 1961 г. Крафт опубликовал пересмотренную кривую
период— светимость для цефеид в нашей Галактике. Он
также определил заново соотношение период —
светимость для цефеид в Магеллановых Облаках и
галактиках М31, 1С 1613 и NGC 6822. Это важное исследование
цефеид в близких галактиках показало, что соотношение
период — светимость четко выявляется, поэтому теперь
считают, что измерения расстояний по цефеидам
позволяют достичь приемлемой точности.
3.5. Определение расстояний до галактик по переменным
и взрывающимся звездам
Метод измерения расстояний по цефеидам теперь
прочно вошел в арсенал астронома в качестве мощного
оружия. От наблюдателей требуется найти период Р и
среднюю видимую звездную величину in цефеид в
галактике. Средняя абсолютная звездная величина М
цефеиды с периодом колебаний блеска Р суток дается
формулой
54
Глава 3
М = — 1,41 —2,36 lgP.
Измерив период Р в сутках (он заключен между 1,2 и
40 сутками), можно вычислить М. Тогда легко найти
расстояние в парсеках до галактики, содержащей эту
звезду, по формуле
lgd= 0,2 (т — М—Ът) + 1.
Здесь т — средняя видимая звездная величина,
измеренная фотографически или фотоэлектрически. Величина 8т
добавлена, чтобы учесть поглощение света звезд
межзвездными газом и пылью. В конкретных случаях
поглощение обычно оценивают по величине покраснения
света звезд.
Современные измерения модулей расстояния (т. е.
значений (т—М) для Большого и Малого
Магеллановых Облаков дают 18,6 и 19,0т соответственно, тогда
расстояния до них равны 52 000 и 63 000 пс. В туманности
Андромеды М 31 Эдвин Хаббл, Сергей Гапошкин и
Вальтер Бааде открыли несколько сотен цефеид. Для
расстояния до М31 эти объекты дают точное значение
0,67 Мпс. Цефеиды показывают, что другие галактики из
группы Андромеды, а именно М 32 и М 33, находятся на
расстоянии примерно 0,7 Мпс. Галактики в группе
Большой Медведицы, к которой принадлежат М51, М81 и
М 101, близки к пределу применимости метода цефеид,
поскольку они удалены от нас приблизительно на
3,2 Мпс. На расстояниях, превышающих 4 Мпс, уже
невозможно использовать цефеиды, так как модуль
расстояния достигает 28т и видимый блеск цефеид слишком
слаб для проведения исследований.
Помимо правильных переменных звезд типа RR
Лиры и цефеид, в качестве межгалактических «верстовых
столбов» иногда используют и другие звезды. В
пределах 10 Мпс можно обнаруживать и наблюдать новые в
максимуме блеска. Звезды этого типа примерно за
сутки могут увеличивать блеск на 15ш.
Известны различные типы новых, и в зависимости от
типа на основе их изучения в М 31 и в Галактике можно
установить их абсолютную звездную величину в
максимуме блеска: от —6 до — 1QW, Обзор новых в М31, прове*
Расстояния
55
денный Арпом, позволил ему вывести связь между
формой кривой блеска и максимальной светимостью. Исходя
из этого, можно применять кривые блеска новых для
нахождения абсолютных величин, т. е. использовать их как
индикаторы расстояния. На практике они полезны для
подтверждения значений расстояния, полученных с
помощью других индикаторов, в частности цефеид. Кроме
того, к определению расстояний пытались привлечь и
сверхновые — грандиозные взрывы, отмечающие смерть
массивных звезд. Однако эти катаклизмы сильно
различаются по своим масштабам, и они едва ли могут
претендовать на роль межгалактической измерительной
линейки.
3.6. Водородные облака в качестве эталонных свечей
На расстояниях больше 4 Мпс необходимы другие
индикаторы модуля расстояния. В спиральных и
неправильных галактиках, богатых газом, имеются огромные
облака ионизованного водорода. В этих облаках,
называемых областями НИ, атомы водорода теряют свой
единственный электрон, как правило, под влиянием
ультрафиолетового излучения горячих звезд. С
областями НИ связана замечательная корреляция: диаметр
крупнейшей области НИ в некоторой галактике зависит
от абсолютной звездной величины этой галактики. Вид
зависимости диаметр — светимость был определен на
основе изучения галактик в пределах 4 Мпс, для которых
диаметры областей НИ и абсолютные звездные
величины можно найти независимо. Измерения видимой
звездной величины галактики, расстояние до которой не
известно, и угловых диаметров областей НИ внутри нее
позволяют затем определить расстояние. Этот метод
применим до расстояний 10 Мпс для тех галактик классов Sc,
Sd, Sm * и Ir, которые содержат области НИ.
* Морфологические классы галактик Sd и Sm являются
переходными между Sc и 1г. — Прим. ред.
56
Глава 3
3.7. Далекие области Вселенной
На расстояниях больше 20 Мпс обычно используют
ряд грубых индикаторов расстояний до галактик.
Например, до 60 Мпс выборка галактик типа Sc достаточно
богата, чтобы убедиться, что их светимости заметно не
различаются; и действительно, для двух случайно
выбранных галактик Sc различие светимостей будет, как
правило, меньше 50%. Этот факт позволяет использовать
в качестве стандартной свечи энерговыделение целой
галактики. Для галактик типа Sc, расположенных ближе
60 Мпс, переходя к абсолютным величинам, имеем
М = —21,2т. Тогда если предположить, что это значение
применимо и к более далеким галактикам Sc, то
расстояние можно получать по их видимым звездным
величинам. Чтобы проникнуть еще глубже — до 1000 Мпс, а
может быть, и дальше, — Сэндейдж в серии статей,
опубликованных в 1972 г., описал метод ярчайших галактик в
скоплении. В богатые скопления входит много
эллиптических галактик, а ярчайшая галактика в скоплении
тоже относится к типу Е. Ярчайшие эллиптические
галактики в скоплениях, по-видимому, образуют удивительно
однородное множество объектов со средней абсолютной
звездной величиной М = —21,7т. Сэндейдж показал, что
разность абсолютных величин среди ярчайших галактик
богатых скоплений не больше 0,32т. Такой маленький
разброс увеличивает уверенность в том, что видимые
звездные величины ярчайших членов скоплений можно
использовать в качестве индикаторов расстояний.
Когда соотношение звездная величина — расстояние
применяется к объектам, расположенным на
расстояниях несколько тысяч мегапарсек, очевидную важность
приобретает вопрос о межгалактическом поглощении.
Еще до начала нынешнего столетия астрономов вводило
в заблуждение межзвездное поглощение, приводившее
к неправильным оценкам расстояний до далеких звезд.
Это в свою очередь вело к неверным моделям Галактики.
Как же убедиться в том, что межгалактическая пыль не
поглощает свет далеких галактик? К счастью, оценки
расстояний, сделанные различными методами, в
некоторой степени перекрываются, причем взаимная проверка
Расстояния
57
не показала серьезных расхождений в результатах.
Кроме того, Сэндейдж продемонстрировал, что видимый
угловой диаметр ярчайших членов скоплений очень тесно
коррелирует с видимой звездной величиной. Этот
результат было бы трудно объяснить, если бы существовало
сильное межгалактическое поглощение.
3.8. Закон Хаббла
Один из «золотых часов» внегалактической
астрономии и космологии пробил в 1929 г., когда Эдвин Хаббл
установил соотношение между скоростью галактики и
расстоянием до нее. Слайфер в Ловелловской
обсерватории измерил лучевые скорости примерно 40 галактик.
Он снимал спектры галактик, а затем определял сдвиг
спектральных линий относительно значений длин волн
в покоящемся источнике. Если линия смещена на
величину 8Х относительно Я — длины волны покоящегося
источника вследствие того, что источник излучения (т. е.
галактика) движется со скоростью v, то
v = (ЬЩ су
где с — скорость света. Такое изменение длины волны
вследствие движения источника называется эффектом
Доплера. Приведенное выше соотношение между
скоростью объекта v и смещением спектральной линии SA,
справедливо, только если v составляет малую долю с.
В 1929 г. Хаббл располагал значениями расстояний
примерно до 25 галактик, и тогда же он сделал
фундаментальный вывод: галактики удаляются от нас со
скоростью тем большей, чем дальше они находятся. Он
вывел линейное соотношение между скоростью v и
расстоянием d:
v = Hd.
Здесь Я — это постоянная Хаббла, имеющая
размерность скорость/расстояние, она выражается в км/(с-Мпс).
На основе изучения цефеид и ярчайших звезд в
близких галактиках Хаббл получил Я=500 км/(с-Мпс).
В 1950-х годах калибровка соотношения светимость —
расстояние для этих стандартных свечей была исправле-
58
Глава 3
на Вальтером Бааде, который первым открыл
существование двух типов цефеид, принадлежащих к различным
звездным населениям. Как объяснялось выше, каждое из
них имеет свое соотношение светимость — расстояние.
В 1968 г. большой шаг вперед сделали Тамманн и
Сэндейдж, которые установили шкалу расстояний,
выделив и изучив цефеиды в галактике NGC2403. Они
определили расстояние до нее 3,25±0,20 Мпс и нашли
среднее отношение скорость/расстояние 65 км/(с-Мпс)
для галактик в одной группе с NGC 2403. Однако
отметим, что это значение для одной группы еще нельзя
считать значением постоянной Хаббла Я, так как мы можем
двигаться относительно изученных галактик со
скоростью, превышающей исследуемый эффект.
Немного позже, в 1968 г., Сэндейдж продолжил дело
точного измерения расстояний до галактик. В большом
скоплении галактик в созвездии Девы имеется
гигантская сферическая галактика М87. В ней можно изучать
отдельные шаровые звездные скопления, поэтому
Сэндейдж предложил сопоставить ярчайшие шаровые
скопления в М87 с ярчайшими скоплениями в нашей
Галактике; он исходил из предположения, что их абсолютные
звездные величины одинаковы. Эта процедура относит
М87 на расстояние 14,8 Мпс от Галактики. Для
отношения скорость/расстояние в скоплении галактик в Деве
получается среднее значение 77 км/(с-Мпс). Однако
средняя скорость галактик в скоплении в Деве равна
1136 км/с, и пока еще нет уверенности, что случайные
движения внутри скопления галактик не дают
значительного вклада. Сэндейдж и ван ден Берг независимо
указали, что расстояния до галактик в скоплении Девы
будут ошибочны, если неверно исходное предположение о
том, что шаровые звездные скопления в М87 и нашей
Галактике имеют одинаковые абсолютные звездные
величины. Эйбел привел доводы, что М 87 нельзя
использовать в качестве стандартной свечи, потому что
скопление в Деве в целом выглядит неправильным, а его
строение довольно рыхлое. Все эти дебаты вокруг М87
показывают, как трудно точно измерить
внегалактические расстояния более 4 Мпс.
Расстояния
59
В этой области астрономии существует такая
неопределенность, что было бы неразумно при нахождении
постоянной Я опираться на какой-нибудь один
индикатор расстояний. В 1970 г. ван ден Берг опубликовал
среднее значение, основанное на результатах нескольких
независимых исследований. Он получил
Я = 95±15 км/(с-Мпс).
Даже при этом можно лишь утверждать, что Я
заключено между 50 и 100 км/(с-Мпс).
Закон Хаббла дает ключ к секрету расстояний до
галактик дальше 10 Мпс. Как только спектроскопически
измерено красное смещение галактики г = 6Х/Х, мы сразу
же можем получить предварительную оценку
расстояния
d = zc/H,
где с — скорость света. В качестве иллюстрации
рассмотрим галактику с красным смещением 0,06. Положим
г = 300 000 км/с и примем Я=100 км/(с-Мпс). Тогда
получим
, 0,06-300 000 lork ЛЛ
d = —¦ = 180 Мпс.
100
Таким образом, если красное смещение галактики 0,06
вызвано только систематическим разбеганием галактик,
то она находится на расстоянии 180 Мпс.
В последние годы закон Хаббла подвергался
серьезным нападкам. Но несмотря на критические замечания,
он считается надежным при условии, что
рассматриваются нормальные спиральные и эллиптические
галактики. Сэндейдж привел данные, что для ярчайших
галактик в скоплениях закон Хаббла справедлив вплоть до
красных смещений 0,46. Таким образом, применение
этого соотношения к галактикам с известными красными
смещениями позволяет продлить шкалу расстояний до
огромных значений в 1500 Мпс, а может быть, и дальше.
60
Глава 3
3.9. Надежны ли определения внегалактических
расстояний?
Наши «линейки» для измерения Вселенной построены
подобно гигантской пирамиде (рис. 15, табл. 2).
Калибровка линейки на каждой ступени зависит от всех
предыдущих шагов! На самом фундаментальном уровне при
определении размера Солнечной системы мы опираемся
на отраженные от планет импульсы радиолокатора.
Затем, чтобы измерить расстояния до ближайших звезд,
используется классический метод тригонометрических
параллаксов, базой которого служит орбита Земли
вокруг Солнца. Положение более далеких звезд
определяется методом движущегося скопления или
спектроскопическими способами. Этими средствами мы находим
расстояния до богатых звездных скоплений в Галактике.
Скопления содержат переменные звезды, в частности
цефеиды и переменные типа RR Лиры. То, что они нахо-
I Радиолокатор
Солнечная система
Параллакс w
w Движущиеся скопления
Ближайшие
звезды
Близкие
звезды
Новые w
1 Переменные
звезды
Размер Галактики
Ближайшие галактики
Области.
НИ
w Сверхновые
^ Блеск
скоплений
Промежуточные галактики
Блеск ,
галактик
Закон
Хаббла
Дальняя Вселенная
Рис. 15. Методы определения расстояний в астрономии.
Расстояния
61
Таблица 2
Определение расстояний
Метод
Небесная механика
Радиолокация
Тригонометрические параллаксы
Движущиеся
скопления
Спектроскопические методы
Цефеиды и звезды
типа RR Лиры
Новые, красные
гиганты,
сверхгиганты
Размеры областей
НИ
Сверхновые
Интегральный
блеск шаровых
скоплений
Ярчайшие
галактики больших
скоплений
Красное смещение
Область
применимости
Солнечная система
» »
Близкие звезды
Близкие рассеянные
скопления
Звездные скопления
в нашей
Галактике
Шаровые скопления
и близкие
галактики
Близкие галактики
Близкие скопления
галактик
То же
» »
Очень далекие
скопления
То же 1
Обычный диапазон
0,001 пс
0,001 пс
до 100 пс
40—500 пс
До 15 кпс
2 кпс — 4Мпс
2 кпс — 4 Мпс
1—10 Мпс
100 кпс—100 Мпс
До 10 Мпс
10—1000 Мпс
Ю—1000 Мпс |
Типичная
ошибка,
%
Очень
мала
То же
5—50
5—20
20—50
10—30
25—50
25—50
25—50
25—50
50(?)
50(?)
дятся в скоплениях с известными расстояниями,
позволяет нам перевести соотношение звездная величина —
период для таких звезд в абсолютную шкалу расстояний.
А это дает нам бесценный запас стандартных свечей.
Итак, переменные позволяют нам перебросить мост к
ближайшим галактикам. Построив карту близких
внегалактических окрестностей, можно использовать видимые
звездные величины ярчайших звезд, размеры областей
НИ и свойства звездных скоплений, чтобы достичь
ближайших гигантских скоплений галактик. На этой ступени
накоплено достаточно данных для привязки соотношения
Хаббла, которое можно затем применять, чтобы добрать-
62
Глава 3
ся до галактик на промежуточных расстояниях. О
расстояниях до самых далеких галактик можно лишь
гадать. Обычно их оценивают, предполагая, что эти
объекты являются ярчайшими членами далеких
скоплений, и принимая для ярчайших галактик в скоплениях
абсолютную величину М = —21,5т. Поскольку теперь не в
диковинку фотографировать галактики до видимой
звездной величины т = 24, не исключено, что уже
сфотографированы галактики с модулем расстояния т — М = 45т.
Если все наши допущения правильны, они должны быть
удалены на 10 000 Мпс; такое колоссальное расстояние
свет проходит за 32,6 миллиарда лет.
Несмотря на то что каждая ступень лестницы зависит
от прочности всех предшествующих ступеней, имеется, к
счастью, множество взаимосвязей, делающих всю
конструкцию более надежной. Для многих близких
объектов, чтобы проверить наши значения, мы можем
применять несколько независимых методов оценки расстояний.
Маловероятно, что ошибка в определении расстояний до
таких хорошо изученных объектов, как Магеллановы
Облака или туманность Андромеды, может заметно
превышать 10%. Для большинства «нормальных» объектов
в области от 1 до 10 Мпс ошибки не должны
превосходить 25%. В областях, где общепринято применять закон
Хаббла, мы можем ошибиться раза в два. Наши
взаимопроверки в достаточной степени перекрываются, не
оставляя места для отклонений значительно больших,
чем указанные. Дальше 1000 Мпс мы можем лишь
грубо оценить расстояние, но, к сожалению, у нас нет
выбора. Быть может, в будущем новые инструменты для
изучения очень слабых объектов, такие, как
электронно-оптические камеры, помогут нам найти стандартную свечу
или хорошо прокалиброванную линейку и для этих
далеких объектов.
Глава 4
ИССЛЕДОВАНИЯ НОРМАЛЬНЫХ ГАЛАКТИК
4.1. Звездные «сообщества»
При взгляде на небо мы легко различаем знакомые
очертания групп звезд, называемых созвездиями. Эти
группы — отнюдь не результат физической связи звезд
в пространстве, а проекция действительного
распределения звезд на небесную сферу. Однако фотографии неба
показывают, что многие звезды образуют плотные
сгущения. Объекты, подобные нашему Солнцу,— это по
существу изолированные звезды, не имеющие связи со
своими соседями. Однако многие звезды входят в двойные
и кратные системы, а некоторые составляют звездные
скопления различных размеров, возрастов и типов.
Встречаются два главных типа звездных семейств:
галактические, или рассеянные, скопления, имеющие
рыхлую структуру и содержащие несколько сотен звезд,
и компактные сферические шаровые скопления,
содержащие уже миллионы тесно упакованных звезд. Помимо
скоплений, имеются обширные группы звезд особых
типов, называемые звездными ассоциациями.
Некоторые ближайшие рассеянные скопления можно
наблюдать и без телескопа. Легко видеть яркие звезды
Большой Медведицы и Гиад, а Плеяды являют собой
великолепное зрелище в зимнем небе северного
полушария. Человек со средней остротой зрения в этом
последнем скоплении может различить до 8 звезд, а в
маломощный бинокль их видно несколько десятков. На южном
небе блистает рассеянное скопление М7 в созвездии
Скорпиона. К настоящему времени в каталоги занесено
несколько сотен рассеянных скоплений. Ясно, что в
Млечном Пути их должно быть много тысяч, хотя
большинство из них так далеки, что теряются в богатом
звездном фоне или затмеваются пылью и поэтому не до-
64
Глава 4
ступны наблюдениям. Эти скопления располагаются в
плоскости Млечного Пути. Они различимы в близких
галактиках, где концентрируются преимущественно в
спиральных рукавах.
Имеются серьезные основания считать, что все
звезды в данном рассеянном скоплении сконденсировались
из межзвездного газа примерно в одно и то же время.
Плеяды — особенно молодую семью — до сих пор
украшают остатки межзвездного газа. Совпадение возрастов
звезд в скоплении дает мощный метод нахождения
расстояния до него по его модулю расстояния т — М. Если
построить диаграмму показатель цвета — звездная
величина далекого скопления, то его звезды образуют
главную последовательность, а иногда и ветвь гигантов.
На этой стадии исследования используются только
видимые звездные величины. Но для близких скоплений
с известным расстоянием, таких, как Гиады, эту
диаграмму можно построить также, откладывая по одной из
осей абсолютные звездные величины. Мерой модуля
расстояния является вертикальный сдвиг по звездной
величине m — М, совмещающий главную последовательность
далекого скопления (построенную по видимым
величинам) с главной последовательностью на графике
скопления с известным расстоянием (построенным по
абсолютным величинам, рис. 16). Этот метод «совмещения
главных последовательностей» впервые применил в
1930-х годах Трюмплер на Ликской обсерватории, и
именно это исследование привело его к важному открытию
межзвездного поглощения света.
Шаровые скопления имеют вид огромных звездных
шаров; самые великолепные из них со Центавра и 47
Тукана видны на небе южного полушария как туманные
звезды величины 4т. В северном полушарии ярчайшим
является скопление М 13 в созвездии Геркулеса. В
телескоп можно различить несколько тысяч звезд, в основном
слабее 11т на светящемся фоне мириад неразрешенных
звезд. Шаровые скопления совсем не так многочисленны,
как рассеянные, их известно около 100, причем многие
из них впервые внесли в каталоги Мессье и отец и сын
Гершели. Шаровые скопления почти не концентрируются
к плоскости Млечного Пути, а распределены в протя-
Исследование нормальных галактик
65
женном сферическом гало, окружающем его. С помощью
соотношения период — светимость для цефеид,
открытого мисс Ливитт, Шепли определил расстояния до
шаровых скоплений. В 1918 г. это был первый намек на колос-
-В'"
-6
-4
-2
0
+2
+4
+6
+8
ч
-
1 1 1 Г"
^-^^3 Ь и х Персея
/f
Г"
1
V
Р, Плеяды
у \ Гиады
\\Гиады ^^j у
\Л г^> Ясли Ясли й//
v\\ хр 752//
\л\ \\ NGC 752 //
N^V^Z^^y/ М67
1 1 1 1
1
^Нч
чч
1 1
т—1
Ч
ч
А
Ч
\
i
-0,4
0,4
0,8
Показатель цвета,
1,2
1,6
2,0'
Рис. 16. Абсолютные величины звезд в скоплении можно найти,
совмещая главные последовательности скопления и звезд с известными
расстояниями. Здесь показано несколько диаграмм скоплений,
наложенных друг на друга описанным образом.
66
Глава 4
сальные размеры системы Млечного Пути; тогда Шепли
получил, что сферическая составляющая Галактики
простирается примерно на 100 кпс.
Шаровые скопления являются древними,
устойчивыми системами; этого не скажешь о рассеянных
скоплениях. Последние не только содержат меньше звезд в
начале своей жизни, но они к тому же движутся по
орбитам в галактической плоскости, где могут довольно
часто происходить столкновения с другими звездами и
даже со звездными скоплениями. Это означает, что
скопление постепенно разрушается и потому
видоизменяется. В конце 1940-х годов Амбарцумян открыл
звездные ассоциации — протяженные группы слабо связанных
друг с другом звезд. Вполне возможно, что ассоциации
представляют собой последнюю фазу распада звездных
скоплений, подобных Гиадам. В настоящее время
известно много ассоциаций и самая примечательная из них —
огромная ассоциация Скорпиона — Центавра. Ни
галактические скопления, ни ассоциации не являются такими
долгоживущими образованиями в галактической
структуре, как шаровые скопления.
4.2. Спектры и химический состав звезд
Спектры подавляющего большинства звезд можно
отнести к тому или иному спектральному классу,
обозначаемому буквой латинского алфавита. Каждый класс
определяется преобладающими в спектрах линиями
определенных элементов. Хотя границы между классами
нерезкие, обычно спектральный класс приписывается той
или иной звезде вполне однозначно. Когда на
Гарвардской обсерватории приступили к разработке методов
классификации, спектральные классы обозначали
буквами А, В, С, ... и т. д. Однако позднее обнаружилось,
что некоторые классы излишни и что критическую роль
в определении класса играет температура поверхности.
Поэтому со временем стал употребляться более
разумный порядок, основанный на физических свойствах звезд:
О, В, A, F, G, К, М, R, N, S. Основные свойства звезд
каждого класса, а также значения температуры
поверхности приводятся в табл. 3.
Исследование нормальных галактик
67
Таблица 3
Спектральная классификация звезд
ральный
класс
0
в
А
F
G
К
М
1
Характеристика спектра
Горячие звезды с
линиями поглощения
ионизованного гелия; сильный
ультрафиолетовый
континуум
Преобладают линии
поглощения нейтрального
гелия; появляются
линии водорода
Линии водорода
максимально выражены;
усиливаются линии
ионизованного кальция
Линии ионизованного
кальция сильнее,
линии водорода слабее,
появляются линии
металлов
Спектры солнечного типа,
линии металлов сильны,
линии водорода слабы
Преобладают линии
металлов , появляются
молекулярные полосы
Очень красные звезды с
сильными полосами
поглощения окиси титана
Эффективная
температура, К
32 000—38 000
12 500—30 000
8200—10 800
6200—7200
5500—6000
4200—5200
2700—3900
Типичные примеры
6 Кормы, 1 Цефея,
т Большого Пса
3 Большого Пса,
5 Ориона, а
Павлина, \
Центавра, ,j Персея
а Большого Пса,
а Живописца,
а ЮЖНОЙ Рыбы,
р Треугольника
р Девы, а Печи,
5 Близнецов,
а Киля
а Возничего, (3
Гидры, х Близнецов,
а Сетки
а Тельца, а
Волопаса
а Ориона, а Гидры,
а Южного
Креста, со Лебедя
Одной из самых замечательных в астрофизике
диаграмм является диаграмма Герцшпрунга — Ресселла,
часто она сокращенно называется диаграммой ГР.
На ней откладывают абсолютную звездную величину
звезды Mv в зависимости от спектрального класса.
Поскольку спектральный класс связан с температурой, это
по существу график зависимости мощности излучения
звезды (абсолютной звездной величины) от ее
температуры (спектрального класса). С введением
фотометрической системы UBV вместо спектрального класса или
68
Глава 4
температуры чаще стали откладывать непосредственно
наблюдаемый показатель цвета В— V. Результаты
получаются фактически такие же, а график в этом случае
называют диаграммой показатель цвета — звездная
величина.
Если построить диаграмму ГР или показатель цвета —
звездная величина для близких звезд с известными
расстояниями, то получается картина, схематически
показанная на рис. 17. Обратите внимание, что звезды не
разбросаны по всей площади графика, а образуют
четыре основные группы. Полоса, в которую попадает
подавляющее большинство звезд, называется главной
последовательностью, а другие группы — гигантами,
сверхгигантами и белыми карликами; эти названия возникли
потому, что радиусы этих звезд либо гораздо больше,
либо меньше радиусов звезд главной
последовательности. Мы видим, что главная последовательность
содержит как голубые звезды высокой светимости (My мало;
В— V мало) у верхнего левого конца, так и слабые
красные звезды (My велико; В—У> + 1т) у другого конца.
Голубые звезды — самые горячие, а красные — самые хо-
0
+2
+4
+6
+8
+10
+12
.
•
±
•
•
Гиганты
•
* • •
• •
• ¦
о • • •
\ %•••
Белые • \ *:#4-,.
карлики чг • Уг\
1 • 1 1 |'*'л
0 +0,4 +0,8 +1,2 +1,6т
Показатель цвета в - V
Рис. 17. Диаграмма Герц-
шпрунга — Ресселла для
ближайших звезд.
Исследование нормальных галактик
69
лодные. Если рассматривается вся галактика в целом,
то ее общий внешний вид обычно определяется
распределением самых горячих и самых ярких объектов.
Ценность диаграммы ГР объясняется тем, что
вследствие эволюции положение звезды на ней сильно
изменяется со временем. В недрах объектов главной
последовательности, составляющих около 90% наблюдаемых
звезд, идут реакции горения водорода, превращающие
его в гелий. На этой стадии звезды почти не меняют
своего положения на диаграмме, а их светимость
пропорциональна высокой степени массы (в среднем L
пропорционально М3). Горение водорода приводит к
обогащению недр звезды гелием, и в некоторый момент
становится неизбежной перестройка ее внутренней
структуры. Объект покидает главную последовательность и
становится одновременно ярче и краснее, достигая
эволюционной стадии красных гигантов. Более массивные
звезды совершают эту метаморфозу быстрее, чем менее
массивные.
Хотя диаграмма ГР на рис. 17 построена для близких
звезд с известными расстояниями, для которых поэтому
можно рассчитать абсолютную звездную величину,
ценные результаты можно получать, даже если расстояние
не известно, при условии что наблюдения относятся к
звездным скоплениям. Размеры скоплений малы по
сравнению с их расстояниями от Солнца. Следовательно,
мы можем построить диаграмму ГР скопления,
откладывая по вертикальной оси просто видимую звездную
величину, или звездную величину, измеренную в полосе V.
На диаграммах ГР скоплений тоже имеются главная
последовательность и ветвь гигантов, но разброс по
показателям цвета и звездным величинам меньше, чем на
диаграммах ГР близких звезд. Это объясняется тем, что
объекты в данном скоплении образуют более
однородную группу по возрасту и начальному химическому
составу, а отличаются отдельные звезды друг от друга
главным образом массой.
Между диаграммами ГР шаровых и рассеянных
скоплений есть замечательное различие (рис. 16). В шаровые
скопления входят старейшие звезды Галактики, значит,
все звезды в них, когда-то населявшие верхний конец
70
Глава 4
главной последовательности, израсходовали свое
водородное топливо. Именно поэтому шаровые скопления
имеют небольшую главную последовательность,
поворачивающую и соединяющуюся с ветвью гигантов. От
вершины области гигантов начинается горизонтальная
ветвь, на которой находятся переменные типа RR
Лиры. У более молодых рассеянных скоплений положение
точки поворота главной последовательности сильно
меняется; самые низкие точки поворота, соответствующие
старейшим рассеянным скоплениям, почти совпадают с
точкой поворота для шаровых скоплений. Изучение
диаграмм ГР скоплений в Млечном Пути и в других
галактиках было чрезвычайно полезным для выяснения хода
эволюции галактик, в особенности их звездных
компонент.
Сделаем мимоходом несколько замечаний о
различных типах звезд на диаграмме ГР, так как, говоря о
галактиках, мы будем иногда упоминать и их. Очень
интересная группа — белые карлики. Это остатки звезд,
которые исчерпали все запасы ядерной энергии, а затем
сжались под действием собственной силы гравитации в
устойчивую конфигурацию, в которой производимое
электронами давление способно противостоять
гравитационному сжатию. Плотность вещества белых карликов
настолько велика, что спичечный коробок его весил бы
тонну. Свойственные им светимости очень низки, и
непосредственно их можно наблюдать не дальше чем в нескольких
десятках парсеков от Солнца. Одно важное для изучения
галактик свойство белых карликов состоит в том, что
богатая популяция этих объектов дает очень малый
вклад в полную светимость галактики, но может
составлять значительную долю ее массы, что, вероятно, и
имеет место в случае эллиптических галактик.
Звезды многих типов являются переменными;
мощность их излучения меняется во времени, причем эти
вариации вызываются особой комбинацией физических
условий. Мы уже видели, что в наших поисках структуры
Вселенной среди звезд с правильными вариациями
блеска выдающееся значение имели цефеиды и звезды типа
RR Лиры.
Иногда звезда может сильно и резко увеличить све-
Исследование нормальных галактик
71
тимость и на короткое время вспыхнуть как новая или
сверхновая. Возрастание светимости на много порядков
величины сопровождается взрывной потерей массы.
Вспышка новой не разрушает полностью звезду:
некоторые звезды возвращаются в начальное состояние, и
процесс может повторяться неоднократно. Но взрыв
сверхновой, вероятно, полностью уничтожает звезду*.
За последнее тысячелетие в нашей Галактике
зарегистрированы только четыре вспышки сверхновых, причем
все до изобретения телескопа. По мощности излучения
сверхновые могут соперничать с целой галактикой, они
очень важны, потому что их можно наблюдать даже в
самых далеких галактиках. В других галактиках ежегодно
их наблюдают около десятка. Особенно привлекательна
галактика NGC 5253, потому что в этом веке в ней
зарегистрированы уже три сверхновые, причем последняя в
1972 г.
4.3. Морфология галактик
Галактики сильно различаются по размерам и свети-
мостям. Колоссальные системы, подобные Млечному
Пути и туманности Андромеды, во много тысяч раз ярче
и больше по объему, чем их спутники — карликовые
галактики (рис. 18). А ведь существует еще много
гигантских эллиптических галактик, которые даже
превосходят по размерам нашу Галактику (гл. 1).
Как мы уже отмечали в гл. 1, система классификации
галактик, введенная Хабблом в 1925 г., до сих пор
широко употребляется. Классификация Хаббла основывается
только на внешнем виде, т. е. на морфологических
особенностях. Выделяются три главных класса: спиральные
и пересеченные спиральные S и SB, эллиптические Е и
неправильные 1г галактики. У спиральных галактик
различают три стадии развития спиральных рукавов, они
обозначаются Sa, Sb и Sc (или SBa, SBb, SBc для
пересеченных спиралей). Относительный размер централь-
* Примерно в половине случаев, а может быть и всегда, после
взрыва остается нейтронная звезда. — Прим. перев.
Рис. 18. Спиральная галактика М31 в созвездии Андромеды — одна
из ближайших к нам соседних галактик.
Исследование нормальных галактик
73
ных областей уменьшается от Sa к Sc, при этом
относительная мощь спиральных рукавов возрастает. В
противоположность спиральным эллиптические галактики не
имеют легко различимой внутренней структуры, а их
яркость плавно изменяется от эллиптической границы к
центру. Граница плохо определена, так что на
фотографиях, достигающих более слабых предельных звездных
величин и регистрирующих тусклые периферические
области, эллиптическая галактика получается больше по
размеру. Они различаются по эллиптичности, изменяясь
от типа ЕО, имеющего круговые очертания, до Е7, для
которого отношение длин большой и малой осей
составляет 3:1.
Астрономы придумывают все более изощренные
схемы классификации. Сам Хаббл добавил тип SO, чтобы
описать линзовидные галактики. Внешне они похожи на
эллиптические, но имеют центральное ядро, а также
темные облака на периферии, что типично для спиральных
галактик. Для обозначения спиральных галактик с менее
правильной структурой были введены новые классы Sd
и Sm. В последующих главах мы познакомимся с целой
коллекцией необычных галактик: с сейфертовскими,
радио и компактными галактиками, а также с
квазизвездными объектами (квазарами). В настоящей главе мы
ставим задачу рассмотреть только обычные типы
галактик, заполняющих Вселенную.
Некоторый интерес представляет относительное
число галактик каждого типа. В списках, составленных на
основе видимого блеска, таких, как каталог Шепли —
Эймса или Новый общий каталог NGC, спиральные
галактики преобладают. Для тысячи ярчайших галактик
из каталога Шепли — Эймса Шепли получил такое
распределение: 75% спиральных, 20% эллиптических и 5%
неправильных галактик. Даже в настоящее время из
всех сколь-нибудь тщательно исследованных галактик
три четверти — спиральные. Однако эти пропорции
неверно представляют совокупность галактик в целом,
потому что, используя каталоги, основанные на видимых
звездных величинах, мы завышаем долю объектов
высокой светимости. Галактики со светимостью выше средней
чаще оказываются спиральными.
74
Глава 4
Если, напротив, не обращая внимания на яркость, мы
проведем перепись всех галактик в данном объеме
Вселенной, то необходимо будет добавить много слабых
эллиптических и бесформенных неправильных галактик.
Тогда, согласно Шепли, в истинной пропорции окажется
30% спиральных, 60% эллиптических и 10%
неправильных. В популярных книгах по астрономии приводят
главным образом фотографии спиральных галактик. Это
объясняется тем, что в противоположность эллиптическим
они демонстрируют разнообразие структур, а также тем,
что относительно яркое голубое свечение рукавов
подчеркивает эти структуры, снимаемые обычно на
эмульсиях, чувствительных к голубым лучам.
В известном смысле у каждой спиральной галактики
есть свое лицо. При некотором опыте по набору
непомеченных фотографий легко указать номера самых ярких
галактик по каталогу NGC, но это почти невозможно
сделать для эллиптических галактик.
Несмотря на то что эллиптические галактики
классифицируются по их сплюснутости, наблюдаемая степень
сжатия, очевидно, в одинаковой мере определяется как
эффектом проекции, так и самой природой галактики.
Тонкий стержень с торца кажется круглым, но по форме
он не сферичен. Таким образом, галактики типа Е0
могут быть либо истинно сферическими звездными
семействами, либо, что более вероятно, сфероидальными
системами, на которые мы смотрим вдоль оси вращения.
Системы типа Е7 — это не сигарообразные тела, как
полагали многие авторы; сигарообразное звездное
скопление было бы неустойчиво относительно собственных
гравитационных сил и распалось бы на части под их
действием. Галактики типа Е7 — это скорее уплощенные
звездные диски, которые мы видим с ребра. В
промежуточных случаях от Е1 до Е6 без точных измерений поля
скоростей отдельных звезд нельзя определить, в какой
пропорции смешаны наклон и истинная сплюснутость.
Тем не менее можно сделать одно общее утверждение:
эллиптическая галактика по меньшей мере имеет
именно такое сжатие, какое мы можем измерить на ее
фотографии!
Исследование нормальных галактик
75
Сплюснутую форму эллиптических галактик легко
объяснить, необходимо только допустить, что галактики
обладают моментом количества движения и,
следовательно, вращаются. Тогда сжатие вызывается
комбинацией центробежной силы, связанной с вращением, и
взаимным тяготением звезд галактики.
Поскольку радио- и оптические телескопы все
глубже проникают во Вселенную, возникает необходимость
классифицировать мелкие туманные пятнышки на
фотопластинках. Среди этих очень далеких систем часто
невозможно отличить Е7 от SO или от спирали, видимой
с ребра.
4.4. Светимости галактик
Большая часть сведений о галактиках поступает к
нам в результате измерения и анализа света их
компонентов. Распределение яркости в некотором объекте
определяют с помощью фотографической или
фотоэлектрической фотометрии, которая дает информацию о
пространственной плотности звезд в различных точках
галактики. Конечно, при интерпретации измерений
нужно проявлять осторожность, так как на измеренную
светимость единицы поверхности влияют и преобладание
того или иного типа звезд, и толщина галактики, и
поглощение света в ней. Предметом многих фотометрических
работ были эллиптические галактики благодаря их
правильному строению. Обычно изофоты, т. е. контурные
линии, соединяющие точки одинаковой яркости
эллиптических галактик, представляют собой набор вложенных
друг в друга эллипсов, подобных по форме.
Распределение яркости в различных эллиптических галактиках, по-
видимому, не зависит от их размеров, как будто все они
построены по единому плану. При фотометрическом
изучении линзовидных галактик у них были выделены три
«анатомические» детали: ядро, линзовидный диск и
окружающее звездное гало.
Не удивительно, что наибольшее разнообразие в
смысле распределения яркости, или «индивидуальности»,
демонстрируют спиральные галактики, У обычных спи-
76
Глава 4
ралей средняя яркость на различных расстояниях от
ядра убывает экспоненциально. Но картина осложняется
наличием ярких излучающих узлов в рукавах и в
области ядра. Мы уже отмечали, что рукава выделяются не
столь резко, как это кажется при взгляде на
большинство фотографий. Если произвести тщательные
измерения полного количества света, то можно убедиться, что
области между изогнутыми рукавами не лишены
звездной материи; скорее, они заполнены карликовыми
звездами. Изображения галактик, полученные с помощью
электронно-оптических преобразователей, дают гораздо
более достоверное представление о распределении света;
такие снимки часто выглядят странно мягкими и
размытыми, потому что голубые сверхгиганты здесь не
выделяются, как на фотографиях, снятых на чувствительных
к голубому цвету эмульсиях.
Полный поток энергии, или абсолютную звездную
величину, близких галактик находят следующим образом.
Сначала измеряют интегральную, или полную, видимую
звездную величину, либо промеряя отдельные изофоты и
суммируя по поверхности галактики, либо определяя
звездную величину через ряд диафрагм растущего
радиуса, а затем графически экстраполируя результат до
определенного предела. По этим измеренным величинам
устанавливают «исправленную» видимую звездную
величину. Можно спросить: «За что исправленную?» Дело
в том, что если галактика находится вблизи плоскости
Млечного Пути, то межзвездная пыль ослабит ее свет,
прежде чем он достигнет нашего фотометра. Кроме того,
если ее спектр подвержен значительному красному
смещению, то возникают эффекты, связанные со сдвигом
основного количества света к более длинным волнам,
где чувствительность фотометра может быть иной.
Другой очень важный момент, относительно которого
астрономы никак не могут прийти к согласию,— это диаметр,
до которого следует проводить измерения. С помощью
высокочувствительных инструментов гигантскую
галактику М87 можно проследить до 0,5° от ее центра. На
каком расстоянии нужно остановиться, если наша цель —
определение интегральной звездной величины? Сэндейдж
Исследование нормальных галактик
11
и другие предложили продолжать измерения до
некоторого принятого значения поверхностной яркости (т. е.
звездной величины на квадратную секунду дуги). Эти
трудности не столь велики в случае слабых галактик,
так как размер их изображения меньше и не всегда
важно иметь чрезвычайно точные измерения. Но если
звездные величины галактик используются в
космологических исследованиях, подобных проведенным Сэндейд-
жем, то на преодоление этих трудностей приходится
затрачивать значительные усилия; все величины должны
быть измерены одинаковым образом. Как только
установлена интегральная видимая величина пг, по
расстоянию вычисляют модуль расстояния пг— М, а значит, и
абсолютную величину М. Как отмечалось в гл. 3, иногда
для далеких галактик мы предпочитаем «угадывать» М
и по нему выводить расстояние, если не можем найти
последнее независимо.
Важной характеристикой совокупности галактик,
широко применяемой при переписях скоплений и различных
типов галактик, является функция светимости. Обычно
эту функцию представляют в виде графика,
показывающего число галактик N(M) в последовательных
интервалах абсолютной звездной величины. Функция
светимости полных выборок показывает, что существует много
карликовых галактик, которые трудно обнаружить из-за
их низкой поверхностной яркости. Функция светимости,
построенная по всем объектам, внесенным в Новый
общий каталог, будет иной, так как при составлении этого
каталога объекты отбирались на основе видимой
звездной величины. Следовательно, в нем представлено
слишком много ярких гигантских галактик и слишком мало
слабых карликовых галактик. Каталог NGC— это
пример неполной выборки: поскольку слабые объекты
игнорируются, построенная на его основе функция
светимости мало говорит нам об общих свойствах галактик.
Вопрос полноты выборки становится особенно важным,
когда в,общетеоретической или космологической работе
используют весь объем наблюдательных данных. Если
важный компонент полностью опущен и эта ошибка не
учтена, то выводы могут оказаться не имеющими
смысла.
78
Глава 4
Абсолютные звездные величины галактик
заключены в пределах от максимума около —22,5т до
минимума — 8,5т. Видимые звездные величины пробегают
значения от 4т для М31 (видимой невооруженным глазом)
до предела, достижимого современной аппаратурой,
около 25™ *.
4.5. Взвешивание галактик
За несколько тысячелетий существования
цивилизации и систематического познания природы человек,
начинавший с измерений с помощью простых весов,
научился измерять мельчайшие субатомные частицы,
живущие ничтожные доли секунды, и определять в
глубинах Вселенной массы огромных галактик, существующих
гораздо дольше Земли. Имеется несколько способов
нахождения масс галактик из наблюдений; одни из них
надежнее других, и для некоторого объекта разные
методы не обязательно приводят к одинаковому ответу.
Самый надежный метод, которому главным образом
отдали силы астрономы, наблюдающие в оптическом и
радиодиапазонах, основан на вращении спиральных
галактик. По космическим масштабам большие
спиральные галактики вращаются довольно быстро. В типичной
гигантской спирали звезды совершают один оборот
вокруг центра примерно за 100 миллионов лет; для
совершения одного витка вокруг центра Млечного Пути
Солнцу требуется 250 миллионов лет. Отдельные звезды
и газовые облака движутся со скоростями до 300 км/с.
Но даже при этом нет ни малейшей надежды определить
закон вращения данной галактики, просто сделав пару
снимков, разделенных по времени несколькими
десятилетиями. Поэтому в качестве «спидометра» для
измерения скоростей различных частей далеких галактик
используют спектроскоп. Для близких галактик
предпочтительнее получать спектры с линиями излучения от
многих эмиссионных туманностей, расположенных на
* С использованием специальной техники (наложение
фотографий и др.) удалось достичь звездной величины 27 т на квадратную
секунду. — Прим. ред.
Исследование нормальных галактик
79
различных расстояниях от центра галактики. По резким
линиям этих спектров легко определить относительные
скорости газовых туманностей, предположив, что
различия в длинах волн спектральных линий вызываются
относительными движениями внутри галактики. Тогда
можно построить график, называемый кривой вращения;
он изображает скорость вращения галактики в
зависимости от расстояния до ее центра (рис. 19). Этот метод
требует длительных наблюдений на большом телескопе,
потому что нужно измерить скорости в нескольких
точках галактики. Обширные исследования вращения
галактик провели в 1960-х годах Джефри и Маргарет Бер-
биджи и Прендергаст. Подобные наблюдения теперь
могут выполнять и радиоастрономы, составляя карты
точных значений частоты линии 21 см, излучаемой
водородом в далеких галактиках.
Гравитационное поле галактики определяет орбиты
ее составных частей. Это поле связано с распределением
масс, которое в свою очередь говорит нам, какова масса
галактики. Таким образом, кривая вращения
определяется массой галактики и видом распределения этой
массы. Обычно теоретики предпочитают моделировать
распределение массы и используют эту модель, чтобы
оценить массу по кривой вращения.
]() ]5 20
Расстояние от центра, кпс
Рис. 19. Зависимость скорости вращения от расстояния до центра
в нашей Галактике и в галактиках М31, М81 и М101.
80
Глава 4
Быстрый способ нахождения массы — это измерение
скорости v некоторых звезд на расстоянии г от центра
галактики. Затем предполагается, что звезды движутся
по простым орбитам, подобным орбитам планет вокруг
Солнца. Центробежная сила на единицу массы равна
f = v2/ry
считается, что она уравновешена гравитационным
притяжением на единицу массы GM/r2, где G —
универсальная гравитационная постоянная, а М — масса
галактики. Таким образом,
GM/r2 = v2/ry
откуда
М = v2r/G.
В качестве простой иллюстрации мы можем рассмотреть
движение Солнца в Млечном Пути. Принимая г=10 кпс,
G = 6,67- 10-11 Н-м2/кг2, а скорость Солнца v = 250 км/с,
получим для значения массы нашей Галактики М =
= 2,9-1041 кг= 1,5-1011 масс Солнца. Этот метод дает
грубое значение, но при больших г скорости малы и на
них могут чрезмерно влиять случайные и
систематические движения звезд. Однако им пользовались первые
исследователи галактик, которые нашли, что массы
гигантских галактик, соседей Млечного Пути (например,
М31 иМЗЗ), равны нескольким миллиардам масс
Солнца.
Для точных измерений описанный выше простой
метод «планетной» динамики неслишком хорош. В законах
Кеплера планетных движений предполагается, что вся
масса системы сосредоточена в ее центре, а это явно
неверно для галактик. Нам нужен такой метод, который
правильно учитывает тот факт, что вещество галактики
распределено по значительной области. Поэтому
математические модели галактик нужно рассчитывать с
помощью ЭВМ. Динамическое поведение звезд в этих
галактиках можно изучать в функции полной массы и
вида ее распределения. Затем мы должны выбрать
модель, наиболее удовлетворительно воспроизводящую
кривую вращения, построенную на основе наблюдений.
Исследование нормальных галактик
81
Конечно, чтобы ЭВМ не вышла из повиновения и не
выдавала для каждой галактики значения масс в огромном
диапазоне, для ограничения моделей вводятся
определенные дополнительные условия. Например,
распределение массы в модели должно согласоваться с
наблюдаемым распределением света.
Результаты применения метода кривых вращения
показывают, что массы самых ярких спиральных галактик
лежат в диапазоне от 1010 до 1011 масс Солнца.
Галактика Андромеды — это истинный колосс: при массе
4-Ю11 солнечных масс это самая массивная из
известных спиральных галактик.
До сих пор наше рассмотрение ограничивалось
спиральными галактиками. Получить надежные кривые
вращения эллиптических или неправильных галактик
трудно или даже невозможно. Одна хитрость, которую
можно попытаться применять для грубой оценки массы
эллиптических галактик, состоит в анализе ширин
спектральных линий в их спектрах поглощения. По этим
ширинам можно судить о разбросе скоростей звезд в
галактике, а он в свою очередь может быть связан с
массой. Этот подход для одного из спутников туманности
Андромеды, а именно М32, дал значение 4-Ю9
солнечных масс.
Мощный метод, применимый к двойным галактикам,
аналогичен методу, используемому при нахождении масс
двойных звезд. Многие галактики представляются
двойными. Скорости большинства этих галактических
близнецов явно свидетельствуют о взаимном притяжении и
взаимодействии, при котором пара связана
гравитационными силами. В работах Холмберга и Пейджа
собрано большое количество информации о парах галактик.
Несмотря на то что об орбитах каждой данной пары мы
знаем недостаточно для надежного определения масс,
эти данные можно обработать статистически и получить
средние значения масс и их зависимость от типа
галактик. Для 14 пар спиральных и неправильных галактик
Пейдж привел среднее значение 2-Ю10 солнечных масс,
а для 13 пар эллиптических и линзовидных галактик —
значение 6-1011 солнечных масс.
Сведения о массах галактик, образующих изолиро-
82
Глава 4
ванную группу или скопление, можно извлечь из
наблюдений положения и скоростей отдельных членов. Для
этого предполагают, что скопление устойчиво относительно
динамического распада и что в нем нет значительного
количества ненаблюдаемого вещества. Если эти условия
для скопления выполнены, то применима теорема ви-
риала. Эта теорема утверждает, что сумма средних по
времени значений удвоенной кинетической энергии и по'*
тенциальной энергии должна быть равна нулю.
Поскольку в выражения для кинетической и потенциальной
энергий входит масса, ее можно вычислить на основе
измеренных скоростей и положений. На практике массы
скоплений, полученные таким способом, часто
оказываются значительно выше найденных другими средствами,
а отношение массы к светимости (в солнечных единицах)
аномально велико. Эти расхождения указывают, что
скопления галактик могут содержать значительные
количества «скрытого вещества», так что теорема вириала
как метод нахождения масс галактик в скоплениях
ставится под сомнение.
Как только светимость и масса некоторой галактики
или скопления найдены, не составляет труда получить
отношение массы к светимости, поделив массу в
солнечных единицах на светимость в солнечных единицах.
По определению для Солнца M/L=l. Если M/L>1, то
светимость тела на единицу массы меньше, чем у
Солнца. Для эллиптических и линзовидных галактик M/L
около 50, но может достигать 100. Это указывает, что
эллиптические галактики содержат в больших
количествах вещество пониженной светимости, вероятно, в виде
белых карликов, нейтронных звезд, а может быть, даже
и черных дыр. У спиральных и неправильных систем
M/L обычно меньше 10. Для очень мощной сейфертов-
ской галактики NGC 1068 M/L = 2, для М 31 M/L = 20, а
для М 33 M/L= 15. В случае карликовых галактик с
рыхлой структурой, подобных Магеллановым Облакам,
получают M/L^.5. Заметим, что все приведенные значения
превышают 1, т. е. значение для Солнца: слабые
звезды-карлики дают очень малый вклад в мощность
излучения галактики, но при этом они могут составлять
заметную часть ее массы. По значениям MJL ясно, что ела-
Исследование нормальных галактик
83
бые звезды более многочисленны в эллиптических, чем
в спиральных или неправильных галактиках.
Значения M/L скоплений галактик оказываются
очень большими, если определять массу по теореме
вириала. Для больших скоплений галактик в Деве и
Волосах Вероники M/L превосходит 500. Такие цифры
показывают, что основное допущение о применимости
теоремы вириала скорее всего неверно и, в частности, что в
скоплениях могут быть значительные количества
недоступного наблюдениям газа.
4.6. Цвета галактик
Галактики различных типов имеют разные цвета.
Цвет галактики находят по фотопластинкам, снятым
через светофильтры, или по фотоэлектрическим
измерениям ее звездной величины в фотометрических полосах U,
В и V (табл. 4). Показатель цвета В—V — это разность
звездных величин в полосах В (синей) и V (желтой).
Другой показатель цвета U — В дается разностью
звездных величин U (ультрафиолет) и V.
Как показано на рис. 20, цвет галактики коррелирует
с ее типом. Значение В — V меняется от + 1ш у эллип-
-0,5я
Рис. 20. Корреляция
цветя гяпа^тики с ее
типом. Приведена
также кривая
показателей цвета звезд
главной
последовательности,
0,5 \—
0,5 l,Qm
Показатель цвета В - V
84 Глава 4
-l,0«
i -0,8
s
CQ
? -o,6
§
S3
I -0,4
о
С
"0,2
-0,2 0 0,2 0,4 0,6 0,8 l,0m
Показатель цвета В -V
Рис. 21. Двухцветная диаграмма показывает, как можно применять
показатель цвета для различения галактик, квазаров и звезд
главной последовательности.
Таблица 4
Система фильтров UBV
Обозначение
и
в
V
Максимум про-
О
пускания, А
3500
4350
5550
Диапазон длин волн,
проходящих
О
через фильтр, А
3000—4000
3600—5500
4800—6800
Эквивалентная
ширина полосы пропуска-
о
ния фильтра,А
690
960
900
тических галактик до 0,7т у спиралей типа Sc и
примерно до 0,4т у неправильных галактик. Этот интервал
меньше, чем у звезд, у которых показатель цвета
меняется от —0,3 до +1,6т. Такой узкий интервал
свидетельствует главным образом о том, что в качестве основного
источника излучения галактики независимо от ее типа
преобладают нормальные звезды. Двухцветная
диаграмма галактик приводится на рис. 21. Она показывает, что
на графике с осями В— V и U — В галактики занимают
Квазары V»^
^С4——'Абсолютно черное тело
Ч\ •••
•>* V Галактики
Главная последовательность ~
J I
Исследование нормальных галактик
85
широкую полосу, параллельную главной
последовательности нормальных звезд, но не точно совпадающую с ней.
Двухцветная диаграмма отражает непрерывный переход
от самых красных (эллиптических) до самых голубых
(неправильных) галактик. Данный тип галактик
попадает в широкую полосу галактических цветов, потому
что среди галактик одного морфологического типа
имеется разброс усредненного звездного состава. Если при
фотометрическом исследовании галактик применяются
фильтры, выделяющие полосу длин волн более узкую,
чем фильтры UBV, то можно получить грубую картину
преобладающих в галактике типов звезд.
Пока свет добирается до наших телескопов, цвет,
присущий галактике, может в силу нескольких причин
исказиться, так что в некоторых случаях необходимо
исправлять измеренные цвета UBV. Самый очевидный источник
ошибок — это межзвездное покраснение света.
Межзвездная пыль в Млечном Пути в других галактиках
рассеивает свет. Коротковолновое излучение (синее)
рассеивается сильнее, чем длинноволновое (красное), так
что излучение, проходящее сквозь мелкую пыль,
становится все краснее и краснее, поскольку коротковолновые
синие фотоны рассеиваются преимущественно в сторону
от направления распространения. Покраснение,
вызванное пылевой материей в нашей Галактике, можно
определить, наблюдая цвета покрасневших звезд известного
спектрального класса и сравнивая их значения В— У со
значениями для непокрасневших звезд. Тогда можно
найти поправку к показателю цвета В— V для
галактики в том же звездном поле. Труднее учесть покраснение,
вызванное пылью в далекой галактике. Де Вокулёр
получил средние поправки на покраснение и поглощение в
галактиках, сравнивая галактики одинакового типа, но
с разным углом наклона к лучу зрения.
4.7. Спектры галактик
Можно сказать, что внегалактическая спектроскопия
родилась в 1864 г. Именно тогда богатый и известный
английский астроном-любитель Уильям Хёггинс
исследовал большую туманность Андромеды. По ее спектру
86
Глава 4
он заключил, что туманность должка состоять из мириад
слабых звезд. Спектры галактик, как правило,
определяются звездным составом и их можно применять для
определения преобладающего типа звезд. Например,
спектры гигантских эллиптических галактик указывают
на преобладание красных звезд-карликов. В спектре
часто видны линии поглощения ионизованных атомов
кальция— так называемые линии Н и К. Наблюдаемые
длины волн этих линий часто используются для определения
красных смещений галактик.
Небольшая доля галактик достаточно возбуждена
для того, чтобы в их спектрах стали видны сильные
эмиссионные линии. В эту категорию попадают сейфертов-
ские галактики, имеющие самые богатые эмиссионные
спектры. Чаще всего наблюдаются линии однократно
ионизованного кислорода [ОН] на длинах волн 3726 и
3729 А. Заметим, что эти линии лежат в
ультрафиолетовой области; если они чрезвычайно сильны, то поток в
полосе U возрастает. Поэтому галактики с сильными
эмиссионными линиями не попадают на
последовательность нормальных галактик на двухцветной диаграмме.
Применение быстродействующих автоматических
измерительных систем в астрономии позволит вести поиск
необычных галактик с помощью ЭВМ,
запрограммированной на выявление галактик с необычными цветами
непосредственно на пластинках.
В течение многих десятилетий внегалактическая
спектроскопия была чрезвычайно трудной.
Поверхностная яркость галактик низка, поэтому требуются
длительные экспозиции. Можно было применять только
небольшие дисперсии, так что весь спектр слабой галактики на
пластинке был не длиннее ногтя и при этом были велики
потери в разрешающей силе. К счастью, в двух важных
отношениях эта ситуация теперь быстро меняется. Во-
первых, на службу астрономии пришли новейшие
технические достижения. Для обнаружения света слабых
галактик теперь применяют гораздо более чувствительные
приборы. Например, электронно-оптические усилители
изображения регистрируют гораздо больше драгоценных
фотонов, чем традиционные фотопластинки. В наиболее
изощренных системах свет галактики разлагается ди-
Исследование нормальных галактик
87
фракционной решеткой, а затем анализируется
небольшой ЭВМ, расположенной непосредственно в башне
телескопа и работающей в режиме реального времени.
Как только для намеченной задачи собрано достаточно
фотонов, наблюдатель может переходить к следующему
наблюдению. Таким образом, современная электронная
и вычислительная техника повышает класс крупнейших
телескопов мира, позволяя нам лучше разглядеть
манящие галактики. Во-вторых, необычайно возрос интерес к
внегалактическим исследованиям. Достижения
рентгеновской и радиоастрономии пробудили у астрономов
жажду собрать как можно больше сведений о цветах и
спектрах галактик. Анализ спектров с эмиссионными
линиями позволяет определить температуру, а также
концентрацию и энергии частиц в возбужденном газе,
создающем излучение в линиях.
Глава 5
ВНУТРИ ГАЛАКТИК
5.1. Звездный состав галактик
Идея о том, что галактики содержат различные типы
звезд, восходит к 1944 г., когда Вальтер Бааде ввел в
употребление понятие о двух типах населения — I и II —
в нашей Галактике и в туманности Андромеды М31.
Его основные идеи были очень важны для всех
последующих исследований структуры и эволюции галактик.
В 1944 г. в условиях затемнения военного времени Бааде
сфотографировал галактику М31 и два ее спутника.
Применяя 2,5-метровый телескоп обсерваторий Хэйла
при хороших атмосферных условиях, он использовал
длительные экспозиции, а затем по своим наблюдениям
построил диаграмму Герцшпрунга — Ресселла для звезд
в ядре М31 и в двух ее спутниках. Он заметил, что
составные диаграммы ГР похожи на диаграммы шаровых
скоплений в нашей Галактике. Ярчайшие звезды в
исследованных областях были красными сверхгигантами.
Когда же были обследованы внешние области М31, то
здесь звезды легли на составную диаграмму ГР,
типичную для звезд рассеянных скоплений, в которых
ярчайшие звезды — это голубые объекты главной
последовательности. Бааде отнес звезды типа рассеянных
скоплений к населению I, а звезды типа шаровых скоплений к
населению II. Сначала предполагалось, что эти два
населения отражают различия в возрасте; хотя в основном
эта идея верна, теперь ясно, что на принадлежность к
тому или иному населению влияет химический состав, в
особенности наличие металлов.
В 1951 г. Бааде продолжил эту работу, исследовав
два шаровых скопления: NGC 6528 и NGC 6522, видимых
к югу от ядра нашей Галактики в области, сравнительно
свободной от пыли. По измерениям 100 звезд типа RR
Внутри галактик
89
Лиры он определил расстояния до этих двух скоплений:
приблизительно 9 кпс от Солнца, что подтверждает их
близость к ядру. Диаграммы ГР подкрепили мнение
Бааде, что ядра спиральных галактик состоят в основном
из старых звезд, подобных звездам шаровых скоплений,
рассеянных по гало Галактики. Первоначально деление
на два населения Бааде сделал на основе их положения
в галактиках: области ядра и гало содержат звезды
населения II, а диск состоит из звезд населения I.
После пионерской работы Бааде в эти представления
было внесено несколько изменений. Теперь ясно, что
резкой границы между населениями нет, скорее, имеет
место плавный переход. Кроме того, развитие теории
звездной эволюции показало, что определяющими факторами
типа населения являются как возраст, так и химический
состав. Общепринятое разделение галактических
объектов на различные типы населения приводится в табл. 5,
где указаны также типичные представители.
Таблица 5
Объекты, принадлежащие к двум главным звездным
населениям
Объекты населения I
Рассеянные скопления
Солнце
Межзвездный газ
Звезды типа Т Тельца
Звезды с сильными линиями
металлов
Звезды-гиганты
Классические цефеиды
Объекты населения II
Шаровые скопления
Звезды со слабыми линиями
металлов
Центральная часть Галактики
Новые
Переменные типа RR Лиры
Долгопериодические переменные
Звезды с большими собственными
движениями
Звезды, бедные металлами
Цефеиды населения II
Понимание взаимосвязи между звездной эволюцией,
звездными населениями, возрастом и химическим
составом существенно для прогресса в интерпретации
наблюдений галактик. Это объясняется тем, что относительно
90
Глава 5
просто можно определить только суммарные свойства
галактик, такие, как интегральная звездная величина,
цвет, интегральный спектр и структура. На эти свойства
влияют относительные доли населений и их положение в
галактике. Когда для многих галактик найдены
преобладающие в них типы звезд и их местоположения,
становится возможным рассматривать ту часть эволюции
галактик, которая определяется историей рождения,
жизни и смерти звезд.
5.2. Газ и пыль
Наблюдения в оптической, радио- и инфракрасной
областях спектра показали, что помимо звезд в
галактиках содержатся значительные количества газа и пыли.
Доля газа и пыли по сравнению с полной массой
галактики зависит от типа, причем обычно она самая высокая
у неправильных галактик и самая низкая у
эллиптических. Преобладающим химическим элементом в газе
является водород. В атомарном состоянии его можно
обнаружить с помощью радиолинии 21 см. Этот атомный
переход обусловлен ничтожным различием энергий
между двумя подуровнями сверхтонкой структуры самого
нижнего энергетического уровня водорода.
Перескакивая с одного подуровня на другой, единственный
электрон атома водорода излучает фотон с длиной волны
21 см, если при этом происходит переход в наинизшее
возможное состояние, и поглощает фотон, если он
покидает это состояние. Оказывается, наша и соседние
галактики содержат достаточно нейтрального водорода,
для того чтобы можно было картографировать с
помощью радионаблюдений положения и скорости газа.
Нейтральный газ заключен в основном в спиральных
рукавах Млечного Пути, местами он образует плотные
конденсации, называемые областями HI. Нейтральный
водород, наблюдаемый в радиодиапазоне, составляет
3% полной массы Галактики. Внутри плотных областей
HI, по-видимому, содержатся обильные запасы молекул
водорода. Их нельзя обнаружить по радиоизлучению,
но если допустить, что они почти наверняка
присутствуют, то на долю водорода приходится приблизительно
Внутри галактик
91
6% массы Галактики. Другим очень важным
компонентом газа является гелий — второй из легчайших
элементов. В среднем на 10 атомов водорода приходится один
атом гелия. Поскольку атом гелия почти в четыре раза
массивнее атома водорода, его доля по массе выше, и
вклад гелия в массу галактического газа составляет
около 28%.
Кроме этих легчайших элементов имеется небольшая
примесь более тяжелых элементов, таких, как азот,
кислород, углерод, неон, магний и железо. Все вместе эти
«тяжелые» элементы составляют чуть меньше 2% массы
межзвездного вещества. По числу атомов их вклад
гораздо меньше, так как массы их атомов велики. Если же
подсчитать суммарную массу элементов, входящих в
межзвездный газ, то получится что-то около 10% полной
массы Галактики. Остальная масса заключена в звездах.
Распределение газа по Млечному Пути далеко не
однородно. Мы уже упоминали, что нейтральный водород,
обнаруживаемый по линии 21 см, концентрируется
преимущественно в спиральных рукавах. Именно это
свойство позволило радиоастрономам выявить похожую на
водоворот картину, обрисованную спиральными
рукавами Млечного Пути (рис. 22), когда они определили
скорости сгущений газа, наблюдаемых в различных частях
неба, относительно Солнца. Движения газа вызывают
малые смещения линии 21 см от длины волны,
соответствующей покоящемуся объекту (эффект Доплера), и
эти смещения можно использовать для построения карт
скоростей газа в зависимости от положения на небесной
сфере. Часто в одной и той же области неба
регистрируется несколько облаков, движущихся с различными
скоростями. Для расшифровки этих карт нужно знать,
как движется вещество в Млечном Пути. Эти данные,
получают, изучая звездные движения, раскрывшие
главные черты в картине вращения Галактики. Если
предположить, что газ подчиняется приблизительно тем
же динамическим законам, то по измеренным
скоростям можно найти расстояния до облаков газа. Когда
таким способом построили карту распределения
нейтрального водорода в Галактике, то обнаружили, что
водород очерчивает вихрь спиральных рукавов. В неко-
92
Глава 5
тором направлении луч зрения может пересечь
несколько спиральных рукавов, движущихся с различными
скоростями, вот почему во многих областях Млечного Пути
наблюдаются облака, имеющие различные скорости.
С конца 1960-х годов был сделан ряд впечатляющих
открытий органических и неорганических молекул в
галактических газовых облаках. Особенно примечательны
огромные облака вблизи галактического центра —
«сердца» Млечного Пути,— в которых отождествили
свыше 20 различных молекул, в том числе состоящих из
пяти, шести, семи и даже девяти атомов. Среди
обнаруженных молекул есть формальдегид, окись углерода,
муравьиная кислота, уксусный альдегид, циан, аммиак,
метиловый спирт и диметилэфир. Считается, что
некоторые из этих молекул являются необходимым «сырьем»
Рис. 22. Сложный узор спиральной структуры нашей Галактики,
найденный радиоастрономами.
Внутри галактик
93
для естественного синтеза Сахаров, аминокислот,
нуклеиновых кислот и белков, поэтому эти открытия дали
мощный толчок работам о внеземном происхождении
органического вещества.
К видимым проявлениям межзвездного газа
относятся эмиссионные и отражательные туманности. Эти
галактические туманности представляют собой локальные
конденсации межзвездного газа, среди них есть туманности,
видимые невооруженным глазом: на северном небе —
Трехраздельная туманность (рис. 23), а в южных
широтах— туманность ц Киля.
Если разложить свет эмиссионной туманности, такой,
как туманность Ориона, с помощью спектроскопа, то
легко заметить, что большая часть света излучается в
нескольких эмиссионных линиях, принадлежащих, как
правило, ионизованному кислороду, неону, а иногда
железу и нейтральному водороду. А если тяжелые
элементы ионизованы, то есть потеряли один или несколько
своих электронов, значит, газ высоко возбужден и имеет
высокую температуру. В течение многих лет
астрофизики были сильно озадачены линией на 4959—5007 А,
которая наблюдалась в нескольких туманностях, но не
поддавалась отождествлению ни с одним из известных
атомных переходов. Таинственному атому,
ответственному за излучение в неотождествленной линии, они
придумали название «небулий». В конце концов физики
показали, что излучение создается ионами кислорода,
потерявшими два внешних электрона. Электроны могут быть
вырваны из атома, только если температура газа
поднимается до 10 000 К. Внутри типичной эмиссионной
туманности температура электронов порядка 10 000 К, а
концентрация частиц порядка 108 на 1 м3. Обычно газ
эмиссионных туманностей возбуждается находящимися
внутри них очень горячими молодыми звездами высокой
светимости, главным образом спектрального класса О.
Почти наверняка эти возбуждающие звезды
образовались из газа туманности. Отражательные туманности мы
наблюдаем потому, что межзвездный газ становится
видимым благодаря отражению света близкой звезды.
Если горячая звезда погружена в облако
нейтрального водорода, то ее интенсивное ультрафиолетовое из-
Рис. 23. Трехраздельная туманность (вверху) состоит из горячего
газа и непрозрачной пыли. (Внизу — туманность М48).
Внутри галактик
95
лучение оказывает сильное воздействие на водород. Его
электрон получает столько энергии, что ее достаточно
для отрыва от центрального протона. Поэтому атом
водорода диссоциирует на составляющие его протон и
электрон, т. е. ионизуется. Вблизи горячей звезды водород
превращается в плазму протонов и электронов, образуя
так называемую область НИ. Эти объекты испускают
тепловое излучение, обнаруживаемое в виде
непрерывного спектра радиоволн. Обзоры радиоисточников
привели к открытию в нашей Галактике большого числа
областей НИ; некоторые из них нельзя наблюдать в
оптической области из-за поглощения. Большое скопление
гигантских областей НИ имеется в центре нашей
Галактики. Области НИ часто очень хорошо видны в
спиральных галактиках как с помощью оптических, так и
радиотелескопов, в частности в расположенной
перпендикулярно лучу зрения спирали М 33.
Пыль в межзвездном пространстве обнаруживают
главным образом по вызываемому ею поглощению и
ослаблению оптического излучения. На фотографиях
спиральных галактик, наблюдаемых с ребра, видны
плотные скопления пыли в галактической плоскости.
Например, радиогалактики Лебедь А и Центавр А обладают
такими гигантскими пылевыми полосами, что полностью
поглощают свет центральных областей этих галактик.
Давно было замечено, что некоторые области вдоль
полосы Млечного Пути относительно бедны звездами или
лишены их совсем. Наблюдая Млечный Путь
невооруженным глазом в ясную, темную ночь, и в северном, и в
южном полушариях легко заметить темные пятна на
светлом фоне. Например, на южном небе особенно
бросается в глаза «Угольный мешок». Эти темные зоны
отчетливо видны на составных фотографиях Млечного
Пути. Можно было бы предположить, что эти пятна
являются истинными провалами между звездами, сквозь
которые проглядывает чернильный мрак
внегалактической Вселенной. Однако, чтобы эта гипотеза оказалась
правильной, нам нужно было бы допустить, что такие
пустые туннели между звездами Млечного Пути
достаточно многочисленны, так как для каждого темного
пятна на наш луч зрения должен попадать один туннель.
96
Глава 5
Легко показать, что число туннелей, необходимое для
подкрепления этой гипотезы, слишком велико.
Следовательно, лишенные звезд области должны объясняться
поглощением света. Самый эффективный способ
прекратить доступ света от звездных полей — это поместить на
его пути в межзвездном пространстве облако пыли.
Другим свидетельством существования пыли явилось
открытие межзвездного покраснения. Предположим, что
наблюдаются звезды одного и того же спектрального
класса, находящиеся на различных расстояниях. Тогда
оказывается, что чем дальше звезда, тем она краснее,
а видимые звездные величины растут быстрее, чем
можно объяснить только увеличением расстояния. Впервые
эти эффекты были серьезно исследованы в середине
нашего века. Покраснение объясняется рассеянием света
далеких звезд на межзвездной пыли. Оказывается, что
вероятность рассеяния меняется как 1Д, где X — это
длина волны излучения. Далее, длина волны красного
света больше, чем голубого, поэтому для красного света
значение 1/Х меньше, чем для голубого. Это означает,
что фотоны красного света с меньшей вероятностью
выпадают из пучка звездного света, чем фотоны голубого
света. Итак, по дороге от звезды к Земле с голубого
конца спектра теряется все большая доля звездного света,
чем с красного его конца. Значит, свет звезды краснеет
в межзвездной пыли, и этот эффект тем сильнее, чем
дальше от нас находится звезда.
Дымка межзвездной пыли вызывает также общее
ослабление света далеких звезд. Поскольку Солнце
расположено в плоскости Млечного Пути, это чрезвычайно
серьезное обстоятельство, потому что в большей части
галактической плоскости невозможно увидеть звезды,
находящиеся дальше 2 или 3 кпс (рис. 24). Конечно,
иногда попадаются «окна», сквозь которые мы можем
заглянуть поглубже внутрь Галактики, но они и невелики
и крайне редки. В некоторых областях НИ можно -видеть
интересные пылевые образования в виде длинных,
темных полос, называемые «слоновыми хоботами». Заметим,
что знаменитая туманность «Конская голова» в
созвездии Ориона является облаком пыли, силуэт которого
подчеркивается яркой подсветкой звезд.
Внутри галактик
97
Сведения о размерах и о химическом составе
пылинок получают в основном, изучая зависимость
поглощения от длины волны. Силикатные пылинки, содержащие
много кислорода, в среднем имеют радиус 0,15 мкм,
графитовые пылинки, состоящие из углерода, имеют радиус
0,05 мкм, а самые мелкие железные — всего 0,02 мкм.
Это только средние значения, найденные по
наблюдениям в нескольких частях Млечного Пути. Чтобы
объяснить наблюдаемое ослабление света звезд, масса пыли
в Галактике должна составлять около 1 % (или меньше)
массы газа. Легко видеть, что на долю межзвездной
пыли приходится 0,1% массы Млечного Пути, поскольку
сам газ дает вклад около 10%, а пыль — только 0,01
этого количества.
Рис. 24. Положение оптических объектов с известными расстояниями
относительно Солнца (черный кружок) и центра Галактики (черный
квадрат). Кружки — цифеиды, квадраты — Р-ассоциации,
треугольники— скопления. Легко различить сегменты трех спиральных
рукавов.
98
Глава 5
Падающая волна
Поляризационный
фильтр
Поглощение
Прошедшая волна
Рис. 25. Электромагнитные волны падают слева на
поляризационный фильтр. Когда плоскости поляризации волны и фильтра
совпадают, имеет место полное пропускание, а когда они
перпендикулярны — полное поглощение.
В качестве доли по массе тяжелых элементов выше
приводилось значение немного меньше 2%. Частицы
пыли в межзвездной среде построены из тяжелых
элементов, но они ответственны менее чем за 1% массы
межзвездной среды. Это значит, что тяжелые элементы
должны скрываться в некоторой ненаблюдаемой форме.
Они могли бы принять форму популяции сложных
молекул, еще не открытых в газе, или даже «снежных
комьев» в межзвездной среде.
Межзвездные пылинки вызывают поляризацию света
звезд. Этот эффект можно продемонстрировать, вращая
поляроид перед фотометром, принимающим свет звезды.
Если в свете звезды присутствует составляющая,
колеблющаяся только в одной плоскости (линейно
поляризованная составляющая), то будут наблюдаться
периодические флуктуации сигнала, прошедшего сквозь
поляроид на фотометр, потому что поляроид не пропускает
линейную составляющую, когда та колеблется под
прямым углом к его главной оси (рис. 25). С помощью вра-
Внутри галактик
99
щающегося поляризационного фильтра, соединенного с
фотометром, можно измерять степень и угол
поляризации звездного света. Исследования поляризации
обнаружили крупномасштабные систематические эффекты в
поведении линейно поляризованного света звезд. Эти
явления коррелируют с положением в Галактике, т. е. они
не возникают в самих звездах. Дело в том, что
пронизывающее Галактику магнитное поле ориентировало
цилиндрические пылинки так, что их главные оси стали
перпендикулярны магнитным силовым линиям. Когда
звездный свет пересекает ориентированные полем
пылинки, он поляризуется вследствие рассеяния. На
основе картины поляризации в зависимости от галактических
широты и долготы удалось кое-что узнать о структуре
магнитного поля Галактики, упорядочивающего
пылинки (рис. 26).
Главные структурные образования в межзвездном
газе были отождествлены, исследованы и очерчены с
помощью радиоастрономических наблюдений. Самый
распространенный компонент — это межоблачный газ,
расположенный между спиральными рукавами. Его
кинетическая температура 5000—6000 К, концентрация 2-Ю5
атомов на 1 м3, а электронная концентрация 3-Ю4
электронов на 1 м3. В этот всеобъемлющий субстрат
погружены многочисленые облачка диаметрами около 1 пс,
массами до 10 солнечных масс, с концентрацией частиц
107 на 1 м3 и температурой 30—400 К. Эти более
холодные и более плотные облачка могли образовываться
вследствие общей неустойчивости межоблачного газа.
Неподалеку от Солнца в спиральных рукавах имеется
много темных облаков. Их температуры 5—20 К, массы
100—10 000 солнечных масс, а диаметры до 6 пс.
Наконец, встречаются большие молекулярные облака, или
черные облака, с температурой 30 К, концентрацией
атомов водорода 109—1013 на 1 м3 и с массами до миллиона
солнечных. Внутри любой из этих основных форм
существования газа могут образовываться области НИ, если
вблизи имеется источник ионизации, такой, как звезда
класса О. Особенно часто встречаются области НИ в
кольце вокруг центра Галактики, простирающемся от 4
до 8 кпс.
Долгота
Рис. 26. Галактическое магнитное поле обнаруживают по векторам
поляризации света звезд.
Внутри галактик
101
Вся наша Вселенная заполнена излучением,
температура которого всего лишь 2,7 К (фоновым
излучением). Упомянутые выше значения температуры гораздо
больше, чем можно объяснить нагревом за счет фонового
излучения, поэтому необходимо рассмотреть, как
нагревается межзвездная среда. Света звезд Галактики
недостаточно, чтобы прогреть всю межзвездную среду, хотя
в отдельных случаях звезды могут нагревать и
ионизовать значительные объемы пространства. Предлагалось
много других механизмов нагрева, например нагрев
рентгеновскими и космическими лучами, а также за счет
энергии, выделяющейся при столкновениях облаков.
5.3. Области звездообразования
Проблема звездообразования получила новый
стимул, после того как радиоастрономы открыли
молекулярные облака и гигантские области НИ.
Местоположение областей НИ, пылевых и молекулярных облаков
замечательным образом коррелирует с положением
молодых звезд, таких, как переменные типа Т Тельца и
звезды спектрального класса О. Наличие такой сильной
связи поняли только тогда, когда были построены радио-
и инфракрасные карты межзвездной среды. Звезды
рождаются из облаков межзвездного газа, но для того,
чтобы они образовались, части газового облака должны
разделиться на более плотные сгустки, называемые про-
тозвездами. Этот процесс деления является для нас
почти полной тайной.
Основы теории превращения сжимающейся прото-
звезды в молодую звезду главной последовательности
были разработаны Хаяши и его сотрудниками. Он
рассчитал поведение сжимающихся газовых шаров с учетом
переноса энергии внутри протозвезд излучением и
конвекцией. Начальная светимость может быть
удивительно высокой, так как на ранних стадиях эволюции
вещество звезды прозрачно для излучения, и по мере ее
сжатия под действием самогравитации энергия может
быстро уноситься излучением. В конце концов звезда
становится непрозрачной и удерживает излучение в
своих недрах, так что светимость убывает. Запертое в звезде
102
Глава 5
излучение разрушает молекулярный водород и
ионизирует атомарный водород (это два главных компонента,
из которых состоит протозвезда). Эти процессы опять
вызывают быстрое сжатие, сопровождаемое ростом
светимости. Быстрое сжатие прекращается только тогда,
когда ионизуется все вещество и звезда вступает на путь,
конец которого — соответствующая ее массе точка
главной последовательности.
Области звездообразования в Галактике можно
определить, разыскивая молодые звезды. Среди них
звезды спектрального класса О и звезды типа Т Тельца.
Светимости звезд класса О высоки — примерно в 104 раз
больше, чем у Солнца, а массы в 50 раз больше. Энергия
расходуется так быстро, что они находятся на главной
последовательности всего около 10 миллионов лет; это
мало по сравнению с временем одного оборота
Галактики, так что звезды класса О все еще расположены
вблизи районов своего рождения. Прямые наблюдения и
теоретические соображения показывают, что эти звезды
образуются в спиральных рукавах и в областях, богатых
газом и пылью. Звезды типа Т Тельца, которые,
по-видимому, являются молодыми объектами,
приближающимися к главной последовательности, также связаны с
плотными конденсациями пыли. Звезды типа Т Тельца
выбрасывают массу и возвращают вещество в межзвездную
среду. Вероятно, процесс потери массы—это
существенный шаг на пути к установлению равновесной
конфигурации в течение перехода к состоянию обычной звезды.
Расчеты энергетического баланса показывают, что
внутри гигантских областей НИ источником энергии,
ионизующей водород, вероятно, являются звезды класса О
высокой светимости. Компактные области НИ вполне
могут быть областями звездообразования с возрастом
всего лишь 10 000 лет, т. е. необычайно молодыми по
астрономическим меркам.
К проблеме образования звезд имеют отношение
наблюдения интенсивного инфракрасного излучения пыли в
областях НИ и мощных молекулярных радиоисточников.
По мере того как межзвездное облако сжимается и
делится на части, температура конденсаций растет. Это
согласуется с хорошо известным фактом: при сжатии га-
Внутри галактик
103
за его температура растет. Причиной сжатия
межзвездного газового облака является сила гравитации. Однако
повышение температуры становится серьезным
препятствием для сжатия протозвезды, потому что приводит к
увеличению внутреннего давления, которое стремится
уравновесить силу гравитации. Чтобы звезда могла
образоваться, протозвезда должна как-то избавиться от
тепловой энергии. Оказывается, что как раз в местах
предполагаемого звездообразования наблюдаются
мощнейшие инфракрасные и молекулярные источники.
Следовательно, разумно нарисовать в общих чертах такую
картину звездообразования, согласно которой
выделяющаяся при сжатии энергия заставляет излучать пылинки
и молекулы. Благодаря избавлению от выделившейся
энергии становится возможным дальнейшее сжатие и
продолжается испускание инфракрасных и
радиосигналов. В конце концов возникают устойчивые звезды
главной последовательности, и если температура некоторых
из них очень высока, то они ионизуют межзвездное
вещество и порождают области НИ.
В продолжение своей жизни звезда, вероятно,
возвращает вещество в межзвездную среду, главным
образом посредством звездного ветра. Самые внешние слои
звезды непрерывно истекают в межзвездное
пространство, и масса средней звезды за время ее жизни,
по-видимому, уменьшается. Солпитер оценил, что в нашей
Галактике звезды возвращают в межзвездную среду
одну солнечную массу в год. Можно грубо прикинуть темп
звездообразования: во всей Галактике на этот процесс
может расходоваться до одной солнечной массы в год.
Хотя эти две оценки показывают, что газ и звезды по
существу находятся в равновесии, в действительности
это, возможно, и неверно, потому что оба значения —
лишь грубые прикидки. Тем не менее маловероятно, что
между темпом расхода межзвездного газа на рождение
звезд и темпом его пополнения за счет звездного ветра
существующих звезд имеется очень уж большое
расхождение.
Вообще говоря, эти замечания о звездообразовании в
Млечном Пути можно считать применимыми к
большинству нормальных спиральных галактик. Что же касается
104
Глава 5
эллиптических галактик, то они фактически лишены
межзвездного газа и пыли, во всяком случае его запасы
очень бедны по сравнению со спиральными галактиками.
Эллиптические галактики населены старыми и далеко
проэволюционировавшими звездами, и в настоящее
время в них не происходит сколь-нибудь заметного
звездообразования. В этом состоит поразительное
астрофизическое различие между эллиптическими и спиральными
галактиками. Для первых характерна дряхлость, тогда
как в последних, по-видимому, непрерывно возникают
молодые звезды и происходит «обмен веществ» между
звездами и межзвездной средой.
5.4. Радиоизлучение спиральных галактик
Если бы нашу Галактику можно было наблюдать
извне с помощью радиотелескопа, то оказалось бы, что
она — сравнительно слабый радиоисточник на небе.
Радионаблюдения привели к открытию протяженной
составляющей радиоизлучения, связанной с плоскостью
Млечного Пути. Измерения спектра фонового излучения
Галактики показывают его нетепловую природу.
Скорее всего оно объясняется синхротронным механизмом:
межзвездные электроны при взаимодействии с
галактическим магнитным полем порождают радиоизлучение.
Кроме того, газ в Галактике излучает в дискретной
линии водорода на длине волны 21 см, а также во многих
молекулярных линиях. Некоторая доля радиоизлучения
диска Галактики имеет также и чисто тепловую природу.
Такие эффектные радиоисточники, как остатки
сверхновых и пульсары, не дают значительного вклада в
суммарное радиоизлучение нашей Галактики. На длине
волны 21 см яркостная температура Галактики — мера
интенсивности ее радиоизлучения — равна 0,6 К.
С помощью радиотелескопа нетрудно обнаружить и
туманность Андромеды М31, поскольку она близка к
нам, хотя и является слабым радиоисточником. Ее
яркостная температура на длине волны 21 см всего лишь
около 0,1 К. Первые карты галактики М31 высокого
разрешения построил Пули на одномильном
(1,6-километровом) телескопе в Кембридже (Англия). Самая интерес-
Внутри галактик
105
ная особенность этих карт — наличие заметного
радиоизлучения спиральных рукавов (рис. 27). Как слабый
радиоисточник было обнаружено и ядро М31. В 1885 г.
в этой галактике произошла вспышка сверхновой,
которую в течение некоторого времени наблюдали в
оптической области. Вспышки сверхновых — редкое явление,
причем со времени изобретения оптического телескопа в
нашей Галактике не наблюдалось ни одной сверхновой.
Исследование радиоволн от остатка сверхновой,
связанного со звездой S Андромеды, могло бы предоставить
такую возможность радиоастрономам, но Пули не
удалось обнаружить радиоизлучение этого объекта. Эта
неудача, по общему мнению, может указывать на то, что
газ в остатке сверхновой пока еще не успел расшириться
настолько, чтобы стать прозрачным для радиоволн.
Галактику М 33 мы видим почти плашмя, поэтому
астрономы надеялись, что удастся построить особенно
хорошие радиокарты ее спиральной структуры. Однако
на картах, полученных методом апертурного синтеза в
Англии и в Нидерландах, радиорукава четко не
прослеживаются, несмотря на то что обнаружено излучение
многих облаков ионизованного водорода, рассеянных по
галактике.
Голландские астрономы получили великолепные
радиокарты галактики М51. Эта система тоже видна
почти плашмя, и ее оптические рукава образуют
замечательный узор (рис. 28). Именно у этой галактики
благодаря наблюдениям лорда Росса впервые была открыта
подобная водовороту спиральная структура. Карты,
построенные в Вестерборке, показывают ряд
радиорукавов, почти совпадающих с оптическими рукавами.
Главное различие состоит в том, что радиорукава имеют уяр-
чения вдоль внутреннего края оптических рукавов; это
усиление интенсивности может вызываться сжатием
межзвездного газа в галактике М 51 ударными волнами,
порожденными движением спиральной структуры по
галактике. Другой пример радиоспирали — NGC4258, но
у этой галактики радио- и оптические рукава не
совпадают. Причина этого покрыта тайной, одно из возможных
объяснений — наличие взрывных явлений.
У галактик NGC891 и NGC4631 заметны слабенькие
Рис. 27. Радиоконтуры галактики М31, наложенные на оптическое
изображение.
Рис. 28. Галактика М51 и ее спутник — галактика NGC 5195 (внизу).
108
Глава 5
радиогало. В течение многих лет велись яростные споры
относительно того, окружена или нет наша Галактика
огромным сферическим гало с поперечником 50 000 пс,
заполненным частицами высоких энергий и пронизанным
магнитными полями. Если > бы такое гало существовало,
то было бы гораздо легче объяснить ряд результатов
физики космических лучей и радиоастрономии. Однако
нет никаких прямых экспериментальных свидетельств
его существования. Советский ученый В. Л. Гинзбург
высказал мысль, что можно было бы выбрать
спиральные галактики, похожие на Млечный Путь и видимые с
ребра, и посмотреть, обладают ли какие-нибудь из них
слабыми радиогало. В 1969 г. Пули наблюдал галактику
NGC891 на Кембриджском радиотелескопе, но не нашел
никакого сферического источника радиоизлучения вне ее
плоскости. Несколько лет спустя голландские астрономы
обследовали NGC 891 на трех длинах волн: 6, 21 и 50 см,
и обнаружили, что излучение на 50 см прослеживается
до 6 кпс в обе стороны от плоскости, а это ясно
свидетельствует о существовании гало. Галактика NGC4631
типа Sc видна с ребра, она имеет как протяженное
радиогало, простирающееся на 12 кпс, так и
радиоизлучение от диска.
Ядра нескольких спиральных галактик содержат
радиоисточники. Особенно интересным ядром, состоящим
из многих гигантских газовых облаков, обладает наша
Галактика; выше мы упомянули и о М31.
Радиодиаметры ядер достигают 500 пс, а среднее значение 200 пс.
Тот факт, что некоторые галактики имеют диски,
излучающие в радиодиапазоне, но не обнаруживают
ядерного компонента, может указывать на радиопеременность
ядер.
Между абсолютной оптической звездной величиной
спиральной галактики и интенсивностью ее
радиоизлучения имеется слабая корреляция в том смысле, что
оптически яркие объекты, как правило, обладают высокой
радиомощностью. Как это ни удивительно, но
изолированные и взаимодействующие системы по
радиомощности значительно не различаются. Этот важный результат
показывает, что приливные взаимодействия соседних
галактик не обязательно приводят к усилению радиоизлу-
Внутри галактик
109
чения, хотя и могут вызывать сжатие газа и магнитных
полей. От длинных хвостов пары взаимодействующих
галактик NGC 4038/4039 не обнаружено радиоизлучение,
следовательно, их хвосты не могут состоять из волокон
горячего газа, заключенных в сильном магнитном поле,
чего можно было бы ожидать в случае приливного
взаимодействия.
5.5. Какого типа наша Галактика?
Нам трудно определить морфологический тип нашей
собственной Галактики по той простой причине, что мы
находимся внутри нее. Поэтому картину спиральных
рукавов Галактики в целом выявить нелегко, в особенности
потому, что вследствие поглощения в галактической
плоскости можно наблюдать звезды только в ближайших
рукавах. Имеются три свойства, поддерживающих мнение,
что Млечный Путь относится к типу Sb. Это форма
рукавов, полученная по радиоастрономическим наблюдениям
водорода на длине волны 21 см; доля нейтрального
водорода в Галактике; хорошо развитое утолщение,
видимое на широкоугольных фотографиях Млечного Пути в
области ядра. Однако есть по крайней мере столько же
свидетельств в пользу класса Sc :согласно оптическим
данным, угол закручивания спиральных рукавов
оказывается значительно меньше, чем на радиокартах;
пространственная плотность самых молодых звезд
спектрального класса О — указатель темпа звездообразования —
в Млечном Пути ближе к значению для МЗЗ (тип Sc),
чем для М31 (тип Sb). Еще один признак, характерный
для объектов Sc,— это наличие гигантских облаков
ионизованного водорода (областей НИ). Особенно хорошо
они видны на радиокартах области галактического
центра, где их может быть около десятка. Гигантские
области НИ находят и в диске Галактики, а это тоже
характерно для типа Sc. Наибольшая скорость вращения
Галактики превосходит 200 км/с, но в галактике типа Sb
максимальная скорость не должна быть так велика.
Если сравнить Галактику с М31 (тип Sb) и М 33
(тип Sc), то с точки зрения строения самые важные
моменты следующие: ее масса ближе к массе М31, число
по
Глава 5
шаровых скоплений и в М31, и в Млечном Пути
около 200, но в М 33 их меньше 10. Радионаблюдения
области ядра Млечного Пути раскрывают сложную
динамическую ситуацию. Возможно, что некоторые газовые
облака образуют там перемычку, а это важная особенность.
Итак, в настоящее время нет уверенности, живем ли
мы в галактике типа Sb или Sc, не исключено и наличие
перемычки в центре. В некоторой степени это, вероятно,
просто вопрос семантики, так как тип по Хабблу можно
однозначно приписать далеко не каждой галактике.
5.6. Сопоставление нашей Галактики
и Магеллановых Облаков
В истории современной астрономии оптическое
изучение Магеллановых Облаков (рис. 29) имело огромное
значение. Это объясняется достаточной их близостью,
вследствие чего астрономы могут подробно изучать
звездные населения и сравнивать свойства звезд
Магеллановых Облаков и Галактики. Тщательное
исследование различных типов звезд показало, что процессы
звездообразования в Магеллановых Облаках и в нашей
Галактике разительно отличаются. Это оказало
фундаментальное влияние на относительную
распространенность тяжелых элементов в Магеллановых Облаках,
потому что тяжелые элементы образуются в результате
эволюции звезд.
В Магеллановых Облаках звездные семейства
построены по другим правилам. В нашей Галактике
имеются массивные шаровые скопления, которые образовались,
вероятно, на стадии ее сжатия и потому являются
самыми древними звездными образованиями (рис. 30).
Кроме того, в плоскости Галактики находятся более молодые
рассеянные скопления с рыхлой структурой, подобные
h и % Персея и Плеядам, сформировавшиеся позднее.
Скопления в Магеллановых Облаках развивались иначе,
потому что массивные скопления возникали непрерывно;
Магеллановы Облака содержат массивные богатые
скопления, такие, как старое и далеко проэволюционировав-
шее NGC 121, а также и огромные молодые объекты типа
NGC 1866. По сравнению с туманностью Андромеды в
Внутри галактик
Щ
Рис. 29. Пылевые облака в Малом Магеллановом Облаке очерчены
черными контурами.
Магеллановых Облаках выше доля молодых, а потому
ярких и голубых скоплений; в М31 больше древних
скоплений. Еще одна особенность скоплений в
Магеллановых Облаках состоит в том, что некоторые из них,
например NGC 1221, сильно сплюснуты. В Млечном Пути
у этих сплюснутых скоплений нет явных аналогов. Такие
факты ясно свидетельствуют о том, что
звездообразование в двух системах происходило с разными скоростями.
Имеются также тонкие различия и в характеристиках
звезд. В Магеллановых Облаках красные гиганты, как
правило, голубее и ярче, чем в Галактике.
Звезды-гиганты в нашей Галактике слабее и краснее, чем в Магелла-
112
Глава 5
Рис. 30. Схематическое изображение распределения шаровых
скоплений в Галактике.
новых Облаках. Эти сопоставления свойств скоплений
показывают, что в Малом и Большом Магеллановых
Облаках и в Галактике звездные составляющие
эволюционировали существенно разными путями. Даже в
наших ближайших окрестностях эволюция галактик
проходила несколькими путями.
Данные об истории галактики можно получить и по
распределению звезд. В этом отношении ценными
ориентирами являются цефеиды, так как их период
колебаний блеска коррелирует со светимостью. Последняя
определяется массой звезды, а звезды различных масс
эволюционируют с разными скоростями. Следовательно,
можно использовать пространственное расположение
цефеид разных периодов, чтобы очертить прошлую
историю звездообразования. Было найдено, что в Большом
Магеллановом Облаке молодые цефеиды (с самыми
длинными периодами колебаний блеска) распределены
однородно. Цефеиды промежуточного возраста имеют
тенденцию концентрироваться к его центральной пере-
Внутри галактик
113
мычке. Наконец, почти все старые цефеиды с возрастом
около 50 миллионов лет собраны в центральной
перемычке. Распределение цефеид различных периодов
показывает, что область звездообразования резко
передвинулась с центральной перемычки на всю карликовую
галактику. Непонятно, что привело к таким
фундаментальным переменам.
В Малом Магеллановом Облаке недавно, вероятно,
был всплеск звездообразования. На это указывает
различие в его протяженности на инфракрасных и
ультрафиолетовых фотографиях. Они показывают, что молодые
голубые звезды в основном скапливаются в центре
галактики.
Между свойствами новых в Магеллановых Облаках
и в нашей Галактике имеются слабые систематические
различия, обусловленные малыми различиями в
химическом составе, так как цефеиды Магеллановых Облаков
относительно бедны тяжелыми элементами. Вариации
химического состава вызывают беспокойство, потому что
цефеиды — один из видов стандартных свечей при
калибровке шкалы расстояний. Если эти свечи не всюду
имеют одинаковый состав, то расстояния могут быть
ошибочны. Поведение новых, наблюдавшихся в
Магеллановых Облаках, имеет ряд особенностей. У новых в
Галактике и в М31 наблюдается тесная корреляция
между светимостью в максимуме блеска и временем
спада. Новые в Магеллановых Облаках следуют тому же
закону, если положить модуль расстояния равным 19,Зт.
Однако многие методы определения расстояния до
Магеллановых Облаков приводят к m — М= 18,6+0,1™.
Поскольку новые дают существенно более высокое
значение, оно указывает, что вспышки новых в Магеллановых
Облаках систематически ярче, приблизительно на 0,7т,
чем вспышки в Галактике и в М31.
На основе систематического изучения характеристик
звезд и звездных скоплений в Магеллановых Облаках
мы приходим к неизбежному выводу, что элементы
тяжелее гелия содержатся в звездах Магеллановых
Облаков в меньшем количестве.
Глава 6
ВЗАИМОДЕЙСТВИЕ ГАЛАКТИК
6.1. Группы галактик
Взаимодействие галактик друг с другом представляет
особый интерес по нескольким причинам. Они ставят
увлекательнейшие задачи перед математиками: ведь
взаимное гравитационное притяжение звезд в группах
взаимодействующих галактик требует решения задачи
многих тел. А в астрофизике взаимодействующие галактики
привлекли гораздо больше внимания, чем, казалось бы,
заслуживает их относительное число, потому что
некоторые группы, по-видимому, обладают избыточным
количеством кинетической энергии.
Простейший из наблюдаемых видов
взаимодействий— это приливное возмущение, создаваемое
гравитационными силами, когда расстояние между двумя
большими галактиками всего в несколько раз превышает их
поперечники. Кроме того, необычайно высокая активность
ядра галактики может основательно исказить ее
внешний вид или даже привести к выбросу такого количества
вещества, которое повлияет на близкие галактики.
Объекты с необычной или аномальной морфологией дают
возможность проследить динамическое влияние неустой-
чивостей в ядре, колоссальных гравитационных сил и
чудовищных взрывов на внешний вид галактик. Во
взаимодействующих и пекулярных галактиках можно
изучать физические условия, которые никогда не удастся
воссоздать на Земле.
Современное изучение взаимодействующих галактик
началось с появлением «Паломарского атласа неба»,
когда предоставилась возможность составить каталог
пекулярных галактик, выискивая причудливые формы на
его свежих оттисках. В 1959 г. Б. А.
Воронцов-Вельяминов опубликовал свой «Атлас взаимодействующих галак-
Взаимодействие галактик
115
Рис. 31. Скопление галактик в Персее; указаны радиоисточники.
тик», в котором зафиксировано много примеров групп
галактик, по всей видимости влияющих друг на друга.
Объекты этого каталога обозначаются символом VV и
последующим номером. Так, VV 172 обозначает группу
взаимодействующих галактик, входящих в каталог
Воронцова-Вельяминова под номером 172. Арп составил
«Атлас пекулярных галактик», опубликованный в 1966 г.,
а Цвикки выпустил список эруптивных и пост-эруптив-
116
Глава 6
ных галактик. Подозревают, что в этих последних
происходят мощные взрывы.
В каталогах, вобравших в себя эту странную
космическую коллекцию, взаимодействия и аномалии
проявляют себя в самых разных видах. Среди групп с
интересной динамикой есть цепочки и линии галактик,
развешанные в небе, подобно ниткам бус. В скоплении
галактик в Персее есть цепочка Маркаряна — ряд из двух
десятков больших звездных систем, растянутый в
пространстве не менее чем на 500 кпс (рис. 31). Другие
линейные ассоциации состоят из небольшого числа почти
соприкасающихся объектов; примеры таких групп — W 172
и Агр 330 (они обсуждаются ниже). Помимо цепочек
встречаются и плотные группы, такие, как квинтет
Стефана и VV282. В них скорости отдельных членов
различаются так сильно, что эти компактные ассоциации,
вероятно, распадутся за время порядка нескольких
миллионов лет. Необычное поведение иного рода отличает
галактики, вступившие в гравитационную схватку и как
бы разрывающие на части и разрушающие структуру
друг друга.
6.2. Галактики-беглецы рвут цепи
Прежде чем приступить к рассмотрению неустойчиво-
стей в группах и скоплениях галактик, нужно найти
критерий, определяющий устойчивость системы.
Взаимодействие галактик — это своего рода битва (вообще говоря,
неравная) между двумя видами энергии. С одной
стороны выступает кинетическая энергия данной галактики,
которая стремится оторвать ее от товарищей посредством
связанного с ней относительного движения. Поэтому
кинетическая энергия, распределенная между членами
группы, стремится со временем разрушить ее. Кинетической
энергии противостоят гравитационные силы,
стремящиеся как можно теснее сблизить галактики. Имеется одно
важное утверждение, которое описывает это
динамическое «перетягивание каната» количественно, его
называют теоремой вириала. Для наших целей мы можем
сформулировать эту теорему так:
Если группа гравитационно взаимодействующих тел
Взаимодействие галактик
117
находится в стационарном состоянии, то сумма
удвоенной кинетической энергии и гравитационной
потенциальной энергии равна нулю.
Символически это можно записать в следующем виде:
2Т + V = О,
где Т — кинетическая энергия, определяемая движением
тел. V — это потенциальная энергия гравитационного
поля, она отрицательна. Если для некоторой группы
галактик эта сумма меньше нуля* (V большое и
отрицательное), то гравитация преобладает, и группа остается
тесно связанной. Однако если эта сумма положительна*,
то скорости отдельных членов слишком велики, так что
гравитация не может удержать систему от разлета, и вся
система в конце концов разрушится.
Если мы желаем применить теорему вириала для
проверки устойчивости какой-либо группы, то сначала
необходимо оценить Т и V. В обе эти величины входят массы
галактик, измерить которые трудно. Поэтому обычно
рассуждают в обратном порядке, т. е. спрашивают, какую
массу должна иметь группа, чтобы оставаться
устойчивой. Тогда задача сводится к измерению скоростей
членов группы и их относительных положений. Как только
эти данные получены, по теореме вириала можно
подсчитать массу, при которой все скопление окажется
связанным, т. е. при которой сумма 2 T-\-V заведомо не будет
положительной. Если найденная таким образом масса
системы сильно превосходит сумму вероятных масс
отдельных ее членов, то исследуемая конфигурация в
некотором смысле необычна и требует специального
объяснения.
Сарджент исследовал скорости членов групп и малых
скоплений галактик; он нашел несколько случаев, когда
значения массы, следующие из теоремы вириала,
гораздо больше масс, фактически наблюдаемых в виде
светящегося вещества. Например, группа VV 159 состоит из
трех членов. Спектры показывают, что лучевые скорости
двух из них относительно нашей Галактики равны
10 500 км/с, тогда как третий член убегает со скоростью
* То есть система не равновесна. — Прим. перев.
118
Глава 6
13 200 км/с. Группа VV 159, очевидно, быстро
распадается. Две более «медлительные» галактики не производят
достаточного притяжения, чтобы надолго удержать в
пределах досягаемости своего «резвого» сотоварища,
удирающего от них со скоростью 2700 км/с. Правда, не
исключено, что этот «бродяга» вовсе не связан с двумя
галактиками, обладающими скоростью 10 500 км/с. Он
может оказаться и более далекой галактикой, которая
находится на таком расстоянии, где космологическая
скорость убегания равна 13 200 км/с, и случайно попал в то
же поле зрения, что и два объекта со скоростью
10 500 км/с.
Еще более любопытна группа Агр 330 (рис. 32а).
Разброс скоростей в этой четко выделенной системе,
состоящей из десятка объектов, равен 1200 км/с, он слишком
велик, чтобы гарантировать долговременную
устойчивость. Эта система через 200 миллионов лет распадется,
а ее члены разбредутся кто куда.
Загадочная убегающая галактика находится в
цепочке VV 172 (рис. 326). В 1968 г. Сарджент сделал
удивительное открытие: скорость убегания одной из галактик
36 880 км/с, тогда как ее товарищи движутся со
скоростью 16 000 км/с. Как же объяснить, почему разность
скоростей членов группы достигает почти 21 000 км/с?
Осторожный исследователь прежде всего должен
рассмотреть возможность случайных совпадений или
эффектов проекции. Быть может, на цепочку четырех близких
галактик чисто случайно проецируется пятая — далекая
галактика высокой светимости? Сарджент оценил шансы
такого расположения в результате причуды природы и
получил 1 из 5000.
В 1951 г. Сейферт внимательно изучил стайку
галактик, которая теперь называется секстетом Сейферта
(рис. 33). Наверное, это самый нестройный секстет во
Вселенной. Пять из его «участников» — это спиральные
галактики, а шестой — неправильной формы облако,
возможно оторвавшееся от одной из спиральных галактик.
Блеск членов этой шестерки заключен в пределах от
14,7 до 16,5т, что исключает слишком уж большой
разброс расстояний. Один из членов секстета резко
выделяется, так как он мчится со скоростью 19 930 км/с в от-
Рис. 326. VV 172 — цепочка из пяти галактик;
скорость одной из них на 21 000 км/с больше,
чем скорости остальных.
Рис. 32а. Агр 330 — это явно несвязанная
группа галактик.
Рис. 33. Секстет Сейферта. Рис. 34. Квинтет Стефана.
Взаимодействие галактик
121
личие от других, имеющих среднюю скорость 4400 км/с.
Среднее расстояние между членами всего 17 кпс, что
указывает на тесную связь шести галактик. Сам Сей-
ферт заявил, что вероятность совпадения в результате
случайного наложения объектов с сильно
различающимися расстояниядяи и потому характеризующихся
разными красными смещениями представляется чрезвычайно
малой.
Над проблемами взаимодействующих галактик
неутомимо работал Арп. В 1973 г. он заявил, что объект
секстета Сейферта, резко выделяющийся по скорости, имеет
области НИ и яркие эмиссионные облака таких размеров,
что он не может быть далеким объектом фона. Согласно
Арпу, возможность ясно различить детали внутреннего
строения галактики, движущейся со скоростью
19 930 км/с, показывает, что она должна быть ближе к
нам, чем следует из соотношения красное смещение —
расстояние. Это сильный довод в пользу того, что быст-
ролетящий объект является членом секстета. С годами
история секстета Сейферта становилась все более и
более занимательной: в 1,5° от шестерки находится
большая галактика. Она крайне аномальна, судя по ее
строению, в ней произошел какой-то ужасающий взрыв. Ее
скорость удаления 4600 км/с, т. е. почти точно совпадает
со скоростью большинства членов секстета Сейферта.
Вероятно, это просто совпадение, но не исключена
возможность того, что секстет и «искалеченный» гигант
физически связаны.
Самая знаменитая группа взаимодействующих
галактик называется квинтетом Стефана (рис. 34). История
этой группы восходит к 1877 г., когда Стефан открыл
четыре близкие друг к другу на небе галактики. Позднее
фотографии показали, что эти четыре галактики очень
сильно деформированы, а одна из них двойная. В 1956 г.
для четырех из них были измерены красные смещения,
которым соответствовали скорости от 5700 до 6700 км/с.
На основе этих значений Амбарцумян доказывал, что
система должна быть динамически неустойчива, а это
привлекло к ней еще больший интерес. Затем в 1961 г.
Маргарет и Джефри Бербиджи столкнулись с настоящей
головоломкой; они наблюдали входящую в эту группу га-
122
Глава 6
лактику низкой яркости NGC 7320 и нашли, что ее
скорость всего 800 км/с. Вскоре после этого на конференции
по устойчивости систем в Санта-Барбара, Калифорния,
для объяснения разности скоростей почти в 6000 км/сони
выдвинули две гипотезы. Либо NGC 7320 совершенно не
связана с остальными галактиками группы и чисто
случайно проецируется на них, либо она выброшена из
группы взрывом. Вероятность случайной проекции
оценивается как 1 : 1500, а гипотеза о взрыве полностью выходит
за рамки общепринятой динамики галактик.
В 1970 г., приступив к изучению распределения
нейтрального водорода в NGC 7320, Аллен использовал
радиоастрономические наблюдения для решения загадки
квинтета Стефана. Он заключил, что NGC 7320 должна
быть довольно близка к нам, иначе масса водорода в ней
была бы невероятно большой. Спор здесь идет о том,
находится ли NGC 7320 на таком же расстоянии, как и
другие члены группы с большими красными смещениями.
Этот вопрос приобрел еще большее значение после того,
как возникли загадки, связанные с другими
упомянутыми выше группами. В 1970 г. Арп зашел так далеко, что
стал утверждать, будто все галактики квинтета Стефана
были извергнуты из одного объекта, находящегося в той
же области неба, а именно из большой спиральной
галактики NGC 7331 (красное смещение соответствует
скорости 800 км/с). В 1972 г., изучив радиоизлучение
окрестностей квинтета, он нашел свидетельство в пользу своих
доводов.
В 1973 г. Арп опубликовал наблюдения квинтета
Стефана, проводившиеся в течение ряда лет на
200-дюймовом (5-метровом) телескопе обсерваторий Хэйла. Целью
этих наблюдений было определение расстояний до
входящих в него галактик без обращения к статистическим
аргументам или к красным смещениям. На основе
изучения размеров и распределения областей НИ он
доказывал, что две быстролетящие галактики находятся на
таком же расстоянии, как и NGC 7320; более того, Арп
утверждал, что два быстролетящих объекта не находятся
на космологическом расстоянии, соответствующем
скорости 6700 км/с. Однако, как это ни странно, он заявил,
что одна из галактик, имеющих скорость 6700 км/с, веро-
Взаимодействие галактик
123
ятно, находится на соответствующем космологическом
расстоянии. Ясно, что в квинтете Стефана происходит
что-то очень необычное.
Эта противоречивая картина запутывается сильнее,
если рассмотреть морфологию группы в целом. Квинтет
Стефана пронизан волокнами яркой водородной эмиссии.
Дополнительные данные о взаимодействии между
галактиками были получены при изучении радиокарт,
составленных при помощи Вестерборкской системы апертурного
синтеза в Нидерландах. В итоге Арп заключил, что все
члены квинтета Стефана взаимодействуют и находятся на
близком расстоянии 10 Мпс.
Динамические свойства проанализировали в 1974 г.
Матерне и Тамманн. Они пришли к выводу, что четыре
быстролетящих члена образуют независимую
устойчивую группу, a NGC 7320 — это более близкая галактика,
проецирующаяся на остальные четыре, с которыми она
не связана.
Квинтет Стефана близок к гигантской спиральной
галактике NGC 7331. В обзоре, включающем много групп
взаимодействующих галактик и опубликованном в 1973 г.,
Арп указал, что кратные взаимодействующие группы
лежат вблизи гигантских галактик. Как он считает, это
показывает, что взаимодействующие группы образуются
в более крупных галактиках. Это революционный взгляд,
но он не разделяется большинством астрономов. Сколь ни
убедительными представляются косвенные данные, по
общему мнению, все это может быть результатом
совпадений, проекций и случайных наложений; к 1975 г.
несколько исследователей были склонны считать, что число
неустойчивых групп было завышено. Можно доказывать, что
для однозначного решения спора мы не располагаем
достаточным объемом данных о структуре и динамике
малых групп. Если же тем не менее искаженные группы
действительно возникают внутри других галактик, то
нужно решительно пересмотреть общепринятую картину
образования и эволюции галактик. Поэтому, чтобы
решить, действительно ли во взаимодействующих
галактиках происходит нечто неизвестное современной физике,
чрезвычайно важно узнать о них как можно больше.
124
Глава 6
6.3. Мосты между галактиками
и «хвостатые» галактики
В каталогах пекулярных галактик Арпа, Воронцова-
Вельяминова и Цвикки можно найти немало примеров,
когда по крайней мере за часть аномалий галактик
отвечают приливные силы, действующие между ними.
Часто наблюдается, как от одной галактики по направлению
к другой по безбрежным просторам межгалактического
пространства тянутся ленты и струи вещества. Время от
времени эти протянутые светящиеся «руки» сцепляются
и образуют мост через пустоту. Иногда захватываются
рукава соседних спиральных галактик. Если две
огромные галактики как бы сталкиваются, а это довольно
редкое событие, то из потревоженной центральной массы на
многие десятки килопарсек извергаются могучие потоки.
Потоки наблюдаются в двух случаях: разнообразные
мосты образуются, когда спиральный рукав большой
галактики сливается с ее малым спутником, а слабые, но
протяженные хвосты имеются у некоторых галактик в
кратных системах. Знаменитый классический пример
моста— это спиральный рукав, связывающий галактику
М 51 с ее спутником NGC 5195 (рис. 28).
О происхождении мостов и хвостов велись жаркие
споры. Интуитивно можно ожидать, что взаимное
гравитационное притяжение способно вытягивать из близких
друг к другу галактик нити звезд и газа. Однако многие
теоретики предпочитают приписывать происхождение
этого крайне запутанного многообразия явлений взрывам
и катаклизмам. Но с появлением более мощных ЭВМ
стало возможно проверить эту проблему количественно.
Такой расчет проделали Алар и Юри Тумре в серии
теоретических исследований приливных взаимодействий
между галактиками. Для простоты они рассмотрели
сближения пар дисковых галактик; каждая галактика
идеализированно представляется в виде диска, состоящего из
частиц, затем оцениваются силы, действующие между
частицами в обеих галактиках. Хотя эти модели могут
показаться слишком упрощенными, взаимодействия
между ними, вероятно, достаточно хорошо воспроизводят
реальную ситуацию, поэтому было рассчитано много ви-
Взаимодействие галактик
125
дов близких прохождений модельных галактик. Расчеты
показали, что плотные и узкие мосты возникают
вследствие приливов, когда малая галактика-спутник
пролетает вблизи главной массивной галактики. В этом случае
гравитационные возмущения вытягивают внешние части
диска главной галактики в струю, связывающую оба
объекта. На противоположном краю большей галактики
иногда тоже вырастает рукав. Длинные хвосты
образуются тогда, когда на малом расстоянии друг от друга и
притом медленно проходят два объекта почти равной массы.
В этом случае вытягивается большой поток вырванного
вещества. Таким способом можно было бы объяснить
чрезвычайно тонкие хвосты, потому что они могут быть
обычными, образованными из-за приливов лентами
вещества, наблюдаемыми с ребра.
А. и Ю. Тумре утверждают, что эффектный мост, как
бы соединяющий галактики М 51 и NGC 5195,— это
большая космическая мистификация. В обеих галактиках
видны обширные следы приливных повреждений; в
частности, рукава М51 деформированы во внешних частях
галактического диска. Скорость NGC 5195 на 110 км/с
больше скорости М 51 — важный ключ к восстановлению
истории этой взаимодействующей пары. Разность
скоростей можно истолковывать как свидетельство того, что
NGC 5195 является галактикой-спутником,
обращающимся вокруг М51. Светящийся мост между ними можно
объяснить как остаток тесного сближения, имевшего
место 50 миллионов лет назад, в результате которого был
вытянут поток вещества. В настоящее время NGC 5195
находится на много десятков килопарсеков позади М51,
как раз за приливной струей. Таким образом, в проекции
они как будто соединены, но на самом деле полностью
разделены Установлено, что период полного оборота
спутника вокруг М51 составляет 2,5 миллиарда лет.
В 1973 г. три австралийских радиоастронома —
Мэтьюсон, Клиари и Меррей — провели наблюдения, в
результате которых было открыто замечательное
приливное взаимодействие прямо у нашего порога. По
измерениям в радиолинии 21 см они нашли слабую струю
водородного газа, которая сначала тянется от Магеллановых
Облаков до южного полюса Галактики, а потом идет по-
126
Глава 6
Рис. 35. Поток газа от Магеллановых Облаков в галактических
координатах.
перек галактической плоскости (рис. 35). Эта струя
газа описывает на небе правильную дугу длиной 180°. Ее
полная масса может составлять 109 солнечных масс, т. е.
почти равна суммарной массе нейтрального водорода в
обоих Магеллановых Облаках.
Как же объяснить этот поток газа? Одна
возможность— считать, что это обрывки Магеллановых
Облаков, оставленные ими во время движения по орбите
вокруг нашей Галактики, подобные осколкам метеорного
вещества, разбрасываемого кометами вдоль своего следа.
Однако для такой интерпретации поток имеет слишком
правильное строение, а объяснить устойчивость струи
газа в течение достаточно долгого времени — трудная
задача.
Вторая интерпретация — это образование потока в
результате мощного гравитационного взаимодействия
между Магеллановыми Облаками и нашей Галактикой.
Примерно 5-Ю8 лет назад Малое Магелланово Облако
могло слегка задеть Галактику, пройдя на расстоянии
всего 20 кпс от ядра. При этом должны были возникнуть
колоссальные приливные силы, которые «выпотрошили»
водородные «внутренности» Млечного Пути. Из этой
теории следует, что в прошлом Магеллановы Облака и на-
Взаимодействие галактик
127
ша Галактика принимали участие во взаимодействии
того же типа, которое мы теперь наблюдаем в более
далеких объектах. Против этой динамической модели
происхождения потока имеется одно возражение:
довольно маловероятно, что Малое Магелланово Облако
когда-либо так близко подходило к Галактике.
Третья возможность — считать, что поток состоит из
первичного газа, оставшегося после образования
Магеллановых Облаков, и что он до сих пор сохранился в
обеих карликовых галактиках. Тогда поток объясняется как
извержение из их окрестностей, реликт, унесенный
«порывами» межгалактического ветра либо выброшенный
при взрывах. Открытие потока газа от Магеллановых
Облаков показывает, что мы должны быть готовы к тому,
что экзотические взаимодействия происходят буквально
у нашего порога.
6.4. Взрывающиеся галактики
Красивые фотографии таких спиральных галактик,
как М 31 и М 51 — гигантских туманностей, по всей
видимости мирно вращающихся в пустоте,— создают образ
безмятежной и неизменной Вселенной. Эта
романтическая картина разбилась вдребезги, когда среди огромной
толпы галактик обнаружили значительное число
объектов, имеющих растерзанный вид. Мы уже отмечали мощь
приливов в галактическом масштабе, а теперь
рассмотрим галактики, которые могут быть сильно изуродованы
грандиозными взрывами, происходящими внутри них.
Классический пример — это галактика М 82, охваченная
со всех сторон струями газа и пыли, образующими вокруг
нее гигантский венец (рис. 36); другой пример —
гигантская эллиптическая галактика М 87 в скоплении Девы, от
ядра которой тянется длинная струя вещества высокой
энергии. Первые данные о возможности взрывов
галактик были получены в 1950-х годах
радиоастрономическими методами, но это тема следующей главы. А теперь мы
рассмотрим оптические свидетельства бурных событий.
На фотографиях галактики М 82, полученных в 1949 г.
на только что построенном 5-метровом телескопе Хэйла,
были заметны волокнистые детали, выходящие из ее
128
Глава 6
Рис. 36. Взрывающаяся галактика М82 и радиоисточник в ее ядре.
центра. В 1962 г. Сэндейдж сделал новые снимки через
интерференционные фильтры, пропускающие на
фотопластинку только красный свет, испускаемый атомами
водорода, и поэтому четче выявляющие газовые
структуры. Эти водородные жгуты, очевидно, являются
огромными струями газа, простирающимися на 4 кпс в обе
стороны от плоскости галактики (рис. 36). Независимое
спектроскопическое исследование Линдса выявило, что газ в
этих струях участвует в быстром движении. Спектры,
полученные Линдсом, показали, что газ удаляется от
галактического ядра со скоростью, достигающей 1000 км/с,
причем скорость растет по мере увеличения расстояния
от центра. В этом объекте скорость газа так связана с
расстоянием, что все вещество должно было покинуть
ядро в определенный момент в прошлом. В настоящее
время мы наблюдаем ситуацию, когда вещество,
выброшенное с наивысшей скоростью, достигло максимального
расстояния.
Взаимодействие галактик
129
Согласно зависимости скорости от расстояния, взрыв
в галактике М 82 должен был произойти 1,5 миллиона лет
назад. По интенсивности излучения волокон в разных
спектральных линиях можно оценить их полную массу;
она составляет около 5 миллионов солнечных масс, или
примерно 0,05% полной массы М 82. Чтобы отправить
такую массу в дальнюю дорогу, потребовалась
значительная энергия: около 2-1048 Дж.
Висванатан и Сэндейдж в 1972 г. показали, что
излучение волокон сильно поляризовано (степень
поляризации 25—30%). Сначала не исключалась возможность,
что эта поляризация вызывается рассеянием света ярких
центральных областей М 82 на пыли, содержащейся в
волокнах. Однако в 1973 г. это объяснение было
подвергнуто сомнению и была высказана альтернативная идея:
свечение водорода обусловлено флуоресценцией. В отличие
от теории рассеяния на пыли эта вторая гипотеза не
противоречит взрывному происхождению волокон.
Дополнительные данные о возбуждении газа в М 82
получил ван ден Берг. При изучении центральной
области галактики он обнаружил около пяти чрезвычайно
больших и ярких областей НИ. Возможно, это остатки
мощного взрыва, и не исключено, что они помогли
разжечь огонь в самом начале. Ядро М 82 является сильным
инфракрасным источником с полной светимостью
2-Ю37 Вт. Наблюдения, проведенные Харгрейвом на
радиотелескопах высокого разрешения Кембриджского
университета, обнаружили вблизи оптического ядра
компактный радиоисточник (рис. 36). Харгрейв считает, что
компактный объект в ядре поставляет высокоскоростные
электроны в радиоисточник в М 82. Кроме того, он
выдвинул интересную гипотезу, что струи газа и пыли
могли бы выдуваться давлением излучения, создаваемым
сильным инфракрасным потоком.
Другая галактика, очень интересная с точки зрения
изучения истории бурных событий, — это М 87. В этом
объекте наблюдается выброс, уникальный по своим
свойствам, по близости к нашей Галактике и по обилию
проведенных наблюдений. Оптический выброс простирается
на расстояние около 1,2 кпс от ядра. На фотографиях,
полученных с короткой экспозицией Фелтоном, Арпом и
130
Глава 6
Рис. 37. Выброс в
М87.
Линдсом, выброс разрешается на шесть конденсаций,
излучающих преимущественно в голубой области
континуума, пересеченного хорошо заметными спектральными
линиями. Большая часть излучения исходит из
удивительно малых объемов, ведь поперечник конденсаций
выброса равен всего лишь 70 пс, т. е. ничтожно мал по
сравнению с размером гигантской эллиптической
галактики. В радиодиапазоне М 87 — третий по яркости
источник на небе, а уярчения выброса дают существенный
вклад в его полную интенсивность. Свет и радиоволны
линейно поляризованы; этот факт наводит на мысль, что
излучение образуется при взаимодействии очень
высокоэнергичных электронов с магнитным полем выброса,
порождающим так называемое синхротронное излучение
(рис. 37).
Существование выброса ставит перед теоретиками ряд
задач. Сгусток плазмы, состоящий из высокоэнергичных
электронов и магнитного поля, будет стремиться
расширяться со скоростью, составляющей заметную долю
скорости света, если только он не обжимается внешним
давлением. Форма выброса подсказывает, что он состоит из
вещества, исторгнутого из ядра, и, судя по его
современной длине, это истечение продолжается уже несколько
Взаимодействие галактик
131
тысяч лет. Но толщина его составляет лишь десятки
световых лет, следовательно, на пути естественного
расширения газа должна стоять могучая преграда. Среди
первых изощренных объяснений этого удержания была идея,
что выброс может состоять из ряда небольших плотных
объектов с массами, превосходящими миллион солнечных
масс. Другая возможность — наличие в конденсациях
холодного газа массой несколько миллионов солнечных;
пассивное влияние этого холодного газа могло бы
сдержать стремление высокоэнергичных электронов
расширить облака. Имеется еще одно предположение: выброс
из М 87 — это сверхзвуковой поток горячего газа,
непрерывно истекающий из ядра. Какие бы модели ни
принимались, все они опираются на одни и те же исходные
данные: М 87 обладает массивной струей горячего газа,
выброшенного из ядра.
6.5. Растратчики энергии
При изучении обширного многообразия аномальных
галактик постоянно возникает вопрос о существовании
систем, которые содержат огромные запасы явно
избыточной энергии. Мы не знаем, как вписываются в общую
картину эволюции галактик системы с положительной
энергией. Взаимодействующие галактики помогли
опровергнуть классический взгляд на внегалактический мир
как на воплощение покоя и безмятежности. Несмотря на
то что теперь мы можем качественно обрисовать картину
некоторых видов взаимодействий, каждый раз нам
приходится размышлять о таинственном источнике энергии.
Данные, что энергия имеется в изобилии, очень
убедительны. Но мы пока лишь поверхностно коснулись
проблемы происхождения этой энергии и снова вернемся к
рассмотрению этой трудности в гл. 12.
С наблюдательной стороны нужно собрать больше
информации о галактиках в группах, сильно отличающихся
от остальных. Здесь должна помочь спектроскопия
таинственных объектов в каталоге Арпа, потому что в идеале
она может дать информацию о скоростях, физических
условиях и возрасте. На основе измерений скоростей можно
также проверить ряд выводов, вытекающих из расчетов
J 32
Глава 6
приливных сил. Кроме того, имеется больной вопрос о
применимости статистических аргументов, и нельзя
забывать, что при обсуждении распадающихся групп эти
аргументы фигурировали на видном месте. Возможно,
следует уделить больше внимания тем группам, которые не
являются пекулярными; все ли объекты в «нормальных»
группах находятся на одинаковом от нас расстоянии?
Определение расстояний до членов групп любым методом
имело бы огромную ценность.
Глава 7
ЯДРА ГАЛАКТИК
7.1. Центральные области галактик
У большинства галактик где-то вблизи центра
плотность вещества достигает максимума. У многих близких
объектов, таких, как М 31, М 33 и М 51, в этой области
максимальной плотности имеется звездообразная или
почти звездообразная точка света. На больших расстояниях
мы не можем различить звездообразный центр вследствие
ограниченного углового разрешения телескопов, так как
его изображение замывается светом окружающих ярких
центральных областей. Тем не менее в сейфертовских
галактиках, даже находящихся на больших расстояниях от
нас, можно видеть ядра, сверкающие как драгоценный
камень. Области повышенной яркости в центральных
частях галактик называют галактическими ядрами. С ними
связано много исключительно интересных
астрофизических явлений, а их изучение привело современную
астрономию к ряду важных достижений.
Спектроскопический анализ излучения галактических
ядер показывает, что внутри ядра происходят процессы,
которые обычно не наблюдаются в рукавах спиральных
галактик или во внешних частях эллиптических галактик.
Например, судя по наблюдаемым в спектрах ядер допле-
ровским смещениям, в них бурно движутся газовые
облака, которые нередко достигают скоростей порядка сотен
километров в секунду. Далее, у некоторых галактических
ядер наблюдаются относительно резкие и
кратковременные колебания светимости. Кроме того, в ядрах многих
галактик имеется радиоисточник. Часто они обладают
ультрафиолетовыми избытками излучения, а некоторые
ядра являются мощнейшими инфракрасными
источниками.
Эти явления можно считать признаками активности
134
Глава 7
галактического ядра. Нередко активность — это главный
источник энергии и светимости галактики, поэтому
астрономы, как наблюдатели, так и теоретики, внимательно
следят за происходящими экзотическими процессами.
Хотя и небольшая, но необычная активность свойственна,
вероятно, центральным областям всех галактик; даже
спокойная галактика Андромеды, о ядре которой долго
думали, что оно мертво и содержит только
маломассивные звезды, и та выбрасывает вещество со скоростью 0,01
солнечной массы в год. На другом конце диапазона
активности лежат сейфертовские галактики и квазары;
энерговыделение из их компактных областей значительно
превышает любое излучение обычных звезд.
7.2. Сердце Млечного Пути
Несмотря на то что из всех галактических ядер
ближе всего к нам ядро нашей Галактики, мы находимся в
очень невыгодном положении, чтобы можно было
наблюдать его оптическими средствами. Дело в том, что по
мере распространения от галактического центра до
Солнечной системы интенсивность света ядра ослабляется из-за
поглощения в галактической плоскости по меньшей мере
на 25 звездных величин. Следовательно, с помощью
оптических телескопов практически невозможно провести
никаких полезных наблюдений этого интересного района.
К счастью, этот огромный недостаток частично
компенсируется тем, что сквозь галактический туман могут
проникать радио- и инфракрасные волны. Например,
радиоастрономы провели настолько детальные наблюдения ядра,
которые невозможны даже для ядер ближайших галактик.
Что же находим мы в сердцевине Млечного Пути?
Изучение показало, что ядро состоит в основном из звезд,
а на долю газа и пыли приходится всего несколько
процентов его массы. Сведения о количестве вещества в
центре, о его распределении и движении получены
астрономами главным образом в радио- и инфракрасном
диапазонах. С того времени как было открыто излучение в
линии водорода на 21 см, темой первостепенной важности
остается движение газа в галактическом центре, которое
выявляют по малым смещениям по частоте, приписывае-
Ядра галактик
135
мым эффекту Доплера. В конце 1950-х и начале 1960-х
годов Ян Оорт и его сотрудники в Двингелоо, Нидерланды,
показали, что существуют крупномасштабные движения
газа, которые можно истолковать как расширение
водородных облаков по направлению от центра Галактики.
Плотность вещества в ядерных областях можно
получить по скоростям вращения диска вокруг ядра,
предполагая, что область ядра нашей Галактики в основных
чертах сходна с этой областью близкой к нам галактики
М 31. С изобретением инфракрасных приемников,
способных улавливать излучение, прошедшее сквозь
огромные пылевые облака, не пропускающие видимый свет,
появилась возможность оценить пространственную
плотность звезд вплоть до центра околоядерного диска.
Имеются разумные основания считать, что интенсивность
излучения на длине волны 2,2 мкм (2,2 микрона)
пропорциональна пространственной плотности звезд, так как в
М 31 распределения интенсивности в инфракрасном
диапазоне на длине волны 2,2 мкм и в оптической области
одинаковы. Поскольку оптическое излучение
определяется звездами, очевидно, что излучение на 2,2 мкм
коррелирует с пространственной плотностью звезд. Если подобная
корреляция справедлива и для нашей Галактики, то,
согласно Оорту, можно интерпретировать радио- и
инфракрасные данные следующим образом: в 100 пс от центра
плотность вещества составляет 105 солнечных масс на
1 пс3 (Ms/nc~3); это раз в 50 больше пространственной
плотности звезд в окрестностях Солнца. По мере
приближения к центру ядра пространственная плотность звезд
быстро растет с уменьшением радиуса по степенному
закону. На расстоянии 10 пс она составляет 6,6-103 Ms/nc3,
на 1 пс от центра 4,2-105 Ms/ncs, а на 0,1 пс от центра
она оценивается в 2,6-107 Ms/nc3. Это последнее число
приблизительно в 100 миллионов раз больше
пространственной плотности звезд вблизи нашего Солнца! Полная
масса, заключенная в центральной сфере радиусом 1 пс,
составляет 4,4 миллиона солнечных масс, а в пределах
10 пс от центра — 70 миллионов солнечных масс.
Полная масса галактического ядра приблизительно в
1000 раз превосходит массу большого звездного
скопления, такого, как МЗ.
136
Глава 7
Открытый радиоастрономами околоядерный диск,
состоящий из водородного газа, простирается до 750 пс,
имеет толщину от 100 до 300 пс, а его внешние области
вращаются со скоростью 230 км/с. Диск проявляется
также как очень яркий инфракрасный источник на длине
волны 100 мкм, а это показывает, что помимо
водородного газа он содержит горячую излучающую пыль.
Количество газа и пыли, кружащихся в околоядерном диске, до
сих пор фактически не известно, хотя современные оценки
дают от 5-Ю6 до 2-Ю8 солнечных масс. На карте
галактического центра, построенной на длине волны 10 мкм,
видно много тонких деталей, как будто излучение идет
из нескольких дискретных областей (рис. 38). Несмотря
на то что пока в этом нет полной уверенности,
представляется вполне вероятным, что длинноволновое
инфракрасное излучение околоядерного диска обусловлено
-28° 58 50'
I I \ 1 I 1 1 1 L
30?О 29*0
I7h 42m
Прямое восхождение (1950)
Рис. 38. Центр
Галактики на длине волны
10 мкм.
Ядра галактик
137
пылью, нагретой вследствие поглощения оптического и
ультрафиолетового излучения более высокой энергии.
Беклин и Нойгебауэр сообщили также об открытии на
длине волны 2,2 мкм точечного источника на угловом
расстоянии 10" от галактического центра. Если этот яркий
объект действительно близок к галактическому центру,
то его полная светимость превосходит светимость
Солнца по крайней мере в 105 раз при температуре 2000 К.
Наконец ряд косвенных данных в пользу
предположения о том, что недавно в галактическом центре
происходили взрывы, которые привели к выбросу значительных
количеств газа. Самая удивительная деталь — это
газовый рукав примерно в 3 кпс от ядра, удаляющийся от
центра со скоростью 50 км/с. На противоположной от нас
стороне ядра, возможно, имеется другой сгусток
вещества, убегающий со скоростью 135 км/с. По обе стороны от
плоскости околоядерного диска ван дер Крюи из
Лейденской обсерватории открыл значительные массы газа.
Это вещество удаляется от плоскости так, как будто оно
извержено в результате какой-то катастрофы, поскольку
в отдельных случаях скорость превосходит 100 км/с.
Всего крупномасштабным движением охвачено по крайней
мере 106 солнечных масс водорода. Если теоретически
проследить в прошлое историю движущегося газа, то
можно сделать вывод, что он образовался 12—13
миллионов лет назад в мощном взрыве, сопровождавшемся
извержением вещества с начальной скоростью 600—
700 км/с. Такая активность продолжалась несколько
миллионов лет, в течение которых центральный
околоядерный диск, переживший эту катастрофу, потерял до
107 солнечных масс вещества. Теперь это выброшенное
вещество образует высокоскоростной газ, наблюдаемый по
обе стороны от околоядерного диска, а также
расширяющийся газовый рукав на расстоянии 3 кпс (3-килопарсе-
ковый рукав). Теперь все скорости снизились до своих
современных значений вследствие столкновения с
неподвижным газом, находившемся до начала взрывной фазы
вне ядра. Этот захватывающий сценарий
подтверждается еще и наличием в ядре сильного радиоисточника
(рис. 38), а также мощного инфракрасного источника.
Даже если бы ядро нашей Галактики и не показывало
138
Глава 7
никаких признаков бурной активности в прошлом, оно
все равно было бы весьма примечательным объектом
благодаря богатому набору молекул, открытых после 1969 г.
в его мрачных газо-пылевых облаках. Астрономы
отождествили в газовых облаках Млечного Пути свыше двух
десятков молекул, наблюдая в микроволновом диапазоне
спектра излучение и поглощение молекулярных линий.
Многие из этих молекул — органические, т. е. они
содержат углерод, а некоторые из них очень сложны, во всяком
случае по астрономическим понятиям. Например, в
ядерных облаках были обнаружены муравьиная кислота,
уксусный альдегид, метилциан, диметилэфир и метиловый
спирт (табл. 6). Вблизи галактического центра в значи-
Таблица 6
Молекулы, найденные в межзвездных облаках
Молекула
Метиловый спирт
Уксусный альдегид
Формамид
Глдроксильная группа
Метин-радикал
Формальдегид
Метилимин
Цианоацетилен
Изоцианистый водород
Вода
Аммиак
Метиловый спирт
Моносульфид углерода
Цианистый водород
Окись кремния
Метилциан
Окись углерода
Химическая
формула
СН3ОН
НСОСН3
HCONH2
ОН
СН-
Н2СО
H2CNH
HC3N
HNCO
н2о
NH3
СН3ОН
cs
HCN
SiO
CHgCN
CO
Обычное местоположение
Центр Галактики,
Стрелец А
То же
Центр Галактики,
Стрелец В2
Компактные области НИ
Остатки сверхновых,
Кассиопея А
Центр Галактики,
Стрелец В2
То же
» »
» »
Компактные области НИ
Центр Галактики, Стре
лец В2
Туманность Ориона
Центр Галактики,
Стрелец В2
Туманность Ориона
» »
Центр Галактики,
Стрелец В2
Туманность Ориона
Ядра галактик
139
тельных количествах наблюдались почти все известные
межзвездные молекулы. Точно измеряя частоту
излучения или поглощения в какой-либо линии, можно найти
скорости отдельных компонентов галактических облаков.
Помимо этого, профиль спектральной линии и
интенсивность в ее центре дают сведения о температуре облаков и
концентрациях молекул. Особенно полезным зондом
молекулярных облаков является аммиак, так как он имеет
богатый спектр различных переходов. Сравнивая
интенсивности определенных переходов в этом веществе,
можно установить картину скоростей и распределение
температуры внутри облаков.
В сердцевине Млечного Пути есть две особо
заметные группы молекулярных облаков. Один протяженный
радиоисточник, Стрелец А, по-видимому, находится в
самом галактическом центре; другой источник
непрерывного радиоизлучения, Стрелец В2, лежит в стороне от
Стрельца А, но, по-видимому, тесно связан с ним. В
Стрельце В2 концентрация частиц может достигать
1012 м-3, что соответствует полной массе 107 солнечных
масс; на сегодня это крупнейшее изолированное
сгущение молекулярного вещества, найденное в Галактике.
Его центральное ядро почти наверняка неустойчиво
относительно разрушительных сил самогравитации, поэтому
этот объект, по-видимому, сжимается с характерным
временем 50 000—100 000 лет. Не есть ли это прелюдия к еще
одному гигантскому галактическому взрыву того же
типа, наличие которого уже предположил ван дер Крюи?
Дальнейшее изучение облака поможет прояснить этот
вопрос.
Занимательную картину галактического центра,
напоминающую пробку в уличном движении, нарисовал Ско-
вилл из Колумбийского университета (рис. 39). Он
пришел к выводу, что большая часть газа в центре или
вблизи него, вероятно, собрана в отдельные сгущения
диаметром до 30 пс, каждое из которых содержит около 1
миллиона солнечных масс газа. Отдельные облака движутся
со скоростями, превышающими 40 км/с. Измерения до-
плеровских смещений радиолиний показывают, что
облака не вписываются в нормальную картину галактического
вращения; очевидно, вещество вблизи ядра подчиняется
140
Глава 7
Солнце ^г
'Ж'-) Центр ?]jp*
/ — ч
300
НО (пс)
J 300
Рис. 39. Возможная модель молекулярных облаков в ядре
Галактики.
своим собственным законам движения. Сковилл
предположил, что наблюдения молекулярных линий можно
удовлетворительно объяснить наличием вокруг
галактического ядра вращающегося кольца облаков диаметром
600 пс, расширяющегося во все стороны от ядра. Масса
этого огромного вихревого кольца дыма составляет
около 3-Ю6 солнечных масс. Откуда оно взялось?
Возможный ответ на этот вопрос можно получить, если
проследить в прошлое его движение: распределение скоростей
показывает, что молекулярные облака были одним
залпом исторгнуты из ядра вследствие взрыва,
происшедшего примерно 1 миллион лет назад.
Резюмируя, можно сказать, что плотные и массивные
облака, богатые органическими молекулами,
по-видимому, родились в галактическом ядре, а теперь они
разлетаются от области центра.
Еще одна особенность ядра нашей Галактики, которая
привлекла к себе внимание в последние годы, — это
возможность того, что оно является источником
гравитационных волн. Волны эти-полностью отличаются по природе
от электромагнитных волн, примерами которых являются
радио-, оптическое и тепловое излучения, потому что они
связаны с гравитационными силами, а не с колебаниями
электромагнитного поля. Несколько групп
физиков-экспериментаторов пытались обнаружить колебания,
вызванные гравитационными волнами, родившимися в далеком
космосе. Осуществить это чрезвычайно трудно, так как
необходимо каким-то образом изолировать аппаратуру от
Ядра галактик
141
посторонних вибраций и колебаний, создаваемых
проходящим транспортом, приливами и тому подобное.
По-видимому, наибольшего успеха добился Джо Вебер из
Мэрилендского университета. Он заявил, что ему удалось
обнаружить импульсы гравитационного излучения
внеземного происхождения, причем максимальный сигнал
совпадает с галактическим центром. Другие ученые не
подтвердили результатов Вебера, но нужно сказать, что
никто не наблюдал их на аппаратуре совершенно такого же
типа, как у Вебера, или с такой же упорной решимостью,
которая свойственна Веберу. Поэтому некоторые физики
не верят, что гравитационные волны от галактического
ядра на самом деле обнаружены. Но это вовсе не
означает, что надо отложить на будущее создание физических
моделей источников гравитационного излучения. Если
Вебер действительно обнаружил гравитационные волны
от ядра, то последствия его открытия для астрофизики
совершенно фантастичны. Для создания такой
интенсивности излучения, на которую указывает его аппаратура,
вещество в галактическом ядре должно разрушаться,
превращаясь в энергию гравитационных волн, со
скоростью сотен солнечных масс в год. Эта аннигиляция
означает, что в центре происходит непрерывная потеря
массы, которая должна оказывать глубокое влияние на
эволюцию Галактики, если только в центре постоянно не
создается новое вещество. Однако значение этого процесса
не было изучено во всех деталях; большинство
теоретиков предпочитают, вероятно, подождать более
убедительных данных о гравитационном излучении, прежде чем
связывать себя длительной программой исследований.
Итак, в целом центр нашей Галактики предстает
перед нами как область значительной активности. Чтобы
объяснить, почему большие сгустки вещества
растекаются от центральных областей, по-видимому, нужно считать,
что в недавнем прошлом имели место взрывы, приведшие
к важным последствиям. Некоторые части общей
картины умозрительны, однако очевидно, что по свойствам
ядра наша Галактика подобна активным галактикам, хотя
по своим масштабам процессы в ней меньше, чем в более
впечатляющих случаях. Тем не менее очень полезно иметь
пример галактического взрыва так близко, буквально
142
Глава 7
под рукой, поскольку, изучая его в деталях, мы можем
больше узнать о расточительных галактических ядрах.
7.3. Ядра нормальных галактик
Ядра нормальных галактик можно исследовать
обычными оптическими методами, поскольку центральные
области других галактик обычно не закрыты от нас
большими скоплениями пыли. Можно проводить такие
важные исследования, как изучение типов звезд, входящих
в ядро, состояние газового компонента, а также строение
и динамика обеих составляющих. В центре многих
нормальных гигантских галактик имеются яркие
конденсации. В галактике М 31 наблюдается резкий пик яркости
с видимой звездной величиной 12™, который ясно
выделяется на слабом фоне. Em угловые размеры 1,6X2,8"
соответствуют линейным размерам 5,4X9,4 пс (в
поперечнике). Как и ядра многих других галактик, ядро М 31
содержит ионизованный газ. Спектроскопические обзоры
показывают эмиссионную линию, принадлежащую
атомам кислорода, потерявшим один электрон. Эта
эмиссионная линия с длиной волны 3727 А является главным
индикатором присутствия газа. Другие индикаторы — это
красная линия водорода На на 6563 А и линии
однократно ионизированного азота на 6583 и 6548 А. В М 31 газ
спокойно вытекает из центра, что приводит к потере
массы, равной 0,01 солнечной массы в год. Газ встречается в
ядрах хорошо развитых спиралей, но его доля убывает
при перемещении вдоль последовательности Хаббла от
галактик типа Sc к типу Sa. Обычно бывает трудно
определить точное количество газа, содержащегося в ядре,
потому что нейтральные атомы не создают сильных
эмиссионных линий, но обычно считают, что нормальные ядра
содержат до 106 солнечных масс, излучающих
наблюдаемые эмиссионные линии. Это значение мало по
сравнению с полной массой ядра.
Чтобы газ ядер мог излучать, его нужно подпитывать
энергией. В некоторых системах горячие звезды классов
О и В дают достаточно энергии для возбуждения газа и
отрыва электронов, т. е. ионизации. В эллиптических
галактиках и в спиральных галактиках, таких, как М 51 и
Ядра галактик
143
М 81, энергия, необходимая для нагрева газа, может
выделяться при столкновениях звезд.
Звезды в ядре исследуют, измеряя показатели цвета и
получая спектры центральных областей. В спектрах ядер
таких галактик, как М31, видны детали, характерные
для старых, далеко проэволюционировавших звезд;
отсюда был сделан вывод, что ядро населяют главным
образом звезды-гиганты, довольно старые и сравнительно
холодные, температура поверхности которых ниже 5500 К.
Исследования распределения звезд в ядре М 31 дают
значение пространственной плотности 105 звезд на 1 пс3.
Среднее расстояние между тесно скученными в нем
звездами составляет всего 2000 астрономических единиц. Но
даже при такой тесноте вероятность столкновения двух
звезд очень мала; в среднем в М31 катастрофическое
столкновение происходит, по-видимому, только раз
примерно в миллион лет. Некоторые ядра плотнее, и в них
частота подобных происшествий будет, конечно, выше.
Мы уже видели, что с точки зрения динамики ядро
нашей Галактики очень интересно, так как оно, очевидно,
испытало сильные взрывы. Движение звезд и газа в
ядрах других галактик можно выявить по смещениям
спектральных линий. Установлено, что ядро М 31 вращается со
скоростью, достигающей максимального значения
87 км/с на расстоянии 6 пс от центра. По этим
динамическим данным на основе теоремы вириала оценена его
масса 1,3-107 N[s- В движении газа в М31 заметны
значительные отклонения от однородности, они лучше всего
объясняются оттоком от центра. Каждый год ядро может
выбрасывать до долей солнечной массы. В ядре спутника
М 31, карликовой эллиптической галактики М 32, также
заметно вращение, которое согласуется со значением
массы ядра 107 Мв. Уокер пришел к выводу, что вследствие
быстрого вращения это ядро может быть динамически
изолировано от остальных частей М 32.
Ближайшая спираль типа Sc — это М 33, и ее ядро
доступно довольно подробному изучению. Оно
представляет собой компактное скопление преимущественно
голубых звезд (спектральных классов А5 — А7)
поперечником 17 пс. Сколько-нибудь значительного вращения не
обнаружено. Другая близкая спираль — М51, которая
144
Глава 7
характеризуется сложной структурой области ядра.
В пределах 300 пс от центра имеется много ярких
областей НИ, а также несколько тонких пылевых полос. В
ядро входит до 106 Ms возбужденного газа, это значение
указывает на наличие скрытого источника энергии.
Большое число очень горячих звезд ( с температурой 400 000 К)
или источник ультрафиолетового излучения могли бы
поставлять энергию водороду и нагревать области НИ.
Интенсивное излучение газа может маскировать свет звезд-
карликов, населяющих ядро. М. и Дж. Бербиджи
показали, что газ движется по сложным, некруговым
траекториям со скоростями порядка 100 км/с. Не исключено, что
по многим направлениям от ядра извергаются струи газа;
вследствие большой массы, найденной для этого газа,
кинетическая энергия движения должна быть
значительной. Собрано много данных о том, что ядро М 51
находится в состоянии энергетического хаоса.
В южном полушарии заслуживают внимания
пересеченные спирали NGC 1097 и NGC 1365. В оба ядра
входят гигантские области НИ, а по эмиссионным линиям
водорода и азота найдено значительное некруговое
движение. Спектры ядер указывают на комбинацию
расширения и вращения.
7.4. Сейфертовские галактики
В 1943 г. Сейферт обратил внимание на небольшой
класс спиральных галактик, ядра которых сильно
отличались от ядер других известных в то время систем.
Он обнаружил, что у небольшой доли спиральных
галактик, около 1 % общего числа, рукава малозаметны, а
центральные области чрезвычайно ярки. Сейферт
составил список из 12 таких систем, обладающих
звездообразными ядрами, высоковозбужденными спектрами и очень
широкими эмиссионными линиями. Все эти особенности
характерны для сеифертовских галактик. В настоящее
время их ядра стали предметом пристального внимания,
их исследуют самым тщательным образом с помощью
оптических, радио-, инфракрасных и рентгеновских
телескопов. Излучение ядра полностью объясняется наличием
горячего газа, внутри которого можно выявить бурные дви-
Ядра галактик
145
Рис. 40. NGC4151 — одна из ярчайших сейфертовских галактик.
жения. Теперь к разряду сейфертовских относятся
десятки объектов, причем их список был значительно расширен
благодаря усилиям Сарджента. Ярчайшими, а потому и
наиболее основательно изученными являются NGC 1068,
NGC 1275 и NGC 4151; их красные смещения
соответственно равны 0,0036, 0,018 и 0,0033. На оптических
фотографиях заметны ядра поперечником в несколько секунд
146
Глава 7
дуги, что соответствует линейным размерам в несколько
сотен парсек (рис. 40).
В оптических спектрах сейфертовских ядер, снятых с
высоким разрешением, выделяются детали, впервые
отмеченные Сейфертом, а именно яркие эмиссионные линии
высоковозбужденного газа; часто встречаются неон,
кислород, сера, железо, водород и аргон. Кислород иногда
находят в трех состояниях: нейтральном, однократно
ионизованном и дважды ионизованном; это указывает на
широкий диапазон условий возбуждения. В спектре NGC
4151 имеются линии [FeX] и [FeXIV], то есть атомов
железа, лишенных 9 и 13 электронов, которые встречаются
также в высокотемпературной короне Солнца.
Относительная доля высоковозбужденных атомов в
сейфертовских ядрах так велика, что эмиссионное излучение должно
образовываться в газовых облаках, а не в коронах
горячих звезд. В самом деле, для галактики NGC 4151,
имеющей самый богатый эмиссионный спектр, отсутствуют
прямые данные, свидетельствующие о присутствии звезд
в ядре; 28% излучения сосредоточено в эмиссионных
линиях.
Измерения относительной интенсивности некоторых
эмиссионных линий в спектре сейфертовской галактики
позволяют оценить характерные значения температуры и
плотности. Относительные интенсивности линий
кислорода, находящегося в разных состояниях ионизации,
используются для расчета как температуры, так и
плотности. Значения электронной концентрации можно найти
независимо, например, по линиям кислорода и по линиям
серы. Единую однородную модель сейфертовского ядра
невозможно построить просто потому, что спектры так
богаты линиями. Важно также осознать, что если имеется
скрытый источник энергии, который может впрыскивать
в облака ядер высокоэнергичные электроны, то простые
модели не дадут полной картины. Тем не менее эти
модели по крайней мере указывают на вероятный диапазон
физических условий.
К лучше всего изученным сейфертовским галактикам
относится NGC 1068. М. и Дж. Бербиджи и Прендергаст
оценили, что в пределах 2 кпс от ее центра полная масса
составляет 2,6-109 Ms. Подробное динамическое изучение
Ядра галактик
147
этой зоны показало также, что если в ядре и есть какая-
нибудь центральная конденсация, то ее масса не
превосходит 3-Ю7 М8. По-видимому, ядро NGC 1068 меньше
уплотняется к центру, чем у большинства сейфертовских
галактик. С помощью электронно-оптического
спектрографа Уокер измерил профили отдельных эмиссионных
линий в спектре NGC 1068 и пришел к выводу о наличии
нескольких изолированных облаков, движущихся со
скоростями до 600 км/с. Диаметры облаков оцениваются в
200—350 пс, массы в 106—107 Ms, а значения
электронной температуры в них близки к 20 000 К-
Интересная особенность NGC 1068 — это мощный
поток в инфракрасном диапазоне до длины волны 100 мкм.
Полная инфракрасная светимость эквивалентна 1011
солнечных светимостей, так что большая часть испускаемой
энергии попадает в инфракрасный диапазон. В 1972 г.
Рике и Лоу из Аризонского университета сообщили о
наблюдениях внезапных изменений мощности излучения на
длине волны 10 мкм; они нашли, что за характерное
время в несколько недель сила сигнала менялась в 2 или
3 раза. В ходе одного двухмесячного цикла наблюдений
на 10 мкм они обнаружили переменность, эквивалентную
изменению на 7-Ю9 солнечных светимостей; чтобы
оценить масштабы этого явления, достаточно заметить, что
перепады мощности ядра NGC 1068 в течение недель
сравнимы с полной светимостью нашей Галактики!
Чтобы объяснить вариации светимости в NGC 1068,
необходимо привлечь в качестве источника,
порождающего мощное инфракрасное излучение, нетепловой
механизм. Модели, в которых пыль нагревается до таких
температур, когда она сильно излучает на 10 мкм,
по-видимому, обречены на неудачу из-за «инерционности» пылевых
излучателей. Вследствие трудностей, связанных с
концепцией нагретой пыли, Рике и Лоу предпочитают
приписывать излучение таинственному нетепловому источнику.
Это значит, что энергия выделяется вследствие процесса,
не связанного с нагревом вещества; примером такого
механизма могло бы быть синхротронное излучение, то есть
излучение электронов, ускоренных в магнитном поле.
Еще одна очень интересная сейфертовская
галактика— это NGC 1275 с богатым эмиссионным спектром с
148
Глава 7
Рис. 41. В ядре NGC 1275 имеются свидетельства сильного взрыва.
двумя отдельными компонентами скорости. Сразу же вне
ядра газ движется с очень высокой скоростью 3000 км/с;
это движение можно проследить наружу до Юкпс.Спектр
высокоскоростного газа состоит из узких эмиссионных
линий. В 1970 г. Линде получил в Национальной
обсерватории на Китт-Пик замечательные фотографии
NGC 1275 (рис. 41), снятые с помощью фильтров с мак-
Ядра галактик
149
симумом пропускания, соответствующим наблюдаемой
длине волны красной линии водорода На для обеих
систем скоростей. На них видна волокнистая структура
огромной протяженности, которая, по-видимому,
образовалась в чудовищном взрыве, кроме того, они
подтверждают существование компонентов скорости, найденных
спектроскопически. Внешне структура NGC 1275
напоминает Крабовидную туманность, но в сильно увеличенном
масштабе. Непрерывный спектр NQC 1275 дает
дополнительные свидетельства о необычных событиях, потому что
он круто растет в сторону инфракрасных длин волн.
Распределение интенсивности по спектру следует степенному
закону, столь характерному для нетеплового излучения.
Кроме того, NGC 1275 — это главный член скопления
галактик в созвездии Персея и сильный радиоисточник.
Из всех сейфертовских ядер лучше всего изучено ядро
NGC4151. Оно сверкает так ярко, что вокруг него нельзя
было бы различить никакой галактической структуры,
если бы галактика находилась гораздо дальше от нас. Ядро
имеет богатейший спектр, причем в семейство линий
попадают и экзотические корональные линии [FeX] и
[FeXIV]. На основе анализа интенсивностей линий Оук и
Сарджент заключили, что эмиссионные линии
образуются в области с электронной концентрацией 5-109м_3,
поразительно высокой для газообразного вещества
галактик, при температуре 20 000 К. Полная масса газовых
туманностей и волокон в ядре 2-Ю5 Ms. Андерсон и
Крафт выделили в NGC4151 три компонента скорости и
пришли к выводу, что из ядра были извержены три
гигантские газовые оболочки со скоростями 280, 550 и
840 км/с. Имеются указания , что при спорадических
вспышках активности темп потери массы составляет от
10 до 1000 солнечных масс в год. Излучение NGC4151
переменно с характерным временем колебаний блеска
порядка года.
Ставящая в тупик проблема связана с большой
шириной эмиссионных линий водорода в ядрах сейфертовских
галактик. Профили линий водорода состоят из яркого
центрального ядра с шириной того же порядка, что и у
линий кислорода и азота, и из двух очень широких
крыльев, расходящихся от ядра. Чем обусловлена огромная
150
Глава 7
ширина водородных линий, до сих пор вопрос открытый.
Если уширение профиля линий приписать влиянию
скорости, то это влечет за собой большие дисперсии
скоростей. Это видно на нескольких примерах: ширина линий,
выраженная через скорость, в NGC 566 соответствует
3500 км/с, в NGC 4051 — 3600 км/с, а в NGC
4151—впечатляющему значению 7500 км/с.
Имеется несколько способов объяснить причину уши-
рения линий. Не исключено, что скорости отражают
истинное движение основной массы водорода, а в этом
случае, чтобы удержать быстро движущийся газ вблизи
центра, необходимо наличие чрезвычайно массивной,
очень плотной сердцевины в ядре. Следующая
возможность: водород сильно возбужден и находится в
состоянии хаотического движения, так что разброс случайных
скоростей отдельных атомов достигает тысяч километров
в секунду. Такая ситуация могла бы возникнуть в
условиях взрыва. Случайные движения атомов в газе всегда
приводят к уширению спектральных линий, так что
большие ширины линий можно считать свидетельством
бурного движения. Еще одно предположение состоит в том,
что частота фотонов, испущенных водородом, изменяется
при прохождении сквозь горячий ионизованный газ.
Вследствие ионизации образуются свободные электроны,
и если они быстро движутся и сталкиваются с фотонами,
то между ними происходит обмен энергией. Изменение
энергии является по существу статистическим процессом,
так что энергетический спектр фотонов становится
размытым. Поэтому излучение может испускаться в узкой
спектральной линии, которая будет уширяться по мере
прохождения сквозь горячий газ. В астрофизических
условиях процесс электронного рассеяния сильнее всего
влияет на водородные частоты, поэтому широкие крылья
образуются только у водорода. Чтобы глубже понять
загадочные процессы уширения линий, требуется
провести гораздо более обширные исследования сейфертовских
ядер.
Стоит упомянуть несколько объектов и среди менее
подробно изученных сейфертовских галактик. Рубин и
Форд открыли в NGC 3227 отдельные облака,
движущиеся со скоростью в тысячи километров в секунду. Вся сие-
Ядра галактик
151
тема облаков, по-видимому, расширяется наружу со
скоростью 150 км/с. Вероятно, вещество непрерывно
выбрасывается из ядра. Несколько озадачивает также и
NGC3516. За последние 30 лет ее непрерывный спектр и
линии существенно изменились; линии, которые
наблюдал Сейферт, исчезли, а вместо них неожиданно
появились новые. Астрофизики попытались приписать это
изменение внезапному выбросу плотных облаков (по 100
солнечных масс каждое) со скоростью около 1000 км/с из
центрального источника. Среди галактик, отнесенных к
разряду сейфертовских уже после выхода классической
статьи Сейферта, есть ЗС 120 — радиоисточник,
связанный с компактной галактикой. В оптическом диапазоне
у этого объекта наблюдалась быстрая переменность,
причем всего лишь за несколько месяцев блеск изменялся
в два раза, а в радиоизлучении произошел ряд
последовательных вспышек.
Некоторые сейфертовские ядра, например NGC 1068,
NGC3227, NGC4051, NGC4151 и ЗС 120, являются
мощными источниками инфракрасного излучения. Весьма
важно то, что инфракрасная светимость достигает 1039 Вт,
то есть энергетические потери этих объектов в
инфракрасном диапазоне на один или два порядка величины
больше, чем в оптическом или радиодиапазоне.
Наблюдаются также короткопериодические вариации
приблизительно на 1т, что завершает представление о
сейфертовских галактиках как об объектах, переменных по всему
электромагнитному спектру. Темп энергетических потерь
NGC 1068 соответствует полному разрушению 0,5
солнечной массы в год. Для поддержания энерговыделения
масса ядра должна уменьшаться с такой скоростью
независимо от способа генерации энергии. Мы не знаем, сколь
долго светит NGC 1068 на современном уровне; если она
постоянно теряла энергию с современной скоростью, то
за 108 лет ядро полностью истощилось бы. Ясно, что либо
наблюдаемый процесс спорадический и кратковременный,
либо масса непрерывно восполняется.
Наконец, в разделе, посвященном сейфертовским
галактикам, нельзя не упомянуть еще один класс
галактик— N-галактики. Первоначально так назвали системы
с яркими ядрами, выделяющимися на значительно более
152
Глава 7
слабом фоне. Что касается их внешнего вида, то они по
существу очень похожи на сейфертовские галактики.
Однако большинство N-галактик получили свое название от
радиоастрономов, отождествивших их с сильными
радиоисточниками. К тому же в их спектрах не встречается
таких же широких линий, как в спектрах сейфертовских
ядер. Некоторые из них (ЗС 109, ЗС371 и ЗС 390.3)
переменны в оптической области, указывая на существование
малых компонент размерами всего несколько световых
лет.
7.5. Ядра как генераторы энергии галактик
К настоящему времени наблюдатели подробно
описали несколько важнейших свойств галактических ядер.
Значительная доля ядер в той или иной степени активна,
из них выбрасывается вещество, часто в виде массивных
газовых облаков и быстрых атомных частиц. Даже в
обычных галактиках пространственная плотность звезд
в ядре становится очень высокой. В более экзотических
ядрах, как правило, имеется небольшой радиоисточник —
еще один признак необычных условий. Нередко
инфракрасный поток безмерно велик, что ставит трудные
проблемы перед теорией. Физические условия в ядрах
соответствуют плотным, горячим областям газа при наличии
источника энергии, способного ионизовать газ. Период
колебаний блеска показывает, что по крайней мере
некоторые из активных областей очень малы. Не привлекая
специальной геометрии, невозможно изменять мощность
источника энергии быстрее, чем за время, которое
требуется свету, чтобы пересечь источник. Это означает, что
время, за которое проявляются существенные изменения,
можно использовать для оценки верхнего предела
размеров источника энергии. Следует помнить, что для
наиболее мощных галактических ядер переменность является
скорее правилом, чем исключением. Итак, мы приходим
к неизбежному выводу, что таинственные генераторы
энергии в ядрах крайне малы: они испускают 1036—
1039 Вт из областей с поперечником всего лишь порядка
светового года. Флуктуации инфракрасной светимости
объектов NGC 1068 и NGC4151, по-видимому, заставляют
Ядра галактик
153
исключить модели, в которых поток энергии в далекой
инфракрасной 'области образуется в результате нагрева
пылевых частиц!
В 1971 г. Дж. Бербидж заявил, что постижение
природы галактических ядер — дело колоссальной важности
для внегалактической астрономии. Что касается
наблюдений и теории, то мы все еще находимся в самом начале
пути. Новое поколение больших оптических телескопов и
дальнейшее совершенствование методов инфракрасной,
радио- и рентгеновской астрономии должно привести в
ближайшие годы к более быстрому прогрессу. Эти
исследования крайне необходимы, если мы надеемся
когда-нибудь постичь самую суть образования и эволюции
галактик и составить полную картину генерации энергии в
бурной Вселенной.
Глава 8
СКОПЛЕНИЯ ГАЛАКТИК
8.1. Семейства и иерархии галактик
Основные правила построения «генеалогического
дерева» галактик определил в 1920-х и начале 1930-х годов
Эдвин Хаббл; он опирался на подсчеты числа галактик в
избранных площадках, которые были сфотографированы
им на 1,5-метровом и 2,5-метровом телескопах на
обсерватории Маунт-Вилсон. Хотя в больших масштабах
Вселенная, по-видимому, однородна и изотропна, в ней также
есть очень сложные локальные образования. Хаббл
обнаружил, что общий фон однородного распределения
галактик нарушается большими их скоплениями размерами в
несколько мегапарсеков. В небольшой телескоп легко
наблюдать ярчайшие галактики в большом скоплении в
созвездии Волосы Вероники; оно насчитывает около
800 членов и является одним из ближайших больших
скоплений. Фотография скопления галактик в созвездии
Гидры показана на рис. 42.
Наблюдатели, продолжившие работу Хаббла, скоро
поняли, что концепция однородного «моря» галактик,
возмущаемого случайными скоплениями, неверна.
Наблюдения на широкоугольных астрографах Гарвардской
обсерватории и 45-сантиметровой Паломарской камере
Шмидта показали, что скучивание и скопления галактик
являются скорее правилом, чем исключением. В 1974 г.
Холмберг подсчитал, что 70% всех галактик входят в
группы, в каждой из которых главенствует одна
гигантская галактика. По-видимому, скучивание — это
фундаментальное свойство распределения галактик в
пространстве. Короче говоря, галактики явно предпочитают жить
семьями!
Большой объем данных об иерархии галактик
обеспечил «Паломарский атлас неба». Скучивание происходит в
Скопления галактик
155
Рис. 42. Скопление галактик в созвездии Гидры.
самых разных масштабах, начиная от небольших групп,
таких, как квинтет Стефана, до огромных сверхскоплений
поперечником 50 Мпс. Часто в больших скоплениях
можно различить подгруппы. Например, в наших
окрестностях имеются две хорошо выделенные подгруппы, центром
одной из них является сам Млечный Путь, а другой —
туманность Андромеды М31. В свою очередь не
исключено, что Местная группа и скопление в Деве (удаленное на
11 Мпс) являются компонентами местного
сверхскопления. Согласно Эйбеллу, соединение скоплений в
сверхскопления— это довольно обычное явление. Отсюда
возникает вопрос: а не распространяется ли иерархия
скоплений на все более и более гигантские структуры?
В 1958 г. Эйбелл пришел к выводу, что наибольший ха-
156
Глава 8
рактерный размер скучивания равен примерно 60 Мпс;
это подтвердило результаты, полученные ранее Хабблом
и Цвикки. Существование верхнего предела скучивания
подтверждается и другими наблюдениями,
показывающими, что архитектура Вселенной в целом однородна и
изотропна. Наблюдаемая всеобщая однородность и
изотропия Вселенной была бы нарушена лишь поистине
необъятными сверхскоплениями.
8.2. Наша семья галактик
Скопление галактик, к которому относится наш
Млечный Путь, называется Местной группой; оно состоит
из трех связанных сгущений галактик (рис. 43). Первое
сгущение включает Млечный Путь, Большое и Малое
Магеллановы Облака и несколько карликовых систем.
Примерно в 600 кпс от него находится второе сгущение,
состоящее из М 31, М 33 и их спутников-карликов. Наконец,
третье сгущение, возможно, образуют галактики Маффей
1 и Маффей 2, открытые в 1970 г. вблизи плоскости
Млечного Пути, а также 1С 10 и 1С 342. Полная
протяженность Местной группы около 2 Мпс, причем каждая из
подгрупп простирается примерно на 500 кпс. Вместе с
карликовыми галактиками в Местной группе
насчитывается около 20 членов.
Нам повезло, что Млечный Путь оказался частью
скопления галактик. В Местной группе можно изучать
несколько различных типов галактик, причем благодаря
их близости сравнительно подробно. Особенно важно то,
что детальному исследованию доступны свойства
звездных населений, поэтому наблюдения позволяют выяснить,
как влияют звездные населения на эволюцию и строение
галактик. Хорошо представлены разные типы галактик:
М 31 и М 33 — это спирали типов Sb и Sc. Спутник М 31 —
галактика М32 — относится к типу Е2, а другой ее
спутник NQC205 — карлик типа Е0. Основной чертой
Большого и Малого Магеллановых Облаков является
неправильное строение, хотя не исключено, что первое — это
пересеченная спираль. Один из типов звездных систем, а
именно карликовые сфероидальные галактики, можно
изучать только в Местной группе.
Скопления галактик
157
ЛевП
Большое
Магелланово
Облако
Скульптор
Печь
$ NGC 205
- 2 Мпс -
Рис. 43. Галактики Местной группы образуют три сгущения:
М31, около М 33 и около нашей Галактики.
около
В 1937 г. Шелл и сделал важное открытие, обнаружив
в Местной группе на пластинках, снятых на Бойденской
станции Гарвардской обсерватории в Южной Африке,
галактику явно неизвестного типа. Шепли нашел в
созвездии Скульптора звездное образование, не похожее ни
на одно из ранее описанных; оно состоит из очень рыхлой
и протяженной совокупности крайне слабых звезд. На
первых пластинках все звезды казались одинаково
слабыми, их звездная величина была близка к пределу
чувствительности фотопластинки, и они образовывали
однородное распределение с круговым контуром.
Впоследствии астрономы в Гарвардском колледже и на
158
Глава 8
обсерватории Маунт-Вилсон показали, что система в
Скульпторе — это галактика, состоящая из звезд, каждую
из которых можно различить, потому что
пространственная плотность звезд в галактике низка. В 1938 г. Шепли
нашел еще один подобный пример в созвездии Печи, а в
1950-х годах на северном небе были открыты карликовые
галактики Лев I, Лев II, а также в Большой Медведице и
в Драконе.
Быть может, лучше было бы называть карликовые
галактики «гигантскими шаровыми скоплениями» звезд
крайне низкой светимости. Например, абсолютная
звездная величина галактики Лев I составляет —11™, так что
вся галактика выделяет меньше энергии, чем ярчайшие
звезды Магеллановых Облаков! Несмотря на это,
подобные слабенькие звездные семейства являются истинными
галактиками, о чем свидетельствуют пять слабых
шаровых скоплений, обнаруженных Ходжем в 1960-х годах в
системе Печи. Но насколько можно судить, в них нет ни
газа, ни пыли — одни лишь звезды.
По своей морфологии карлики Местной группы
завершают последовательность, которая начинается с
гигантских эллиптических галактик, таких, как М87, проходит
через эллиптические карлики типа спутников М31 и
продолжается вплоть до галактик Скульптора и Печи.
Все упомянутые здесь карлики удалены от нас меньше
чем на 300 кпс — буквально «в двух шагах» от Млечного
Пути. Один из слабейших среди них — галактика в
Драконе, ее абсолютная звездная величина —8,6?п. Этот
нижний предел почти наверняка определяется нашими
инструментами, которые неспособны различать галактики
сколько-нибудь слабее этой.
Поскольку вблизи Млечного Пути имеются по
меньшей мере шесть карликовых систем, сразу же возникает
волнующий вопрос: а что если большинство галактик во
Вселенной имеют низкую светимость и поэтому не обна-
ружимы? Такое предположение получило поддержку з
1972 г. благодаря наблюдениям ван ден Берга, который
открыл в Местной группе четыре новые слабые системы.
Он понял, что галактики, подобные системам в Печи и
Скульпторе, но находящиеся на расстоянии М31, будут
обнаружимы с помощью 1,2-метровой камеры Шмидта
Скопления галактик
159
обсерватории Маунт-Паломар. Ободренный этим, он
начал обследовать небо вблизи туманности Андромеды
М31, применяя пластинки со специальной эмульсией. На
этих чувствительных пластинках в окрестностях
туманности Андромеды были видны слабые пятнышки света с
очень небольшой конденсацией к центру. Ван ден Берг
назвал эти пятнышки And I, II, III и IV и отождествил их
с далекими карликовыми сфероидальными галактиками.
Каждый член этой свиты, вероятно, содержит всего лишь
несколько сотен тысяч очень старых звезд. Дальнейшее
исследование And III, а именно фотографирование на
5-метровом телескопе обсерваторий Хэйла, позволило в
1973 г. разрешить ее на желтые звезды слабее звездной
величины 22,2Ш. Хотя она не имеет галактического ядра,
пространственная плотность звезд к центру растет, что
свойственно галактикам. Линейные размеры And III
равны 600X900 пс, а ее полная абсолютная звездная
величина— 11 m — такая же, как у богатых шаровых звездных
скоплений.
Изучение цветов и звездных величин звезд в
карликовых галактиках, соседках Млечного Пути, показывает,
что они подобны звездам шаровых скоплений. Отсюда
следует, что они не содержат сколько-нибудь
значительного числа молодых звезд — свойство, которое сразу
отличает их от более крупных спиральных галактик. Число
переменных звезд меняется от 100 звезд типа RR Лиры в
галактике Большой Медведицы до 700 в системе в
Скульпторе.
Еще два члена Местной группы — это NGC 6822,
удаленная от Млечного Пути на 460 кпс, и 1С 1613,
удаленная на 740 кпс. Обе они являются неправильными
карликовыми галактиками. NGC 6822 находится в созвездии
Стрельца; первым ее обнаружил в 1884 г. Барнард в
Нашвилле, штат Теннесси. Когда вступили в строй большие
телескопы на обсерватории Маунт-Вилсон, она была
среди первых подробно изученных галактик. В 1925 г.
определив ее физический размер и расстояние по
наблюдениям 11 цефеид, Эдвин Хаббл показал, что она должна
находиться вне нашей Галактики. Максимальная
протяженность этой галактики составляет 2,7 кпс. Она
содержит несколько ярких газовых облаков, химический состав
160
Глава 8
которых был исследован; было показано, что по
сравнению с нашей Галактикой эта галактика бедна тяжелыми
элементами, такими, как кислород и азот. Подобные
различия могут указывать, что процесс образования тяжелых
элементов в гигантских и карликовых галактиках
протекает по-разному.
Неправильная карликовая галактика 1С 1613 имеет
поперечник 5 кпс. В нее входят звезды самых разных
типов, а это значит, что она является полезным
испытательным стендом для проверки наших идей о путях эволюции
звезд в галактиках. В галактике 1С 1613 исследовались
различные группы звезд, а ее возрастная структура была
определена на основе изучения цефеид. Этот карлик
устроен просто и незамысловато; кроме того, в нем
совсем нет звездных скоплений. Этот факт подчеркивает
трудность, с которой сталкиваются теоретики,
пытающиеся составить галактический сценарий для звездных
скоплений; никто не знает, почему в некоторых
гигантских галактиках мало скоплений, а в других много; мы не
понимаем, какие параметры определяют условия
образования звездных скоплений.
До сих пор мы рассматривали только близкие к нам
лилипуты. Но самые выдающиеся представители Местной
группы входят в систему Андромеды, состоящую из М31,
М 33 и их спутников. Оптические и радиоисследования
принесли очень много сведений об М 31 и М 33, поэтому
обе они часто упоминаются в этой книге. Галактика М31
имеет строение, типичное для многих гигантских
спиралей. Центральная область во многих отношениях похожа
на гигантское шаровое скопление, имеющее плавно
изменяющийся градиент яркости, хотя в ней есть и яркое ядро.
От центра к периферии по диску вьются два
великолепных спиральных рукава. Четко выделяются звезды
высокой светимости, комплексы облаков, пылевые полосы и
водород. К сожалению, М31 слишком круто наклонена к
лучу зрения: она отличается от конфигурации, видимой
точно с ребра, всего на 12°. На основе оптических
наблюдений трудно распутать структуру рукавов, так как пыль
у ближайшего к нам края заслоняет более далекие
детали. Однако на помощь пришли радиоастрономы,
составившие красивые карты изящной спиральной структуры
Скопления галактик
161
по измерениям распределения нейтрального водорода на
длине волны 21 см (рис. 27). Туманность Андромеды
очень массивна. На основе анализа движения ее шаровых
скоплений Хартвик и Сарджент получили значение массы
3,4-1011 солнечных масс. Это одна из очень немногих
нормальных галактик, у которых было обнаружено
рентгеновское излучение. В 1974 г. группа ученых
Калифорнийского университета опубликовала измерения, полученные
рентгеновским счетчиком, установленным на ракете. В
полосе 0,5—5 кэВ они обнаружили рентгеновский поток от
М31, соответствующий светимости около 1032 Вт.
Вероятно, основная доля этой энергии порождается
небольшими группами очень экзотичных звезд, подобных
рентгеновским источникам высокой светимости в нашей
Галактике.
Туманность Андромеды сопровождают два ярких
«фаворита»: NGC205 и М32. Галактика NGC205 имеет
продолговатую форму, а ее орбита проходит так близко к
М31, что она пересекает внешние звездные поля М31.
Фактически нельзя сказать, где кончаются владения
одной галактики и начинаются владения другой! Галактика
М32 очень похожа на шаровое скопление
гипертрофических размеров. Она состоит из звезд, по химическому
составу похожих на звезды шаровых скоплений, общей
массой 4-109 солнечных масс.
Другой близкий гигант — это М 33, поразительно
красивая спираль со слабо закрученными рукавами,
расположенная фактически в картинной плоскости. Ее
сияющие голубые и красные звезды, облака
высоковозбужденного газа и темные разводья пыли великолепно
выглядят на специальных цветных фотографиях. Она
находится почти на таком же расстоянии, как и М31, но ее масса
раз в десять меньше. Радиокарты М 33 разочаровывают,
потому что на них не выявляется ожидаемая спиральная
структура. Эта галактика должна быть относительно
бедна нейтральным водородом.
8.3. Ближайшие большие скопления
Если мы проведем перепись обитателей наших
окрестностей, то после Местной группы следующей густонасе-
162
Глава 8
ленной областью окажется впечатляющее скопление
Девы. Это собрание галактик 8-й звездной величины
расположено в треугольнике, определяемом Арктуром,
Регулом и Спикой, с центром, прямое восхождение
которого 12/г30ш, а склонение +12°. Ярчайшие члены
скопления можно увидеть в 15- или 20-сантиметровый
любительский телескоп. Низконаселенные окраины скопления
простираются к северу от созвездия Девы вплоть до
Волос Вероники.
Скопление Девы удалено от Галактики примерно на
11 Мпс. Среди ее ярких членов 75% составляют
спиральные галактики, а остальные 25% —эллиптические и
небольшое число неправильных галактик. Среди более
слабых членов этого семейства доля неправильных галактик
выше. Скорость удаления всего скопления Девы как
целого около 1100 км/с, но внутри скопления проявляется
значительная активность. Отдельные галактики мчатся
относительно друг друга со скоростями до 2000 км/с.
Предполагая, что благодаря гравитации скопление
устойчиво, можно вычислить, какое количество массы
необходимо, чтобы обуздать эту разгулявшуюся стихию. В
расчете на одну галактику получается неправдоподобное
значение 2-Ю11 солнечных масс, что, по-видимому,
непомерно много. Анализировалось несколько объяснений:
быть может большая часть вещества скопления ненаблю-
даема? Настолько ли оно устойчиво, как мы
предполагаем? Или же массы галактик действительно больше, чем
полагало большинство астрономов? На эти вопросы
смогут ответить только дальнейшие интенсивные
исследования.
Несколько дальше, чем Дева, приблизительно на
расстоянии 70 Мпс, расположено большое сферическое
скопление галактик в Волосах Вероники. В нем примерно
800 членов, а полная масса близка к 1015 солнечных масс.
Как и в скоплении Девы, средняя масса на одну
галактику аномально высока. Замечательные свойства скопления
Волос Вероники — его богатство и однородность. Лишь
несколько процентов всех скоплений имеют по сотне или
больше ярких галактик, подобно скоплению в Волосах
Вероники. Вблизи сердцевины скопления расположены
две радиогалактики: NGC 4869 и сверхгигант NGC 4874.
Скопления галактик
163
Радиоисточник, связанный с NGC4869, обозначается
5С4.81; это пример взаимодействующей галактики с
характерной «хвостатой» структурой (гл. 9). Помимо двух
компактных радиоисточников в скоплении Волосы
Вероники имеется протяженный радиоисточник поперечником
около 1°, который может объясняться излучением газа,
заполняющего пространство между галактиками.
8.4. Рентгеновское излучение скоплений
Вероятно, самым замечательным открытием во
внегалактической астрономии, сделанным телескопами,
установленными на спутниках, явилось обнаружение
рентгеновского излучения от протяженных областей в
скоплениях галактик. Зарегистрированы рентгеновские лучи от
скоплений Персея, Девы, Центавра и Волос Вероники.
В двух скоплениях с активными галактиками — в Деве и
в Персее — излучение концентрируется к областям
активности. Рентгеновские источники в скоплениях гораздо
протяженнее, чем любая входящая в них галактика. Они
тянутся не меньше чем на 1 Мпс, а их рентгеновская
светимость равняется по порядку величины 1038 Вт. Все
говорит о том, что это действительно диффузные объекты,
не связанные с какой-либо одной галактикой скопления.
Теоретики предполагают, что богатые скопления
пронизаны горячим разреженным газом, который и
порождает рентгеновское излучение. Если они правы, то это
означает, что температура там равна 107—108 К. Откуда
может взяться такой горячий газ? В настоящее время
популярна идея, что газ может нагреваться потоком энергии
от активных ядер, радиоисточников или
взаимодействующих галактик. В пользу этого мнения говорит то, что
рентгеновская светимость коррелирует со скоростями
галактик в скоплении. Обнаружение диффузного излучения
скоплений несомненно дает ключ к пониманию физики
газа внутри скоплений. Оно может также дать сведения,
важные для космологии, потому что на будущую
эволюцию Вселенной отчасти влияет и средняя плотность
вещества в межгалактическом пространстве.
Глава 9
РАДИОГАЛАКТИКИ
9.1. Открытие далеких радиоисточников
Философы и историки любят выделять в каждой
отрасли науки золотые моменты, когда особенно
значительный поворот событий открывает совершенно новые
перспективы. Таким событием в радиоастрономии было
открытие в начале 1950-х годов радиогалактик, так как оно
превратило увлекательную боковую ветвь астрономии в
дисциплину огромной важности. Уже более 20 лет
радиогалактики озадачивают теоретиков, потому что в этих
объектах значительная доля массы превращена в
экзотическую форму вещества, называемую релятивистской
плазмой. Они очаровали также космологов, потому что
благодаря огромной испускаемой энергии их
радиоизлучение можно обнаружить, даже если они недоступны
оптическим телескопам. Это позволяет изучать свойства
очень далеких галактик, то есть ранние стадии эволюции
Вселенной, и исследовать структуру Вселенной в
удаленных областях.
Следы поиска, приведшего к открытию
радиогалактик, можно найти в 1944 г., когда Грот Ребер в США
обнаружил намеки на существование в созвездии Лебедя
дискретного источника космического радиоизлучения.
В 1946 г. Дж. С. Хей, С. Дж. Парсонс и Дж. У. Филлипс,
работавшие в Англии, объявили, что радиоисточник в
Лебеде действительно существует, но они не могли точно
зафиксировать его положение на небе, так как их
телескоп улавливал все космические радиоволны,
попадавшие внутрь его диаграммы направленности шириной 12°.
Поэтому не было надежды отождествить этот источник,
получивший название Лебедь А, с оптическим объектом.
В течение следующих нескольких лет к обозрению неба в
Радиогалактика
165
поисках новых радиоисточников приступили группы в
Англии под руководством Райла и в Австралии во главе
с Болтоном. По прошествии недолгого времени они
нашли около 100 источников, хотя неопределенности в
положениях были порядка 1°. Вследствие этого удалось
отождествить с оптическими объектами лишь несколько
пекулярных объектов: Телец А с Крабовидной
туманностью, а Центавр А с NGC5128. До 1954 г. некоторые
радиоастрономы считали, что большая часть излучения
приходит от радиозвезд нашей Галактики.
В 1954 г. усовершенствование радиометодов привело к
важному успеху. Английская и австралийская группы
построили первые радиоинтерферометры, которые резко
повысили разрешающую способность и позволили с более
высокой точностью определять небесные координаты
источников. Объекты типа Лебедя А можно было засечь на
небе с точностью нескольких минут дуги. Это позволило
Смиту, работавшему в Кембридже, определить
положение Лебедя А с точностью V. Бааде и Минковский
тщательно исследовали небо вблизи радиоисточников с
помощью вступившего тогда в строй 5-метрового
рефлектора обсерватории Маунт-Паломар. Лебедь А как будто
совпадал с активной галактикой 16-й звездной величины.
Минковский получил спектр слабой галактики Лебедь А,
что для того времени было колоссальным достижением.
Спектр оказался пересеченным многочисленными яркими
эмиссионными линиями, а это был явный признак
необычайной активности. Смещение линий в длинноволновую
сторону (красное смещение) г = 0,057 соответствует
скорости удаления 17 000 км/с. С принятым в настоящее
время значением постоянной Хаббла и в предположении, что
галактика Лебедь А подчиняется закону Хаббла,
получаем расстояние 170 Мпс. Самая поразительная грань этого
открытия состоит вот в чем: Лебедь А — второй по яркости
объект на радионебе, но его расстояние от нашей
Галактики огромно, а значит, его светимость должна быть
совершенно фантастической: 1038 Вт. Это в 10 миллионов
раз превосходит нормальный фоновый радиошум,
который можно уловить от галактики типа М31 или МЗЗ.
После открытия такого колоссального объекта, по своей
радиосветимости затмевавшего все близкие галактики на
166
Глава 9
много порядков величины, радиоастрономы поистине
бросились в атаку на внегалактические объекты.
В конце 1950-х и начале 1960-х годов радиоастрономы
занимались по существу только составлением каталогов
радиоисточников, так же как когда-то Мессье и семья
Гершелей составляли каталоги оптических объектов.
В Англии, Австралии и Соединенных Штатах
радиотелескопы методически обследовали небо, фиксируя
положение и яркость каждого вновь открытого источника.
Многие яркие объекты до сих пор называются по номерам тех
каталогов, в которые они были впервые внесены. Третий
кембриджский каталог (ЗС), содержащий 471 источник,
был опубликован в 1959 г.; он был пересмотрен в 1962 г.
В этот каталог Лебедь А входит под номером 405,
поэтому на него часто ссылаются как на ЗС405. По мере
усовершенствования техники число источников росло, так
что последовавшие каталоги Паркский (PKS),
университета в Огайо (О), а также Четвертый (4С) и Пятый
(5С) кембриджские содержат многие тысячи источников.
На основе изучения высококачественных фотографий,
как правило из ,,Паломарского атласа неба", пытаются
отождествить радиоисточники с оптическими объектами.
Окрестности радиоизлучающей области тщательно
исследуются, в ней отмечаются все подходящие объекты
вблизи положения радиоисточника. Для надежного
отождествления обычно требуется точность по меньшей мере 10" по
каждой координате. Сейчас подобное разрешение легко
достигается интерферометрами, но так было не всегда.
К 1970 г. было надежно отождествлено не более 200
радиогалактик, но уже ко времени написания книги
(1975 г.) это число превысило 1000.
9.2. Оптические свойства радиогалактик
Сильные радиогалактики, типичным представителем
которых часто считают Лебедь А, как правило,
характеризуются необычными свойствами, которые астрономы
связывают с резкими возмущениями того или иного рода.
В спектрах большинства радиогалактик видны яркие
эмиссионные линии высоковозбужденного газа, такого,
как ионизованный кислород или азот. В некоторых случа-
Радиогалактики
167
ях оптическое ядро либо двойное, либо пересечено
непрозрачной полосой пыли: по-видимому, это справедливо и
для галактик, отождествленных с Центавром А и
Лебедем А. Другие объекты имеют необычные хвосты и струи
газа; здесь мы можем снова вспомнить пекулярные
галактики: М82 (рис. 36), совпадающую с радиоисточником
ЗС231, и М87, отождествленную с ЗС274 (рис. 37). В
оптическом спектре Лебедя А наблюдаются признаки
высокой активности и сильного энерговыделения. В спектрах,
полученных Бааде и Шмидтом, сильны линии высокого
возбуждения, такие, как [FeX] и [01II], кроме того,
отождествляется около 30 эмиссионных линий. Ядро Лебедя А,
по-видимому, плотнее, горячее, больше и энергичнее, чем
ядро любой сейфертовской галактики. Сильные
эмиссионные линии помогают отождествлять радиоисточники,
поскольку у большей части галактик поля нет таких
сильных эмиссионных линий. Важная проблема состоит в
определении красного смещения, очевидно, его легче
измерить, если большая часть энергии сосредоточена в
нескольких линиях. Например, ЗС 123 — это не только
радиогалактика, но к тому же самая далекая галактика,
для которой надежно определено красное смещение
z = 0,67.
Для классификации радиогалактик необходимо
расширить классическую схему, предложенную Хабблом.
Радиогалактики относят к следующим добавочным
типам:
1. Тип D — эллиптические галактики, окруженные
протяженными оболочками.
2. Тип DE — промежуточный между типами D и Е.
3. Тип DB. Некоторые ядра радиогалактик, таких, как
Лебедь А и Центавр A (NGC5128), по-видимому,
двойные; их относят к типу DB, потому что их форма похожа
на гантели (от английского dumb-bell — гантели).
4. N-галактики, характеризующиеся ярким
звездообразным ядром, хотя их внешние структуры иногда легче
различить, чем у сейфертовских галактик.
Почти всегда мощные радиогалактики связаны с
гигантскими эллиптическими галактиками. Во многих
случаях радиоисточник отождествляется с ярчайшей
эллиптической галактикой в скоплении. Поскольку нормальные
168
Глава 9
эллиптические галактики обычно почти лишены газа,
яркие оптические спектры эллиптических радиогалактик,
характерные для газовых туманностей, указывают, что
образование сильного радиоизлучения может быть
обусловлено возбужденным газом в ядре. Ширины
эмиссионных линий указывают на избыток кинетической энергии в
ядре; наблюдаемой ширине линий в Лебеде А
соответствуют скорости движений около 400 км/с.
Оптический блеск ядер N-галактик переменен, причем
амплитуда колебаний нередко очень велика. У галактик,
отождествленных с ЗС 109, ЗС 390.3, ЗС371, а в южном
полушарии с источником PKS0521—36, отмечены
сильные изменения яркости, превосходящие 1т. Однако вряд
ли между этими колебаниями блеска и протяженными
двойными радиоисточниками существует какая-нибудь
прямая связь. Радиокомпоненты ЗС 390.3 удалены от
ядра на 100 кпс, с такого расстояния они уже не способны
влиять на интенсивность ядра. Тот факт, что период
колебаний блеска составляет всего лишь несколько лет,
означает, что часть ядра изучаемой галактики,
ответственная за большую долю светимости, имеет диаметр
всего несколько световых лет.
9.3. Свойства радиоизлучения
Спектры радиоизлучения радиогалактик очень
характерны. Большинство источников имеют спектры,
плотность потока которых или принимаемая мощность,
измеряемая в Вт/(м2-Гц), пропорциональна v_a; здесь v —
это частота, на которой измеряется плотность потока S, а
показатель степени а называется спектральным
индексом. Для большинства внегалактических
радиоисточников наблюдаемая зависимость плотности потока от
частоты имеет вид
S(v) = Ь~а,
где k — коэффициент пропорциональности. В единицу
измерения плотности потока 5 входит ширина полосы
частот приемника, измеряемая в герцах (одно колебание в
секунду, сокращенно Гц), потому что на данной частоте,
скажем 1420 МГц, в полосе, к примеру, 10 МГц приходит
Радио галактики
169
в 10 раз большая мощность, чем в полосе 1 МГц. Таким
образом, принятая плотность потока показывает, какая
мощность в ваттах пришла на квадратный метр приемной
площади радиотелескопа на каждый герц полосы частот,
то есть она выражается в Вт/(м2-Гц). Принимаемая
мощность крайне низка, поэтому введена специальная
единица, названная единицей потока (ед. п.) или янским (Ян) и
равная 10~26 Вт/(м2-Гц). Наблюдаемые значения
плотности потока в диапазоне от 10 МГц до 10 ГГц составляют
от 0,1 до 40 000 Ян. Чтобы измерить плотность потока на
уровне 1 Ян, как правило, требуется большая приемная
площадь — до 100 м2, а также широкая полоса приема,
по меньшей мере 1 МГц; даже тогда полная принимаемая
мощность будет составлять только Ю-18 Вт, так что
необходимы высокочувствительные приемники.
io5h
1
ЗС 123
Рис. 44. Радиоспектры
трех галактик.
10 МГц
100 МГц 1ГГц
Частота
ЮГГц
170
Глава 9
Наше выражение для плотности потока S(v)=kv~a
можно преобразовать, прологарифмировав его:
lg S(V) = — ос lg (v) + lg k.
Из этой формулы видно, что графиком зависимости
логарифма принятой мощности S(v) от логарифма частоты v
будет прямая линия, наклон которой определяется
спектральным индексом а. На рис. 44 именно таким способом
построены характерные примеры спектров
радиогалактик. В некоторых случаях спектральный индекс а не
постоянен по всему спектру; например, плотность потока
Лебедя А достигает максимума вблизи 20 МГц.
У большинства радиогалактик спектральный индекс
имеет значения от 0,6 до 0,9. В этот диапазон попадает
около 60% всех источников, вероятно это признак того,
что все они имеют один и тот же механизм излучения.
Как только мы поймем, что это за механизм, мы сможем
приступить к расчету энергии, необходимой для
снабжения радиогалактики в течение ее жизни.
Наиболее широко принята и лучше всего объясняет
наблюдаемые спектры гипотеза, согласно которой
генерируется синхротронное излучение. Этот тип
электромагнитного излучения образуется следующим образом.
Когда электрически заряженная частица быстро движется
поперек магнитного поля, на нее действует
электромагнитная сила, перпендикулярная как магнитным силовым
линиям, так и направлению движения. Эта сила
заставляет заряженную частицу двигаться по винтовой траектории
вокруг силовой линии. Движение по винтовой
траектории является ускоренным, причем направление
ускорения непрерывно меняется, и частица вынуждена
излучать электромагнитную энергию в широком диапазоне
частот. (Когда заряженные частицы движутся с
ускорением, они излучают энергию.) Если частица движется со
скоростью, близкой к скорости света, то энергия
преимущественно концентрируется в узком конусе, ось которого
совпадает с вектором скорости (рис. 45). Энергия,
образующаяся благодаря этому электромагнитному
механизму, и есть синхротронное излучение, названное так
потому, что впервые его наблюдали в лабораторных
ускорителях частиц — синхротронах.
Радиогалактики
171
_, Магнитное
Траектория поле
электрона
Плоскость
поляризации
Направление
испущенного
излучения
Рис. 45. Синхротронное излучение испускается в узком конусе,
направленном вдоль вектора мгновенной скорости электрона. Волна
поляризована под прямым углом к силовым линиям магнитного поля.
В астрофизических условиях заряженные частицы —
это электроны, а значения индукции магнитного поля
составляют от Ю-10 до 10~7 веберов (Вб) на 1 м2; последнее
значение соответствует примерно 0,001 индукции
магнитного поля Земли. Число электронов огромно, а их энергии
лежат в широком диапазоне, так что в любой момент
времени мы наблюдаем их суммарное излучение. Электроны
самых высоких энергий излучают на самых высоких
частотах и быстрее всех тратят энергию. Поэтому по мере
старения радиоисточник постепенно теряет самые
быстрые частицы, а его плотность потока на высоких частотах
убывает. Возможно, это объясняет изгиб в спектре
объектов типа Лебедь А.
Чтобы получился прямолинейный спектр со
спектральным индексом а, распределение по энергиям порож-
172
Глава 9
дающих его электронов тоже должно следовать
степенному закону
N(E) = ??-(2а+1),
где N(E) —число электронов с энергией Е.
Следовательно, характерные спектры радиогалактик отражают
лежащую в их основе упорядоченность энергетических
спектров электронов. Главная задача любой теории
внегалактических радиоисточников — объяснить относительно
простой закон распределения имеющейся энергии между
быстрыми электронами.
Еще одно свидетельство в пользу объяснения
спектров синхротронным излучением дает изучение
поляризации радиоволн. Нередко радиоастрономы обнаруживают,
что небольшая доля излучения на данной длине волны
(обычно до 10%) колеблется в одной плоскости, или,
другими словами, радиоволны частично поляризованы.
В результате синхротронного процесса излучение линейно
поляризуется в направлении, перпендикулярном силовым
линиям магнитного поля. Поэтому можно ожидать, что
если во внегалактических радиоисточниках есть
крупномасштабные и хорошо упорядоченные магнитные поля, то
принимаемое излучение должно быть частично
поляризовано. Оказывается, что это действительно так. В 1962 г.
было обнаружено, что радиоволны Лебедя А частично
поляризованы. Последующие исследования многих сотен
источников показали, что излучение большинства из них
частично поляризовано.
Степень поляризации и позиционный угол,
соответствующий максимальной наблюдаемой поляризации
принимаемых волн, меняются с длиной волны. Когда излучение
попадает в область пространства, содержащую как
электроны, так и однородное магнитное поле, плоскость
поляризации волны по мере продвижения в этой среде
поворачивается. Это вращение плоскости поляризации
называют эффектом Фарадея или фарадеевским
вращением. Измерив позиционный угол плоскости поляризации
принимаемого излучения на нескольких длинах волн,
можно узнать, насколько она повернулась после того, как
излучение покинуло источник. В свою очередь, фараде-
евское вращение дает средство измерения средней кон-
Рис. 46. Белые черточки показывают структуру магнитного поля
в «хвостатой» галактике NGC 1265.
174
Глава 9
центрации свободных электронов в области
пространства между радиотелескопом и радиоисточником. Кроме
того, как показано на рис. 46, данные о поляризации
можно использовать для нахождения структуры
вызывающего ее магнитного поля.
9.4. Структура радиогалактик
Строение радиокомпонентов и их связь с оптически
наблюдаемыми галактиками исследуются
радиотелескопами высокого разрешения. Прогресс в этой области
отставал от составления каталогов и исследования
спектров, поскольку разрешающая способность, необходимая
для построения полных радиокарт многих источников,
не была достигнута до 1966 г. (дата завершения
строительства 1,6-километрового радиотелескопа в
Кембридже). Однако теперь ситуация изменилась, так как в
Англии, Нидерландах, Австралии и США работают
радиотелескопы апертурного синтеза. Угловые размеры
большинства радиоисточников меньше Г, но современные
интерферометры могут различить отдельные детали
диаметром в \". Если скоординировать работу
радиотелескопов на различных континентах так, чтобы они
образовали один интерферометр со сверхдлинной базой, то
можно различить детали поперечником меньше 0,001", хотя и
нельзя построить их подробные карты.
Обычный метод представления данных о структуре
радиоисточников — контурная карта. Отдельные
контуры охватывают области, внутри которых плотность
потока радиоизлучения превосходит определенное значение
(точно так же, как контурная линия на географической
карте охватывает области, внутри которых высота
превосходит некоторое заданное значение). Контурные
радиокарты показывают, что большинство радиогалактик
состоит из двух протяженных радиоизлучающих
облаков, расположенных симметрично по обе стороны от
главной галактики. Таким образом, радиоизлучение
образуется в невидимых областях, которые обычно
находятся далеко за пределами связанной с ними галактики
(рис. 47). Впечатляющей особенностью радиооблаков
являются их необъятные размеры. Они могут находиться
Радио галактики
175
1 i i i i i I I I ' i i i i i i i i i i I I Г-1"
I 0 ¦ ^° i I ¦ 1 I I l I » I ¦ | i [ I I I I I I L
49 47 45 43 41 39s
19л 57т
Рис. 47. Карта радиогалактики Лебедь А на частоте 5 ГГц была
построена с помощью кембриджского 5-километрового телескопа.
Было обнаружено слабое радиоизлучение оптической галактики.
В главных радиокомпонентах находятся два компактных источника,
показанных черными эллипсами.
в 10—100 кпс от галактики, причем их протяженность
вдоль главной оси часто составляет десятки
килопарсеков. Значит, плазменные облака по объему могут сильно
превосходить галактику, с которой они связаны. В
некоторых экстремальных случаях они приближаются по
своим размерам к большим скоплениям галактик.
Классическая двойная структура радиогалактик
является веским доводом в пользу того, что они
образовались в результате галактических взрывов. При этом в
противоположных направлениях выбрасываются
быстрые электроны и магнитые поля — генераторы синхро-
тронного излучения. На картах радиоструктуры видно,
что обычно ярчайшей является та область плазменного
облака, которая находится дальше всего от оптической
галактики. Это объясняется наличием на периферии
радиооблаков компактных конденсаций, созданных
ударной волной, образовавшейся в результате
взаимодействия между облаками и веществом межгалактического
пространства.
176
Глава 9
Если сопоставить данные о структуре
радиоисточников с гипотезой синхротронного излучения, то можно
оценить релятивистскую энергию, которая должна быть
запасена в плазменных облаках, чтобы обеспечить
наблюдаемую радиосветимость. Под релятивистской мы
подразумеваем энергию, необходимую для создания
магнитного поля, способного разогнать электроны почти до
скорости света. Оказывается, что энергетические
затраты минимальны (то есть к. п. д. космического генератора
энергии очень высок), когда половина энергии
расходуется на генерацию магнитного поля, а половина на
ускорение быстрых частиц. Мы не знаем, как распорядилась
облаками Природа, но, предположив, что имеющаяся
энергия разделена поровну между частицами и полем,
мы получаем представление об абсолютном минимуме
энергии, запасенной в типичном радиоисточнике.
Поскольку светимости очень высоки, примерно до 1038 Вт,
можно ожидать, что необходимы огромные запасы
энергии. В Лебеде А они, вероятно, составляют как минимум
1052 Дж, а у большинства источников превосходят
1050 Дж. Грандиозность этих цифр можно осознать, если
заметить, что полная энергия, соответствующая массе
покоя Солнца, то есть энергия, которая выделилась бы
при полной аннигиляции всего солнечного вещества,
составляет 2-Ю47 Дж. Ниже мы вернемся к проблемам,
возникающим в связи с такими большими энергиями.
Пока же отметим, что эти колоссальные энергии — одно
из самых впечатляющих свойств внегалактических
радиоисточников.
9.5. Некоторые хорошо изученные радиогалактики
Лебедь А
Общепринято считать Лебедь А прототипом всех
радиогалактик, потому что это один из самых мощных и
высокоэнергичных источников, а при расстоянии
170 Мпс — один из ближайших и потому доступных
подробному изучению. К сожалению, он лежит в
плоскости Млечного Пути, что затрудняет оптические
исследования. Тем не менее известно, что у него есть
высоковозбужденное ядро и что он является ярчайшим членом бо-
Радиогалактики
111
гатого скопления галактик. По физическим размерам он
занимает промежуточное положение среди других
радиоисточников: между оконечностями двух своих
компонентов он протянулся на 100 кпс. В 1974 г. Райл и Харгрейв
опубликовали карты его радиоструктуры, построенные
по наблюдениям на Кембриджском 5-километровом
радиотелескопе. Одна из карт воспроизведена на
рис. 47. На них видно, что каждый компонент состоит из
нескольких конденсаций высокой яркости и имеет у
внешнего края компактное горячее пятно. Райл и
Харгрейв исследовали также структуру магнитного поля,
построив карты поляризованного радиоизлучения.
Магнитное поле распадается на несколько запутанных
областей, хотя можно выделить и общее поле, тянущееся
параллельно большой оси радиоисточника. Самой
замечательной чертой этих великолепных карт являются,
по-видимому, многочисленные компактные сгустки, в
которых сосредоточена значительная доля энергии.
Центавр А
Источник Центавр А, расположенный на южном
небе,— это ближайшая радиогалактика, удаленная всего
на 4 Мпс. Он отождествлен с галактикой NGC5128,
которая пересечена по центру хорошо заметной полосой
пыли. По своим размерам Центавр А — это один из
крупнейших радиоисточников, а его радиоконтуры
протянулись по небу на 10°, так что его структура была
исследована еще до того, как вошли в строй телескопы высокого
разрешения. Этот протяженный источник
радиоизлучения раскинулся по межгалактическому пространству на
600 кпс. Несмотря на большие размеры, его мощность в
1000 раз меньше, чем Лебедя А. Измерения поляризации
показывают, что большая часть этой области пронизана
однородным магнитным полем, лишь в нескольких
участках которого заметна мелкомасштабная структура.
Помимо двух гигантских радиооблаков имеется еще и
вторая, значительно меньшая пара облаков, пока не
оторвавшихся от внешней границы галактики. Вклад этого
центрального радиоисточника в полную светимость
составляет около 20%. Оптическое исследование показало,
что ось вращения галактики перпендикулярна
опоясывающей ее пылевой полосе; можно не сомневаться, что
178
Глава 9
радиокомпоненты покинули галактику вдоль ее оси
вращения.
Дева А (М87)
Галактика М87, имеющая выброс, тоже является
сильным радиоисточником несколько иного типа, чем
классические двойные источники. Она состоит из яркого
центрального радиоисточника, совпадающего с ядром
галактики, и из двух струй радиоизлучения, бьющих в
обе стороны от центра. Одна из них совпадает с потоком
ярких сгущений, видимых на фотографиях (рис. 37). Как
оптическое, так и радиоизлучение этих конденсаций
обусловлено, вероятно, синхротронным механизмом.
ЗС 33
Этот загадочный двойной радиоисточник
отождествлен с эллиптической галактикой. Согласно картам,
построенным по наблюдениям в Калифорнии и
Кембридже, он состоит из двух небольших компонент, расстояние
между которыми 100 кпс — в 60 раз больше их
поперечников. Отсюда следует, что скорость расширения
плазменных облаков, покинувших галактику, должна была
быть гораздо меньше скорости света, потому что скорость
расширения облаков должна быть значительно ниже
скорости их удаления друг от друга. В таком случае это
прекрасный пример тесно связанного радиоисточника.
Загадка состоит в том, что же так хорошо его связывает?
Рис. 48. Огромный радиоисточник ЗС 465, раскинувшийся в
скоплении галактик, центр которого показан парой крестиков.
Радио галактики
179
I l I l I I I I I l I I i I I I I I I I I I I
10A05m00s 10л03т205 10л01т40*
Рис. 49. На этой контурной карте, построенной астрономами Вестер-
боркской обсерватории, показан колоссальный радиоисточник ЗС 236.
ЗС295
Следует упомянуть и наиболее удаленную
радиогалактику с надежно измеренным красным смещением.
Минковский показал, что красное смещение галактики,
отождествленной с двойным источником 3C295,2 = 0,461,
следовательно, расстояние до нее равно 1300 Мпс. У нее
самая высокая известная радиосветимость.
ЗС465
Не все радиоисточники устроены так же просто, как
рассмотренные выше. Присущая Центавру А двойная
структура подсказывает, что энерговыделение может
происходить и неоднократно. Эта тема еще явственнее
звучит в случае ЗС465 — комплекса радиокомпонентов,
раскинувшегося дугой по скоплению галактик (рис. 48).
Здесь виновником радиоизлучения может быть не одна
180
Глава 9
Рис. 50. Радиоизображение DA240 — одного из крупнейших
объектов во Вселенной протяженностью 6 миллионов световых лет.
галактика, причем не исключено, что морфология
отражает повторные события, происходившие по мере того,
как галактики в скоплении взаимодействовали друг с
другом.
ЗС236
Этот объект замечателен тем, что является
крупнейшей из известных радиогалактик. В 1974 г. ван дер Лаан
и его сотрудники на Лейденской обсерватории объявили,
что радиоисточник ЗС 236 тянется по небу на 0,5°. Они
сделали это открытие с помощью Вестерборкского
радиотелескопа апертурного синтеза, который тогда был
только что оснащен высокочувствительными
приемниками для работы на волне 50 см. Использованная
конфигурация инструмента была близка к наилучшей для
измерения очень слабых распределений поверхностной
яркости. В результате они обнаружили, что источник ЗС 236
гораздо протяженнее, чем предполагалось ранее. Он
имеет классическую двойственную структуру с двумя рупо-
Радиогалактики
181
рообразными радиокомпонентами, выходящими из
слабой галактики (рис. 49). По красному смещению
галактики и наблюдаемому угловому размеру источника было
определено, что он простирается на 5,7 Мпс. Это более
чем в 50 раз превосходит размер Лебедя А и примерно
в 10 раз больше любых других радиоисточников,
открытых до 1974 г.
В том же исследовании, посвященном поиску
больших галактик, был найден и второй гигант, DA 240
(рис. 50), протянувшийся на 2 Мпс. Оба источника
занимают одно из первых мест по требуемым запасам
энергии. Перед теоретиками, интересующимися эволюцией
радиоисточников, они ставят серьезные проблемы,
потому что огромные размеры означают, что их возраст по
меньшей мере десятки миллионов лет. Трудно
представить себе процессы, заставляющие галактические ядра
извергать сгустки релятивистской плазмы на расстояния,
в десятки раз превосходящие расстояние от нас до
туманности Андромеды. Считается, что ЗС236 и DA240—
крупнейшие из известных объектов во Вселенной.
9.6. Радиоволны от «хвостатых» галактик
В 1968 г. Райл и Уиндрэм опубликовали карты,
изображающие радиоизлучение галактик в скоплении
Персея. Сейфертовская галактика NGC 1275
отождествляется с компактным радиоисточником ЗС 84. NGC 1275
является ярчайшей оптической галактикой скопления
Персея и связана с ярчайшим в этом скоплении
радиоисточником ЗС 84. Поперечник радиоисточника всего
несколько парсеков. Все скопление Персея окружено
обширным гало низкочастотного радиоизлучения,
протянувшимся на сотни килопарсеков (рис. 51). Райл и
Уиндрэм определили также структуру радиоисточников,
связанных еще с двумя галактиками этого скопления:
NGC 1265 и 1С 310. Они предположили, что потоки газа,
изверженные с большой скоростью из NQC 1275,
врезались в две соседние галактики и возбудили в них
радиоизлучение. Это подтверждается тем фактом, что у
источников вблизи NGC 1275 есть яркие «головы»,
совпадающие с видимыми галактиками, и «хвосты», направленные
182
Глава 9
50'
40'
30'
20'
10'
y3C 83.1В»
\
NGC 1265 ,
ЗС 83.1 А
/ / / А
7 /II
г/ (ftNGCm5 / / '
к,(/ Г / / / г—
ч
1С 310
/
У
/
3А17т
Зл16т
Зл15т
3hUm
3hUm
Рис. 51. Радиоисточники (сплошные линии) и радиогало
(пунктирные линии) в скоплении галактик в Персее.
от ЗС 84; именно такого типа структуру должен
создавать ветер из быстрых частиц, обдувающий галактику
(рис. 46).
Дальнейшее исследование скопления Персея
астрономами Лейденской обсерватории привело к открытию в
этой области еще одного «хвостатого» источника, но он
не лежит на одной прямой с ЗС 84. Тщательное изучение
заставило их сделать вывод, что вблизи NGC 1275, в зоне
досягаемости ЗС 84, нет ни одного источника. Поэтому
ван дер Лаан и его сотрудники выдвинули идею, что
«хвостатые» галактики, или «головастики», — это новый
Радиогалактика
183
тип радиоисточников, связанных со скоплениями
галактик. Позже они нашли еще несколько примеров, таких,
как ЗС 129/129.1, а Уилсон, бывший
стажером-исследователем в Кембридже, обратил внимание еще на одного
кандидата — 5С4.81 в скоплении галактик Волосы
Вероники.
Все «хвостатые» галактики являются членами
скоплений. Для них характерен компактный источник, очень
близкий к галактике, и длинный выброс в виде хвоста,
простирающегося в межгалактическое пространство.
Карты высокого разрешения, построенные на
голландском телескопе апертурного синтеза в Вестерборке,
показывают, что излучающая плазма вытекает из галактики
в виде двух потоков; эти потоки сдуваются назад и
сливаются, образуя длинный хвост. Чтобы объяснить
«хвостатые» галактики, выдвинуто предположение, что они
быстро движутся сквозь горячий газ, заполняющий
скопления галактик. Газ скопления, продираясь сквозь
галактику, сгребает и выталкивает два вытекающих
потока плазмы, заставляя их образовывать плазменный
хвост. По-видимому, если бы не было этого
гипотетического движения, то образовался бы обычный двойной
источник. Любопытно, что, согласно Чинкарини и Руду, в
скоплении Персея, содержащем три хвостатые
галактики, есть галактики, движущиеся относительно центра
скопления со скоростями до 3000 км/с.
9.7. Проблемы, возникающие при построении моделей
Несмотря на то что радиогалактики известны с
1954 г., теоретический подход к связанным с ними
проблемам пока еще не вышел из стадии построения
моделей. Вот вкратце основные свойства радиогалактик:
высокая мощность; большая энергия; как правило, двойная
структура; относительно компактные компоненты;
компоненты, ушедшие на большие расстояния (100 кпс) от
места своего образования, и, наконец, веские
свидетельства о значительных возмущениях ядра. Чтобы достичь
хоть какого-то прогресса, следует рассматривать
проблему поэтапно; сейчас мы кратко изложим эти этапы.
184
Глава 9
1. Проблема энергии. Имеющиеся данные об
активности ядер галактик показывают, что именно в них сначала
генерируется энергия, необходимая для образования
радиоисточника. Нужно установить, откуда берется эта
энергия, а также выяснить, выделяется ли эта энергия
непосредственно в виде быстрых частиц и магнитного
поля или же в процесс образования плазменных облаков
вовлечены какие-то промежуточные стадии. Проблема
энергии является центральной почти во всей
внегалактической астрофизике, поэтому мы вернемся к ней в гл. 12.
2. Морфология. Большинство радиогалактик двойные
или искаженные двойные. Трудно понять, почему облака
выбрасываются в виде двух примерно одинаковых
образований с противоположно направленными скоростями.
Это раздвоение может быть обусловлено динамическими
эффектами или влиянием магнитного поля. Наблюдения
компактных радиоисточников, проведенные на
интерферометрах со сверхдлинными базами, показывают, что в
некоторых случаях раздвоение происходит, пока
зарождающийся радиоисточник еще находится внутри
компактного ядра галактики.
3. Поддержание источника. После того как
выделилась энергия и образовалась пара плазменных облаков,
появляется много факторов, стремящихся уничтожить
радиоизлучение. Один из них — это расширение:
радиоисточники типа Лебедя А выросли из некоторого
объекта размерами меньше галактического ядра в облако,
превосходящее по размеру целую галактику. Если
облако релятивистского вещества просто выбрасывается в
почти полный вакуум внегалактического пространства,
то происходящее при этом расширение приводит к
огромным потерям энергии. Вместо того чтобы излучать,
частицы тратят энергию на ускорение внешней границы
облака. Должен существовать какой-то способ
сохранения релятивистской энергии радиооблаков или по
крайней мере восполнения ее. Спустя значительное время
после образования радиокомпонента дополнительную
энергию ему могло бы поставлять низкочастотное
излучение галактического ядра. Другая возможность:
внутри компонентов могла бы находиться совокупность
энергичных, невидимых объектов, претерпевших коллапс,
Радиогалактики
185
типа нейтронных звезд, пульсаров или черных дыр; эти
экзотические образования могли бы ускорять
релятивистские частицы на протяжении жизни радиогалактики.
Согласно еще одной идее, компоненты состоят из
огромной массы холодного газа. Этот газ, имеющий импульс,
соответствующий быстрому движению через
внегалактическую среду, переносит большое количество энергии,
которая может быть превращена в энергию быстрых
частиц благодаря плазменной турбулентности. Это только
некоторые из многих возможностей, которые еще
предстоит внимательно изучить. Пока можно сказать только,
что есть разнообразные способы извлечь
дополнительную энергию, но мы не знаем, какие из них
осуществляются.
4. Проблема удержания. Радиокомпонент состоит из
электронов, движущихся по винтовым траекториям
вдоль силовых линий магнитного поля со скоростью,
близкой к скорости света. Эта так называемая
релятивистская плазма, предоставленная самой себе, должна
расширяться в вакуум межгалактического пространства со
скоростью около половины скорости света.
Существование прочно связанных радиоисточников, таких, как
ЗСЗЗ, показывает, что какие-то силы сдерживают
расширение радиокомпонентов. Имеется несколько способов
предотвратить расширение компонентов: тяготение
внутри компонента, возможно, обусловленное присутствием
нескольких очень массивных объектов; тепловые или
магнитные эффекты, способные создать внешнее
давление, обжимающее плазменный пузырь. Еще одна
возможность состоит в том, что в облаках заключено
огромное количество холодного вещества, оно должно быстро
расширяться и тем самым сдерживать расширение
релятивистского вещества. Другая идея — прохождение
радиокомпонентов сквозь межгалактическую среду создает
ударную волну, которая затем действует как оболочка,
удерживающая компоненты. Открытие рентгеновского
излучения богатых скоплений галактик, которое
интерпретируется как излучение горячего газа скоплений,
увеличило шансы гипотезы, утверждающей, что
радиоисточники удерживаются внешним тепловым давлением или
ударными волнами.
186
Глава 9
5. Распределение частиц по энергиям. Даже если бы
удалось разгадать механизм генерации энергии,
потребовалось бы объяснить, как эта неупорядоченная
энергия, которая, вероятно, возникла в результате мощного
взрыва, перераспределяется в четкий энергетический
спектр частиц, представляющий собой простой
степенной закон. Если бы эти спектры были искривлены, то
было бы легче придумывать модели ускорения частиц.
Из приведенного изложения проблем, связанных с
радиогалактиками, видно, что перед учеными,
разрабатывающими модели, предстает множество сбивающих с
толку альтернатив. На какое-то время может завоевать
популярность некоторый конкретный сценарий, но он
будет популярен только до тех пор, пока не появится
новая идея, продвигающая некоторые из других
альтернатив. Вероятно, на решение таких сложных проблем уйдут
многие годы упорного труда. Вряд ли тут поможет
озарение, которое обычно находит на ученого в ванной —
этом традиционном источнике великих научных
открытий! Тем временем с телескопов апертурного синтеза
во всем мире непрерывным потоком идут карты,
которые в зависимости от склонностей исследователя можно
использовать как в поддержку, так и против
теоретических работ. Не исключено, что существуют разные типы
радиоисточников и каждый данный источник — плод
нескольких различных механизмов, действующих в
тесном сотрудничестве либо, напротив, в противоборстве.
Если бы мы попытались объяснить все звезды на небе с
помощью одной и той же частной модели внутреннего
строения звезды, то потерпели бы фиаско. В то же время
мы еще не располагаем достаточным количеством
сведений о радиогалактиках, чтобы четко представить себе
возникающую картину различных видов этих объектов.
Глава 10
КВАЗИЗВЕЗДНЫЕ ОБЪЕКТЫ
10.1. Открытие квазаров
Удивительные свойства сильных радиоисточников,
таких, как Лебедь А, сообщили дополнительный импульс
развитию общих программ, имевших целью
отождествить как можно больше радиоисточников и составить их
карты. Наблюдения на интерферометрах обсерватории
Джодрелл-Бэнк Манчестерского университета показали,
что некоторые из ярчайших объектов, занесенных в
каталог ЗС, имеют диаметр 1" или меньше. Примерно в
1960 г. особенно загадочным, по мнению наблюдателей,
считалось то, что все усилия различить строение таких
источников, как ЗС48, ЗС286, ЗС 196 и ЗС 147,
оказывались безуспешными. Они заручились содействием
астрономов-оптиков, что и привело Сэндейджа к большому
5-метровому рефлектору обсерваторий Хэйла. Он хотел
выяснить, какие объекты видны в окрестностях первых
трех из указанных источников.
Изучив фотографии Сэндейджа, Мэттьюз обнаружил,
что в каждом случае в прямоугольнике ошибок
радиоастрономических измерений положения имеется
звездообразный объект. Может быть, это и есть долгожданные
«радиозвезды», принадлежащие к нашей Галактике?
Чтобы ответить на этот вопрос, требовалось еще
измерить показатели цвета и получить спектры. К октябрю
1960 г. Сэндейдж располагал такими данными для ЗС48.
Звезда, по-видимому, связанная с ЗС48, обладала
странными свойствами. По цвету она напоминала белый
карлик или бывшую новую звезду; кроме того, ее блеск
менялся с периодом около одних суток, то есть
поперечник объекта не может сильно превосходить одни
световые сутки. Итак, была найдена интересная
галактическая звезда, странный спектр которой не поддавался
188
Глава 10
объяснению. Это «официальное» мнение продержалось
до беспокойного 1963 г., в течение которого резко
изменилось направление внегалактической астрономии и
физической космологии.
В конце 1962 г. по программе наблюдений покрытий
радиоисточников Луной на 65-метровом радиотелескопе
в Парксе, в Новом Южном Уэльсе (Австралия),
работали Хазард, Макки и Шимминс. Цель метода лунных
покрытий, разработанного Хазардом для точного
определения положений, была такова: в каждый момент
времени положение края (или лимба) Луны на небе известно
с очень высокой точностью. Следовательно, когда Луна
наплывает на более далекий объект, можно найти точное
положение радиоисточника, если аккуратно
зафиксировать момент, в который лунный лимб перекрывает
излучение объекта, а затем момент появления сигнала.
Помимо положений этот метод дает дополнительную
информацию, которая и послужила главной причиной для
начала программы радиопокрытий. Затмеваемый объект
исчезает и появляется не мгновенно. Напротив, лимб
Луны действует как дифракционный экран, возмущая
электромагнитные волны радиоисточника, поэтому
радиотелескоп принимает переменный сигнал,
соответствующий так называемой дифракционной картине. Из
наблюдаемых флуктуации сигнала можно извлечь
информацию о строении и размерах радиоисточника. Поэтому
метод лунных покрытий — это дешевый и эффективный
способ определения положений и радиоструктур с
разрешением в 1" и даже лучше. Конечно, большим
недостатком является то, что приходится ждать, пока Луна
соизволит проплыть перед интересующим нас источником:
таким методом можно наблюдать только те источники,
склонение которых лежит в пределах от —30 до +30°.
В конце 1962 г. Луна трижды покрывала объект
ЗС273, что позволило Хазарду указать его положение с
точностью 1". Более того, он и его коллеги нашли, что
источник имеет двойную радиоструктуру, причем один
компонент совпадает со звездой 13т.
Отождествление ЗС 273 со звездой представлялось
настолько надежным, что Шмидт получил ее спектр, а
также обнаружил слабый голубоватый выброс, вытянув-
Квазизвездные объекты
189
шийся из звезды вдоль главной оси радиоисточника. На
первый взгляд спектр походил на спектр ЗС48:
несколько широких эмиссионных линий, которые не
отождествлялись с измеренными в лаборатории атомными
переходами. Что же это за звезды?
Когда эта загадка была разгадана, оказалось, что
она имела далеко идущие последствия. Как показал
Шмидт, можно отождествить спектральные линии, если
принять, что они подвержены очень большому красному
смещению. Для ЗС273 при значении красного смещения
0,158 четыре эмиссионные линии совпали со знаменитой
бальмеровской серией водорода; тогда остальные линии
можно было сопоставить с известными переходами.
Узнав о работе Шмидта, Гринстейн и Мэттьюз легко
разгадали тайну объекта ЗС48. При красном смещении
0,367 все его линии аккуратно легли на свои места.
Тогда только и началось самое интересное, а конца
ему не видно и сегодня. Начать с того, что если принять
закон Хаббла для связи красного смещения с
расстоянием, то красные смещения ЗС48 и ЗС273 дают
соответственно расстояния 1100 и 480 Мпс. Но звездная величина
ЗС273 равна 13т, он настолько ярок, что виден при
визуальных наблюдениях в телескоп. Его светимость
должна в 100 с лишним раз превосходить светимость наиболее
мощных известных галактик, иначе его видимый блеск не
достигал бы 13т после того, как излучение от него
преодолело расстояние 480 Мпс. ЗС48 и ЗС273 стали
родоначальниками нового класса внегалактических
источников, названных квазизвездными объектами или
квазарами. Для этого семейства характерны большие красные
смещения и звездообразное изображение в видимом
свете. Многие из них к тому же являются сильными
радиоисточниками.
Годы, последовавшие за 1963 г., были отмечены
быстрым прогрессом. В 1964 г. было отождествлено еще
8 квазаров, в том числе и ЗС 147, у которого 2 = 0,545 —
рекордное для того времени красное смещение. Десять
лет спустя число известных квазаров измерялось
многими сотнями. По мере того как накапливался опыт
отождествления спектральных линий в объектах с высоким
красным смещением, Шмидт постепенно проникал до все
190
Глава 10
g i.oi у
Красное смещение, z
Рис. 52. Зависимость красного смещения от скорости показана
сплошной линией. Упрощенное соотношение показано штриховой
линией; она сильно отклоняется от истинной зависимости, если z
превосходит приблизительно 0,5
больших значений красного смещения. Достижением,
венчавшим эти усилия, в то время было фантастическое
значение 2 = 2,012 у ЗС 9. Основной переход в атоме
водорода— линия а серии Лаймана (Los) —в спектре этого
объекта смещена с 1216 до 3660 А, то есть из
ультрафиолетовой в видимую область. Это было первое
наблюдение La в далеком небесном теле, и его результат имел
важные последствия для изучения свойств
межгалактической среды.
При больших красных смещениях классическое
соотношение между красным смещением z и скоростью v
z = vie
более не применимо, иначе пришлось бы допустить, что
скорости объектов превышают скорость света с.
Специальная теория относительности показывает, что при
скорости v смещение линии от X до (\+z)% описывается
соотношением
¦¦'-(-ST-
которое иллюстрируется на рис. 52. Когда z превосходит
приблизительно 0,5, простое приближение z = v/c
оказывается неправильным. У квазара ЗС 9 2 = 2,012, а
соответствующая скорость удаления около 80% скорости
света.
Квазизвездные объекты
191
Некоторые ярчайшие квазары можно найти на
снимках патрульных обзоров, восходящих к началу XX в. Из
этого старого материала часто видно, что квазары
изменяли блеск, иногда на 2—Зт. Последующие
исследования более слабых объектов показали, что нередки
значительные вариации с периодом суток или недель.
Изменяется светимость квазара как целого, и в соответствии с
периодом вариаций блеска, поперечник главной зоны
энерговыделения не превышает доли парсека. Если
вспомнить, что эта область излучает в 100 раз
интенсивнее, чем гигантская галактика, то станет ясно, что на
пути познания возникает огромное препятствие. Какие
законы физики позволяют квазару втиснуть столь могучую
силу в такой малый объем?
Другое важное открытие астрономов-оптиков —
многочисленные линии поглощения, обнаруженные в
спектрах квазаров с большими красными смещениями.
Наверное, самое удивительное свойство этих спектров
поглощения состоит в том, что некоторые из них удается
объяснить только в предположении, что в одном и том же
спектре присутствуют линии с несколькими значениями
красного смещения. Иногда приходилось предполагать,
что в одном спектре сосуществуют до полудюжины
различных систем линий поглощения. Богатый спектр
поглощения имеет квазар PHL957. Все его эмиссионные
линии соответствуют одному значению z = 2,69. В
спектрах, полученных с помощью электронно-оптических
преобразователей, можно заметить больше 80 линий,
причем, согласно Баколлу и Джоссу (Институт высших
исследований, Принстон), им соответствуют пять
значений красного смещения: 2,67; 2,55; 2,54; 2,31 и 2,23.
Другой объект со сложным спектром, 4С 05.34, имеет красное
смещение эмиссионных линий 2 = 2,88 и по меньшей мере
шесть различных красных смещений от 2,87 до 1,78 для
100 линий поглощения. Часто линии поглощения очень
узки; это означает, что разброс скоростей в газе,
вызывающем поглощение, всего несколько десятков км/с.
Первое приходящее на ум объяснение нескольких
систем линий поглощения состоит в том, что квазар
выбросил несколько последовательных оболочек
поглощающего вещества. Скорость этого вещества относительно
192
Глава 10
квазара определяет красное смещение наборов линий
поглощения. В некоторых случаях, когда различие
между красными смещениями в эмиссии и в поглощении
очень велико, приходится предполагать, что
поглощающая оболочка уносится от квазара со скоростью, близкой
к скорости света. Другое объяснение состоит в том, что
на своем долгом пути свет квазара пересек несколько
чрезвычайно далеких галактик. При каждом
прохождении сквозь галактику ее межзвездная среда «выедала»
в спектре набор линий поглощения с красным смещением
галактики. При красных смещениях, соответствующих
наблюдаемым линиям поглощения, промежуточные
галактики оказываются далеко за пределами
достижимости оптических телескопов. В настоящее время
невозможно с определенностью установить, какая из этих
двух гипотез верна. Однако возможно, что самые
богатейшие спектры содержат линию поглощения La с 50 или
даже со 100 различными красными смещениями. Если
такое истолкование правильно, то оно поддерживает
идею о поглощающих облаках вблизи квазара.
10.2. Наблюдения радиоизлучения квазаров
Мы уже говорили, что квазары были открыты по их
радиоизлучению. Если ограничиться только их
радиосвойствами, то многие из них неотличимы от
радиогалактик: для них характерны классическая двойная
структура, синхротронный спектр и частичная
поляризация излучения. В качестве примера можно упомянуть
ЗС9 и ЗС47 (рис. 53). Но некоторые квазары являются
очень компактными радиоисточниками — это открытие
сильно стимулировало развитие интерферометрии. Испы-
тывались все более и более длинные базисные линии,
пока, наконец, не стали применять в качестве базы
межконтинентальные расстояния. У многих квазаров размер
радиоисточника, совпадающего с оптическим объектом,
меньше 0,1", а у некоторых отдельные компоненты
меньше 0,001".
Соединение в интерферометр 64-метрового
телескопа в Калифорнии и 26-метрового телескопа в Канберре,
Австралия, позволило получить в 1969 г. базисную ли-
Рис. 53. Квазар ЗС 47. Короткими отрезками показаны векторы поляризации.
194
Глава 10
нию, равную 81 миллиону длин волн при наблюдении на
волне 13 см. Это расстояние достаточно, чтобы ясно
различить структуры, превосходящие по размеру 0,001".
Данные на каждом телескопе записываются на
магнитные ленты вместе с точными отметками атомных часов.
Сопоставление и анализ данных производятся, когда
ленты свозят в одно место, где их анализируют на
цифровой ЭВМ. Часы на двух обсерваториях можно
синхронизировать с помощью радиолокационных импульсов,
отраженных от Луны.
Наблюдения на интерферометре с базой между
Канберрой и Калифорнией выявили заметную структуру
размером меньше 0,001" более чем у 50 источников, в
основном квазаров. Несколько объектов не удалось
разрешить даже с такими огромными базисными линиями.
Последующие наблюдения с более короткой базисной
линией (25 миллионов длин волн) в какой-то степени
дополнили картину. Бродерик, Келлерман, Шаффер и Джонси
заявили, что результаты межконтинентальной
интерферометрии показывают следующее: такие квазары, как
ЗС273 и ЗС279, имеют сложную компактную структуру.
Кроме того, есть много данных, в особенности для ЗС 279,
что эта структура меняется за время всего в несколько
недель. Этот эффект, возможно, объясняется быстрым
разлетом отдельных излучающих сгустков, или, что более
вероятно, изменением радиосветимости одного или
нескольких небольших компонентов. Одно время даже
думали, что у ЗС279 есть компоненты, разлетающиеся
быстрее света; однако корректный релятивистский анализ
данных показывает, что это не так, несмотря на то, что
требуемые скорости крайне высоки.
Еще в начале исследования квазизвездных
радиоисточников были открыты радиовспышки компактных
объектов. В 1965 г. Дент из Мичиганского университета
обнаружил, что плотность потока компактного
компонента ЗС273 на высоких частотах возросла за три года на
40%. Впоследствии было обнаружено еще несколько
случаев увеличения радиояркости. Обычно
интенсивность достигает максимума, который может в несколько
раз превосходить средний уровень, а потом снова
падает. Если последовательно переходить ко все более низ-
Квазизвездные объекты
195
ким частотам, то максимальная интенсивность
приходится на все более поздние моменты, так что новые
переменные источники обычно обнаруживают на высоких
частотах. В переменных источниках, как правило,
большая вспышка длится несколько месяцев, а затем
примерно через год за ней следует другая вспышка. Среди
самых активных в этом отношении квазаров можно отметить
ЗС273, ЗС279 и ЗС 454.3. Подобным образом ведут себя
и источники в ядрах сейфертовских и N-галактик ЗС 84,
ЗС 120, ЗС371. У радиопеременных источников заметны
также резкие изменения видимого блеска, хотя
колебания на оптических и радиочастотах, по-видимому, не
коррелируют.
Лихорадочная активность на радиочастотах может
объясняться периодическими извержениями из ядра
квазара облаков электронов высоких энергий. По мере
расширения облако электронов становится прозрачным для
радиоволн на все более низких частотах. В начале
вспышки сквозь электронное облако может пробиться
только высокочастотное излучение, поэтому
максимальная интенсивность регистрируется на высоких частотах.
По мере уменьшения электронной концентрации и роста
прозрачности плазмы положение максимума смещается
на все более низкие частоты. Источник энергии,
создающий облака электронов и магнитное поле, все еще
остается загадкой. Его размеры не могут быть очень
большими, потому что изменения происходят за время порядка
одного года. Компактные радиоисточники в квазарах —
это вариация на тему необычайной активности в ядрах
галактик.
10.3. Загадки красных смещений квазаров
Самой удивительной особенностью квазаров
являются их аномально большие красные смещения. Другие
проблемы, обычно связываемые с квазарами,
проистекают в первую очередь из этого свойства. Сразу же после
открытия больших красных смещений ученых стал
мучить вопрос: подчиняются ли квазары закону красных
смещений для галактик (т. е. закону Хаббла)? Вскоре
перестали быть сенсацией красные смещения квазаров
196
Глава 10
около 2,0, соответствующие скоростям удаления, равным
4/б скорости света. Приписывая такие большие скорости
расширению в соответствии с законом Хаббла, получим
огромные расстояния — порядка 10 000 Мпс. Если
принять значения расстояний, выведенные по красным
смещениям, то сам факт, что мы можем видеть эти объекты
в оптические телескопы, означает, что их оптические и
радиосветимости колоссальны. Не удивительно, что
всегда находились астрономы, подвергавшие сомнению эти
доводы, ведущие к трудноразрешимым энергетическим
проблемам.
Когда были определены красные смещения примерно
для 200 квазаров, М. и Дж. Бербиджи провели
статистический анализ распределения по красным смещениям.
На построенной гистограмме (график числа квазаров с
красным смещением в данном интервале в зависимости
от красного смещения) красные смещения
группировались около некоторых значений. Они как будто имели
период 0,06 и сильно сгущались вблизи z= 1,95. Более того,
казалось, что у каждого квазара с линиями поглощения
в спектре имеется их набор с г =1,95. Эти открытия
вызвали большое волнение, потому что такое поведение
красных смещений означало, что существуют
предпочтительные значения, что не согласуется с простым законом,
связывающим красное смещение и расстояние. Кроме
того, они были связаны и с проблемой эволюции
квазаров; значение г=1,95 могло указывать эпоху, в которую
особенно часто происходило образование квазаров.
Теперь понятно, что эти результаты объясняются главным
образом эффектами селекции и использованием для
статистического анализа малых выборок. Под тонкими
эффектами селекции подразумевается, что в
определенных полосах красных смещений квазары легче
обнаружить, а их спектры легче анализировать. Результат о
концентрации линий поглощения при z=l,95 теперь
опровергнут. Проведенный Бербиджем и О'Деллом в
1972 г. анализ примерно 400 красных смещений не
подтвердил преобладание красных смещений, кратных 0,06.
Добавление новых значений красных смещений сгладило
сгущение при z=l,95. Итак, был похоронен по крайней
мере один набор таинственных свойств.
Квазизвездные объекты
197
Приблизительно до 1973 г. думали, что в красных
смещениях квазаров есть странное «обрезание»,
поскольку был известен только один квазар с z = 2,5. Это
породило предположения, что их свет чем-то поглощается на
пути к нам, возможно межгалактическим водородом.
Согласно другому предположению, в далеких областях
Вселенной, где z превосходит 2,5, квазары еще не
образовались. Однако со временем были найдены квазары с
красными смещениями больше 2,5: сначала с 2 = 2,88,
затем с 2 = 3,4 и, наконец, с 2 = 3,53. Объекты с самыми
большими красными смещениями имеют белый или
красноватый цвет. Поскольку охотники за квазарами обычно
искали звездообразные изображения голубого цвета, они
могли пропустить квазары с большими красными
смещениями, если те, как правило, красные. Это еще один
пример того, какая осторожность нужна при истолковании
данных наблюдений; кажущееся обрезание могло
вызываться просто методом отбора кандидатов при поисках
квазаров.
10.4. Квазары и расширение Вселенной
1. Комбинированные красные смещения
Для объяснения больших красных смещений
квазаров было выдвинуто много гипотез. Некоторые теоретики
полагали, что это относительно близкие к нам объекты, и
вместо общего расширения Вселенной пытались найти
другие объяснения увеличения их длин волн. Другие
считали, что квазары находятся на космологических
расстояниях, так что их красное смещение связано именно
с быстрым расширением Вселенной на больших
расстояниях. Большинство же астрономов долго подозревали,
что разные эффекты складываются, причем большая
часть красного смещения может быть обусловлена
космологической скоростью удаления, но гравитация и
случайные скорости также дают существенный вклад.
Наверное, лучше всего в такой ситуации не придерживаться
предвзятого мнения, а попытаться критически проверить
все возможные гипотезы.
Допустим, какому-то квазару наблюдатель
приписывает красное смещение z (набл.). Оно может вызываться
198
Глава 10
скоростью удаления, случайной пространственной
скоростью или возникать в самом объекте как гравитационное
красное смещение. Обозначим эти красные смещения
через z (Хаббл), z (случ.) и z (внутр.). Тогда все они
связаны следующим выражением:
l+z (набл.)=[1+2 (Хаббл)] [1+2 (случ.)][1+2 (внутр.)].
Для примера предположим, что z (набл.) = 1,95. Тогда,
если квазар находится на таком расстоянии, где
галактики имели бы красное смещение всего лишь 1,00, то для
увеличения г (набл.) до 1,95 как случайное движение,
так и обусловленное самим источником красное
смещение должны дать всего по 2 = 0,2. Такие эффекты было
бы не так-то легко обнаружить, поскольку в
разобранном примере случайное движение составляет всего одну
треть скорости удаления.
2. Локальные теории
Стимулом к созданию так называемых локальных
теорий является желание построить модель квазара, не
требующую такого мощного источника энергии, который
необходим, если они находятся на космологическом
расстоянии. В 1965 г. Террелл впервые выдвинул
предположение, что квазары были выброшены сильным взрывом
из нашей Галактики или из какой-либо галактики
Местной группы. То, что мы теперь видим, — осколки
взрыва, удаляющиеся от нас со скоростью, близкой к
скорости света.
Один сильный аргумент против локальной гипотезы
по существу философский: нет оснований считать, что мы
находимся в привилегированном положении во
Вселенной. Если бы осколками в виде квазаров «стреляла»
только наша Галактика, то мы находились бы в
уникальном месте. Чтобы обойти эту трудность, предположим,
что и в других галактиках «квазарные» извержения
нередкость. Тогда должно было бы наблюдаться
несколько квазаров с большими фиолетовыми смещениями,
выброшенных из близких галактик по направлению к нам.
Кроме того, при фиолетовом смещении квазары
выглядели бы ярче в оптическом и радиодиаг.азонах, так что
выборки, основанные на критерии яркости, содержали
бы больше квазаров с фиолетовым смещением, чем с
Квазизвездные объекты
199
красным! Однако до сих пор не известно ни одного
объекта, так же как не известно ни одного класса объектов
с необъяснимыми спектрами, которые могли бы
оказаться квазарами с высоким фиолетовым смещением.
Радиоастрономы привели второй, еще более мощный
аргумент против локальных теорий. Помимо
радиоизлучения дискретных объектов они обнаруживают
однородный фон радиоволн от всего неба. Если бы другие
большие галактики были окружены свитой локальных
квазаров, то из-за вклада мириад квазизвездных
радиоисточников в фон радионеба, оно, вероятно, было бы гораздо
ярче.
Еще одно свидетельство против локальной теории
дают радиокарты. У многих квазаров видна двойная
структура, уже знакомая нам по радиогалактикам.
Трудно понять, почему при наблюдениях с Земли у локальных
квазаров и у далеких галактик радиоструктуры должны
быть одинаковыми. Правда, этот довод не противоречит
локальной гипотезе для компактных квазаров, у
которых не обнаружено двойной структуры.
Другим препятствием на пути к широкому принятию
локальной гипотезы является то, что она вовсе не
разрешает проблему энергии. Если из галактики почти со
скоростью света вышвыривается множество ярких объектов,
то их нужно снабдить немалым количеством
кинетической энергии.
3. Гравитационное красное смещение
Для последовательности идей совсем другого рода
характерны попытки использовать гравитацию в
качестве средства полного или частичного достижения больших
красных смещений. Если электромагнитное излучение
образуется в области с высоким гравитационным
потенциалом, а наблюдается в области более низкого
потенциала, то наблюдатель увидит спектр, смещенный к
более длинным волнам, то есть спектр с красным
смещением. Сильные гравитационные поля существуют вблизи
очень массивных компактных объектов, тогда как на
поверхности Земли, где установлены наши телескопы,
гравитация слаба. Поэтому свет, испущенный объектом с
сильным гравитационным притяжением, «краснеет». Этот
эффект можно обнаружить даже в линиях солнечного
200
Глава 10
спектра. Сила гравитации на поверхности Солнца в 28
раз больше, чем на Земле; такое поле приводит к
такому же сдвигу в красную сторону, как и скорость
удаления 0,64 км/с.
Гравитационное красное смещение света,
испущенного с поверхности тела радиуса г и массы М и принятого
на Земле, составляет
z (грав.) = GM/rc2,
где G — гравитационная постоянная, с — скорость света.
Мы видим, что значительное гравитационное смещение
могут вызывать массивные (большие М) и компактные
(малые г) объекты. Однако гравитационное красное
смещение не может сильно превосходить 0,5: если
напряженность гравитационного поля такова, что z
превосходит 0,5, то тело неизбежно будет раздавлено
собственными силами тяготения. Поэтому объект, вероятно, начнет
коллапсировать, и его радиус будет уменьшаться. Это
только увеличивает гравитационные силы, так что
коллапс становится катастрофическим; произойдет как бы
направленный внутрь взрыв, завершающийся скорее
всего образованием черной дыры.
Это рассуждение убедительно, но неутешительно,
потому, что оно по существу утверждает только, что нам не
удалось построить такую модель с высоким
гравитационным красным смещением, которая не уничтожила бы
себя. Может быть, квазары говорят нам, что физика
гораздо сложнее, чем ее математическое представление?
Правда, стоит отметить, что если бы красные смещения
были в значительной мере гравитационными, то есть
присущими самим объектам, то подсчеты радиоисточников на
небе скорее всего привели бы к иным результатам, если
только снова не предположить, что мы наблюдаем
Вселенную из привилегированного положения.
4. Теории старения света
Еще одна группа противников закона Хаббла
предостерегала против того, чтобы считать известными все
законы физики. В истории науки важные парадоксы
приводили к открытию новых, более простых законов,
применение которых открывало широкие перспективы для
плодотворных исследований. В сущности, их основной
Квазизвездные объекты
201
аргумент состоит в том, что красное смещение
вызывается пока еще не открытым механизмом.
Среди идей этого типа постоянно возрождается
гипотеза «старения» квантов. Она была пущена в ход в
попытке сломить сопротивление огромной армии
астрономов, верящих в расширение Вселенной. Лежащее в ее
основе предположение состоит в том, что
электромагнитное излучение, проходя огромное расстояние, теряет
энергию, то есть кванты как бы стареют. Эти
космические потери энергии приводят к росту длины волны и к
красному смещению в спектрах далеких объектов. Но
куда же уходит энергия по мере «старения» квантов?
Предположим, что отдельные сгустки энергии, которые
физики называют фотонами, взаимодействуют с другими
частицами, например электронами или атомами. При
столкновениях или иных типах взаимодействий они
теряют энергию, но при этом будет теряться информация и о
направлении их движения. Взаимодействие будет влиять
и на фотон, сбивая его с пути. При наблюдениях мы бы
видели размытые изображения, и далекий квазар
выглядел бы как диск, а не как звездочка. Но еще остается
возможность того, что свет участвует в таинственном
«самовзаимодействии», позволяющем ему постепенно
терять энергию по мере движения, не отдавая ее другим
материальным частицам. Однако элементарные
процессы в физике имеют статистическую природу. Для них
характерны неопределенности и некоторая степень
случайности. В результате этого фотонам, вышедшим с
одинаковой энергией, не удается терять ее в совершенно
одинаковом темпе, поэтому спектральные линии должны
расширяться. Поскольку возможное уширение линий
оказывается гораздо меньше наблюдаемых красных
смещений, теория «старения» квантов представляется
неприемлемой. Советский физик-теоретик Я. Б. Зельдович
обратил внимание на доводы, следующие из общих
принципов, которые показывают, что если свет теряет
энергию, то быстрее всего стареют волны низкой частоты
(т. е. радиоволны). Если бы это происходило, то
возникала бы бездна ужасных противоречий с общепринятой
электромагнитной теорией, которая прекрасно проверена
и испытана. В конечном счете представляется, что идеи о
202
Глава 10
Рис. 54. Связан ли квазар PHL 1226 с соседней галактикой?
старении квантов не дают удовлетворительного решения
загадки красных смещений квазаров.
5. Противоречивые красные смещения
Из всех наблюдателей Арп настойчивее всех требовал
от теоретиков непредубежденного подхода. Это один из
немногих «инакомыслящих», намеревающихся доказать,
что закон Хаббла превозносится незаслуженно. В гл. 6
мы уже сообщили, что Арп и другие нашли примеры
скоплений взаимодействующих галактик, отдельные
члены которых, по-видимому, нарушают соотношение
Хаббла.
Арп показал, что квазар PHL 1226 находится всего
лишь в 30" от галактики 1С 1746 (рис. 54); он утверждал,
что вероятность углового расстояния такого порядка
между квазаром и яркой галактикой мала. Для
галактики NGC 7603 Арп нашел красное смещение 0,027, но у нее
явно есть придаток с г = 0,063. М. и Дж. Бербиджи,
Соломон и Штритматтер обнаружили, что четыре квазара в
каталоге ЗС лежат в нескольких минутах дуги от ярких
галактик. Они тоже утверждают, что вероятность случай-
Квазизвездные объекты
203
ного образования такой конфигурации очень низка —
меньше 1%. Очевидно, что данные такого типа, столь
сильно опирающиеся на статистические аргументы,
подозрительны, если их пытаются применять в качестве мины
для подрыва закона Хаббла. Тем не менее нельзя
сбросить со счетов возможность, что в этих странных
совпадениях проявляется истинная взаимосвязь. Однако мы не
будем считать, что они достаточно хорошо обоснованы,
чтобы отвергнуть закон Хаббла. Наблюдательные
свидетельства в пользу новых законов скудны.
Хойл активно пытался привлечь новые законы не
только к квазарам, но и к более широкой проблеме
определения свойств Вселенной в целом. Он указал, что если
массы элементарных частиц и атомов систематически
изменяются во времени, то излучение далеких атомов будет
казаться смещенным в красную сторону по сравнению с
излучением таких же атомов в земной лаборатории. Эта
идея настолько меняет общепринятые представления, что
ее подробное обсуждение здесь неуместно. Для нас она
должна послужить еще одним предупреждением, чтобы
мы были готовы к другим решениям.
По-видимому, на некосмологические теории красных
смещений квазаров уже поставлен крест. В процессе
отбора гипотез мы достигли такого этапа, на котором
преобладает космологическая точка зрения: квазары
подчиняются закону Хаббла. Вера в закон Хаббла сильно
подкрепляется наблюдениями ярких галактик в
скоплениях, проведенными Сэндейджем. Любая другая точка
зрения влечет за собой необходимость переосмысления,
а также ниспровержения огромного числа теоретических
работ, до сих пор оказывавшихся плодотворными.
6. Общепринятая точка зрения
Убедительные доказательства того, что по крайней
мере некоторые квазары имеют космологические красные
смещения, представил Ганн из обсерваторий Хэйла. Он, а
затем и другие исследователи изучили квазары, лежащие
в направлениях скоплений галактик. Вряд ли кто-нибудь
станет возражать против того, что красные смещения
скоплений галактик вызваны расширением Вселенной.
Ганн обнаружил, что квазар PKS2251 + 11, который
лежит на одном луче зрения с далеким скоплением, имеет
204
Глава 10
такое же красное смещение, как яркие галактики
скопления (0,33). Известно около полудюжины квазаров,
связанных со скоплениями галактик и имеющих практически
такие же, как скопления, красные смещения.
Однако в случае скоплений по-прежнему остается
повод для беспокойства. Даже на крупнейших телескопах
мира нельзя различить скопления галактик с красными
смещениями, превышающими примерно 0,6. Поэтому по
тем квазарам, которые связаны со скоплениями, закон
Хаббла можно подтвердить только при низких красных
смещениях. Есть ли надежда проверить его
справедливость до красных смещений 2 или 3? Пытаясь провести
такую проверку, Хазард из Кембриджа и его коллеги в
Австралии и в США исследовали достоверность больших
красных смещений. Они постарались так организовать
свое исследование, чтобы избежать предвзятых
результатов. Общий поиск квазаров, связанных с галактиками,
выявил несколько интересных кандидатов.
Квазар 4С24.23 — это голубой компактный объект,
который примостился на краю аккуратной группы из пяти
галактик, вероятно, являющихся ярчайшими членами
далекого скопления. Красное смещение 4С 24.23 равно 1,27.
В другом случае 4С 11.45 окружен слабым скоплением
галактик; его красное смещение 2,17, так что это, должно
быть, квазизвездный объект. Еще один источник из
каталога 4С под номером 26.48 имеет красное смещение 0,78
и лежит в 10" от слабой галактики. В каждом
упомянутом здесь случае положения радиоисточников были
измерены с такой высокой точностью, что не может быть
серьезных сомнений в надежности отождествлений. Заметим,
однако, что при красных смещениях, превосходящих
примерно 0,3, галактики становятся просто пятнышками на
фотопластинках, а при красных смещениях больше 0,6
они вообще не видны. Поэтому, хотя ни для одной из
галактик, наблюдаемых вблизи этих квазаров, не были
получены спектры, мы мджем быть? уверены, что если бы
удалось снять спектры, то между красными смещениями
галактик и квазаров были бы расхождения. Конечно, все
описанные совпадения могут быть случайным
наложением объектов, находящихся на различных расстояниях.
Здесь мы хотим сказать, что исследование квазаров и
Квазизвездные объекты
205
Рис. 55 Двойной квазар 4С 11.50 Этот снимок был сделан на
телескопе, показанном на рис. 9, с экспозицией 78 мин. Квазары
обозначены буквой Q, галактики — буквой G.
скоплений галактик подтвердило космологическую
природу красных смещений только для относительно низких
значений красного смещения.
Трудную загадку представляет и 4С 11.50, также
исследованный Хазардом и его коллегами. В площадке,
соответствующей этому радиоисточнику, они нашли не
один, а два квазара. Последующие наблюдения
подтвердили, что каждый из них является независимым
радиоисточником, причем у одного из них выявлена классическая
двойная структура. Но на радиокартах, построенных в
1974 г. в Кембридже, не было видно никаких признаков
взаимодействия между двумя квазарами. В
спектроскопическом исследовании, проведенном на Ликской
обсерватории в Калифорнии, для более яркого, и, по-видимому,
более близкого объекта было получено красное смещение
0,44, а для более слабого 1,90. Любопытно, что в
соответствии с этими значениями длины волн линий одного
квазара почти точно равны удвоенным длинам волн другого,
206
Глава 10
поскольку длина волны изменяется как (1 +z), а 2,90/1,44
приблизительно равно 2. Что это? Еще одно невероятное
совпадение, способное загнать теоретика в тупик?
Угловое расстояние между квазарами меньше 5".
Работающий на Гавайях наблюдатель Стоктон получил
электронно-оптические фотографии квазаров 4С 11.50 и их
окрестностей. На этих фотографиях достигнута очень слабая
предельная звездная величина и вокруг квазаров видно
ожерелье из нерезко очерченных галактик. Один из его
электроннооптических снимков воспроизведен на рис.
55. Для одной из галактик было определено красное
смещение 0,43. Это значение подтверждает космологическую
интерпретацию квазара с низким красным смещением, но
пока оставляет открытым вопрос о более высоком
красном смещении.
Возможно, спор о красных смещениях уже близок к
завершению. В настоящее время работают
радиотелескопы, способные быстро делать обзоры широких полос неба,
и благодаря им число источников, для которых известны
точные положения, резко возрастает. Большие оптические
телескопы, установленные в Чили и Австралии, позволят
исследовать южное небо так же тщательно, как и
северное. Можно ожидать, что в течение нескольких лет число
занесенных в каталоги квазаров сильно увеличится, а
когда будет достигнута эта стадия, повысится доверие
к аргументам, основанным на статистическом анализе.
Однако внегалактическая астрономия — это не та
область научного знания, в которой так называемые ответы
могут рассматриваться как окончательные и неизменные!
Глава 11
ЧТО ЛЕЖИТ МЕЖДУ ГАЛАКТИКАМИ?
11.1. Нужно ли нам межгалактическое вещество?
Глубокие тайны происхождения, эволюции и
конечной судьбы Вселенной в большой степени зависят от
того, сколько вещества в ней содержится. Мы уже знаем,
что галактики удаляются друг от друга; чем дальше в
глубь пространства проникают наши телескопы, тем
большие скорости движения они выявляют. Таким
образом, наблюдения указывают, что Метагалактика
находится в состоянии расширения и что среднее расстояние
между галактиками, по-видимому, непрерывно
увеличивается. Несомненно, крайне интересно узнать, будет ли
современное расширение продолжаться вечно,
замедлится ли оно постепенно до нулевой скорости или же
расширение Вселенной со временем полностью прекратится и
затем сменится сжатием.
Конечная судьба зависит от баланса кинетической и
гравитационной энергий. Если кинетическая энергия,
определяемая скоростями разбегающихся галактик,
превосходит гравитационную энергию их взаимного
притяжения, то даже за бесконечное время гравитация не сможет
остановить расширение. С другой стороны, если
гравитационная энергия больше кинетической, то в некоторый
момент гравитация полностью затормозит расширение, а
затем заставит Вселенную сжиматься. Особый случай,
когда обе энергии в точности равны, а на прекращение
расширения требуется бесконечное время, по-видимому,
представляет чисто математический интерес.
Скорость расширения Вселенной проявляется через
постоянную Хаббла Я, которая задает систематическую
скорость данной галактики на данном расстоянии. В
простых космологических моделях можно рассчитать
критическое значение средней плотности вещества во Вселен-
208
Глава 11
ной, при котором гравитация способна остановить
расширение. Эта критическая плотность р (крит.) определяется
выражением
Р (крит.) = 3H2/(8tzG),
где G — универсальная постоянная тяготения,
определяющая величину гравитационных сил. Если средняя
плотность вещества во Вселенной больше р (крит.), то
говорят, что Вселенная замкнута; ее максимальный размер
тогда конечен. Если средняя плотность ниже р (крит.),
то Вселенная открыта, и поэтому среднее расстояние
между галактиками неограниченно возрастает.
Эти рассуждения показывают, что конечная судьба
Вселенной тесно связана с полным количеством
вещества, запасенного в ней. Наблюдаемые значения Н =
= 100 км/(с-Мпс), или 3,2-КН8^1, и G = 6,67X
X Ю-11 Н-м2/кг дают р (крит.) =2-Ю-26 кг/м3.
Самой заметной формой существования вещества во
Вселенной являются галактики. Многие астрономы
пытались рассчитать вклад вещества, собранного в
галактики, в среднюю плотность. Подобные расчеты можно
сделать, оценив сначала массы галактик различных
типов и определив распределение массы по разным типам,
а затем провести выборочные подсчеты
пространственной плотности галактик в типичных областях далекого
космоса. Объединив массы и пространственные плотности
галактик, можно затем вычислить вклад видимых
галактик в полное количество вещества. Такие вычисления
попытался сделать в 1971 г. Нунан. Он нашел, что если
бы масса галактик была равномерно распределена по
пространству, то ее вклад в общую плотность был бы
равен
р (галактик) = 3-10~28 кг/м3
при #=100 км/(с-Мпс). Если выразить это значение в
процентах, то окажется, что видимые галактики содержат
только 1,5% вещества, необходимого для того, чтобы
Вселенная была замкнутой. Эта доля не зависит от
значения постоянной Хаббла, которая является
единственной плохо определенной величиной в выражении для
Что лежит между галактиками?
209
р (крит.). Более ранние исследования, проведенные,
например, Сортом, дали результаты, сходные с
результатами Нунана.
Низкое значение плотности, обусловленной
галактиками, ставит важный вопрос: быть может, при такой
процедуре подсчетов мы не учитывали обширные скрытые
«залежи» слабых галактик, которые могли бы дать
изрядный вклад? Ответ на этот вопрос попытались найти
Пиблс и Партридж. Они рассмотрели, что бы
наблюдалось, если бы Вселенная содержала мириады
нормальных звезд вне ярких галактик; эти звезды могли бы
входить, например, в необнаружимые карликовые галактики
или даже находиться в межгалактическом пространстве.
Но где бы они ни находились, их совместное действие
привело бы к увеличению свечения ночного неба.
Наблюдаемое свечение ночного неба показывает, что в
нормальных звездах главной последовательности, не
входящих в яркие галактики, может содержаться не более
13% критической массы. Эта доля также не зависит от
значения Я.
В таком случае наша задача сводится к
рассмотрению объектов низкой светимости. Не повысят ли полную
плотность до значения, при котором Вселенная замкнута,
очень слабые звезды (белые и красные карлики), черные
дыры, астероиды, камни или какие-то объекты? Для
большей наглядности скажем, что критическая плотность
соответствует наличию в совершенно пустом кубе со
стороной 500 000 км всего лишь одного обыкновенного
кирпича! Поэтому в принципе масса невидимого
космического «мусора» может сильно превосходить критическую.
Однако можно привести независимые данные,
показывающие, что истинная плотность Вселенной не может
сильно превышать критическое значение, так как это
повлекло бы резкое изменение вида далеких галактик.
По ряду эстетических и астрофизических соображений
принято считать, что Вселенная замкнута, а скрытая
масса находится в виде газа.
Решение вопроса о существовании межгалактической
среды существенно зависит от масс галактик. Главной
причиной, приведшей к предположению о существовании
этой среды, является недостаточность масс галактик для
210
Глава 11
замыкания Вселенной. Однако не исключено, что сами
массы галактик определены со значительной ошибкой.
Если бы массы галактик недооценивались раз в 10, то
исчез бы космологический стимул для поиска
межгалактического вещества.
В 1974 г. три эстонских астронома — Ян Эйнасто, Антс
Каасик и Энн Саар — заявили, что массы галактик раз
в 10 занижены. Чтобы обосновать свое утверждение, они
собрали более точные данные о распределении масс во
внешних частях галактик с помощью наблюдений ярких
объектов, движущихся по почти круговым орбитам
вблизи плоскостей галактик. Были подробно изучены пять
галактик, в каждой из которых распределение масс,
соответствующее наблюдаемым звездам, существенно
отличалось от распределения, полученного аналитически из
динамических соображений. Они заключили, что эти
галактики содержат значительное количество невидимого
вещества. Другие исследователи независимо высказали
соображения, что у галактик есть массивные слабые гало.
Они приводят доводы, что массивное гало помогает
стабилизировать центральную перемычку в пересеченных
спиральных галактиках и препятствует ее
динамическому разрушению.
Возможно, что метод определения масс галактик по
их двойным системам ошибочен. Один важный эффект
состоит в том, что наблюдатели чаще отбирают пары с
малым расстоянием между компонентами. Чем больше это
расстояние, тем меньше вероятность выявить пару среди
других галактик. Если выбрать некоторую пару галактик,
то при уменьшении углового расстояния между ними
скорости вдоль луча зрения постепенно падают. Поскольку
характерные времена обращения галактик вокруг друг
друга очень велики, нет никакой возможности
обнаружить движение поперек луча зрения и приходится
пользоваться только лучевыми скоростями. Поэтому данные
о парах галактик нужно обрабатывать статистически, так
как информации для нахождения масс в какой-то одной
системе недостаточно. Но если в выборке преобладают
близкие пары, то из-за отмеченного эффекта средние
скорости получатся заниженными. Это в свою очередь
ведет к недооценке средних масс. Единственный способ
Что лежат между галактиками?
211
преодолеть серьезную систематическую ошибку,
вызванную эффектами селекции,— это поиск пар, свободный от
субъективного подхода. Лучше всего отбирать из
каталога галактик с помощью ЭВМ все пары объектов с
угловым расстоянием меньше заданного. Среди выбранных
таким образом комбинаций истинные пары можно
выявить по наблюдениям красных смещений; все пары с
близкими значениями красных смещений скорее всего
являются гравитационно связанными. Предварительные
результаты такого объективного подхода к методу
двойных галактик показывают, что массы могут быть
заметно выше, чем предполагалось. Однако идея, что все
галактики достаточно массивны для справедливости
моделей замкнутой Вселенной, не является общепринятой.
11.2. Свойства межгалактического газа
Прежде всего рассмотрим, из чего может состоять
газ, помня, что галактики и звезды состоят главным
образом из водорода. Из теоретических соображений
можно не сомневаться, что сами галактики образовались из
газа, состоявшего главным образом из водорода.
Поэтому представляется правдоподобным, что водород — это
основной компонент межгалактической среды. Теория
ранних стадий эволюции Вселенной (модель горячей
Вселенной) показывает, что на 25% по массе
межгалактический газ может состоять из гелия. Источником элементов
тяжелее водорода и гелия являются взрывы галактик и
звезд. Предполагается, что содержание тяжелых
элементов в межгалактической среде должно быть
незначительным, поскольку они остаются в основном в тех
галактиках, в которых образовались.
Сведения о температуре и плотности газа можно
получить спектроскопическими либо другими методами. Если
бы, например, в газе было много холодного водорода, то
следовало бы ожидать сильного поглощения света
далеких галактик или квазаров; это явление было бы связано
с тем, что на некоторых частотах фотоны могут
передавать свою энергию холодному водороду, переводя его
электроны на более высокие энергетические уровни.
Если, напротив, газ очень горячий, то можно ожидать, что
212
Глава 11
он сильно излучает в рентгеновской области. Вот всего
лишь два примера экспериментов, применявшихся в
поисках скрытой массы. Использование того или иного
метода зависит от того, является ли газ нейтральным
(каждый атом обладает полным набором орбитальных
электронов) или ионизованным (атомы возбуждены и
потеряли по крайней мере один электрон), поэтому они будут
описаны здесь по отдельности.
11.3. Поиски нейтрального газа
Современными методами можно было бы обнаружить
равномерное распределение атомов холодного водорода
при критической плотности. Впервые попытались это
сделать радиоастрономы. Холодный покоящийся водород
сильно поглощает на длине волны 21 см, поэтому можно
ожидать, что в спектрах радиоизлучения мощных
радиогалактик и квазаров будет видна резкая линия
поглощения. С точки зрения земного наблюдателя,
межгалактический газ вблизи радиоисточника должен поглощать
радиоизлучение на длине волны 21 (1+2) см, где z—
красное смещение радиоисточника. Водород, лежащий на
том же луче зрения между нами и радиоисточником,
будет поглощать в диапазоне от 21 (\+z) см до длины
волны 21 см в нашей системе покоя. Поэтому между 21 и
21 (1+-г) см в радиоспектре источника с красным
смещением z следовало бы ждать ослабления потока,
вызванного межгалактическим водородом, если бы это
вещество действительно присутствовало. Самые точные
наблюдения в спектрах ярких радиоисточников не
выявили обычную картину полос поглощения на 21 см.
Отсюда на максимальный вклад, который мог бы дать
нейтральный водород в р (крит.), накладывается верхний
предел около 20%.
Однако астрономы-оптики получили гораздо более
строгие ограничения. Основной переход в нейтральных
атомах водорода порождает линию La на длине волны
1216 А. Когда невозбужденный атом получает энергию,
достаточную для перехода электрона из основного
состояния на первый возбужденный уровень, на этой длине
волны имеет место поглощение. Ожидается, что нейтраль-
Что лежит между галактиками?
213
ный водород в глубинах межгалактического
пространства должен сильно поглощать на X 1216 А. Эта линия
лежит в ультрафиолетовой области и, следовательно, не
может пройти сквозь земную атмосферу. Но посмотрим,
что случится, например, с излучением квазара с
красным смещением г = 2. В этом случае линия La будет иметь
длину волны 1216 (1+г) А, или приблизительно 3600 А,
то есть переместится в область спектра, доступную
наземным телескопам. Другими словами,
межгалактический нейтральный водород должен был бы «оставить
автограф» в спектре квазаров с большими красными
смещениями.
Ганн и Петерсон предприняли поиски полосы
поглощения водорода в спектре квазара ЗС 9, красное
смещение которого 2 = 2,01. Они, а затем и другие
исследователи не нашли никаких следов поглощения. Отсюда
следует, что нейтральный водород в виде однородно
распределенного газа составляет меньше одной
миллионной доли критической массы. Как ни странно, этот
предел представляется уж слишком низким! Он означает, что
либо все представления о красных смещениях квазаров
неверны, либо в процессе своего образования галактики
сгребают подчистую атомы водорода из окружающего
межгалактического пространства, либо почти весь
водород существует в виде плотных облаков. Из всех этих
предположений идея облаков получила наибольшую
поддержку. Еще одна возможность состоит в том, что все
атомы водорода объединились в молекулы водорода.
Однако наблюдения не подтверждают эту идею, так как
не удалось обнаружить ожидавшиеся эффекты
поглощения.
Спектроскопические исследования подводят к такому
основному выводу: какой бы ни была межгалактическая
среда, она не может содержать много холодного
нейтрального водорода. Это вынуждает серьезно обдумать
возможность того, что водород был ионизован и теперь
представляет собой плазму свободных протонов и
электронов.
214
Глава 11
11.4. Горячая межгалактическая среда
Итак, наблюдения заставляют нас заключить, что
если водород в межгалактической среде существует в
количествах, необходимых для того, чтобы Вселенная
была замкнутой, то он должен быть ионизован. Это
значит, что газ должен иметь очень высокую температуру,
наверняка не меньше 100 000 К. Такая высокая
температура нужна потому, что иначе плазма слишком быстро
рекомбинировала бы в нейтральные атомы, а любые
приемлемые механизмы ионизации должны в то же
время и нагревать газ. Само по себе создание высокой
температуры в межгалактическом пространстве не
составляет проблемы. Например, можно предположить, что в
момент образования радиогалактик и квазаров они
«выплеснули» в межгалактическую среду мощный поток
ультрафиолетового излучения, которое могло бы нагреть
газ, скажем, до температуры 106 К.
Прямую информацию о существовании
ионизованного газа дают наблюдения космического рентгеновского
излучения, потому что горячий ионизованный газ
является довольно мощным источником теплового
излучения в рентгеновской области спектра. По наблюдаемой
интенсивности рентгеновского излучения определяют
верхний предел на температуру межгалактического газа
при критической плотности, равный 3-108 К; в литературе
чаще всего встречается значение 106 К- В настоящее
время рентгеновские данные не исключают возможности
того, что вся межгалактическая среда горячая и
ионизованная, но они и не доказывают, что она содержит
вещество.
Значительное количество ионизованного газа будет
влиять на наблюдаемый блеск далеких источников
излучения. Дело в том, что при рассеянии на электронах часть
излучения отклоняется от первоначального направления
и не достигает наблюдателя. Однако точные расчеты
показывают, что при критической плотности эффект
рассеяния на ионизованном газе меньше, чем изменения
интенсивности, связанные с геометрическими эффектами,
предсказываемыми теорией относительности. Поэтому
измерения звездных величин далеких галактик и кваза-
Что лежит между галактиками?
215
ров, вероятно, не позволяют обнаружить
межгалактическую среду.
11.5. Нет ли газа вблизи скоплений галактик?
До сих пор мы предполагали, что межгалактический
газ распределен равномерно. Однако не исключено, что
значительные сгущения газа можно найти только в
окрестностях скоплений галактик. В 1962 г. Цвикки заявил,
что в пределах 1° от больших близких скоплений
галактик число слабых скоплений понижается. Одно из
объяснений эффекта состоит в том, что межгалактическое
вещество, расположенное около близких скоплений,
поглощает свет более далеких скоплений, так что их
наблюдаемая пространственная плотность понижается.
Эти данные трудно анализировать, потому что в
соответствии с широко распространенным мнением сами
скопления содержат скрытую массу; так, в скоплении
Волос Вероники в форме видимых галактик заключено
только 12% его предполагаемой массы. Не содержатся
ли остальные 88% в форме газа, который почти не
виден, в близких окрестностях скопления? Считают, что
эффект Цвикки не совместим с тем распределением,
которое должно иметь вещество, если за стабильность
скоплений ответственна скрытая масса. Тогда мы
приходим к выводу, что поглощение Цвикки может
вызываться веществом межгалактической среды. Наблюдения
рентгеновского излучения богатых скоплений галактик
убедительно показывают, что в них есть очень горячий
газ. Однако Филд и другие ученые высказали мнение, что
если горячий газ в скоплении галактик в Волосах
Вероники типичен для всех скоплений, то содержащийся в них
газ может отвечать только за 1 % критической плотности
вещества во Вселенной. Поэтому мало вероятно, что в
скоплениях есть вещество, которое могло бы сделать
Вселенную замкнутой.
216
Глава 11
11.6. Электроны и магнитные поля
в межгалактическом пространстве
Сведения о роли свободных электронов, находящихся
в ионизованном газе, и о крупномасштабных
космических магнитных полях дала нам радиоастрономия. В
радиоизлучении многих радиогалактик и квазаров
обнаруживается линейная поляризация. Измерения
позиционного угла плоскостей поляризации радиоисточников на
нескольких различных длинах волн показывают, что где-
то по дороге от далеких источников до наших
радиотелескопов имеет место фарадеевское вращение. Конечно,
наблюдаемое вращение необязательно вызвано
межгалактической средой, но если мы предположим, что оно
возникает именно там, то получим пределы на
напряженность магнитного поля.
Для простоты допустим, что межгалактическое
вещество полностью ионизовано и имеет плотность, равную
критической. Тогда фарадеевское вращение можно
объяснить воздействием межгалактической среды, если в ней
есть очень крупномасштабное регулярное магнитное
поле, хотя и очень слабое — около 10-12 Вб/м2. Это
примерно в 100 миллионов раз слабее магнитного поля Земли.
Если же фарадеевское вращение имеет иное
происхождение, то однородное магнитное поле еще слабее, при
условии что среда не менее разрежена, чем мы полагали,
иначе магнитное поле может быть сильнее. Однако
следует помнить, что по фарадеевскому вращению можно
обнаружить очень регулярные магнитные поля,
простирающиеся только на большие отрезки пути электромагнитной
волны. Таким образом, магнитные поля должны быть
очень слабыми, если только в межгалактической среде
вообще присутствуют свободные электроны.
11.7. Снег, песок, кирпичи и планеты?
Мы уже упоминали для наглядности, что крайне раз
реженное распределение обыкновенных кирпичей могло
бы замкнуть Вселенную, Конечно, неправдоподобно,
чтобы строительные кирпичи были компонентами Вселенной,
но что можно сказать о других, уже наблюдавшихся фор-
Что лежит мео/сду галактиками?
217
мах холодного несветящегося вещества? Быть может,
межгалактическое пространство заполнено пылевыми
частицами, метеоритами и астероидами, которые нельзя
обнаружить в телескоп? Вещество в таких формах могло
бы очень сильно увеличить плотность межгалактической
материи. Однако при достаточно критическом
рассмотрении такая возможность представляется невероятной.
Прежде всего, согласно наблюдениям, в первоначальном
химическом составе нашей Галактики водород был
гораздо более распространен, чем все остальные элементы.
У нас нет серьезных оснований сомневаться, что наша
Галактика сконденсировалась из вещества
межгалактической среды, состоящего только из водорода и гелия.
Поэтому было бы безосновательно считать, что теперь
межгалактическая среда состоит только из нелетучих
веществ, полная масса которых существенно выше
массы всех галактик. Тогда вопрос сводится к возможности
превращения всего водорода в снег и лед.
К счастью, гипотезу о снеге можно проверить,
поскольку мы можем рассчитать, какой минимальный
размер должны иметь снежинки. Если бы они были слишком
мелкими, то свет далеких галактик ослаблялся бы. Эту
ситуацию можно проиллюстрировать на следующей
земной аналогии. Густой туман состоит из чрезвычайно
мелких капель воды, а уже на расстояниях в несколько
метров свет сильно ослабляется. С другой стороны, дождь,
состоящий из крупных капель, не вызывает сильного
ослабления света. Какие частицы считать «слишком
мелкими» в случае межгалактической среды? До красных
смещений 2 = 0,2 у галактик не обнаруживается ослабления
света, которое можно было бы приписать
межгалактической дымке. Отсюда следует, что распределение
снежинок могло бы достичь критической плотности, только
если бы их радиусы превосходили 1 см.
Мы можем получить еще более строгие ограничения,
рассматривая стабильность водородных снежинок. Вся
Вселенная пронизана фоновым тепловым излучением с
температурой 2,7 К. Хотя это значение и кажется очень
низким, оно недостаточно, чтобы допустить
неограниченное глубокое промерзание водорода. В этой тепловой
ванне снежинки быстро испаряются. Они не растают за
218
Глава 11
характерные космические времена, только если они очень
велики, примерно 10 км в поперечнике.
Итак, твердый водород может населять
межгалактическое пространство как постоянный его обитатель,
только если он образует водородные «айсберги». Хотя их
существование и нельзя опровергнуть, трудно представить,
как они могли образоваться.
11с8. Неуловимые невидимки,
способные замкнуть Вселенную
Наше рассмотрение полной массы Вселенной пока
затрагивало такие формы материи, как газ, плазма, звезды
и галактики. Согласно теории относительности, энергия
Е и масса т связаны следующим образом:
Е = тс2,
где с — скорость света. Это означает, что массе т
эквивалентна энергия Е, и обратно, энергии Е мы должны
приписать массу т. Из этого соотношения следует, что
при расчете полной массы Вселенной нужно учитывать
массу, заключенную в электромагнитном излучении.
Большие успехи создателей новых инструментов
позволяют нам принимать космическое электромагнитное
излучение от длинных радиоволн до гамма-лучей высоких
энергий, что соответствует различию частот в 16
порядков. Если построить полный спектр фонового излучения,
то окажется, что в среднюю плотность вещества во
Вселенной оно дает вклад, значительно меньший
критического. К массе, эквивалентной электромагнитному
излучению, мы должны добавить массу магнитного поля
межгалактической среды. Как мы показали выше, оно скорее
всего не превосходит 10-12 Вб/м2, то есть дает ничтожный
вклад в плотность материи.
Межгалактическое пространство могут пронизывать
ядерные частицы очень высоких энергий, называемые
космическими лучами. В настоящее время у нас нет способа
выяснить справедливость этого предположения. Однако
в галактиках космические лучи есть, и часть из них
наверняка должна «просачиваться» в пространство между
галактиками. Некоторые астрономы доказывали, что кос-
Что лежит между галактиками?
219
мические лучи заполняют всю Вселенную; в таком случае
следовало бы учитывать их возможный вклад в массу.
Поскольку мы ничего не знаем о внегалактических
космических лучах, можно принять, что их плотность вряд
ли выше, чем в нашей Галактике, а в этом случае
космические лучи ответственны только за 0,01% критической
плотности вещества.
Одной из самых таинственных элементарных частиц
является нейтрино — незаряженный сгусток энергии с
нулевой массой покоя. Вследствие того что сечение
взаимодействия нейтрино с обычным веществом практически
равно нулю, экспериментальное обнаружение этой
частицы находится на грани возможного. Дэвис посвятил
много лет попыткам обнаружить нейтрино от Солнца с
помощью нейтринного телескопа, сооруженного в шахте
для добычи золота в Южной Дакоте, но зарегистрировал
он их очень мало. По-видимому, день, когда нейтринные
телескопы приступят к изучению галактик, еще очень
далек. Следовательно, физика не исключает того, что в
этих неуловимых невидимках заложено огромное
количество скрытой массы, во много раз большее, чем нужно
для того, чтобы Вселенная была замкнутой.
Наконец, нашу перепись обитателей просторов
Вселенной мы можем завершить черными дырами. Все, что
можно сказать, это то, что черные дыры могли бы
обеспечить всю скрытую массу. Если они распределены
достаточно равномерно и не слишком велики, то мы не в
состоянии обнаружить их. Нам остается лишь
прибегнуть к такому слабому доводу: трудно понять, как могли
попасть в эти бездонные гравитационные колодцы
огромные количества вещества, не произведя при этом
заметных побочных эффектов.
11.9. Заключительные замечания
Систематическое изучение свойств межгалактической
среды дает наглядный урок научного метода
рассуждения. Несмотря на нашу неспособность обнаружить
вещество в межгалактической среде, мы можем оценить
пределы некоторых его физических параметров именно
потому, что предсказанные эффекты не наблюдаются.
220
Глава 11
Если вещество есть, то, чтобы остаться невидимым, оно
должно подчиняться определенным законам. Наверное,
астрономии чаще других физических наук приходится
прибегать к аргументам, основанным на отсутствии
информации. Это объясняется главным образом тем, что
астрономы часто не могут проводить лабораторные
эксперименты для поверки свойств астрофизических
материалов.
Главной причиной для беспокойства, вызванного
исследованиями межгалактической среды, является
возможность того, что в виде нормальных и карликовых
галактик содержится лишь малая доля массы
Вселенной — меньше 20%. Существует также важная проблема
полной массы Вселенной. Каким образом сумеем мы
нарисовать «на коллективном портрете» Вселенной все
ее «персонажи», если мы не знаем даже, какая доля от
целого приходится на каждую из наблюдаемых форм?
Начиная с XVI в. в науке происходит переоценка
относительной важности различных небесных тел для
космологии. Революция, связанная с именем Галилея, в
наблюдательной астрономии поместила в центр небес
Солнце на место Земли. XVII и XIX века созерцали Солнце в
блеске его славы, пока в начале XX в. оно не заняло
малозначительное положение на окраине Млечного
Пути. Хаббл разгадал тайну туманностей и показал, что
наша Галактика лишь одна из неисчислимых мириад
галактик. Можно ли быть уверенным, что большие
скопления галактик являются самой важной составной частью
Вселенной? Даже сегодня мы не закончили построения
элементарной картины истинного содержимого
Вселенной, хотя и можем выписать отдельные части этой
картины в тончайших деталях.
Глава 12
ПРОБЛЕМА ЭНЕРГИИ
12.1. Трудности с радиогалактиками
Наблюдения на радиотелескопах показали, что
излучающие области многих радиогалактик простираются на
много сотен килопарсеков. Размеры двух гигантов ЗС 236
и DA 240 достигают даже нескольких мегапарсеков.
Электромагнитные волны этих радиооблаков
генерируются синхротронным процессом. Чтобы осуществлялся
этот процесс, необходимо выполнение двух условий:
наличие электронов, движущихся с ультрарелятивистскими
скоростями, так что их энергия значительно превышает
энергию покоя, и наличие магнитного поля. Ниже, когда
мы будем говорить о релятивистской энергии, то всегда
будем подразумевать эти два компонента, то есть
быстрые частицы и магнитные поля.
Как только были определены размеры
радиоисточников, ученые начали биться над вопросом о полной
релятивистской энергии, обеспечивающей излучение. Конечно,
чтобы определить размеры, используют расстояния,
основанные на красных смещениях, но общепринято, что
для радиогалактик красные смещения являются
надежным индикатором расстояний. Как только из наблюдений
найден объем, заполненный релятивистской энергией,
можно рассчитать энергию, необходимую для
поддержания излучения за время жизни источника.
Излучение частицы, захваченной магнитным полем,
описывается обычными уравнениями электромагнитной
теории. Но для применения этой теории к
радиогалактикам нужно выявить относительную долю энергии,
запасенной в быстрых электронах и в магнитном поле. К
сожалению, из наблюдений нельзя найти отношение этих
двух энергий. Правда, это еще не значит, что все
потеряно, потому что на практике принимают наименьшее
возможное значение полной энергии, которое еще доста-
222
Глава 12
точно для поддержания радиоисточника. Оказывается,
что этот минимум имеет место, если примерно половина
всей энергии тратится на ускорение электронов до
высоких энергий, а другая половина расходуется на создание
грандиозной системы магнитных полей, пронизывающих
радиоисточник. Можно возразить, что, создавая
радиоисточники, природа вряд ли стремилась приспособиться к
нашему неумению измерять нужное нам отношение
энергий. Однако это самое скромное из возможных
допущений. На самом деле энергии должны быть выше, чем
следует из предположения о равнораспределении.
Наблюдения порождают еще одну проблему, потому
что обнаруженное радиоизлучение создается только
электронами, электрический заряд которых отрицателен.
Однако опыт показывает, что достаточно большие
объемы пространства всегда по существу электрически
нейтральны. По-видимому, электроны поставляются атомами
водорода в процессе их ионизации. Поэтому
радиокомпоненты содержат, вероятно, столько же протонов, сколько
и электронов. Тогда надо решить, сколько энергии
следует приписать протонам по сравнению с электронами.
Единственный факт, который можно пустить в ход в
связи с этой проблемой, состоит в том, что энергия протонов
космических лучей примерно в 100 раз выше энергии
электронов. Трудно сказать, имеет ли это какое-нибудь
отношение к ситуации, сложившейся внутри
радиоисточников. Однако если допустить, что энергия протонов в
100 раз выше, то минимальная энергия радиоисточника
возрастет раз в 10.
Если рассчитать минимальную энергию для
крупнейших и ярчайших внегалактических источников, то для
объяснения наблюдений потребуется энергетический
запас 1051—1053 Дж. Для более слабых источников
получаются значения в диапазоне 1049—1051 Дж. При самых
скромных предположениях для создания радиоисточника,
подобного Лебедю А, потребовалось бы 1052 Дж.
Поскольку мы говорим здесь только о радиоисточниках,
отождествленных с гигантскими эллиптическими галактиками,
нельзя существенно снизить энергетические требования,
просто предположив, что в оценках расстояний есть
серьезные ошибки.
Проблема энергии
223
Чтобы получить более наглядное представление об
энергиях радиоисточников на этом этапе, поучительно
рассмотреть энергию массы покоя Солнца. Эта энергия
равна массе Солнца (2-Ю30 кг), умноженной на квадрат
скорости света (9-Ю16 м2/с2), что дает 1,8-1047 Дж.
Такая энергия выделилась бы, если бы вся масса Солнца
могла полностью превратиться в энергию. Фактически
ядерные реакции, протекающие в недрах звезд,
превращают в энергию менее 1 % вещества звезды,
заканчивающей свою эволюцию в виде массивного остатка типа
белого карлика. Поэтому звезда, подобная Солнцу,
вырабатывает около 1,8-1045 Дж астрофизически полезной
энергии.
Теперь можно сравнить эти энергетические параметры
Солнца с затратами, необходимыми для создания
радиогалактик. Если бы удалось полностью превратить
вещество в энергию, то потребовалось бы около 1052/1047
солнечных масс, т. е. 100 000 звезд. С другой стороны, если
исходить из факта, что лишь 1 % массы сжигается в
звездных ядерных реакторах, то в создании необходимой
энергии должны участвовать 10 миллионов солнечных масс.
Энергетическая проблема внегалактических
радиоисточников— это проблема объяснения чудовищных запасов
энергии и ее превращения в релятивистские частицы и
магнитное поле.
12.2. Обычные источники энергии
Из наблюдений ясно, что каким бы ни был механизм
генерации энергии, он связан с ядрами галактик. До сих
пор еще не известно, выделяется ли вся энергия за
сравнительно короткое время (скажем, 1000 лет) или же она
создается непрерывно либо импульсами в продолжение
всей жизни радиоисточника (по всей вероятности, не
менее 1 миллиона лет). Следовательно, в настоящее время
можно рассматривать обе возможности.
Пожалуй, проторенных дорог лучше всего
придерживаются теории, использующие взрывы сверхновых. В
дисках спиральных галактик, подобных нашей, сверхновые
вспыхивают примерно каждые 50 лет. Поскольку Солнце
расположено в плоскости Млечного Пути, межзвездное
224
Глава 12
поглощение не позволяет нам их наблюдать с такой
частотой; со времени изобретения оптического телескопа не
было зарегистрировано ни одной сверхновой в нашей
Галактике. При мощной вспышке благодаря ядерным
процессам, которые мы хотя бы частично понимаем,
выделяется энергия порядка 1043 Дж. Этого достаточно для
поддержания энергетических расходов слабых
радиоисточников при условии, что каждый год в ядре взрывается
несколько сверхновых. Более ярким компактным
радиоисточникам требуется примерно один взрыв сверхновой
в неделю. Почему частота вспышек сверхновых в ядрах
галактик гораздо выше, чем в диске? Ответ состоит в
том, что плотность газа и звезд в ядре гораздо больше,
поэтому темп звездообразования сильно возрастает. Идея
о вспышках сверхновых становится, по-видимому, менее
надежной, если требуется, чтобы вся энергия выделилась
одновременно, потому что тогда нужна причина,
стимулирующая крайне быстрый темп звездообразования.
Несколько миллионов солнечных масс вещества необходимо
заставить распасться на быстро эволюционирующие
массивные звезды.
С гипотезой сверхновых косвенно связана идея о том,
что в непрерывной генерации энергии могли бы
участвовать остатки их взрывов. Считается, что взрывы
сверхновых приводят к образованию чрезвычайно плотных
вращающихся нейтронных звезд. В Галактике такие
объекты уже были открыты как пульсары. Благодаря
высокому моменту количества движения эти плотные
вращающиеся остатки взрывов обладают значительной энергией.
Физики уже выяснили, как могла бы расходоваться
энергия вращения пульсаров на разгон частиц до высоких
скоростей; по-видимому, этот процесс высокоэффективен.
Предполагается, что пульсары в центре ядер галактик
могли бы ускорять пучки частиц, которые потом
выбрасываются из галактики на большие расстояния, образуя
пару радиокомпонентов.
Так же как и многие другие теории генерации энергии,
гипотеза сверхновых и ее варианты практически не могут
быть проверены прямыми наблюдениями. Даже
ярчайшие сверхновые трудно обнаружить, если они вспыхнули
дальше, чем скопление Девы. Кроме того, поиск сверхно-
Проблема энергии
225
вых содержит значительный элемент случайности и
потому едва ли популярен в комиссиях, планирующих работу
больших телескопов. Наконец, есть множество причин,
из-за которых взрывы сверхновых в плотном ядре будут
скрыты от глаз наблюдателей.
Другая идея, связанная со звездами в ядре, была
развита Колгейтом и его коллегами. Они рассматривают
галактическое ядро с такой высокой пространственной
плотностью звезд, что между ними часто происходят
столкновения. Если пространственная плотность звезд
достаточно высока, то их скорости в этом гигантском
скоплении могут достигать сотен километров в секунду.
Тогда лобовые и почти лобовые столкновения происходят
с большой кинетической энергией, которая может
выделиться, если звезды сбрасывают свои внешние слои.
Таким способом создается запас высоковозбужденного газа.
В этой модели источником энергии является
гравитационное поле звездного скопления, потому что постоянные
столкновения заставляют скопления сжиматься, причем
гравитационное поле постепенно усиливается. Как и в
случае гипотезы сверхновых, трудно представить, каким
образом с помощью наблюдений проверить эту модель
или по крайней мере как отличить ее от альтернативных
моделей. Идеи о сверхновых и звездных столкновениях
можно объединить, допустив, что столкновения приводят
к образованию более массивных звезд, которые затем
вспыхивают как сверхновые.
Еще больше сферу звездных моделей расширяет
концепция вращающихся сверхмассивных звезд в ядрах
активных галактик. Некоторые теоретики считают, что
чрезвычайно массивные звезды, скажем 100 000
солнечных масс, могут быть устойчивыми, если только они
приведены во вращение, так как при этом центробежные
силы могут противодействовать гравитации. Благодаря
своему моменту количества движения вращающийся
массивный объект, называемый некоторыми исследователями
спинаром, может запасти огромное количество энергии.
Эта концепция была популярной, пока считали, что у
некоторых квазаров есть квазипериодические вариации
блеска, так как эту полуправильную переменность можно
было бы объяснить вращением. Однако последующие
226
Глава 12
наблюдения поставили под сомнение регулярный
характер переменности, так что эта идея попала в немилость.
Следует помнить, что если энергия обеспечивается
большими скоплениями звезд, то конечным продуктом
звездных столкновений и вспышек сверхновых должно быть
огромное количество звездного «шлака», быть может
10 миллионов солнечных масс и даже больше. Эти
«огарки» останутся в ядре и вследствие взаимного
гравитационного притяжения будут слипаться. Так образуется
грандиозная «мусорная свалка», или сверхмассивный
объект, хотя далеко не ясно, сможет ли он еще дать
ощутимый вклад в генерацию энергии.
12.3. Черные и белые дыры
Неудовлетворенность безуспешными поисками
объяснения энергетики радиоисточников, предпринятыми аст-
рофизиками-звездниками, привела к исследованию более
умозрительных моделей, в особенности моделей,
рассматривающих черные дыры. Преимуществом теории черных
дыр является гравитационная природа их энергии.
Гравитация с большей легкостью превращает значительную
долю массы в энергию, чем ядерные реакции внутри
звезд, причем в принципе достижима любая
интенсивность энерговыделения.
Чтобы понять, как нам могут помочь черные дыры,
начнем с рассмотрения обычного небесного тела,
знакомого всем нам, а именно с Земли. Проведем с ней
«мысленный эксперимент». Хорошо известно, что для Земли
скорость убегания составляет около 11 км/с. Объект,
достигший такой скорости, может покинуть Землю без
дальнейшего подвода энергии. В то же время с такой
скоростью в земную атмосферу вторглось бы тело,
первоначально покоившееся на бесконечном расстоянии. Теперь
давайте подсчитаем, сколько энергии приносит на Землю
объект массой 1 кг, который падает на нее из глубокого
космоса. В момент удара он имеет скорость примерно
10 000 м/с (скорость убегания). Его кинетическая энергия
есть mv2/2, то есть при выбранной массе выделяется
0,5-108 Дж энергии — величина, достаточная для питания
нагревателя мощностью 1 кВт в течение 14 часов, но нич-
Проблема энергии
227
тожно малая по сравнению с запросами
радиогалактики.
Очевидно, энергию, выделяющуюся при выпадении на
Землю межзвездного вещества, можно увеличивать
последовательным его добавлением. Если вещества
выпадает достаточно много, то выделившаяся энергия нагреет
атмосферу до таких высоких температур, что она
улетучится, а также будет нагревать поверхность. Но все-таки
нам не удалось бы создать радиогалактику, даже
набросав количество вещества, сравнимое по массе с массой
самой Земли. Тем не менее из мысленного эксперимента,
мы кое-что узнали: ведь каждый килограмм вещества
приносит с собой 5-Ю7 Дж энергии, причем энергии,
которая создана не в звездных недрах, а извлечена
гравитацией. После того как очередной килограмм вещества
достигает Земли, ее гравитационное поле немного
возрастает и Земля глубже погружается в «потенциальную
яму». Это означает, что по мере аккреции вещества,
приводящего к усилению поля гравитации, будет
требоваться все больше и больше энергии, чтобы разорвать
Землю на куски и разметать их по всему пространству.
Однако наш мысленный эксперимент посвящен не
исследованию способов разрушения Земли, и нас радует, что
мы нашли возможность извлекать гравитационную
энергию за счет того, что разрушение Земли становится все
более трудным.
Теперь предположим, что межзвездное вещество
выпадает на Землю подобно проливному дождю, а мы
наблюдаем за событиями с планеты, обращающейся вокруг
близкой звезды. Спустя некоторое время мы бы
заметили, что падающее вещество приходит со все более
высокой скоростью. Это объясняется тем, что ранее
выпавшее вещество увеличило массу Земли, а значит, и
скорость убегания с нее.
Пусть вещество падает на Землю во все
возрастающих количествах. Скоро она станет более массивной, чем
Юпитер, fr возникнут интересные внутренние условия.
Давление и температура в центре повысятся настолько,
что начнутся ядерные реакции, и Земля превратится в
звезду. Будем набрасывать на нее все больше вещества,
пока она не станет, к примеру, в 20 раз массивнее Солн-
228
Глава 12
ца, а затем позволим ей эволюционировать, подобно
нормальной звезде. Поскольку этот мысленный
эксперимент предназначен для того, чтобы показать, на что
способна гравитация, забудем о том, что нашей звезде-Земле
потребуются многие миллионы лет на то, чтобы
израсходовать свое ядерное топливо.
В конце концов все запасы будут исчерпаны и
источник энергии в недрах звезды-Земли перестанет
действовать. Тогда начнет остывать газ, из которого состоит
звезда, и внутреннее давление станет падать. За этим
последует сжатие звезды, а по мере сжатия скорость
убегания будет расти как l/Rl/2, где R — радиус звезды.
При сжатии гравитационное поле усиливается, и поэтому
звезда сжимается еще сильнее. Начинается неудержимый
коллапс или взрыв, направленный внутрь (имплозия).
В некоторый момент может произойти взрыв сверхновой,
но даже в этом случае, вероятно, останется небольшое
плотное ядро массой в несколько масс Солнца.
Продолжим наш мысленный эксперимент, но рассмотрим
только, что можно сделать с плотным центральным остатком.
Есть ли силы, способные предотвратить
окончательный коллапс центрального ядра? Если масса превышает
приблизительно две солнечные массы, то придется, по-
видимому, ответить «нет». Никакое давление или
известные физике силы не могут противостоять неумолимому
падению вниз, ко все меньшим и более плотным
конфигурациям. Что происходит тем временем со скоростью
убегания? Она растет по мере уменьшения радиуса и
увеличения энергии, приносимой каждым килограммом
падающего вещества. В конце концов будет достигнуто
состояние, когда скорость убегания станет равна
скорости света. В этот момент образуется черная дыра. Скол-
лапсировавший объект называется черной дырой потому,
что из его мощного гравитационного поля не может
вырваться даже излучение, так как скорость убегания
превосходит скорость света. Следовательно, в области
пространства, занятой черной дырой, нельзя вообще ничего
увидеть, так что это место будет казаться абсолютно
черным. Вещество, падающее на черную дыру, будет
выделять большую часть своей энергии покоя, которая, по-
видимому, расходуется на нагрев черной дыры.
Проблема энергии
229
Приведенная выше картина чисто иллюстративна,
потому что черные дыры образуются вовсе не при аккреции
вещества на планеты. Однако есть основания считать, что
они могли бы образовываться при взрывах сверхновых
или в ядрах галактик, где пространственная плотность
звезд так высока, что часто происходит их полное
слияние. Черная дыра — это необычайно ценное изобретение
теоретиков, потому что с ее помощью можно извлечь
большое количество энергии.
В нашем мысленном эксперименте мы еще не
разрешили одну проблему: как применить этот общий
принцип к ядрам радиогалактик? Ведь мы говорили о
выделении энергии только при ударе о поверхность
компактного объекта. Но если таким объектом является черная
дыра, то бессмысленно ждать удара, так как энергия,
выделенная на поверхности черной дыры, не может быть
использована — она остается захваченной в
искривленном пространстве вокруг черной дыры. Мы должны как-
то приспособить черную дыру, чтобы падающее
вещество отдавало большую часть своей энергии прежде, чем
оно начнет погружение в эту бездонную пропасть.
Возможно, что ответ связан с вращением. Если у черной
дыры, а также у падающего на нее вещества есть момент
количества движения, то из вещества, пока оно еще
находится в контакте с внешним миром, можно извлечь
почти половину энергии массы покоя. Когда падающее
вещество имеет момент количества движения, то вместо
того, чтобы прямо свалиться на черную дыру, отдельные
частицы сначала движутся вокруг нее по орбитам.
Разброс в значениях момента количества движения
приведет к образованию группы частиц, движущихся по
различным орбитам, поэтому, если падает много вещества,
то вокруг черной дыры образуется вращающийся диск.
Теперь нужно придумать механизм для медленного
отвода момента, иначе частицы будут просто обращаться
вокруг черной дыры и никогда не упадут на нее. Трение,
вязкость и столкновения непременно приведут к
постепенному перемещению вещества с внешнего края диска
к его внутреннему краю, откуда оно упадет в черную
дыру. От извлеченной таким образом из гравитационного
230
Глава 12
поля энергии падающий диск избавляется с помощью
излучения.
Теперь можно набросать сценарий для ядер
активных галактик. В результате слияния угасших звезд в
центре галактики может образоваться массивная черная
дыра. Вокруг черной дыры обращается протяженный
диск падающего на нее вещества. Этот диск жадно
поглощает межзвездный газ и «зазевавшиеся» звезды. Если
до захвата «ненасытной» черной дырой вещество
проходит через диск, то в идеале можно извлечь почти
половину его энергии покоя. Затем эта энергия используется
для ускорения частиц до релятивистских скоростей и
для создания магнитного поля. Когда сочетание черной
дыры и диска из аккрецирующего вещества работает с
максимальной эффективностью, то для удовлетворения
минимальных энергетических потребностей
радиогалактик нужно меньше 100 000 солнечных масс
«топлива». Однако, как мы отметили выше, нет никакой
гарантии, что природа будет стараться для нас с
рассчитанной нами эффективностью и строить радиоисточники
самым экономичным путем. Поэтому, если мы хотим
получить хорошую оценку количества «топлива», нам
следует ввести множитель порядка 100. В таком случае на
черную дыру потребуется бросить только 10 миллионов
солнечных масс вещества. Такое количество вещества в
ядре гигантской эллиптической галактики найти
нетрудно. Кроме того, современные методы определения масс
галактик не позволяют обнаружить черную дыру массой
107 солнечных масс в центре гигантской эллиптической
галактики массой 1012 масс Солнца.
Предположив, что в ядрах отдельных галактик
существуют черные дыры различных масс, можно было бы
обеспечить энергетические потребности во всем
диапазоне активности ядер. Например, чтобы объяснить большой
поток инфракрасного излучения, идущий из центра
нашей Галактики, Рис и Линден-Белл выдвинули идею,
что в ядре Галактики есть небольшая черная дыра.
Еще более умозрительна гипотеза о белых дырах. Она
состоит в том, что ядра галактик — это области, где во
Вселенную спонтанно выплескивается новая энергия.
Здесь не требуется никакого механизма для извлечения
Проблема энергии
231
энергии из уже существующего во Вселенной вещества.
Постулируется, что белые дыры — источники
совершенно новой энергии и что эта энергия проявляется в ядрах
галактик. Одно из препятствий на пути такой идеи
состоит в том, что если на белую дыру падает вещество, то
она не переживет этого, потому что падение вещества
превратит белые дыры в черные!
12.4. Укрощение энергии
Даже если путем теоретических расчетов нам
удастся найти природу источника энергии в активных ядрах,
все еще останется нерешенным вопрос происхождения
протяженных магнитных полей и большого запаса
релятивистских частиц. Чтобы создать наблюдаемую
двойственность компонентов радиоисточников, нужно
придумать какой-то способ разведения энергичных частиц в
двух противоположных направлениях. Может оказаться,
что с теоретической точки зрения энергию легче
выделить в нужной форме, если она освобождается
непрерывно, а не однократно в моменты мощного взрыва.
Свидетельства в пользу идеи непрерывного энерговыделения
дают радиокарты таких источников, как Лебедь А, в
котором на высоких частотах можно заметить
незначительное излучение центрального радиокомпонента,
связанного с галактикой.
Следует подчеркнуть, что большая часть замечаний
в этой главе чисто умозрительна и через несколько лет,
возможно, будет показано, что все они несправедливы.
Но радиогалактики и квазары являются важными
источниками энергии, частиц и магнитного поля в
межгалактическом пространстве, поэтому необходимо попытаться
хоть как-то понять их. Выдвигались идеи, что здесь
проявляются неизвестные законы физики, и пока мы не
откроем эти законы, мы не сможем понять, что заставляет
ядра проявлять активность. Лично я считаю, что не
следует пользоваться этой лазейкой до тех пор, пока не
будет убедительно показано, что известные законы физики
неспособны объяснить наблюдаемые энергии.
Глава 13
ОБРАЗОВАНИЕ И ЭВОЛЮЦИЯ ГАЛАКТИК
13.1. «Начало времени»
Очевидно, галактики — это чрезвычайно древние
объекты, и вопрос об их образовании и эволюции тесно
связан с историей Вселенной в прошлом. Наука о
происхождении, природе и эволюции Вселенной называется
космологией. Один из подходов к космологии является
чисто наблюдательным. Чтобы узнать о ранней эволюции
галактик и Вселенной в целом, нужно наблюдать
объекты с большими красными смещениями; прошли
миллиарды лет, прежде чем излучение таких галактик и
квазаров достигло Земли, поэтому оно дает нам
моментальный снимок Вселенной «в молодости». Другой подход к
вопросу о происхождении галактик — дедуктивное
теоретическое рассмотрение. Для этого выбирают
подходящую модель Вселенной, так называемую
космологическую модель, и анализируют, как и когда в ней могли
бы образоваться галактики. В предыдущих главах мы
описали наблюдения объектов с большими красными
смещениями, в которых были открыты явления,
связанные с высокими энергиями и происходящие в молодой
Вселенной. В этой главе мы опишем результаты
теоретических исследований, но прежде расскажем об
исключительно важном для космологии эксперименте: об
открытии фонового излучения Вселенной.
Переворот в космологии помогли совершить в 1965 г.
первые спутники связи — «Эхо» и «Телстар». Связь
является главным направлением исследований лабораторий
компании «Белл» в Холмделе, штат Нью-Джерси,
поэтому для экспериментов со спутниками там был построен
большой полноповоротный радиотелескоп. Проводя свои
Образование и эволюция галактик
233
эксперименты, Пензиас и Уилсон * были озадачены
слабым, но не прекращавшимся ни днем, ни ночью
шипением в микроволновом диапазоне в любой области неба.
Тщательно обследовав источники помех или возможных
ошибок, они не смогли найти для этих аномальных
сигналов никаких локальных причин, но как истинные
физики они все еще не доверяли собственным результатам.
Тем временем в другой лаборатории, расположенной по
дороге к Принстону, физик Дикке и его коллеги строили
радиометр, предназначенный для обнаружения
микроволнового излучения от неба. Поводом для
осуществления этого проекта послужило предсказание, сделанное в
1948 г. Гамовым и развитое позднее Дикке, о том, что
Вселенная могла родиться в результате расширения из
сверхплотного и сверхгорячего состояния. Дикке
доказывал, что если Вселенная родилась в огромном взрыве
(или вышла из него), то в наше время можно было бы
обнаружить слабый остаточный сигнал, сохранившийся
от этого бурного начала. Когда группы из Холмдела и
10 100
Частота, ГГц
Рис. 56. Спектр космического микроволнового фонового
(реликтового) излучения соответствует излучению абсолютно черного тела
с температурой 2,7 К- Верхние пределы были получены по
наблюдениям межзвездных молекул CN и СН.
* За эту работу А. Пензиасу и Р. Уилсону была присуждена
Нобелевская премия по физике 1978 г. — Прим. перев.
234
Глава 13
Принстона узнали о работе друг друга, они быстро
пришли к выводу, что посторонний необъяснимый шум холм-
делского приемника и есть фоновое излучение,
оставшееся от ранних стадий эволюции горячей Вселенной.
Критической проверкой гипотезы горячей Вселенной
было измерение спектра излучения. После одного-двух
тревожных, но оказавшихся ошибочными сообщений в
конце концов было подтверждено, что излучение имеет
спектр абсолютно черного тела с температурой 2,7 К
(рис. 56). Была также успешно проведена проверка на
изотропию: если излучение — это замирающее эхо
ранних стадий расширения горячей Вселенной, то в
пространстве не должно быть избранного направления, а
следовательно, во всех областях неба температура и спектр
излучения должны быть одинаковыми. Это фактически
и наблюдалось в ряде блестяще проведенных измерений.
Отчасти благодаря открытию фонового (реликтового)
излучения почти все астрономы приняли основную идею
модели расширяющейся Вселенной, которая утверждает,
что Вселенная пришла в современное состояние из
сверхгорячего и сверхплотного компактного «первичного
атома», или сингулярности. Микроволновое космическое
излучение— это реликтовый остаток ранней горячей фазы,
которую часто неправильно называют началом
Вселенной. Последующее расширение Вселенной увеличило
длину волны фотонов фонового излучения и тем самым
безжалостно снизило его температуру с миллиардов
градусов до каких-то 2,7 К, так что теперь максимум
излучения соответствует длине волны приблизительно 1 мм,
а его хвост тянется до нескольких сантиметров. Спектр
излучения такой, какой мы увидели бы, если бы жили
внутри совершенно черного ящика с температурой 2,7 К;
на самом деле черный ящик — это наблюдаемая нами
Вселенная. Современная плотность, соответствующая его
энергии, составляет 4-Ю-37 кг/см3, что значительно
меньше средней плотности светящегося вещества Вселенной.
После 1965 г. обширные теоретические исследования
дали довольно подробную картину того, как, начав с
сингулярности, Вселенная достигла современного состояния.
В первую секунду после начала расширения
излучение имело температуру немного выше 1010К. Вещество и
Образование и эволюция галактик
235
излучение находились в равновесии, причем вещество
представляло собой субстрат, состоящий из мезонов,
гиперонов, нейтрино, позитронов и других частиц, для
обозначения которых едва хватило бы всего греческого
алфавита. Когда материя остыла примерно до 1010 К,
экзотические частицы высоких энергий начали сливаться,
образуя более привычные для нас частицы, такие, как
протоны, нейтроны и электроны.
Следующая важная эпоха в ранней истории нашей
Вселенной протекала со 2-й по 1000-ю секунду, когда
происходила большая часть первичного синтеза элементов.
До момента t = 2 секунды частицы так сильно атакуют
друг друга, что любые образовавшиеся тяжелые ядра
быстро разбиваются на осколки. Спустя 1000 секунд
Вселенная остыла до 109 К, так что при близких
столкновениях частиц им не стало хватать энергии, чтобы
преодолеть взаимное электрическое отталкивание. По
прошествии 1000 секунд вещество состояло примерно на 25% по
массе из ядер гелия, на 75% из ядер водорода со
следами дейтерия и лития. После этого первого всплеска
синтеза элементов в следующие 100 000 лет по существу не
произошло ничего интересного; все это время во
Вселенной господствовало излучение, его плотность была выше
плотности вещества и была достаточна, чтобы вызвать
полную ионизацию.
Но расширение непрерывно ослабляло власть
излучения (плотность излучения убывает пропорционально
четвертой степени радиуса Вселенной, а плотность вещества
уменьшается только как третья его степень), поэтому
постепенно вещество достигло главенствующего положения.
По истечении 100 000 лет вещество окончательно
победило излучение: протоны ядра и электроны объединили свои
силы, слившись в атомы. Это событие было решающим
для всей последующей эволюции Вселенной, потому что,
как только образовались атомы, излучение больше не
могло сильно взаимодействовать с веществом; оно
способно оказывать значительное влияние только в
присутствии массы свободных заряженных частиц, которые
могут тормозиться электромагнитным излучением, а после
слияния ядер и электронов свободных заряженных
частиц уже почти не остается.
236
Глава 13
13.2. Протогалактики из возмущений
Тайны, окружающие образование галактик, уходят
своими корнями в прошлое к самому началу истории
Вселенной. Обычный путь, по которому идут теоретики,
разыгрывая игру в образование галактик в рамках теории
расширяющейся Вселенной,— это предположение о
существовании начальных флуктуации плотности вещества и
исследование развития во времени этих первичных
возмущений. Расширение Вселенной непрерывно уменьшает
среднюю плотность вещества. Это означает, что если
только флуктуации плотности не присутствовали уже в
ранней Вселенной, то им не хватило бы времени, чтобы
под влиянием гравитационных сил превратиться в
галактики. О природе этих первичных флуктуации можно
только гадать, но обычно принимают, что до
рекомбинации вещества процессы в горячей, расширяющейся
Вселенной так влияют на эти уплотнения, что возникают
сгущения, достаточно массивные для образования галактик
и скоплений галактик. Из этих нерегулярностей
плотности благодаря гравитационному сжатию впоследствии
образуются галактики (рис. 57).
Хотя предположение об образовании галактик из
первичных возмущений и является простым, это не больше,
чем рабочая гипотеза. У нас нет никаких наблюдательных
данных, что в масштабах, равных характерным размерам
галактик, Вселенная когда-нибудь была более
однородна, чем теперь. Поэтому пока невозможно объяснить
существующую структуру Вселенной без разумного выбора
начальных условий, ведущих к желаемому концу.
Открытие протогалактик стимулировало бы
теоретическое изучение образования галактик. Предполагается, что
протогалактики образовались так давно, что нам следует
искать объекты с большим красным смещением.
Поскольку известны квазары с 2 = 3,5, можно было бы принять
их за протогалактики. Однако в целом более вероятно,
что квазары — это эволюционная стадия уже
образовавшихся галактик. Верхняя граница положения
протогалактик, по-видимому, лежит при 2 = 50; за время
существования Вселенной до этого момента протогалактики не-
Образование и эволюция галактик 237
Рис. 57. Последовательные стадии умозрительного сценария
образования галактик из конденсаций в ранней Вселенной.
обходимой массы и плотности не успели бы
сконденсироваться.
Партридж привел доводы, что молодые галактики
должны, по-видимому, очень быстро избавиться от
огромного количества энергии, то есть должны иметь очень
высокую светимость. Возможно, их можно обнаружить
даже при 2=10. Чтобы найти яркие протогалактики,
очевидно, важно искать флуктуации на фоне свечения
ночного неба. До сих пор такие наблюдения не дали никаких
результатов.
13.3„ Эволюция галактик
Проблемы, связанные с образованием галактик,
грандиозны и очень трудны, но при рассмотрении их
эволюции мы вступаем уже на более твердую почву, поскольку
238
Глава 13
их существование не вызывает сомнений. Эволюцию
можно рассматривать в нескольких аспектах: химическая
эволюция вещества галактик; эволюция их форм;
динамическая эволюция.
После того как в галактике начинается образование
звезд, химический состав ее вещества изменяется. Это
происходит потому, что первичный материал, из
которого сконденсировались галактики, состоял из водорода,
дейтерия, гелия и лития. (По химическим свойствам
дейтерий не отличается от водорода, но его ядро состоит
из нейтрона и протона, тогда как у обычного водорода
ядро состоит из одного только протона.) Попав внутрь
звезды, дейтерий разрушается: при температуре около
500 000 К пара протон — нейтрон в его ядре становится
неустойчивой*. Еще один первичный элемент, который
не может выдержать условий, господствующих в
звездных недрах,— это литий. Обычные процессы звездной
эволюции приводят к непрерывному превращению
водорода в гелий. Взрывные явления в звездах способствуют
синтезу тяжелых элементов из более легких в ядерных
реакциях. Итак, за время жизни галактики ее состав
будет изменяться, потому что запасы первичных элементов
внутри звезд исчерпываются и образуются более тяжелые
элементы. Поэтому мы предполагаем, что по мере
эволюции галактики суммарная доля элементов, более
тяжелых, чем гелий, будет постепенно расти.
Главными факторами, определяющими
морфологические особенности галактики данного типа, являются ее
возраст, темп звездообразования в современную эпоху и
в прошлом и массы образующихся в настоящее время
звезд. Возраст важен потому, что он определяет, как
далеко зашла переработка галактического материала в
звездах. Темп звездообразования влияет на скорость, с
которой легкие элементы превращаются в более
тяжелые. Критическое значение имеет распределение молодых
звезд по массам. Это объясняется тем, что вещество, из
которого образуются звезды малой массы, порядка мас-
* При таких температурах дейтерий начинает «гореть», то есть
сливаться с обычным водородом, образуя изотоп гелия — гелий-3. —
Прим. перев.
Образование и эволюция галактик
239
сы Солнца и меньше, по существу заперто в них на все
интересующее нас время эволюции галактики. Дело в
том, что время жизни объектов малой массы сравнимо
с возрастом галактики, поэтому они не дают
значительного вклада в обогащение межзвездной среды
химическими элементами. С другой стороны, массивные
звезды спектрального класса О эволюционируют за
несколько миллионов лет, весьма малое время по сравнению с
возрастом галактики, поэтому вещество, из которого
состоят эти звезды, быстро перерабатывается. Отсюда
ясно, что способ распределения по звездам различных масс
вещества, пригодного для звездообразования, будет
влиять на эволюцию галактики.
Выбирая начальный химический состав вещества
галактики, темп звездообразования и функцию
распределения молодых звезд по массам, можно рассчитать, как
будет эволюционировать галактика и как будет меняться
со временем ее цвет. Сарджент и Сирль показали, что у
самых голубых спиральных галактик в продолжение
последних 10 миллиардов лет темп звездообразования был
постоянным, тогда как у самых красных спиральных
систем он снижался. Если функция распределения звезд по
массам такая же, как в окрестностях Солнца то, чтобы
воспроизвести современное распределение галактик по
цветам, требуется около 1010 лет.
Одна из важнейших задач теории эволюции
галактик — объяснить, почему существуют как спиральные,
так и эллиптические галактики, и раскрыть, какая между
ними связь, если она вообще есть. Можно набросать
следующую умозрительную картину, включающую и
взрывающиеся галактики, хотя ни одна из ее деталей не
была тщательно разработана.
Вероятно, протогалактики, сконденсировавшиеся из
первичных флуктуации плотности, имели главным
образом эллиптическую форму. Возможно, все галактики
вначале были эллиптическими. Затем предполагается, что
последующая судьба протогалактики зависит от
межзвездного газа. Если в галактическом ядре происходят
мощные взрывы, то возбуждаемый порожденными при
этом ударными волнами мощный ветер может вымести
газ из галактики. Возможно, что такое поведение удаст-
240
Глава 13
ся отождествить со всплесками излучения квазаров и
радиогалактик. Кроме того, выметание газа мог бы
вызывать сильный звездный ветер, «дующий» от горячих звезд.
Галактики, потерявшие газ, который не был
израсходован на образование звезд, навсегда остаются
эллиптическими, и со временем их звездное население медленно
стареет. В галактиках, из которых межзвездное вещество
не было выметено взрывами или звездным ветром, газ
вызывает динамические эффекты, способствующие
сжатию эллиптической галактики в диск. В этом случае газ
остается захваченным в диске. Так рождаются
спиральные галактики.
Что дает сопоставление этой набросанной грубыми
мазками картины с наблюдениями? На первый взгляд
согласие вполне хорошее. Самые мощные
радиоисточники отождествлены с эллиптическими, а не со
спиральными галактиками, что и требуется в этой модели. Старые
эллиптические галактики действительно практически
лишены газа, за исключением тех случаев, когда он
содержится в их ядрах. И конечно, в них совсем нет молодых
звезд, которые образовались бы при наличии
значительного количества газа. Напротив, спиральные галактики
богаты газом, и можно утверждать, что именно он
ответствен за переход от эллиптических к спиральным
галактикам. Большое преимущество этой картины в том, что
в ней оба главных типа галактик имеют общее
происхождение, а последующее разделение путей их эволюции
объясняется различиями физических условий в протога-
лактике. Поскольку предполагаемые физические явления
доступны наблюдениям и уже наблюдались, вполне
возможно, что эта грубая модель идет по правильному следу.
13.4. Спиральная структура
Изучение происхождения и эволюции спиральной
структуры галактик сосредоточено на следующих
вопросах: как возникает такая структура, чем она
поддерживается и почему она не разрушается вращением
галактик? Спиральные галактики вращаются не так, как
жесткие колеса: для них характерно дифференциальное
вращение, при котором внутренние области делают оборот
Образование и эволюция галактик
241
вокруг центра гораздо быстрее, чем внешние. Например,
в нашей Галактике период обращения газовых облаков в
центральных областях составляет всего несколько
миллионов лет, тогда как в солнечных окрестностях
вещество тратит на оборот 250 миллионов лет. Подобная
ситуация наблюдается и в Солнечной системе, где период
обращения Меркурия вокруг Солнца равен всего 88 суткам,
а Плутона — примерно 248 годам. Дифференциальное
вращение вещества в спиральных галактиках должно
было бы за один или два оборота внешних областей
размазать спиральный узор. Однако на один оборот уходит
всего около 0,01 возраста галактики, поэтому в
галактиках должен действовать какой-то физический процесс,
поддерживающий эту структуру вопреки
дифференциальному вращению.
Одно из возможных решений этой проблемы первым
предложил Линдблад, затем оно было подробно развито
Лином и его сотрудниками в Массачусетском
технологическом институте. Их основная идея состоит в том, что
звезды и газ движутся в галактическом гравитационном
поле приблизительно по круговым орбитам, а
спиральный узор—это волновое движение такой природы, что
узор является квазипостоянным и вращается как твердое
тело. Такое волновое движение увеличивает
концентрацию звезд и газа вдоль двух рукавов. Благодаря
вращению галактики фронт рукава сгребает новое вещество, а
из его тыловой части выходят родившиеся звезды.
С теорией волн плотности связан вопрос о
механизме возбуждения спиральной структуры: что
поддерживает постоянное движение волн по галактике? Не
исключено, что ключ к ответу дают пересеченные спиральные
галактики. Согласно наблюдениям, их центральные
перемычки вращаются как твердое тело. Поэтому возможно,
что такая перемычка создает пару сил, действующую на
расположенное снаружи вещество, и заставляет волну
плотности бежать по галактике. Необходимо иметь
какое-то средство для возбуждения спирального узора,
иначе всего за несколько оборотов волны затухнут.
Альтернативная возможность состоит в том, что
спиральные рукава возникают при тесных сближениях
галактик; именно эту идею исследовали А. и Ю. Тумре.
242
Глава 13
Предполагается, что приливные силы между
галактиками вытягивают вещество в рукава. Хотя такое объяснение
подходит для рукава между М 51 и NGC 5195, для
большинства спиралей оно неприемлемо. Мы знаем, что всего
за несколько оборотов спиральная структура постепенно
исчезает, значит, в недавнем прошлом все спирали
должны были проходить вблизи других галактик. Однако
лишь немногие из них связаны с достаточно близкими,
массивными спутниками.
Еще один подход к проблеме спиральной структуры
испробовали астрономы-теоретики с помощью больших
ЭВМ. Их главной целью было изучение эволюции
первоначально симметричного звездного диска. Для этого
нужно было найти орбиты отдельных звезд в
гравитационном поле, создаваемом всеми другими звездами. Для всей
галактики это поистине необъятное дело. Чтобы
уменьшить объем вычислений, рассматривались системы,
содержащие до 100 000 звезд. В ходе динамической
эволюции таких звездных дисков возникают удивительные
спиральные узоры. Однако условия для этого, по-видимому,
довольно искусственны, и этой теории предстоит
добиваться широкого признания.
В. А. Амбарцумян выдвинул гипотезу гораздо более
радикальную, чем все изложенные. Он предположил, что
сильные взрывы в ядрах галактик, в особенности те,
которые приводят к крупномасштабному извержению газа,
порождают спиральные рукава или оказывают влияние
на них. Согласно этой гипотезе, вещество спирального
рукава выброшено из вращающегося галактического
ядра.
К настоящему времени накоплено много
наблюдательных данных, связанных с этой проблемой. В 1971 г.
Мэтьюсон, ван дер Крюи и Браун опубликовали карту
радиоизлучения М 51 высокого разрешения. Самой
удивительной особенностью их карты было четкое
изображение двух радиорукавов. Радиоизлучение создается
газом, лежащим вдоль внутреннего края спиральных
рукавов, наблюдаемых оптически, где расположены и
пылевые полосы. Совпадение этих радиорукавов с пылевыми
полосами считается убедительным доказательством того,
что спиральные рукава сжимают межзвездный газ, как и
Образование и эволюция галактик 243
предполагается в теории волн плотности Лина. В
области сжатия газа радиоизлучение выше, так как там
усиливается магнитное поле.
Частичные свидетельства в пользу модели
извержений из ядра были получены из наблюдений в самом
Млечном Пути. Они, по-видимому, показывают, что в
области ядра нашей Галактики рукава и кольцеобразные
структуры расширяются от центра так, как будто там
примерно 10 миллионов лет назад произошли взрывы.
Более надежные данные получили ван дер Крюи, Оорт и
Мэтьюсон при картографировании спиральной галактики
NGC 4258. Радиоструктура этой галактики включает
две изогнутые ветви, которые не совпадают с
оптическими рукавами ни по форме, ни по положению.
Внутренние части радиорукавов слабо заметны и на
фотографиях, снятых в красном свете водорода, поэтому они
должны содержать небольшое количество водорода.
Одно из возможных объяснений NGC 4258 состоит в том,
что радиорукава были выброшены из ядра. В этой
галактике примерно 18 миллионов лет назад мог произойти
взрыв; полная изверженная масса около 10—100
миллионов солнечных масс. Приблизительно через 80
миллионов лет обычные эффекты дифференциального вращения
превратят наблюдаемые сейчас рукава в более обычную
спиральную структуру. Таким образом, механизм
извержения из ядра мог бы способствовать образованию и
возобновлению спиральной структуры.
13.5, Обзор будущих исследований
Как мы видели, галактики много рассказали нам о
Вселенной в целом. Но немало еще предстоит понять; в
некоторых областях наши знания еще скудны.
Например, вопрос о существовании межгалактической среды
до сих пор по существу не решен. Быть может,
следующее поколение рентгеновских телескопов и
инструментов, установленных на борту Астрофизической
обсерватории высоких энергий (НЕАО), поможет нам собрать
данные, связанные с этим и многими другими важными
вопросами. Эволюция Вселенной в будущем
определяется полной содержащейся в ней массой; без тщательного
244
Глава 13
изучения области между галактиками мы не сможем
узнать, какова эта масса. Еще нечетко выявлена связь
между различными морфологическими типами галактик.
Мы уже задавались вопросом, почему одни галактики
эллиптические, а другие спиральные. Но как укладываются
в общую картину активные галактики: сейфертовские,
N-галактики и компактные галактики? Во что
превращаются квазары после того, как они состарятся? Любое
полное описание эволюции галактик должно отвечать
на эти вопросы.
В грядущие годы можно ожидать большого прогресса
на наблюдательном фронте. В начале 1976 г. на полную
мощность заработал 4-метровый англо-австралийский
телескоп в Австралии. Теперь астрономы получили
инструмент, соперничающий с гигантскими телескопами,
расположенными в северном полушарии, с помощью
которого можно изучать южное небо. Обследование этим
телескопом Магеллановых Облаков и южных галактик
обещает принести много новых и интересных для
внегалактической астрономии результатов. До 1980 г. и
впоследствии будет продолжен текущий обзор южного неба,
проводимый на английском 1,2-метровом телескопе
Шмидта, установленном в Австралии, и на камере
Шмидта Европейской южной обсерватории (ESO) в Чили.
В конце 1976 г. была завершена большая часть
предварительного обзора по программе ESO. Теперь у
астрономов имеется полный приблизительно до 20-й звездной
величины фотографический атлас всего неба. Изучение
пластинок обзора расширит число известных пекулярных
галактик и позволит отождествить радиоисточники и
квазары с оптическими объектами.
Дальнейшее усовершенствование инструментов
быстро приведет к резкому увеличению объема
спектроскопических данных о внегалактических объектах.
Предполагается, что использование электронных приемников
вместо фотографических пластинок и расширяющееся
применение методов цифровой обработки и управления
наблюдениями с помощью ЭВМ могут привести к
революции в наблюдательной астрономии. Вместо того чтобы
фиксировать спектры на фотопластинке, они будут
воспроизводиться прямо на экране телевизионного монитора.
Образование и эволюция галактик
245
Такой подход должен привести к повышению
эффективности и гораздо большей производительности. Хотя
такие методы можно применять к любому небесному телу,
они особенно ценны при внегалактических
исследованиях, где приходится иметь дело с очень низким уровнем
освещенности и одно наблюдение часто занимает долгое
время.
Резко ускорится лабораторная обработка
фотографических данных. Предполагается, что к 1980 г.
специальные измерительные устройства, управляемые ЭВМ,
будут всего за несколько часов целиком обрабатывать
пластинки, снятые на камерах Шмидта. Конструируемые
инструменты предназначены для автоматического
измерения и анализа изображения, выдачи точных данных о
положениях и морфологической информации.
Обрабатывая набор пластинок с изображением одной и той же
области неба, снятых через разные фильтры или
разделенные большим интервалом времени, можно будет
анализировать цвета изображений или выявлять переменные
объекты. Подобные устройства будут чрезвычайно
ценны для внегалактических исследований, потому что они
помогут, например, составить полные каталоги галактик
различных типов и позволят проводить быстрый анализ
скоплений галактик.
В ближайшие годы в космос будет запускаться все
больше астрономического оборудования. Первые
рентгеновские приемники принесли много сюрпризов
исследователям, изучающим внегалактическую астрономию.
Телескопы с более высокой точностью наведения,
способные обнаруживать более слабые источники, дополнят
нашу картину рентгеновского неба. Будут тщательно
исследованы и другие виды излучения высоких энергий.
Возможно, пройдет не так уж много времени, и на
орбите вокруг Земли начнут работать большие оптические
телескопы. В идеале они должны управляться с Земли
и передавать данные обратно по каналам телеметрии.
За пределами турбулентной атмосферы Земли они дадут
гораздо более резкие изображения галактик, чем любые
наземные телескопы.
Невозможно предсказать, какие проблемы будут
решены астрономами-теоретиками. Представляется вероят-
246
Глава 13
ным, что их будут привлекать такие проблемы, как
происхождение и поддержание спиральной структуры;
эволюция спиральных и эллиптических галактик; проблема
энергии; образование галактик и природа ранней
Вселенной; явления высокой энергии в галактиках, в их
ядрах и астрофизика черных дыр; природа квазизвездных
объектов.
Внегалактическая астрономия стоит перед лицом
многих увлекательных проблем как в наблюдениях, так и в
теории. В перспективе у нее захватывающее будущее, в
особенности в связи с потоком данных наблюдений из
южного полушария.
Литература
В книгах, перечисленных в этом коротком списке, более
подробно рассмотрены многие темы, изложенные в настоящей книге.
B. J. Bok, P. F. Bok. The Milky Way, Harward Univ. Press, 4th. ed.,
1974. (Имеется перевод: Б. Бок, П. Бок. Млечный Путь. — М.:
Мир, 1978)
G. В. Field et al. The Redshift Controversy, W. A. Benjamin, 1973.
/. 5. Hey. The Radio Universe, Pergamon Press, 1971. (Имеется
перевод: Дж. Хей. Радиовселенная. — М.: Мир, 1978.)
D. Н. Menzel et al. Survey of the Universe, Prentice-Hall, 1970.
C. Mistier, K. Torn, J. A. Wheeler. Gravitation, W. H. Freeman, 1974.
(Имеется перевод: Ч. Мизнер, К. Торн, Дж. Уилер. Гравитация.—
М.: Мир, 1977.)
P. J. Е. Peebles. Physical Cosmology, Princeton Univ. Press, 1971.
(Имеется перевод: П. Пиблс. Физическая космология. — М.:
Мир, 1975.)
Н. Shapley. Galaxies, Harward Univ. Press, 1971. (Имеется перевод
1-го изд.; X. Шепли. Галактики. — М.: Физматгиз, 1947.)
С. A. Whitney, The Discovery of our Galaxy, Angus and Robertson
lUK), 1972; A. Knopf (USA), 1971. (Имеется перевод: Ч. Уитни.
Открытие нашей Галактики. — М.: Мир, 1975.)
Оглавление
От редактора перевода 5
Предисловие к русскому изданию 7
Предисловие автора 8
Глава 1. Открытие галактик 11
1.1. Исследование Вселенной 11
1.2. Истоки в древности 12
1.3. Туманности 14
1.4. Семья Гершелей принимается за изучение звезд . . 17
1.5. Космические вихри 19
1.6. В помощь глазам астрономов 20
1.7. Порядок из хаоса 22
1.8. Внегалактическая систематика 25
Глава 2. Наблюдение Вселенной за границами нашей
Галактики 31
2.1. Электромагнитное излучение 31
2.2. Оптические телескопы 33
2.3. Радиотелескопы 36
2.4. Рентгеновские телескопы 41
2.5. Спектроскопия 41
2.6. Обзоры неба 42
Глава 3. Расстояния 46
3.1. Расстояния до звезд 46
3.2. Метод движущегося скопления 48
3.3. Свечи вместо линеек 49
3.4. Стандартные свечи в Магеллановых Облаках . . 51
3.5. Определение расстояний до галактик по
переменным и взрывающимся звездам 53
3.6. Водородные облака в качестве эталонных свечей 55
3.7. Далекие области Вселенной 56
3.8. Закон Хаббла 57
3.9. Надежны ли определения внегалактических
расстояний? 60
Оглавление 249
Глава 4. Исследования нормальных галактик 63
4.1. Звездные «сообщества» 63
4.2. Спектры и химический состав звезд 66
4.3. Морфология галактик 71
4.4. Светимости галактик 75
4.5. Взвешивание галактик 78
4.6. Цвета галактик 83
4.7. Спектры галактик 85
Глава 5. Внутри галактик 88
5.1. Звездный состав галактик 88
5.2. Газ и пыль 90
5.3. Области звездообразования 101
5.4. Радиоизлучение спиральных галактик 104
5.5. Какого типа наша Галактика? 109
5.6. Сопоставление нашей Галактики и Магеллановых
Облаков 110
Глава 6. Взаимодействие галактик 114
6.1. Группы галактик 114
6.2. Галактики-беглецы рвут цепи 116
6.3. Мосты между галактиками и «хвостатые»
галактики 124
6.4. Взрывающиеся галактики 127
6.5. Растратчики энергии 131
Глава 7. Ядра галактик 133
7.1. Центральные области галактик 133
7.2. Сердце Млечного Пути 134
7.3. Ядра нормальных галактик 142
7.4. Сейфертовские галактики 144
7.5. Ядра как генераторы энергии галактик 152
Глава 8. Скопления галактик 154
8.1. Семейства и иерархии галактик 154
8.2. Наша семья галактик 156
8.3. Ближайшие большие скопления 161
8.4. Рентгеновское излучение скоплений 163
Глава 9. Радиогалактики 164
9.1. Открытие далеких радиоисточников 164
9 2. Оптические свойства радиогалактик 166
9 3. Свойства радиоизлучения 168
9.4. Структура радиогалактик 174
9.5. Некоторые хорошо изученные радиогалактики . . 176
9 6. Радиоволны от «хвостатых» галактик 181
9.7. Проблемы, возникающие при построении моделей 183
250
Оглавление
Глава 10. Квазизвездные объекты 187
10.1. Открытие квазаров 187
10.2. Наблюдения радиоизлучения квазаров 192
10.3. Загадки красных смещений квазаров 195
10.4. Квазары и расширение Вселенной 197
Глава 11. Что лежит между галактиками? 207
11.1. Нужно ли нам межгалактическое вещество? . . . 207
11.2. Свойства межгалактического газа 211
11.3. Поиски нейтрального газа 212
11.4. Горячая межгалактическая среда 214
11.5. Нет ли газа вблизи скоплений галактик? .... 215
11.6. Электроны и магнитные поля в межгалактическом
пространстве 216
11.7. Снег, песок, кирпичи и планеты? 216
11.8. Неуловимые невидимки, способные замкнуть
Вселенную 218
11.9. Заключительные замечания 219
Глава 12. Проблема энергии 221
12.1. Трудности с радиогалактиками 221
12.2. Обычные источники энергии 223
12 3. Черные и белые дыры 226
12.4. Укрощение энергии 231
Глава 13. Образование и эволюция галактик 232
13 1. «Начало времени» 232
13.2. Протогалактики из возмущений 236
13.3. Эволюция галактик 237
13.4. Спиральная структура 240
13.5. Обзор будущих исследований 243
Литература 247
УВАЖАЕМЫЙ ЧИТАТЕЛЬ!
Ваши замечания о содержании книги, ее
оформлении, качестве перевода и др. просим
присылать по адресу: 129820, Москва, И-110,
ГСП, 1-й Рижский пер., 2, изд-во «Мир».
С. Миттон
ИССЛЕДОВАНИЕ ГАЛАКТИК
Ст. научный редактор М. Я. Рутковская
Мл. научн. редакторы Л. П. Лебедева, Г. Д. Леонтьева
Художник Н. А. Мерзляков
Художественный редактор Г. В. Шотина
Технический редактор Л. П. Чуркина
Корректор Т. П. Пашковская
ИБ № 1741
Сдано в набор 07.05.79. Подписано к печати 09.10.79. Формат
84ХЮ87з2. Гарнитура литературная. Бумага кн. журнальная.
Печать высокая. Объем 4 бум. л., 13,44 усл. печ. л., уч.-изд.
л. 12,41. Изд. № 27/0527. Тираж 5 000 экз. Зак. 339. Цена
1 р. 30 к.
Издательство «Мир». Москва, 1-й Рижский пер., 2.
Ярославский полиграфкомбинат Союзполиграфпрома при
Государственном комитете СССР по делам издательств, полиграфии
и книжной торговли. 150014, Ярославль, ул. Свободы, 97.
ИЗДАТЕЛЬСТВО «МИР»
ВЫПУСТИЛО В 1977 г. КНИГУ
Ф. Р о ч, Дж. Гордон. Свечение ночного неба.
Пер. с англ., 150 стр. Цена 1 р. 06 к.
Свечение ночного неба — одно из самых удивительных
явлений природы. Оно возникает в атмосфере Земли, в межпланетном
пространстве, порождается фоном неразрешаемых звезд,
рассеянием на межзвездной пыли в нашей Галактике, приходит из
глубин Вселенной. Исследование отдельных составляющих этого
свечения дает нам сведения о верхней атмосфере Земли, о строении
Галактики, об эволюции Вселенной.
Книга, написанная доступно и увлекательно, предназначена
в первую очередь студентам — геофизикам, физикам,
астрономам. Но ее с удовольствием прочтут и все те, кого привлекает
красота ночного неба.
Содержание
Предисловие
1. День, сумерки, ночь
2. Звездные подсчеты и звездная составляющая
3. Зодиакальный свет и противосияние
4. Ночное свечение атмосферы
5. Рассеянный пылью свет звезд — диффузное галактическое
свечение
6. Пыль межпланетная и межзвездная
7. Внегалактическое свечение и космология
Эпилог
Заказы на книгу следует направлять по адресу: 191040,
Ленинград, Пушкинская ул., 2, магазин № 5 «Техническая книга».
Заказанная книга будет выслана наложенным платежом.
ИЗДАТЕЛЬСТВО «МИР»
ВЫПУСТИЛО В 1977 г. КНИГУ
А. М и т ра. Воздействие солнечных вспышек на ионосферу Земли.
Пер. с англ., 370 стр. Цена 2 р. 80 к.
Имя автора книги, индийского геофизика А. Митры, хорошо
известно как за рубежом, так и в СССР. В своей книге он сжато,
но всесторонне рассмотрел проблему воздействия солнечных хро-
мосферных вспышек на состояние земной ионосферы.
Книга представляет большой интерес для геофизиков,
астрономов, специалистов в области радиосвязи, радиолокации,
ракетной техники, космической и дальней связи, а также для
студентов соответствующих специальностей.
Содержание
Предисловие
1. Введение
2. Методы и результаты наблюдений SID
3. Воздействие излучения солнечных вспышек на ионосферу
4. Общие характеристики SID
5. Некоторые простые методы анализа
6. Некоторые выдающиеся солнечные вспышки
7. Определение профилей электронной концентрации области D
с помощью синоптических наблюдений SID
8. Профили электронной концентрации и скорости потерь в
области D во время вспышек
9. Внезапные ионосферные возмущения как средство изучения
аэрономии и химии ионов
10. SID как индикатор излучения вспышек
11. Поглощение в полярной шапке
Приложение. Предполагаемая модель стандартной ионосферы
во время вспышки
Заказы на книгу следует направлять по адресу: 191040,
Ленинград, Пушкинская ул., 2, магазин № 5 «Техническая книга».
Заказанная книга будет выслана наложенным платежом.
ИЗДАТЕЛЬСТВО «МИР»
ВЫПУСТИТ В 1980 г. КНИГУ
Р. Манчестер, Дж. Тейлор. Пульсары.
Пер. с англ.
В книге австралийского радиоастронома Р. Манчестера и
американского исследователя Дж. Тейлора изложены
современные представления о пульсарах — нейтронных звездах,
испускающих мощные импульсы радиоизлучения.
В отличие от изданной ранее книги Ф. Г. Смита «Пульсары»,
дающей общий обзор проблемы, в настоящей книге основное
внимание уделено физической интерпретации радиоизлучения
пульсаров и механизмам испускания импульсов. Подробно
рассматриваются возможности исследований физических условий
в межзвездной среде, которые открывают тщательные
наблюдения пульсаров.
Книга рассчитана на специалистов — физиков, астрономов,
радиоинженеров, а также на студентов старших курсов.
Предварительные заказы на книгу принимаются в книжных
магазинах.
1 p. 30 к.
?WH?f
Нашу безбрежную Вселенную
заполняют неисчислимые
изолированные звездные системы,
разделенные громадными
расстояниями. Два столетия назад, когда
еще не была понята их истинная
природа, эти звездные сгустки
назвали туманностями. Сегодня
мы называем эти вращающиеся
звездные системы ,
представляющие собой "атомы» нашей
Вселенной, галактиками. За
прошедшие полвека изучение галактик
положило начало наиболее
драматичной эре из всех, каких
видела астрономия; в настоящее
время открытия идут все
возрастающим потоком, так нам
с помощью своих радио-,
инфракрасных, оптических и
рентгеновских телеснопов
современные ученые могут увидеть
больше, чем когда - либо прежде.
Открытия , совершенные только
после 1 960 г., привели к
беспрецедентному в истории науки
пересмотру наших представлений о
Вселенной. Решающим в этих
событиях было внимательное
изучение галактик и отдаленных
областей между ними, так как
они дают ключ к детальному
исследованию физичесной
Вселенной.