НОВОЕ
В ЖИЗНИ,
НАУКЕ,
ТЕХНИКЕ
СЕРИЯ
КОСМОНАВТИКА,
АСТРОНОМИЯ
III]
А.А.Клыпин
В. Г Сурдин

КРУПНОМАСШТАБНАЯ
СТРУКТУРА
ВСЕЛЕННОЙ

НОВОЕ
в жизни,
НАУКЕ,
ТЕХНИКЕ
A. А. Клыпин,
B. Г. Сурдин,
кандидаты физико-математических наук
Серия
«Космонавтика,
астрономия»
№ 10, 1981 г.
КРУПНОМАСШТАБНАЯ
СТРУКТУРА
ВСЕЛЕННОЙ
Издается
ежемесячно
с 1971 г.
Издательство
«Знание»
Москва
1981

ББК 22.66
К53
СОДЕРЖАНИЕ
Метагалактика: свойства и структура ... 3
Общие сведения о скоплениях галактик . И
Распределение галактик и форма скоплений . . 26
Проблема скрытой массы 33
Рентгеновское излучение скоплений галактик . . 39
Формирование скоплений галактик .... 46
Сверхскопления — ячеистая структура Вселенной 49
Приложение. Уголок любителя астрономии . . 60
Клыпин А. А., Сурдин В. Г.
К53 Крупномасштабная структура
Вселенной. — М.: Знание, 1981. — 64 с, ил. —
(Новое в жизни, науке, технике. Сер.
«Космонавтика, астрономия»; № 10).
11 коп.
Лишь немногим более полувека назад было окончательно
доказано существование гигантских звездных структур —
галактик. И только относительно недавно стало известно о
крупномасштабной структуре Вселенной — скоплениях и
сверхскоплениях галактик. В брошюре рассказывается о
полученных в последние годы наблюдательных данных о скоплениях
и сверхскоплениях галактик, их структуре, происхождении и
эволюции.
Брошюра рассчитана на всех интересующихся
современными проблемами астрономии.
20605 1705050000 ББК 22.66
527
(2) Издательство «Знание», 1981 г.

МЕТАГАЛАКТИКА: СВОЙСТВА И СТРУКТУРА
О масштабах Метагалактики. Достоверные
представления о действительно гигантских масштабах и
расстояниях во Вселенной сложились лишь относительно
недавно. Утверждения древних софистов о бесконечности
Вселенной еще не имели под собой экспериментальной
почвы. Это была вера «от противного»: если человеческий
разум не может представить себе границу Вселенной,
значит, ее нет и, следовательно, Вселенная бесконечна.
Знания об истинных масштабах и расстояниях во
Вселенной добывались с огромным трудом и стали
доступны только после достаточного уровня развития
различных отраслей науки (астрономии, физики, математики)
и техники (в частности, телескопостроения). С вводом в
строй все более крупных телескопов все дальше и
дальше раздвигались границы наблюдаемой части
Вселенной — Метагалактики.
Масштабы межзвездных расстояний удалось
установить, достаточно надежно только в 1835—1840 гг., когда
В. Я. Струве, Ф. Бессель и Т. Гендерсон с помощью
триангуляционных методов измерили расстояния
соответственно до звезд 61 Лебедя, а Центавра и а Лиры. Эти
расстояния оказались примерно заключены в интервал
1—8 пс1. Почти тогда же, в 1820 г., В. Гершель оценил
размеры Галактики в 10 кпс, что достаточно близко к
современным оценкам. При этом он предположил, что
звезды имеют одинаковую светимость — метод, который
еще в свое время использовал И. Кеплер.
Лишь 100 лет спустя состоялся «выход» человека в
межгалактическое пространство. Было доказано, что
1 I пс = 3,08 • 1018 см, т. е. около 30 тысяч миллиардов
километров.
3

наблюдавшиеся в изобилии слабые туманности на
самом деле являются огромными и далекими звездными
системами, подобно нашей Галактике. Сделал это
американский астроном Э. Хаббл, обнаруживший в
Туманности Андромеды переменные звезды. Они-то и
позволили ему оценить расстояние до этой галактики, которое
согласно сегодняшним измерениям составляет 700 кпс.
В те годы границы Метагалактики раздвигались очень
быстро, и уже в конце 20-х годов было установлено, что
расстояния до некоторых галактик могут достигать
нескольких десятков мегапарсек.
К коренному пересмотру наших представлений о
глобальных свойствах Вселенной привело открытие Хабб-
лом в 1929 г. разбегания галактик. Изучая спектры
далеких галактик, он установил, что линии в этих спектрах
немного смещены относительно положения линий в
спектрах близких галактик, причем всегда в красную
область спектра. Согласно эффекту Доплера это означало
удаление галактик, и оказалось, что чем дальше
галактика, тем больше скорость ее удаления. Таким образом,
Хаббл установил не только факт разбегания галактик,
но и закон, которому подчинялся этот процесс: скорость
удаления галактики прямо пропорциональна ее
расстоянию: v = Нг.
Коэффициент пропорциональности Я, называемый
постоянной Хаббла, является одной из
фундаментальных величин в современной космологии. Уже отсюда
ясно, какое значение имеет точное определение
величины //, которая согласно современным данным
оценивается от 50 до 100 км/с на каждый 1 Мпс (в этой
брошюре при оценках принято значение // = 50 км/с на 1 Мпс).
Кроме того, для далеких и слабых галактик, к которым
порою нельзя применить обычные способы определения
расстояний: по светимости ярчайших звезд или
гигантских областей ионизованного водорода, по размеру
самой галактики или по яркости вспыхивающих в них
сверхновых, закон Хаббла дает единственный способ
оценки расстояний до этих галактик. Однако при таком
способе нахождения расстояний до далеких галактик
возникают ошибки, не только связанные с неточностью
в определении Н.
Дело в том, что закон Хаббла справедлив лишь
статистически. Если взять отдельную галактику, то ее
скорость будет складываться из двух составляющих: «хабб-
4

ловской» скорости, т. е. v = //г, и некоторой добавочной,
или, как говорят, пекулярной скорости. Например,
скорость галактики, входящей в некоторое скопление
галактик, относительно нашей Галактики будет состоять
из двух слагаемых: скорости движения центра
скопления и скорости движения галактики внутри скопления.
Причем последняя может достигать значения 500—
1000 км/с, а такие большие пекулярные скорости
приводят к ошибкам в оценках расстояний до 20 Мпс.
Следовательно, для изучения крупномасштабных свойств
Метагалактики полезно ограничиться определением
скоростей удаления от нас самих скоплений галактики.
Однако все усложняется тем, что и скопления галактик, как
оказалось, также обладают пекулярными скоростями.
Отвлекаясь пока от этой проблемы, отметим, что с
помощью закона Хаббла можно сделать следующий
интересный вывод. Если взять ту или иную галактику (или
скопление галактик), то, поделив величину ее
расстояния на «хаббловскую» скорость, можно оценить
продолжительность ее убегания, т. е. оценить тот момент в
прошлом, когда расстояние от нашей до этой галактики
было меньше типичных размеров галактик. Легко
убедиться, что в этом случае не имеет значения, на каком
расстоянии находится рассматриваемая галактика:
r/v = r/Hr = l/H ^ 2 • 1010 лет. Иначе говоря, около
20 млрд. лет назад повсеместно все галактики должны
были соприкасаться с нашей Галактикой и друг с
другом, образуя некоторое единое целое. Естественно, что в
этот момент галактик, собственно, и не существовало —
они только еще зарождались.
Таким образом, закон Хаббла приводит к
представлению не только о нестационарной, но и
эволюционирующей Вселенной или по крайней мере ее наблюдаемой
части — Метагалактики. Как ни странно, несмотря на
упрощенность нашего рассмотрения (следует хотя бы
отметить, что Н в действительности меняется со
временем), современные космологические теории дают
продолжительность расширения Метагалактики,
сравнительно близкую к полученной нами оценке. Однако
возникает вопрос: не означает ли это, что наша Галактика
является каким-то центром или по крайней мере неким
выделенным местом во Вселенной?
Оказалось, что такой вывод, который противоречил
бы нашим общефилософским представлениям, опровер-
5

гается и углубленным анализом всех наблюдательных
данных, свидетельствующих об однородности
Метагалактики.
Однородность Метагалактики. Одним из основных
фундаментальных свойств Метагалактики является ее
однородность, которая проявляется на достаточно
больших расстояниях. Но если распределение вещества в
Метагалактике однородно в масштабах, намного
превышающих размеры скоплений галактик, то можно
показать, что для любой галактики картина разбегания от
нее остальных галактик будет определяться все тем же
законом Хаббла. Следовательно, каждая галактика
может быть центром «хаббловского» разбегания, и в то же
время в Метагалактике в целом отсутствует какой-либо
единый центр расширения. Однако для однородной
модели расширения Метагалактики остается в силе
сделанный нами вывод о конечности промежутка времени
расширения Метагалактики от некоторого плотного (дога-
лактического) состояния.
Этот вывод следует из современных космологических
моделей, в частности из широко распространенных
сейчас однородных и изотропных моделей Фридмана,
названных в честь советского ученого А. А. Фридмана,
который получил их в результате решений уравнений
общей теории относительности. Глобальная изотропия
(равноправность всех направлений) Метагалактики
также является следствием наблюдательных данных. Об
этом свидетельствуют, например, изотропия фонового,
реликтового излучения и результаты подсчетов далеких
радиоисточников в различных направлениях.
Однако для выяснения эволюции однородной и
изотропной Метагалактики важное значение имеет
определение современного значения плотности массы
вещества в Метагалактике. Критическое значение этой
плотности, которое обычно оценивается в 5 • 10~30 г/см3,
определяет, в частности, будет ли Метагалактика
расширяться бесконечно во времени или в конце концов ее
расширение приостановится и сменится сжатием. К
сожалению, существующие оценки средней плотности массы
вещества в Метагалактике весьма близки- к
критическому значению, но не позволяют выяснить, больше она или
меньше этого значения. Таким образом, ни этот ни
другие космологические тесты пока не позволяют с досга-
6

точной определенностью сказать, по какому пути
пойдет дальнейшая эволюция Метагалактики2.
Необходимо отметить, что Метагалактика считается
однородной лишь в среднем, и, следовательно, при
оценках плотности массы ее вещества определяется среднее
значение этой величины. Результаты наблюдений
показывают, что если в Метагалактике выделить сферу
радиусом больше 100 Мпс, то внутри нее будет
содержаться определенное количество вещества, с точностью 0,1 —
1% одинаковое для любой части Метагалактики.
Следовательно, можно считать, что вещество в среднем
распределено во Вселенной однородно, по крайней мере в
масштабах примерно qt 100 Мпс до нескольких тысяч
мегапарсек, т. е. до границы наблюдаемой части
Вселенной. С учетом этого Вселенная в космологических
моделях рассматривается как сплошная среда с
плотностью массы вещества, равной средней плотности
всего вещества в Метагалактике.
Таким образом, в достаточно больших масштабах
Вселенная представляет собой довольно «неинтересное»
явление: однородная и изотропная «пустыня» с
однообразной структурой. Однако это всего лишь идеализация,
и тем больший интерес вызывает изучение
крупномасштабной структуры Вселенной — скоплений и
сверхскоплений галактик. Размеры этих гигантских образований
варьируются от 1 до 100—200 Мпс, т. е. достигают
размеров структурных элементов нашей идеализированной
однородной и изотропной космологической среды. В то
же время скопления и сверхскопления галактик, как
правило, содержат многие тысячи галактик, й поэтому
последние представимы как «точечные» образования,
«кирпичики», из которых созданы столь гигантские
объекты.
Скопления и сверхскопления галактик. Что же
конкретно представляют собой скопления и сверхскопления
галактик? К сожалению, на этот счет никаких точных
определений не существует. Но как же тогда можно
изучать объекты, природа которых нам неизвестна?
Однако нас ведь сейчас не удивляет, как люди
столетиями могли изучать движение звезд и планет, хотя
ровным счетом ничего не знали о том, что представляют
2 Более подробно об этом см.: Чаругин В. М. Космология:
теория и наблюдения. М., Знание, 1979.
7

собой эти небесные объекты. В прошлом и в начале
этого века астрономы зарисовывали, фотографировали и
даже составляли обширные .каталоги маленьких
туманных пятен на небе, не подозревая о том, что это
огромные и далекие галактики (правда, некоторые об этом
догадывались, но и только). Видимо, такова судьба
астрономов — изучать непонятное, исследовать
неизвестное, загадочное и привлекающее внимание, какими
порою бывают объекты во Вселенной.
То же касается и скоплений галактик. Вначале
астрономы находили и пытались исследовать небольшие
области на небе (с угловыми размерами обычно не
больше 1°), в которых почему-то сосредоточено большое
количество галактик, т. е. несколько больше, чем в
среднем по всему небу. Именно так пришли к выводу о
наличии скоплений галактик. Причем долгое время о
самих скоплениях галактик почти ничего не было
известно: разлетаются они или, наоборот, сжимаются,
вращаются или не вращаются и даже где они находятся,
т. е. насколько удалены от нас.
Только в последние годы стало ясно, что скопления
галактик напоминают своеобразные «ямы» размером
2—3 Мпс, в которых с огромными скоростями движутся
галактики, но так и не могут выбраться «наружу». Там
же, в этих гигантских «ямах», находится и газ с
громадной температурой в 100 млн. К, который медленно
остывает. Многое стало известно и о динамическом
состоянии скоплений галактик: они не вращаются и почти
стационарны. Конечно, галактики, как уже говорилось,
движутся с огромными скоростями, но при этом форма
скопления сохраняется, место которое только что покинула
одна галактика, тут же занимает другая.
Остается, правда, невыясненным самое главное — из
чего состоят эти скопления. Вот ведь парадокс,
оказалось, что скопления галактик в основном вовсе и не из
них состоят. В скоплениях, действительно, много
галактик, есть горячий газ, но, помимо них, там существует
огромная по величине, но пока не видимая нам масса
вещества, которая и удерживает галактики в скоплении.
Иначе говоря, одной суммарной массы вещества
галактик и газа явно недостаточно для того, чтобы скопление
не распалось, и поэтому сравнение с «ямой» гораздо
ближе к действительности. Можно еще сказать, что
скопление напоминает собой огромный дом в вечернюю
8

пору, когда сам дом и его жильцы уже не видны, а
светятся лишь лампочки в квартирах. Этими «лампочками»
в скоплениях и являются галактики.
С нашими представлениями о сверхскоплениях
галактик дело обстоит еще хуже. В полную меру их
изучать-то начали лишь в самые последние годы. Известно
только, что они представляют собой что-то вроде
огромной ячеистой структуры, в которой галактики
сосредоточены в тонких (по сравнению, конечно, со всей
остальной структурой) стенках отдельных ячеек. Последние
имеют неправильную форму размером 50—150 Мпс при
толщине стенок 2—5 Мпс. В местах, где стенки ячеек,
напоминающих пчелиные соты, пересекаются друг с
другом, заметны гигантские цепочки из галактик и
скоплений галактик.
Крупные скопления галактик занимают особое
положение в этой ячеистой структуре — они расположены в
районах пересечения или, возможно, местах излома
цепочек, т. е. являются как бы «узелками» ячеистой
структуры. И если крупные скопления галактик достаточно
далеко отстоят друг от друга, то отдельные
сверхскопления — это лишь фрагменты общей крупномасштабной
структуры, простирающейся на всю Метагалактику.
Некоторые сверхскопления расширяются, другие, может
быть, сжимаются. О вращении их и вовсе ничего не
известно, но если они вращаются, то с периодом,
непостижимым даже по космологическим масштабам, — 100—
200 млрд. лет.
Конечно, наблюдательных данных о строении
скоплений, а тем более о строении сверхскоплений галактик
гораздо меньше, чем нам хотелось бы иметь. Но не
следует забывать, что здесь даже подчас, казалось бы,
незначительный факт может сильно повлиять на все наши
представления в целом о Вселенной.
Происхождение крупномасштабных образований
Метагалактики. Попытки объяснить происхождение и
строение наблюдаемой крупномасштабной структуры
Вселенной основываются в настоящее время на вихревой,
энтропийной и адиабатической теориях образования
галактик. В Советском Союзе различные группы
астрофизиков развивают все три варианта теории образования
галактик. Наиболее важные результаты получены в
работах Г. С. Бисноватого-Когана, Л. Э. Гуревича, А. Г.
9

Дорошкевича, Я. Б. Зельдовича, И. Д. Новикова, Л. М.
Озерного, А. Д. Чернина.
В последние годы на передний план выдвинулись эн-
трбпийная и адиабатическая теории происхождения
галактик. В обеих этих теориях рассматриваются те
малые возмущения плотности массы, которые
существовали миллиарды лет назад на начальной горячей стадии
расширения Метагалактики.
В те времена все вещество во Вселенной
представляло собой горячую, почти однородную плазму (это
«почти» очень существенно, ведь благодаря ему
появились Солнце, Земля и мы с вами), погруженную в
высокотемпературное излучение.
Различие между двумя теориями определяется
характером этих возмущений вещества, истинная природа
которых до сих пор пока не известна. В адиабатической
теории предполагается, что вместе с плазмой
возмущению подвергалось излучение. Энтропийная же теория
предполагает, что возмущение претерпевала только
плазма. Эти, казалось, бы, небольшие различия в
характере возмущений приводят в ходе эволюции
Метагалактики к сильно различающимся последствиям.
По мере расширения Метагалактики должен был бы
настать такой момент в прошлом, когда температура
плазмы упала до 4000 К (приблизительно через 1 млн.
лет после начала расширения). В это время плазма ре-
комбинировала, и почти все вещество перешло в
атомарную форму. В результате этого нейтральное вещество
оказалось уже почти несвязанным с излучением и, как
показывает теория, под действием сил гравитации
начался быстрый рост пока еще малых возмущений
плотности, который до эпохи рекомбинации сдерживался
давлением излучения.
Именно в это время стало проявляться различие
между возмущениями энтропийного и адиабатического
типов.
По ряду причин адиабатические возмущения после
рекомбинации стали очень гладкими — как волны на
море во время спокойной безветренной погоды. При
возмущениях же энтропийного типа на этих волнах была к
тому же частая и высокая «рябь». Именно из этой
«ряби» через некоторое время стали образовываться
первые объекты относительно небольшой массы (около
105 Мс где Л1с — масса Солнца). В дальнейшем такие
ю

объекты объединялись, сливались, давая жизнь
объектам большей массы (через некоторое время сливались
и они). Процесс продолжался, и со временем в
результате многократных слипаний и слияний появлялись
объекты все больших и больших размеров и массы.
Одновременно внутри объектов протекали сложные процессы
образования звезд из газа.
Так, после многоступенчатых слияний с течением
времени появились галактики массой 108—10й Л4с, а в
результате их скучивания под влиянием гравитации —
скопления галактик. Следовательно, согласно
энтропийной теории объекты большей массы должны были
появиться позже объектов меньшей массы. Например,
скопления и сверхскопления должны были появиться
позже галактик.
Иначе обстоит дело с адиабатическими
возмущениями, которые после эпохи рекомбинации, как уже
говорилось, были очень гладкими. Первыми из них
образовались объекты с размером гигантских сверхскоплений и
массой 1015—1016 iVfc. Наиболее поразительной чертой
этих образований была их форма. Как показал в 1970 г.
Я. Б. Зельдович, они должны были быть очень
сплюснутыми, напоминая по форме блины (поэтому
адиабатическую теорию иногда называют теорией «блинов»).
Неожиданное подтверждение адиабатическая теория
получила из работ советского математика В. И. Арнольда,
который показал, что «блины» являются одним
(наиболее простым) из видов особенностей общего типа,
возникающих при произвольных потенциальных движениях
холодной среды (именно такие течения образуются в
адиабатической теории).
В Метагалактике значительное уплотнение вещества
должно было появиться в тех областях пространства,
где пересекались траектории частиц, сближавшихся под
действием гравитации. Результаты Б. И. Арнольда
показывают, что в целом совокупность та^их точек
образует поверхность, в простейшем и наиболее частом
случае напоминающую «блин».
Образование «блинов» в Метагалактике
сопровождалось многими весьма сложными -и интересными
процессами, уже в результате которых внутри этих
образований формировались галактики, а позже и скопления
галактик. Следовательно, в адиабатической и эптропий-
ной теориях предсказывается различная последователь-
п

ность образования галактик и сверхскоплений.
Разумеется, и сами образующиеся объекты (галактики,
скопления галактик) также заметно отличаются друг от друга
в обеих теориях, причем наиболее ярко это различие
проявляется для скоплений и сверхскоплений3. Именно
поэтому изучение реальных скоплений должно
определить, какая из теорий лучше соответствует
действительности.
Поскольку в основе теорий лежит лишь
предположение о возмущениях, возникающих на ранней стадии
расширения Метагалактики, можно сказать, что, изучая
сегодняшнюю Метагалактику, мы реконструируем и ее
далекое прошлое! Такая программа, очевидно,
заслуживает самого пристального внимания, но к настоящему
времени она, увы, еще далека от своего завершения.
Если нейтрино имеет массу. В самое последнее
время стали известны результаты нескольких физических
экспериментов, которые непосредственно относятся к
крупномасштабной структуре Вселенной. Речь идет об
опытах по измерению массы покоя нейтрино. Обычно
считалось, что нейтрино не обладают массой покоя, и
поэтому они всегда движутся, как и фотоны, со
скоростью света. Однако в марте 1980 г. группа советских
физиков закончила серию экспериментов, результаты
которых свидетельствуют о том, что масса покоя нейтрино
составляет приблизительно 30 эВ » 5 • Ю-32 г (т. е. в 30
миллионов раз меньше массы протона).
Этот результат, если он подтвердится, приведет к
самым необычным следствиям из теорий строения
Метагалактики. Дело в том, что в ту далекую эпоху, когда
вещество было плотным и горячим, образовывалось
большое количество фотонов и самых различных
элементарных частиц, в том числе и нейтрино. После эпохи
рекомбинации сохранились фотоны, составляющие в
настоящее время реликтовое радиоизлучение с
температурой 3 К, а также реликтовые нейтрино и, если они
существуют, гравитоны.- Согласно расчетам сегодня в
каждом кубическом сантиметре космического пространства
должно быть около 500 реликтовых фотонов (и они
действительно наблюдаются!), а также около 200 реликто-
3 Более подробно об этом см.: Барроу Дж., Си л к Дж.
Структура ранней Метагалактики. — В сб. Современные проблемы
астрофизики. М., Знание, 1981.
12

рых нейтрино и антинейтрино с очень низкой
температурой 3- Ю-5 К.
Такое количество нейтрино, если они имеют массу
покоя, в сумме дают почти критическое значение
плотности. Другими словами, основная масса
Метагалактики, может быть сосредоточена именно в этих нейтрино,
которые практически лишь гравитационно
взаимодействуют с обыкновенным веществом. Однако, как ни
странно, это не столь уж значительно повлияет на
наши представления о Метагалактике. Уже сейчас ясно,
что на строении звезд и планет наличие огромного
количества обладающих массой покоя реликтовых нейтрино
почти никак не скажется. В галактиках же нейтрино
должны располагаться преимущественно на далекой
периферии и слабо влиять на внутренние видимые области
галактик. Однако присутствие огромной массы вещества
из нейтрино вдали от центра галактики может
разрешить некоторые парадоксы (например, проблему
скрытой массы).
Количество нейтрино в галактиках и звездах
должно быть относительно невелико, поскольку газ из
нейтрино не в состоянии терять энергию (ведь нейтрино не
участвуют ни в сильном, ни в электромагнитном
взаимодействиях). Поэтому в процессе образования звезд или
галактик обыкновенный газ, постепенно излучая
фотоны, должен скапливаться к центру, где плотность его
массы сильно возрастала, а газ из нейтрино, не имея
возможности излучать, оставался почти на старом
месте, т. е. в основном на периферии формирующегося
объекта.
Наиболее существенным является проявление
обладающих массой покоя нейтрино в скоплениях и
сверхскоплениях, где по суммарной массе нейтрино должно
быть приблизительно в 10 раз больше, чем
обыкновенного вещества. По счастливой случайности развитие
малых возмущений в газе из нейтрино в Общих чертах
соответствует описанному выше адиабатическому
«сценарию». Как и в адиабатической теории, первыми
объектами в Метагалактике должны были бы быть «блины»,
т. е. сверхскопления, причем имеющие приблизительно
те же размеры, что и в адиабатической теории. Однако
это уже совершенно другие сверхскопления — они
почти полностью состоят из невидимого нейтрино.
Астрономические следствия существования нейтрино
13

с неравной нулю массой покоя еще только начинают
изучаться, хотя уже сейчас ясно, что с помощью таких
нейтрино удастся преодолеть ряд трудностей,
имевшихся в теории раньше. Так, исчезнет существовавший
несколько десятилетий парадокс, связанный с огромными
массами невидимого вещества в скоплениях галактик
(мы расскажем о нем далее). Вероятно, с помощью
нейтрино можно будет объяснить очень низкий уровень
флуктуации реликтового радиоизлучения.
Однако не следует забывать, что масса покоя
нейтрино была обнаружена пока только в одном
эксперименте. Для достаточно надежных выводов необходимо
поставить новые более точные опыты. Отметим, что
важен не только сам факт существования массы покоя у
нейтрино, но и величина этой массы. Так, если масса
будет равна не 30, а всего 10 эВ (что находится в
пределах точности эксперимента), то каргина в целом
может качественно измениться.
ОБЩИЕ СВЕДЕНИЯ О СКОПЛЕНИЯХ ГАЛАКТИК
Открытие скоплений галактик? Уже давно известно,
что галактики распределены на небесной сфере очень
неравномерно. Оказывается, очень мало галактик
находится вблизи Млечного Пути. Теперь мы знаем: это
связано с тем, что свет от далеких галактик, проходя в
плоскости нашей Галактики, сильно поглощается, и такие
галактики не видны даже в мощные телескопы. Было
также обнаружено, что галактики образуют свой
«Млечный Путь», который расположен почти
перпендикулярно Млечному Пути звезд.
«Млечный Путь» галактик — сейчас его называют
Локальным сверхскоплением — одно из самых крупных
образований в Метагалактике. В одном месте этого
Локального сверхсконления, в созвездии Девы, видно
сильное сгущение. Это ядро — центр сверхскопления. Здесь в
области неба с угловыми размерами чуть больше 10°
астрономы насчитали более 2 тысяч галактик!
Подобных скоплений, состоящих из тысяч галактик, на небе
обнаружено очень много. Все они расположены
значительно дальше, чем скопление Девы, и поэтому не так
заметны, хотя некоторые из них содержат в 10—100 раз
больше галактик!
О существовании скоплений галактик и их «Млечно-
14

го Пути» стало известно еще в прошлом веке, т. е. еше
тогда, когда вместо слова «галактика» употреблялось
слово «туманность» и не было известно даже
приблизительно, из чего состоят эти «туманности» и как далеко от
нас они расположены. Так, например, в книге В. Мейера
«Мироздание», вышедшей третьим изданием в 1903 г.
в Петербурге, говорилось: «...В некоторых местах неба
скопляется много отдельных туманностей, образуя так
называемые туманные гнезда... За исключением
нескольких больших пробелов, широкая цепь туманных пятен
тянется почти перпендикулярно к Млечному Пути. По
г,сей вероятности, эта цепь замыкается в полное кольцо,
которое можно было бы назвать Млечным Путем
туманных пятен».
Со времени обнаружения скоплений галактик
прошло более 100 лет. Наши знания об их строении
значительно расширились, но многие проблемы так и
остались неразрешенными. Порой случается так, что на один
и тот же вопрос разные исследователи дают
диаметрально противоположные ответы. И дело тут не в ошибке
одного из них, хотя и такое, конечно, бывает. Просто
скопления галактик устроены так, что ответ
практически на любой вопрос, даже, казалось бы, на такой
простой, как о количестве галактик в скоплении, всегда
является неоднозначным.
Приведем один пример. В известном каждому
астроному справочнике К. Аллена «Астрофизические
величины» можно найти самые разнообразные данные о
строении Земли, планет, звезд, Галактики и т. д. Есть в ней
и таблица, в которой приведены сведения о некоторых
наиболее известных скоплениях галактик. Эти
скопления были обнаружены очень давно и неоднократно
тщательно исследовались. Роль этих скоплений в
астрономии столь велика, что многие из них
получили собственные имена по именам созвездий, в
которых они расположены (как, например,
упоминавшееся скопление Девы).
Согласно справочнику Аллена, в скоплении Девы
обнаружены 2500 галактик, а в скоплении Волос
Вероники — 800. Поделив одно число на другое, можно
заключить, что скопление Девы содержит приблизительно в
3 раза больше галактик, чем скопление Волос
Вероники. Но это не соответствует действительности: на самом
15

деле скопление Волос Вероники содержит примерно в
3 раза больше галактик, чем скопление Девы.
В чем же дело? Может быть, справочник ошибается?
Нет, в нем приведены правильные цифры, только
сопоставлять их так просто нельзя. Дело в том, что
скопление Девы — самое близкое скопление: расстояние до
него равно всего лишь 20 Мпс. Расстояние же до
скопления Волос Вероники равно 138 Мпс, т. е. оно прибл-и-
зительно в 7 раз дальше от нас. Поэтому галактика,
взятая из скопления Девы, выглядела бы в скоплении
Волос Вероники в 49 раз слабее. Из этих цифр ясно,
как получилось противоречие: просто огромное число
галактик в скоплении Волос Вероники не видно — эти
галактики кажутся нам слишком слабыми.
Приведенный пример говорит о том, что для
правильного сопоставления скоплений нужно, по
возможности, поставить их в равные условия, т. е. на одинаковое
расстояние. Так, если, скажем, одно скопление
находится дальше другого, то в нем нужно отбирать более
слабые галактики. К сожалению, для большинства
скоплений этот путь остается закрытым, поскольку
неизвестно, на каком расстоянии от нас они находятся.
Расстояние, конечно, можно определить, но для этого надо
получить спектры нескольких галактик из скопления,
затем по этим спектрам измерить их красное смещение
и, зная красное смещение (т. е. скорость убегания
галактики), с помощью закона Хаббла найти расстояние
до галактик, а следовательно, и до скопления.
Иначе говоря, необходимо проделать огромную
работу для определения расстояния до одного скопления, а
нас интересуют сотни скоплений. Заметим, что это не
просто большая, а колоссальная работа, и она только
сейчас подходит к концу (даже не совсем к концу, а,
скорее, к началу этого конца). Скопления же начали
активно исследовать более 20 лет назад, когда работа
по определению расстояния до них только-только
начиналась. А ведь наука не могла ждать — скопления
нужно было исследовать.
Следовательно, нужно было что-то придумать, чтобы
избежать слишком большого объема работ. Наиболее
успешным и плодотворным оказался метод,
предложенный в 50-х годах американским астрономом Дж. Эйб-
лом. При этом он основывался на некоторых хорошо
известных результатах наблюдений. К началу работы Эйб-
16

ла были обнаружены 40—50 скоплений галактик,
причем некоторые из них были изучены довольно подробно.
Оказалось, что разные скопления обладают, как ни
странно, весьма сходными размерами. Трудно было
сказать точно, до какого расстояния тянется то или иное
скопление, но во всяком случае было ясно, что основная
часть любого скопления заключена в круге с радиусом
3 Мпс.
Было также обнаружено, что светимости наиболее
ярких галактик в различных скоплениях почти
одинаковы. Исключение из этого правила составляют две-три
самые яркие галактики, но если взять, скажем, пятую
или десятую по яркости галактику скопления, то
светимость такой галактики будет почти одинаковой в
разных скоплениях. Используя этот наблюдательный факт,
легко определить расстояние до скопления.
После того как определены расстояния до
скоплений, можно их уже изучать. Эйбл, желая исследовать
только самые крупные скопления (он называл их
богатыми), стал рассматривать только те скопления, в
которых было не менее 50 членов. Причем галактики не
должны были располагаться слишком далеко от центра
скопления, так как всегда можно найти на небе
достаточно большую область, в которой расположено 50
ярких галактик. Кроме того, Эйбл ограничился только
яркими галактиками скоплений, поскольку для них была
большей вероятность, что они действительно
принадлежат скоплению, а не просто проецируются на него.
Яркость галактик оценивалась им по отношению к яркости
ярчайших галактик скоплений, что в некотором смысле
уравнивало далекие, и близкие скопления. В качестве
границы скопления Эйбл выбрал ту самую величину
3 Мпс, о которой говорилось выше.
Все эти цифры, разумеется, немного условны. Можно
было бы взять другие критерии, и от этого почти ничто
бы не изменилось. Но какие-то критерии выбрать было
необходимо, и желательно, конечно, чтобы критерии
составления каталога скоплений соответствовали бы
структуре этих скоплений. Как раз это и удалось Эйблу. Так,
в отношении выбранного радиуса скоплений уже. после
завершения работы, когда им были открыты сотни
ранее не известных скоплений, он писал, что область в
3 Мпс «была всегда больше, по сравнению с областью
концентрации основной части скопления».
1240—2
17

По существу, этот факт отражает фундаментальные
свойства Вселенной: казалось бы, ничто не препятствует
образованию скоплений с радиусом, скажем, в 30 Мпс.
Однако такие скопления в Метагалактике почему-то не
наблюдаются. Подобного и даже большего размера
могут достигать сверхскопления, но по многим признакам
(по составу входящих в них галактик, по форме и
массе) они представляют собой совершенно отличный от
скоплений класс объектов.
Выбранное Эйблрм ограничение на количество
галактик в скоплении (50 членов) кажется весьма слабым,
так как раньше уже упоминалось, что скопления
содержат тысячи галактик. Однако никакого противоречия
здесь нет. Дело в том, что, согласно этому критерию
Эйбла, из скопления отбираются только самые яркие
галактики, а полное число галактик в скоплении
гораздо больше числа ярких его членоз.
Все обнаруженные скопления Эйбл разделил по
количеству членов на 5 классов «богатства». Сведения о
числе скоплений различных классов «богатства»
приведены в табл. 1. В каталог Эйбла включены также
скопления нулевого класса «богатства» (30—50) членов, но
подсчеты таких скоплений не завершены: в каталоге их
1030, тогда как в исследуемой области Вселенной их,
вероятно, раза в 3 больше.
Таблица 1
Классы «богатства» скоплений галактик
Класс
«богатства»
1
2
3
4
5
Число галактик
50-79
80—129
130-Л99
200—299 ,
300 и более 1
Число
скоплений
1224
383
68
6
1
Всего в каталоге Эйбла насчитывается 2712 богатых
скоплений галактик. Много это или мало? Конечно,
очень много, если учесть, уто к началу работы Эйбла
было известно всего несколько десятков скоплений. Но
много ли это для Метагалактики?
Попробуем оценить, как часто скопления
встречаются в пространстве. Зная число скоплений 1—5-го
классов «богатства» и занимаемый ими объем (2- 109 Мпс3),
18

пггко найти, что средняя концентрация скоплений равна
примерно 8- Ю-7 Мпс~3, а среднее расстояние между
ними -- ПО Мпс. Таким образом, можно сделать вывод,
мго богатые скопления распределены в Метагалактике
весьма редко: расстояние между скоплениями в среднем
примерно в 40 раз больше их размера. Отметим, что
богатые скопления не только относительно редко
встречаются в Метагалактике, но и содержат сравнительно
небольшое количество галактик — 5—10% от полного
числа галактик.
Скопление Волос Вероники. Это скопление является
наиболее известным и изученным по сравнению с
другими. Причина его популярности заключается в том, что
это огромное скопление галактик расположено довольно
близко от нас (расстояние до него всего 138 Мпс).
Разумеется, есть много скоплений, более близких, но
среди них нет ни одного столь богатого и со столь ярко
выраженными свойствами. Однако, несмотря на то что
изучению скопления Волос Вероники была посвящена
масса работ, многие проблемы остались нерешенными.
В следующих разделах мы обсудим некоторые из них, а
сейчас "попытаемся хотя бы в общих чертах представить
себе, как устроено это скопление.
На рис. 1,а показано расположение галактик вблизи
скопления Волос Вероники. Для того чтобы его полу-
Рис. 1. Расположение галактик в области скопления Волос
Вероники (положение центра отмечено стрелками): а — общее
расположение галактик в этом районе неба; б — то же, после удаления
•галактик фона
19

чить, астрономическая фотопластинка с изображением
части неба была разделена на большое количество ячеек.
В каждой ячейке было подсчитано число галактик, и
такое же число точек было поставлено в
соответствующую ячейку рисунка. Стрелки сверху и справа
указывают на положение центра скопления, а внизу
обозначен угловой размер в i°, что на расстоянии скопления
соответствует 2,3 Мпс.
Всего на рис. 1,а отмечено 3730 галактик, но легко-
догадаться, что не все они принадлежат скоплению.
Вдали от центрального сгущения галактики
расположены почти равномерно и, очевидно, уже не связаны со
скоплением, это так называемый фон. Если удалить с
рисунка такие равномерно распределенные галактики,
можно попытаться выделить само скопление. Подсчеты
показывают, что вдали от центрального сгущения на
область неба 1x1° приходится в среднем 76,5 галактики.
Распределение оставшихся галактик после удаления
такого количества галактик фона с каждого квадратного
градуса (включая и центральное сгущение) показано на
рис. 1,6.
На этом рисунке имеется около 1500 галактик и,
вероятно, большинство из них принадлежит скоплению.
Незначительное число галактик в верхнем правом углу
не было удалено с рисунка, по-видимому, из-за неодно-
родностей в распределении галактик фона. Но если не
принимать эти галактики во внимание, то можно
заметить, что скопление имеет весьма правильную овальную
форму с хорошо заметной концентрацией галактик к
центру скопления. Точный подсчет галактик показывает,
что их пространственная плотность в центре скопления
в несколько сотен раз больше, чем в среднем по
скоплению. Именно поэтому скопление условно делят на
две области: на очень плотное, небольшое по размерам
центральное ядро и на протяженное, окружающее его
гало.
Разумеется, величины, характеризующие скопление,
огромны. Трудно, например, представить себе
расстояние в 4 Мпс « 1020 км или массу в 1015 масс Солнца
~2-1042 т. Эти числа настолько велики, что даже не
поражают воображение. Поэтому, чтобы оценить
реальное значение астрономических величин, следует
рассматривать их в астрономических же масштабах. Скажем,
надо выяснить, насколько быстро движутся галактики в
20

21
Таблица 2
Сравнительные характеристики скопления галактик, звезд
(Галактика) и людей (Москва)
Скопление Волос
Вероники
Характеристики скоплений : Галактика Город Москва
все централь-
скопление ная часть
Радиус, Мпс 4 0,25 Ю-3 20 км
Масса, Мс 2 • 1015 1,5 • 10й 1011 --
Число объектов 1500 15 Ю11 8 • 10б
Средние скорости объектов, км/с 1500 2000 , 200 4 км/ч
Среднее время движения объектов (радиус/скорость), I
годы I 2,5 • 109 J 1,2 • 108 5 • 107 5 ч
Отношение среднего расстояния между объектами к
их размеру | 55 16 108 30
Число столкновений между объектами за время жнз- I
ни скопления | °>03 2 Ю-10 б • 10G за 70 лет

скоплении. Значение скорости их движения огромно -
1500 км/с, но ведь и расстояния велики.
Для этого обратимся к табл. 2, где представлены не,
которые характеристики ядра и всего скопления Волос
Вероники. Для сравнения в этой же таблице приведены
данные о распределении звезд в нашей Галактике и лю*
дей в Москве (конечно, условно). Некоторые из этих
цифр лишь приблизительны, но в целом таблица дает
представление о строении скопления Волос Вероники.
Как видно из табл. 2, галактика в среднем проходит
скопление за 2,5 • 109 лет, т. е. галактика за время-
жизни скопления (около 10ю лет) пересекает его всего 4
раза. И становится ясно, что галактики в скоплении
очень и очень неторопливы: за время жизни они обходят
всего 4 раза свой «дом», хотя, можно сказать, ничем
другим и не занимаются.
Посмотрим теперь, как тусто населено скопление
Волос Вероники. С помощью табл. 2 нетрудно оценить
среднее расстояние между галактиками в скоплении, а
в качестве меры этого расстояния разумно выбрать
размер самих галактик — около 10 кпс. Видно, что
скопление «населено» почти так же густо, как и город Москва,
но в 10 миллионов раз гуще Галактики. Другой мерой
«густоты заселенности» может служить число
столкновений («встречаемости» для людей) между объектами.
В этом смысле наиболее населенным «скоплением»
является город Москва, а наименее — Галактика.
Значительное различие по числу столкновений в скоплениях
галактик и в Москве объясняется огромной разницей в
скорости движения объектов (галактик и людей
соответственно): люди в городе движутся относительно
быстрее, чем галактики в скоплении.
Классификация скоплений. Скопление Волос
Вероники является весьма примечательным не только само по
себе, но и благодаря тому, что оно отражает многие
характерные черты других- богатых скоплений. Вообще-то
скопления отличаются друг от друга, в частности по
«богатству». Кроме того, они различаются по структуре
(т. е. по форме, клочковатости и т. д.), по типу
галактик, входящих в скопление. Эти три характеристики* не
являются независимыми. Как правило, бедные
скопления (например, скопление Девы) име'ют весьма
неправильную, клочковатую структуру и состоят
преимущественно из спиральных галактик. С другой стороны, бога-
22

тые скопления (такие, как скопление Волос Вероники)
состоят преимущественно из эллиптических и линзовид-
пых галактик и имеют правильную, почти овальную
форму. Причем распределение галактик в таких
скоплениях характеризуется быстрым и плавным спадом
пространственной плотности галактик при удалении от
центра скопления.
Рассмотрим две широко распространенные
классификации скоплений галактик. Первая, предложенная
американскими учеными Г. Рудом и Дж. Састри,
основана на том, как расположены в скоплении десять
ярчайших галактик. Условно эту схему классификации
скоплений изображают в виде «камертонной
диаграммы»:
L—F
^С—/
Краткое описание каждого из шести типов скоплений
приведено в табл. 3.
Таблица 3
Классификация Руда—Састри
Тип
скопления
cD
Описание
В скоплении доминирует одна
гигантская cD-галактика, т. е.
эллиптическая галактика,
превосходящая нашу Галактику
по массе и радиусу в 10 и
более раз
Примеры
А2199*
(бт английского
Binary — двойной)
С
(от английского
Core — ядро,
сердцевина)
В скоплении доминирует пара
ярких галактик
Ядро скопления содержит по
крайней мере четыре из
десяти ярчайших галактик
скопления
А1656
(скопление
Волос
Вероники)
А2065
(скопление
Северной
Короны)
23

Продолжение табл. $
Тип
скопления
I
(от английского
Irregular —
нерегулярный,
неправильный)
L
(ог английского
Line — линия)
F
(от английского
Flat — плоский)
Описание Примеры
Ярчайшие галактики
распределены в скоплении
хаотично, «отсутствует» хорошо
определяемый центр скопления
Три или больше галактик
скопления располагаются вдоль
одной прямой линии
Несколько из десяти ярчайших
галактик скопления образуют
уплощенную систему
А2151
(скопление
Геркулеса)
А426
[ (скопление
Персея.)
А397
* А2П)9 — это скопление с номером 2199 из каталога Дж. Эйб-
ла. Обычно если хотят сослаться на скопление, то указывают
номер его в этом каталоге, а впереди ставят букву А (начальную
букву фамилии ученого — Abell).
Как оказалось, 21% скоплений галактик относятся к
типу cD, 9% — к типу В, 9% — L, 14% — С, 18% — F
и 29% — I. Таким образом, каждая из трех ветвей
«камертонной диаграммы» содержит примерно треть всех
скоплений. Однако классификация Руда—Састри
построена не на основе какого-либо физического
принципа, а лишь по характеру распределения нескольких
ярких галактик скопления. При этом неясно, насколько
это расположение может отражать строение скопления
в целом. А ведь именно это мы ждем от
классификации — отражения глубинных свбйств объектов.
Классификация Руда—Састри — это пока лишь собрание
некоторых подмеченных, но непонятных
закономерностей строения скоплений. В этом смысле астрономов
можно сравнить с нерадивым студентом, который берет
на экзамен все шпаргалки, не зная даже, к какому
предмету они относятся.
Другим примером классификации является
классификация Л. Баутца и В. Моргана (табл. 4), согласно
которой все скопления делятся на три типа.
В основу классификации Баутца—Моргана положен
на относительная яркость ярчайшей галактики
скопления. Так, если какая-либо галактика во много раз пре-
24

Таблица 4
Классификация Баутца—Моргана
Тип

скопления
I
II
III
Описание
В скоплении доминирует одна cD-ra-
лактика, расположенная в центре
Ярчайшие галактики скопления по типу
являются промежуточными между cD-
галактиками и обыкновенными
гигантскими эллиптическими галактиками
Скопление не содержит доминирующих
галактик
Пример
А2199
А1656
(скопление
Волос
Вероники)
А2151
(скопление
Геркулеса)
восходит по яркости любую другую галактику в
скоплении, то оно относится к типу I. При этом ярчайшая
галактика, как правило, оказывается cD-галактикой.
Если же несколько ярчайших галактик скопления
обладают сравнимой яркостью, т. е. если ни одна из
галактик не выделяется, то говорят, что это скопление
типа III.
Существование нескольких классификаций
(вспомним еще классификацию по «богатству») отражает тот
факт, что ни одна из них не является исчерпывающей.
Например, чтобы охарактеризовать скопление,
недостаточно отнести его к типу cD, поскольку есть как бедные,
так и богатые cD-скопления. Однако, несмотря на
многие недостатки имеющихся классификаций, нам не
следует от них отказываться. Конечно, очень желательна
хорошая, полная классификация, но до тех пор, пока
она не будет создана, необходимо использовать то, что
есть. Трудность же создания полной классификации
вызвана не тем, что мы не можем правильно
систематизировать свойства скоплений, а тем, что мы плохо знаем
эти свойства.
Так, например, до сих пор остается невыясненной
причина появления гигантских галактик в центре
некоторых скоплений. По-видимому, такие галактики
образуются в результате «каннибализма» — поглощения и
разрушения одной галактики другой. Наиболее подхо-
25

дящим местом для такого «каннибализма» является
центр скопления, где велика пространственная
плотность галактик. Наверное, именно поэтому cD-галактики
«любят» располагаться в центре скопления. Однако
неясно, почему в одном из двух очень похожих скоплений
есть cD-галактика, а в другом нет (как, например, в
скоплениях А2199 и А1656). Кроме того, непонятно,
почему cD-галактики существуют в очень бедных скопле*
ниях, где для их возникновения имеются, казалось бы,
плохие >словия. С другой стороны, cD-галактики
отсутствуют в некоторых богатых скоплениях, где условия
для «каннибализма» самые подходящие.
РАСПРЕДЕЛЕНИЕ ГАЛАКТИК И ФОРМА СКОПЛЕНИЙ
Число галактик в скоплении. Сколько галактик вхо*
дит в скопление? Этот вопрос задают одним из первых,
когда заходит разговор о скоплениях. Ранее он уже
обсуждался, и, как оказалось, при всей его простоте на
него трудно ответить. Чтобы понять, почему это так
происходит, попробуем сформулировать вопрос иначе:
сколько галактик ярче определенной звездной величину
входит в скопление? Очевидно, ответ на него будет
зависеть от той предельной звездной величины, до которой
подсчитываются галактики.
Пусть в результате многих измерений мы
определили для большого числа звездных величин т соотзетет-*
вующее количество галактик N в скоплении. Можно
сказать, что тем самым мы нашли число галактик в
зависимости от /и, которое называют функцией светимости.
Она позволяет не только ответить на первый вопрос (о
числе галактик в скоплении), но и содержит полную
информацию о распределении галактик в скоплении по
светимостям.
На рис. 2 приведен график функции светимости ДЛ5
скопления Волос Вероники. Прежде всего отметим -дв§
чрезвычайно интересные-особенности функции светимЪ;
сти этого скопления. Во-первых, отчетливо виден излом
графика при звездной величине 14,4™. Наличие излома
означает, что галактики со светимостью,
соответствующей звездной величине 14,4т, оказываются почему-то
выделенными в скоплении: число таких галактик в 2
риза больше, чем число галактик с близкими
значениями га.
26

zo
Рис. 2. Функция светимости Jy
галактик в скоплении Волос
Вероники (число галактик,
которые ярче звездной ве- 0,0^
личины т , ) ту
Существование излома в функции светимости для
скопления Волос Вероники является, несомненно,
весьма странным, но этот факт становится еще более
загадочным, если учесть, что точно такой же излом и точно
при такой же звездной величине существует и у
большинства других богатых скоплений. Появление излома
функции светимости у многих скоплений может
означать, что в ходе образования скоплений действовал еще
не известный нам универсальный процесс, в результате
которого и сформировалась такая функция светимости.
К сожалению, мы даже в общих чертах не знаем, каким
был этот процесс.
Второй примечательной особенностью функции
светимости, представленной на рис. 2, является неуклонный
ее рост при увеличении т. Именно с этим ростом и
связана неопределенность в оценках числа галактик в
скоплении. О вполне определенном числе галактик в
скоплении можно было бы говорить только в том случае, если
бы функция светимости, начиная с каких-то значений
т, не изменялась. У реальной же функции светимости
наблюдается, хотя и малый, но постоянный рост даже
при звездных величинах, которые соответствуют свети-
мостям, в 1000 раз меньшим светимости ярчайшей
галактики скопления. Если предположить, что
наблюдаемый рост функции светимости существует вплоть до
звездных величин, характерных для самых слабых из
известных галактик, то число галактик в скоплении
Волос Вероники будет огромным — более 500 000. Таким
образом, неопределенность числа галактик в этом скоп-
27

лении колоссальна — от нескольких тысяч до сотец
тысяч.
В отличие от полного числа галактик светимость
скопления определяется с гораздо большей точностью.
Это связано с тем, что светимость слабых галактик
очень низка, так что, несмотря на огромное количество
слабых галактик, их суммарная светимость
относительно невелика — 10—20% светимости всего скопления.
Распределение галактик в скоплении. Галактики
распределены в скоплении очень неравномерно: в центре их
сравнительно немного, но расположены они там близко
друг к другу, а на периферии галактик гораздо больше,
хотя встречаются они там реже, так как объем, в
котором распределены эти галактики, достаточно велик.
Можно довольно точно проследить, как уменьшается
плотность распределения галактик при удалении от
центра скопления. Для этого изображение скопления на
астрономической фотопластинке разбивают на
концентрические кольца и подсчитывают число галактик в
каждом кольце. После удаления галактик фона (о них уже
говорилось раньше при рассмотрении скопления Волос
Вероники), если поделить оставшееся в каждом кольце
число галактики на площадь этого кольца, то в
результате и получится плотность распределения галактик в
скоплении.
Таким же образом определяется зависимость
поверхностной плотности галактик от радиуса
(поверхностная, так как скЬпление видно в проекции на небесную
сферу). С помощью этой информации можно много и
довольно точно выяснить о структуре скопления..
Например, определить одну из наиболее важных его
характеристик, входящей почти во все модели скоплений, —
радиус его ядра. Эта величина приравнивается такому
расстоянию от центра скопления, где поверхностная
плотность распределения галактик примерно в 2 раза
меньше центральной плотности. Радиус ядра богатых
скоплений, например, равен 0,25—0,30 Мпс.
На первый взгляд кажется, что таким же образом
нетрудно оценить и границы скопления, т. е. расстояние,
на котором скопление «стыкуется» с окружающим его
сверхскоплением. Однако если определять границу
непосредственно, то оказывается, что уже на расстоянии
2—3 Мпс плотность распределения галактик
вычисляется очень ненадежно (мешают галактики фона). По-
28

10,0
1,0
0,1
0,01
1 I I I I I I
P1
w
Vfi
10, &
Рис. З. Зависимость поверхностной плотности числа галактик от
расстояния до центра скопления (данные касаются 15 богатых скбп-
лений галактик). Кривая — распределение этой плотности в
теоретической модели Цвикки. По горизонтальной шкале указано
расстояние в относительных единицах
этому таким способом найти границу tpyAHO.
Довольно точью она устанавливается, если при
расчете плотности распределения галактик использовать
только те, у которых известны скорости по доплеров-
ским смещениям линий в их спектрах. Далее, применяя
закон Хаббла, определяется их расстояние и
выясняется, принадлежат они скоплению или нет. Это решает
проблему фона, а следовательно, повышает точность
определения плотности распределения галактик. Таким спо-
29

собом после измерения скорости 225 галактик из
скопления Волос Вероники удалось найти, что его радиус
равен около 3,6 Мпс (чуть больше 1° на фотопластинке).
Если определить зависимость плотности
распределения галактик от радиуса для многих скоплений, то
появляется возможность сравнивать и сами эти
зависимости, т. е. сопоставлять скопления друг с другом,
опираясь не на один параметр (скажем, радиус), а на
несколько. Такое сопоставление показывает, что у
различных скоплений существует много общего в
распределении галактик.
На рис. 3 представлены результаты сравнения 15
богатых скоплений галактик. Для того чтобы построить
этот график, Н. Бакал в каждом из 15 скоплений
определяла зависимость плотности распределения галактик,
от радиуса. Однако поскольку скопления различались и
по радиусу, и по плотности, то непосредственное
сравнение их было бы невозможным, и поэтому Н. Бакал
для каждого скопления приняла за единицу расстояния
радиус его ядра, а за единицу плотности распределения
галактик — значение этой величины в центре
скопления. Тем самым все скопления были максимально
уравнены — большие уменьшены, а маленькие увеличены.
Именно этот результат и представлен на рис. 3, из
которого видно, что все указанные точки расположены
близко к некоторой кривой. Долгое время астрономы
пытались математически определить эгу кривую, и
некоторые их попытки увенчались успехом. Одна из таких
теоретических кривых изображена на рис. 3 (ее нашел
Ф. Цвикки более 30 лет назад), и она, как очевидно,
хорошо соответствует распределению галактик в
скоплениях, полученному из наблюдений. Эти теоретические
кривые позволяют оценить массу скопления, его размер,
а также используются в различных теоретических
расчетах. Однако, к сожалению, они не могут помочь при
разрешении самого важного вопроса: почему скопление
устроено так, а не иначе?
Хотя этот вопрос еще далек от своего решения, но
первые шаги уже сделаны — мы знаем, почему в
структуре на первый взгляд разных скоплений существует
много общего. Почти одинаковое распределение
галактик в скоплениях может, например, означать, что в
разных областях Вселенной когда-то (когда еще и
скоплений не было) существовали очень сходные условия об-
30

пазования скоплений. В то же время это могло
означать, что в ходе образования скоплений протекали
некоторые процессы, в результате которых из разных про-
тоскоплений образовались одинаковые (или почти
одинаковые) скопления. Последнее явление связано с
ослаблением влияния* («забыванием») начальных
условий, называемым релаксацией (от английского relax —
ослаблять, разжимать).
Первое из этих объяснений обычно отвергается, так
как нет оснований считать, что все было одинаково в
местах образования скоплений. Плодотворным
оказалось развитие второй идеи, поскольку был найден
процесс, ответственный за «забывание» начальных условий
в скоплениях галактик. Суть этого процесса состоит в
следующем. В самом начале формирования скопления
имелась стадия, когда все скопление, находясь в
неравновесном состоянии, сравнительно быстро (за 108—109
лет) меняло свою форму — сжималось, расширялось,
извивалось. При этом сильно изменялась энергия
движения отдельных галактик, и тем больше, чем сильнее
менялась форма скопления.
Галактики как бы получали дополнительную свободу
движения. Так, например, если на этой стадии в
скопление попадала чужая группа галактик, то они
вначале отрывались друг от друга приливными силами, а
затем разбрасывалцеь по всему скоплению. Причем после
этого могло оказаться так, что одна галактика этой
группы попадет в центр скопления, а другая
приобретет такую огромную энергию, что даже вылетит из
скопления. Однако процесс такой быстрой релаксации
быстро затухал — скопление успевало лишь два-три
раза сжаться и расшириться, а после приходило в почти
стационарное состояние, когда энергия галактик уже не
меняется со временем. Напомним, что стационарность
здесь динамическая: галактики постоянно
перемещаются, но форма всего скопления остается неизменной.
Впервые быстрая релаксация была исследована в
работе Д. Линден-Белла в 1967 г.
Многое, но не все «забывается» в результате
быстрой релаксации. Остаются неизменными, т. е.
«запоминаются», полный момент вращения скопления и полная
энергия, поскольку должны соблюдаться законы
сохранения энергии и момента вращения. В значительной
31

степени, но не полностью «забывается» и начальная
форма скопления.
Сплюснутость скоплений. Еще совсем недавно
считалось общепринятым, что богатые скопления галактик
имеют почти сферическую форму. И только в последние
годы была обнаружена небольшая (с точки зрения
наблюдений) анизотропия распределения галактик в
скоплениях — форма скоплений близка к эллипсоиду с
отношением осей от 1 :2 до 1:3. Для обнаружения этой
анизотропии потребовалось значительно
усовершенствовать методы обработки наблюдений и определить
красное смещение у большого числа слабых галактик.
Сам по себе вопрос о форме скоплений долгое время
не привлекал к себе внимания наблюдателей, поскольку
у богатых скоплений явно нет сильной сплюснутости.
Интерес к возможной, но не очень большой анизотропии
возник со стороны теоретиков и только в последние
годы. Прежде всего это было связано с работами
английского астрофизика Дж. Бини, который в серии работ
показал, что в некоторых простых «звездных» моделях
без вращения возникают стационарные сплюснутые
(соотношение осей 1 :2) системы. Подобные модели
предназначались в основном для объяснения некоторых
особенностей строения эллиптических галактик, но
возбудили также интерес и к возможной анизотропии
распределения галактик в скоплениях, поскольку существует
несколько общих закономерностей в структуре
эллиптических галактик и скоплений галактик.
Наиболее достоверно сплюснутость обнаружена у
скопления Волос Вероники. Анизотропия в этом
скоплении была замечена уже давно, но только в 1976 г.
С. Грегори и В. Тифту удалось, используя данные о
лучевых скоростях 225 галактик скопления,
количественно оценить ее величину. Отношение осей скопления ока-г
залосЬ равным 1 :2, что было подтверждено в 1978 г. в
работе Л. Шиппера и И. Кинга, использовавших как
данные о лучевых скоростях, так и огромный
фотометрический материал Эйбла о 1500 галактиках.
Последние результаты наблюдений говорят, что
сплюснутость скопления Волос Вероники является
скорее правилом, чем исключением. Эту сплюснутость
невозможно объяснить с помощью вращения скопления в
целом. Достоверно установлено, что даже небольшое
вращение отсутствует по крайней мере в двух скопле-
32

нпях ._ в скоплении Волос Вероники и в скоплении
Персея, в которых найдена заметная сплюснутость.
Кроме того, ни одна из современных теорий не
предсказывает сколько-нибудь заметного вращения скоплений
галактик, и поэтому есть все основания полагать, что и
другие скопления не вращаются.
Интересно, что во многих эллиптических галактиках
наблюдается аналогичное явление: как правило, они
вращаются слишком медленно, чтобы можно было бы
объяснить сплюснутость этим вращением.
Сплюснутость скоплений галактик, не связанная с их
вращением (такая ситуация невозможна в земных
условиях: сплюснутая газовая система должна вращаться,,
чтобы сохранить свою форму), приводит к весьма
жестким ограничениям в теориях происхождения скоплений.
Дело в том, что анизотропия скоплений может
появиться только в том случае, если, во-первых, конфигурация,,
предшествовавшая скоплению, обладала значительной
сплюснутостью (в ходе эволюции эллиптичность
уменьшается) и, во-вторых, если галактики образовались не-
позже самого скопления. Этим требованиям
удовлетворяют не все выдвигаемые теории. В упоминавшейся
ранее энтропийной теории галактики образуются
существенно раньше скоплений, но, как показали
многочисленные расчеты, образующиеся скопления все же обладают
практически сферической формой.
ПРОБЛЕМА СКРЫТОЙ МАССЫ
Сегрегация масс в скоплениях. Вопрос о
распределении галактик различной светимости в скоплениях
интересен прежде всего с точки зрения влияния
гравитационных парных взаимодействий галактик на эволюцию
всего скопления в целом. Парные взаимодействия, или,
как их иногда называют, парные столкновения,
происходят при тесном сближении двух галдктик, когда сила
их взаимного притяжения становится сравнимой с
силой, действующей на каждую галактику со стороны
всего скопления. В этом случае траектории движения
галактик существенно изменяются, галактики,
обмениваясь друг с другом механической энергией, ускоряются.
Таким образом происходит выравнивание кинетических
энергий движущихся галактик, так называемый процесс
парной релаксации. Если бы этот процесс происходил
за

р, скоплениях достаточно долго и эффективно, то pacs
пределение галактик по энергиям, или, что то же самое,
по скоростям движения, приблизилось бы к
стационарному распределению.
Процесс парной релаксации приводит к тому, что
скорость движения массивных галактик уменьшается, а
маломассивных — увеличивается. Но от скорости
движения галактик зависит их положение в скоплении: чем
больше скорость галактики, гем дальше она может
улетать от центра скопления. Поэтому в случае, если
парная релаксация в скоплении протекает достаточно
интенсивно, более массивные и яркие галактики со
временем должны оказаться в центре скопления, а менее
массивные, слабосветящиеся галактики в среднем
расположатся дальше от центра. Этот эффект называется
сегрегацией (разделением) галактик по массам, или,
короче, сегрегацией масс в скоплениях.
Темп парной релаксации зависит от массы
галактики, скорости их движения и их полного числа в скопде-
нии. Последние две величины изменяются
сравнительно легко, но первая известна с большой
неопределенностью. В недалеком прошлом исследователи скоплений
галактик надеялись обнаружить явление сегрегации
масс и на основе этого оценить темп парной релаксации
в скоплениях. А это, по мнению ученых, позволило, бы
определить массы галактик. Однако теперь выяснилось,
что даже если обнаружится пространственное
разделение ярких и слабых галактик в скоплении, объяснение
этого явления может быть неоднозначным, поскольку
такая сегрегация могла бы возникнуть и при
формировании протоскопления, в центре которого в самом
начале образовались более массивные галактики, чем на
периферии. Например, к такому явлению, согласно
расчетам Н. Руса и С. Нормана, могли бы привести
неупругие столкновения (слипания) галактик на ранних
стадиях образования скопления, поскольку .в центре
скопления процесс слипания идет более интенсивно и
приводит к образованию более крупных галактик.
К сожалению, имеющиеся сведения о сегрегации в
скоплениях часто противоречат друг другу. Так,
Ф. Цвикки в 1957 г. обнаружил, что в скоплении Волос
Вероники центральная часть населена яркими
галактиками, а слабые галактики расположены вдали от цеит-
34

pa. Через четыре года Т. Нунан, анализируя данные
ф. Цвикки, пришел к выводу об отсутствии сегрегации;
Другим примером может служить скопление А2199,
очень похожее на скопление Волос Вероники: Г. Руд и
Дж. Састри нашли там сегрегацию, а Н. Бакал — нет.
Такие расхождения появляются отчасти из-за
объективных причин, например, из-за того, что в центре
скопления расположены галактики с другям цветом или
другим морфологическим типом, чем у галактик вдали от
центра.
Как же можно изучать сегрегацию?
Мы знаем, что определяемое число галактик в
скоплении зависит от предельной звездной величины,
если подсчитывать все галактики, которые ярче этой
величины (мы назвали эту зависимость функцией
светимости). Но точно таким же образом от предельной
звездной величины зависит и протяженность скопления
(радиус ядра или радиус всего скопления, т. е. вообще
любой радиус). Для того чтобы оценить величину
сегрегации, достаточно, например, сравнить размер
скопления, определенный по ярким галактикам, с размером,
найденным по всем галактикам до некоторой
предельной звездной величины.
Если принимать во внимание только те работы, в
которых сегрегация масс оценивается количественно, то
можно сделать следующий вывод. Сегрегация масс в
скоплениях если и существует, то проявляется лишь для
небольшого числа наиболее ярких галактик,
расположенных в центре. Причем радиус их распределения не
Солее чем на 20—30% меньше радиуса распределения
менее ярких .галактик.
Существуют и исключения из этого правила. В
1964 г. Ф. Цвикки и М. ХьЮхмасон обнаружили в
скоплении А194 значительные проявления парной
релаксации. Яркие галактики там обладали в несколько раз
меньшим разбросом скоростей,, чем слабые. Но
скопление А194 относится к сравнительно бедным
скоплениям — его масса в 20—30 раз меньше массы скопления
Волос Вероники. В Отличие от А194 в скоплении Волос
Вероники найдены лишь слабые следы сегрегации масс.
Гак, например, Эйбл, используя фотометрические
данные для 1500 галактик, пришел к выводу, что размер
скопления возрастает только на 10% при изменении пре-
35

дельной звездной величины с 15,6 до 18,Зт (яркость
галактик при этом уменьшается почти в 10 раз).
Отсутствие значительной сегрегации масс является
чрезвычайно важной особенностью строения богатых
скоплений галактик и служит источником многих
теоретических затруднений. Непреодолимые трудности
встречают, например, модели скоплений, в которых вся масса
распределяется между наблюдаемыми в этом скоплении
Талактиками. Расчеты показывают, что эти модели
способны объяснить наблюдаемое распределение плотности
галактик, но предсказываемая в них сильная сегрегация
масс противоречит наблюдениям.
Чтобы избежать этого противоречия, следует
предположить, что основная масса скопления находится в
виде маломассивных слабосветящихся и
многочисленных объектов (возможно, в виде звезд массой меньше
0,1 Мс или в виде массивных нейтрино). Только в этом
случае масса отдельных галактик будет в среднем не
слишком велика (меньше 1011—1012 Мс)У и сегрегация
не успеет развиться за космологическое время 1010 лёт.
Таким образом, вопрос о сегрегации масс в скоплениях
тесно связан с одной из самых острых и сложных
проблем современной астрофизики — с проблемой скрытой
массы.
Вириальный парадокс и скрытая масса. Еще в 1933г.
<t>. Цвикки обнаружил, необычный факт. Он пытался
оценить массу некоторых скоплений, причем применял
для этого два метода. Первый из них был простым и
заключался в суммировании масс всех галактик,
входящих в скопление. Второй метод основывался на так
называемой теореме вириала, которая в данном случае
гласит: в стационарном состоянии кинетическая
энергия скопления равна половине потенциальной. Если
известно, как распределены галактики в скоплении (от
этого зависит потенциальная энергия), а также скорости
галактик, определяющие кинетическую энергию, то
отсюда можно также найти массу всего скопления (эту
массу мы будем называть вирйальной).
Ф. Цвикки ожидал, что полученные с помощью
обоих методов массы будут равны, ведь у скопления одна
масса. Но оказалось, что оценки по двум методам
сильно различаются. Многие астрономы повторяли путь
Ф. Цвикки, причем использовали все более и более
точные данные для самых различных скоплений. Но вывод
36

оставался неизменным: вириальная масса в несколько
раз больше массы, определенной по галактикам. Почти
50 лет существует это нерешенное окончательно до сих
пор противоречие (его называют вириальным
парадоксом), что весьма удивительно, поскольку за это время
изменились очень многие наши представления о
строении скоплений.
Существование вириального парадокса можно
продемонстрировать на примере скопления Волос
Вероники. По современным данным, отношение вириальной
массы, т. е. массы, оцененной с помощью теоремы вириала,
к светимости равно для этого скопления 150 в
солнечных единицах (т. е. в единицах отношения массы к
светимости Солнца), что в 5 раз больше значения,
характерного для эллиптических и линзовидных галактик, из
которых в основном состоит скопление. В среднем же
для многих сколлений отношение вириальной массы
к светимости равно 200 в солнечных единицах. Таким
образом, суммарная масса всех галактик, входящая в
скопление, в 5—6 раз меньше вириальной массы.
В последние годы был развит еще один метод
определения массы скоплений, в котором, как и в методе,
основанном на применении теоремы вириала,
предполагается, что скопления стационарны, и используются
данные о скоростях галактик и о распределении галактик в
скоплении. В новом методе сначала делается оценка
плотности массы вещества в центре скопления, т. е. той
плотности, которая обеспечивается галактиками,
горячим газом и всеми теми пока невидимыми объектами,
которые, возможно, существуют в скоплении. Для этого
нужно знать только среднюю скорость галактик в
центре скопления и радиус ядра скопления, После того как
найдена плотность массы в центре скопления, можно
определить и массу всего скоггления, если применить
одну из моделей скопления.
Новый метод по сравнению с методом, основанным
на теореме вириала, дает возможности оценить массу
любой части скопления, что очень существенно,
поскольку скопления, вероятно, постепенно переходят во
внешних своих областях в сверхскопления, и, следовательно,
границы скопления в действительности могут быть
сильно размытыми. Кроме того, с помощью нового метода
можно исследовать распределение величины отношения
массы к светимости по всему скоплению. В случае скоп-
37

ления Волос Вероники отношение массы к светимости
почти не меняется при удалении от центра, где оно
равно 150—160 в солнечных единицах.
Оценки полной массы скопления, полученные с
помощью обоих «вириальных» методов оказываются
весьма близки друг к другу, что подтверждает вывод о
значительном различии вириальной массы и массы,
определяемой по светимостям галактик. Было сделано много
попыток объяснить вириальный парадокс, в частности
предполагая, что скопления нестационарны и что,
следовательно, теорема вириала к ним неприменима. Эта
точка зрения встречает ряд существенных трудностей.
Как отметил Дж. Эйбл, в таком случае вообще трудно
понять, почему скопления существуют, ведь они должны
были бы из-за своей нестационарности быстро
распасться. В самом деле, характерная скорость галактик в
скоплении равна около 1000 км/с, и, следовательно, зна-
чительназ часть скопления должна была бы разлететься
примерно за 109 лет, т. е. за значительно "меньшее время,,
чем возраст самих галактик.
Если же скопление стационарно, то необходимо
предположить, что основная его масса скрыта от
наблюдений. Поиски этой скрытой массы во многом
стимулировали исследования скоплений галактик. В скоплении
Волос Вероники, например, был обнаружен диффузный
свет в центральной области. Полная его светимость
оказалась невелика .— всего лишь 30% от суммарного
излучения скопления, и такая поправка уже была учтена
в приведенных выше оценках отношения массы к
светимости.
Интересно отметить, что распределение галактик и
распределение диффузного света практически
совпадают. Наиболее вероятным источником диффузного света
являются звезды. В частности, показатель цвета
диффузного света близок к показателю цвега, характерному
для обычных звезд. Вероятно, приливные силы и
столкновения галактик принудили эти звезды покинуть
внешние области галактик.
Безуспешными оказались попытки объяснить
скрытую массу большим количеством плотных массивных
облаков, состоящих из нейтрального водорода или из
ионизованного газа с температурами 105—107 К.
Проблема скрытой массы в скоплениях галактик,
возможно, тесно связана с аналогичной проблемой для
38

галактик и групп галактик. Если бы галактики были
окружены массивными протяженными коронами, то
суммарная масса галактик в скоплении была бы, вероятно,
близка к вириальной. Но если всю вириальную массу
о гнести за счет наблюдаемых в скоплении галактик, то,
как уже было отмечено выше, развилась бы
значительная сегрегация масс, противоречащая наблюдениям.
Кроме того, у большинства галактик в скоплении
протяженные гало, видимо, не могут существовать долго, так как
приливные силы и столкновения галактик должны
приводить их к разрушению еще на ранних стадиях
образования скоплений.
РЕНТГЕНОВСКОЕ ИЗЛУЧЕНИЕ СКОПЛЕНИЙ ГАЛАКТИК
В поисках решения вириального парадокса некоторые
■исследователи предположили, что скопления галактик
заполнены большим количеством очень горячего газа с
температурой порядка 108 К- Заметить такой газ можно
было бы только с помощью рентгеновских телескопов.
Но чтобы отличить точечный рентгеновский источник,
связанный, например, с ядром активной галактики, от
протяженного источника, связанного с горячим газом.в
скоплении, рентгеновский телескоп должен обладать
хорошим угловым разрешением и высокой
чувствительностью.
Впервые такое оборудование было установлено на
специализированном рентгеновском спутнике «Ухуру»,
запущенном в конце 1970 г. Аппаратура спутника,
имевшая угловое разрешение 0,5° в диапазоне энергий 1,2—
20 кэВ, позволила обнаружить, что известные
рентгеновские источники, связанные с галактиками М 87
(центральная галактика в скоплении Девы) и NGC 1275
(крупнейшая галактика скопления Персея), имеют, большую
протяженность, сравнимую с размером всего скопления.
Почти это же и ожидалось, но все же оставались
некоторые сомнения относительно происхождения
рентгеновского излучения.
Дело в том, что обе галактики являются мощными
радиоисточниками, у каждой из них даже есть второе
«имя»: М 87 — это Дева A, a NGG 1275 — Персей А.
Хорошо известно, что радиоизлучение в активных галак-
тиках имеет синхротронную природу, т. е. возникает ггри
39

движении релятивистских электронов в межзвездных
магнитных полях. Наличие этих быстрых электронов в
окрестности радиогалактик как раз и смущало
исследователей.
Вспомним, что космическое пространство заполнено
множеством квантов электромагнитного излучения:
звездным светом, тепловым инфракрасным излучением
и, самое важное, большим количеством квантов
реликтового излучения. Если же в космическом пространстве
движутся еще и релятивистские заряженные частицы (в
нашем случае — электроны), то мягкие кванты,
рассеиваясь на движущихся частицах, будут увеличивать
свою энергию и могут стать квантами рентгеновского
или даже гамма-излучения: этот процесс называется
обратным комптоновским рассеянием.
Возможность описанного процесса в окрестности
радиогалактик требовала осторожности при
интерпретации рентгеновского излучения скоплений галактик. Но
дальнейшие наблюдения подтвердили ожидания
астрофизиков. В 1971 г. было обнаружено диффузное
рентгеновское излучение,от богатого скопления Волос
Вероники, в котором нет доминирующего рентгеновского
источника, связанного с отдельной активной галактикой, а
излучение рождается во всем объеме скопления.
Дальнейшие спектральные наблюдения с помощью «Ухуру» и
других спутников убедительно показали, что в
скоплениях галактик мы имеем дело с тепловым излучением
прозрачной для излучения горячей плазмы.
С помощью аппаратуры «Ухуру» к 1972 г. было
открыто более 20 протяженных рентгеновских источников,
связанных со скоплениями галактик. Эти исследования
продолжались и с помощью других специализированных
спутников, последний из которых — брбитальная
обсерватория «Эйнштейн» — позволил получить детальные
изображения скоплений галактик в диапазоне энергий
0,1—4,5 кэВ с угловым разрешением до 2" (но чаще —
около Г). Вот основные результаты этих исследований.
Рентгеновская светимость скоплений галактик
составляет 2-Ю42—1045 эрг/с. Много это или мало?
Например, рентгеновская светимость нормальной крупной
галактики (подобно, нашей или Туманности Андромеды)
порядка 1039 эрг/с. Это означает, что суммарная
светимость галактик скопления (а их обычно около 1000) не
может объяснить наблюдаемое излучение скоплений в
40

рентгеновском диапазоне. Тем не менее встречаются
одиночные объекты, рентгеновская светимость которых
сравнима со светимостью скоплений: у некоторых
активных радиогалактик она достигает 1043 эрг/с, а у
квазаров даже 1046—1047 эрг/с.
Распределение энергии в рентгеновском спектре
скоплений соответствует тепловому излучению горячего газа
с температурой 2-Ю7—2-Ю8 К, причем чем выше
скорости галактик в скоплении, тем выше температура
рентгеновского излучения. Этот факт находит простое
объяснение: скорости галактик, элек?ронов и протонов
близки к первой космической скорости в скоплении, т. е.
к скорости, которую должен иметь любой объект, чтобы
устойчиво двигаться внутри скопления, не падая к его
центру и не вылетая за его пределы. Поэтому с ростом
массы скопления увеличивается как скорость галактик,
так и скорость движения частиц газа, т. е. его
температура. Одновременно это же объясняет, почему
температура газа порядка 108 К: газ с большей температурой
просто улетел бы из скопления, а с меньшей —
опустился бы в центр скопления.
Пространственное распределение горячего газа в
скоплениях в основном повторяет распределение
галактик, хотя не всегда в точности. В богатых правильных
скоплениях газ, как и галактики, распределен по
закону, представленному на рис. 3 (кривая 'Ф. Цвикки),
причем характерные параметры этого распределения
примерно такие же, как и полученные из подсчета числа
галактик на различных расстояниях от центра
скопления. Такова ситуация, например, в скоплении Волос
Вероники. Однако в некоторых скоплениях,
преимущественно в бедных, горячий газ распределен «менее
правильно»: он имеет клочковатую структуру, показывает
слабую концентрацию к центру скопления и в основном
сосредоточен вблизи нескольких крупных галактик.
Такова, например, ситуация в скоплении Девы, где
рентгеновское излучение сосредоточено вблизи крупных
галактик М84, М86, MS7, NGC4388 и NGC4488.
Полная масса горячего газа в скоплениях сравнима
с суммарной массой их галактик. Так, в скоплениях
Волос Вероники и Персея эти массы равны, а в скоплении
Девы масса газа в 10 раз меньше массы галактик.
Отсюда сразу видно, что горячий газ не является той
скрытой массой, которая нужна для объяснения вириального
41

парадокса в скоплениях, поскольку вириальная масса в
несколько раз превышает суммарную видимую массу,
галактик.
Какие же источники энергии поддерживают горячий
газ в скоплениях в нагретом состоянии?
Ими могут быть энергия ударных звуковых волн,
возникающих при движении галактик сквозь горячий газ,
а также энергия релятивистских частиц, излучаемых
некоторыми активными галактиками в скоплениях. Пока
трудно сказать, насколько эти механизмы нагрева
эффективны, да и вообще неясно, нуждается ли горячий
газ в постоянном источнике подогрева. Расчеты
показывают, что время остывания горячего газа для
большинства скоплений очень велико, часто больше возраста
Метагалактики. Поэтому, будучи когда-то один раз
нагретым, газ еще не успел бы охладиться даже при
полном отсутствии источников постоянного подогрева.
Причина первичного разогрева газа одно время
активно обсуждалась. В принципе есть два пути. Если
источник газа находится внутри скопления, то здесь же
должен быть и источник его разогрева. Но если газ
собрался в скоплении в результате своего падения из
межгалактического (точнее, из «межскопленческого»)
пространства, то никакой дополнительный источник
разогрева вообще не нужен, так как в тепловую энергию
должна перейти кинетическая энергия газа, падавшего
на скопление под действием их взаимного притяжения.
Ситуация прояснилась, когда был измерен
химический состав горячего газа в скоплениях. Напомним, что
первичный газ, из которого образовались скопления -и
еами галактики, практически не содержал тяжелых
элементов, а состоял по массе tfa 70% из водорода и на
30% из гелия. Более тяжелыми химическими
элементами газ обогатился уже позже, войдя в состав галактик,
где часть его «переварилась» в недрах звезд. Поэтому по
наличию или отсутствию в горячем газе химических
элементов тяжелее гелия можно определить, входил ли этот
газ в состав галактик или прибыл в скопление извне..
Как оказалось, в рентгеновских спектрах многих
скоплений имеются линии излучения высокоионизован-
ного железа и некоторых других элементов. При этом
содержание железа по отношению к водороду оказалось,
примерно втрое меньшим, чем для Сол"нца, т. е.
близким к его содержанию у наиболее старых звезд галакти-
42

ческого диска. Это совпадение естественным образом
объясняется тем, что горячий межгалактический газ в
скоплениях, так же как и газ, из которого образовались
диски нашей и других спиральных галактик, является
продуктом жизнедеятельности звезд первого поколения,
образовавшихся сразу ж£ после обособления газовых
фрагментов (протогалактик) в космологической среде.
Звезды первого поколения и сейчас входят в состав
эллиптических галактик и сферических составляющих
спиральных галактик.
Обогащение первичного водородо-гелиевого газа
тяжелыми элементами происходило, по-видимому, в
результате взрывов некоторых звезд первого поколения как
сверхновых. При этом газ не только обогащался
тяжелыми элементами, но часть его нагревалась до
температур 10G—107 К и могла покинуть родительскую
галактику. Совместное действия многих взрывов сверхновых в
течение первых миллиардов лет эволюции галактик
могло привести к своеобразному явлению —
галактическому ветру (аналогу звездного ветра), когда горячий газ
с большой скоростью покидает родительскую галактику.
Расчеты показывают, что таким образом галактики
могли в начале своей эволюции потерять массу газа,
сравнимую с их теперешней полной массой. В
дальнейшем этот процесс должен бы был ослабевать, но,
видимо, еще не полностью прекратился даже в наше
время. Есть свидетельства^ что из некоторых галактик и
сейчас «дует» горячий ветер, хотя, по-видимому,
большая его часть, охлаждаясь, вновь падает на
родительскую галактику в виде отдельных газовых облаков.
После завершения ранней фазы эволюции галактик в
скоплении, когда они быстро потеряли много газа,
начался период медленного обмена массой между
галактиками и межгалактическим пространством скоплений. С
одной стороны, галактики продолжали терять газ в
результате взаимных столкновений, а также, возможно,
под действием напора межгалактического газа (ведь
галактика в скоплении движется по отношению к газу со
скоростью порядка 1000 км/с). Результатом этих
процессов стало почти полное отсутствие богатых газом
галактик в плотных центральных частях скоплений.
Постоянное обогащение скоплений горячим газом
подтверждается также и тем, что рентгеновская светимость
43

очень далеких скоплений (а мы их видим такими,
какими они были в далеком прошлом) в несколько раз
меньше светимости таких же скоплений, находящихся
рядом с нами (и наблюдаемых нами практически без
запаздывания во времени, т. е. такими же, каковы они
сегодня).
Однако, с другой стороны, наряду с притоком
горячего газа в некоторых скоплениях галактик
(преимущественно бедных) существует и его отток, поскольку в
центральных частях этих скоплений время охлаждения
газа меньше космологического. Охлаждаясь, газ
опускается к самому центру скопления и образует
своеобразную корону вокруг массивной галактики, которая, как
правило, там находится. Такова ситуация в скоплении
Девы, где вокруг галактики М 87 обнаружена корона
из сравнительно холодного газа с температурой 3- 107 К.
Этот же процесс, по-видимому, привел к образованию
вокруг галактики NGC 1275, находящейся в центре
скопления Персея, множества газовых волокон, делающих
ее внешне похожей на известную Крабовидную
туманность.
Разговор о горячем газе вокруг отдельных галактик
заставляет нас на некоторое время вернуться к
проблеме скрытой массы. Обнаруженная вокруг галактики
М 87 газовая корона сама по себе достаточно массивна
(порядка 1012 Afc) и имеет полную рентгеновскую
светимость 2-Ю43 эрг/с. Но для того чтобы удержать эту
горячую корону, простирающуюся на сотни килопарсек
от центра галактики, М 87 должна обладать полной
массой около 10м Мс.
По распределению горячего газа, которое известно
из рентгеновских наблюдений, можно даже определить,
как распределена эта гигантская невидимая масса в
пространстве. Как оказалось, она образует вокруг
галактики протяженную корону радиусом около 800 кпс,
плотность массы вещества в которой уменьшается
пропорционально квадрату расстояния от центра галактики.
Любопытно, что если бы это вещество было светящимся, то
видимый диаметр галактики М 87 на небе в 9 раз
превосходил бы диаметр полной Луны. Таким образом,
рентгеновские наблюдения дают указания на то, что по
крайней мере часть скрытой массы скоплений связана с
отдельными гигантскими галактиками, такими, как М87.
44

Но какова природа темного вещества короны этой и
других галактик — пока не ясно.
Мы не рассматривали здесь подробно ни механизмы
нагрева и остывания горячего газа в скоплении, ни
детали его взаимодействия с галактиками, ни
всевозможные варианты его происхождения. Для темы нашей
брошюры горячий межгалактический газ важен прежде
всего как индикатор распределения массы в скоплениях.
Дело в том, что подсчеты числа галактик в направлении
скопления часто бывают искажены неоднородностями
поглощения света в межзвездной среде нашей
Галактики, а также наложением галактик переднего и заднего
фона, которые не удается отсеять, пока не измерены, их
лучевые скорости. К тому же в телескоп видны лишь
наиболее крупные галактики, пространственное
распределение которых может и не совпадать с
распределением полной массы скопления.
Другое дело — горячий межгалактический газ. Он
распределяется в скоплении в точном соответствии с
распределением гравитационного потенциала, т. е. он
чувствителен к наличию любых масс в скоплении
независимо от их природы. Поэтому рентгеновское
изображение скопления, дающее представление о
распределении в Ием горячего газа, может служить своеобразной
визитной карточкой, на которой отмечены основные
динамические характеристики скопления (здесь уместно
напомнить о роли рентгеновских фотографий в
медицине и промышленности).
Мы уже отмечали, что все рентгеновские
изображения скоплений можно упорядочить по одному важному
параметру — степени концентрации рентгеновского
излучений к центру скопления. На одном конце этой
последовательности находятся скопление Волос Вероники
и ему подобные, которые имеют следующие основные
характеристики:
а) в них мало спиральных галактик, а в основном
имеются эллиптические и линзовидные, часто в центре
скопления находятся одна или две cD-галактики;
б) распределение галактик и горячего газа гладкое,
регулярное с сильной концентрацией к центру
скопления;
в) существует высокая пространственная плотность
галактик в ядре скопления;
г) рентгеновское излучение связано с диффузной
45

межгалактической средой и не сосредоточено вблизи
отдельных галактик.
Все эти особенности свидетельствуют о том, что
подобные скопления являются динамически старыми,
развитыми. Процессы релаксации в них успели сгладить
все мелкие неоднородности плотности массы,
разрушили малые подгруппы галактик и их протяженные
короны, увеличили степень концентрации галактик к центру
скопления.
На другом конце описанной последовательности
находятся скопления Девы и Геркулеса и им подобные со
следующими характеристиками:
а) доля спиральных галактик значительна;
б) нет ярко выраженного центра, структура
скопления клочковата;
в) пространственная плотности галактик в центре.,
скопления невелика;
г) рентгеновское излучение в основном связано с
отдельными галактиками.
Эти особенности говорят о том, что взаимные
столкновения между галактиками в таких скоплениях
происходят редко и наиболее массивные из галактик
сохранили свои протяженные короны с горячим газом.
Таким образом, рентгеновская астрономия, только
родившись, дала нам много новой информации о
структуре скоплений галактик и. вплотную поставила вопрос
об их происхождении и эволюции.
ФОРМИРОВАНИЕ СКОПЛЕНИЙ ГАЛАКТИК
Как уже говорилось, существует несколько гипотез,
с помощью которых пытаются объяснить образование
скоплений галактик. Иногда предполагается, что
скопление образовалось из огромного газового облака.
Тогда структура скопления, возникающего из этого облака,
должна была бы определяться сложными процессами
излучения и фрагментации. Однако если такое облако
не вращается (а скопления не вращаются), то оно
должно приобрести понта сферическую форму.
Следовательно, в рамках этой схемы невозможно объяснить тот
факт, что скопления имеют сплюснутую фор№у, но не
вращаются. Кроме того, в случае стационарного прото-
скопления облако должно было бы иметь очень
высокую температуру (порядка 108 К) и просто не. успело бы
46

охладиться и -фРагментиРовать за космологически
приемлемое время.
Следовательно, необходимо предположить, что с
самого начала в протоскоплении существовало большое
количество плотных холодных облаков газа. Но при
этом исчезает и сама картина единого газового облака.
Протоскопление уже представляется в виде системы,
состоящей из большого количества облаков, которые
двигаются в коллективном поле тяжести.
Видимо, более верной является точка зрения,
согласно которой процесс образования скопления можно
представить в виде двух стадий. Причем это разделение на
стадии присутствует как в энтропийной, так и в
адиабатической теориях. Конечно, и здесь есть различия
между теориями, но их значительно меньше, чем
совпадений. Для первой стадии, стадии образования галактик,
характерно присутствие большого числа газозвездных
облаков массой 105—10s Mc> которые движутся с
хаотическими скоростями и часто сталкиваются друг с
другом. В результате столкновений облаков, которые
происходят со- сверхзвуковыми скоростями, в них
образуются ударные волны, распространяющиеся от места
соприкосновения в глубь облаков.
Появление ударных волн приводит к сжатию газа и
его охлаждению из-за потери энергии системой в виде
излучения, а это, в- свою очередь, усиливает процесс
звездообразования. Но в случае, когда скорость
столкновения облаков слишком велика,, из них может быстро
«испариться» газ. Процесс звездообразования, вероятно,
еще более ускоряется, если газ в облаках распределен
неоднородно. При этом сгустки газа, которые раньше
находились на границе * гравитационной неустойчивости,
сдавливаются горячим газом, нагретым в ударной
волне, и начинают сжиматься под действием собственной
силы тяжести.
В результате многократных слияний масса
газозвездного облака с течением времени нарастает, и по мере
исчерпания газа в ходе звездообразования все более
прорисовываются черты обыкновенной галактики. С
ростом средней массы облаков уменьшается их
концентрация в протоскоплении, увеличивается среднее время
между столкновениями, и через некоторое время
образовавшиеся молодые галактики получают возможность
двигаться почти свободно.
47

Следует отметить, что стадия столкновений,
вероятно, длится довольно долго — 1—3 млрд. лет, и поэтому
газ в облаках мог перейти в звезды задолго до
окончания этой стадии. Столкновения могли происходить уже
между отдельными звездными облаками, и поэтому
•структуру конечного состояния (т. е. галактики)
должны были бы определять процессы быстрой релаксации.
Относительная скорость столкновений на этом этапе
еще мала, и, как показывают расчеты, звездные облака
должны сливаться и образовывать единое облако.
Таким образом, на первой стадии скопление,
по-видимому, представляло собой систему газозвездных
облаков, которые сталкивались и слипались друг с
другом. Динамика же такой системы определялась в
основном быстрой релаксацией. Вторая стадия образования
скопления (собственно стадия образования структуры
скопления) начиналась с того момента, когда прото-
скопление становилось доступным для свободного
движения галактик и последние стали падать к центру
скопления.
Столкновения галактик на второй стадии если и
происходили, то только с большими скоростями, а такие
столкновения между галактиками, в которых в это
время мало газа, не только не приводят к слипанию, но
практически даже не изменяют их поступательного
движения: галактики как бы проходят друг через друга,
почти не замечал этого. Следовательно, и вторая стадия
образования скопления связана с быстрой релаксацией.
Описанная схема образования галактик в
скоплениях и самих скоплений, разумеется, весьма условна, и,
кроме того, многие детали этой схемы исследованы
недостаточно полно. Однако в ее рамках удается
объяснить многие особенности строения богатых скоплений
галактик и эллиптических галактик. Так, в работе
Дж. Силка (1979 г.) исследовалась эволюция функции
светимости в скоплениях по мере слипания галактик на
первой стадии и приведен ряд аргументов в пользу того,
что возникающая функция светимости может быть
близка к наблюдаемой. Предложенная схема позволяет
также объяснить присутствие в скоплениях горячего газа,
богатого железом, и наблюдаемое увеличение
содержания тяжелых элементов в галактика* с ростом их
светимости.
Картина образования галактик в результате много-
4-8

кратных слияний газозвездных облаков с последующим
окучиванием галактик в скопление закономерно
возникает в адиабатической теории образования галактик.
Согласно этой теории рост вначале малых возмущений
приводит к появлению сильно сплюснутых
конфигураций типа «блинов». Все вещество, вошедшее в «блин»,
делится на две фазы: холодную (Т ^ 104 К) и горячую
(Т ~ 106 К). Холодная фаза представлена плотными
облаками массами 106—108 Afc, которые образовались
вследствие сначала тепловой, а потОхМ и гравитационной
неустойчивостей. Такой «блин», в котором «плавают»
холодные облака газа, сам подвержен гравитационной
неустойчивости: облака собираются в комплексы
массами 109—1012 Мс и размерами 50—250 кпс. Галактики
согласно теории «блинов» образуются в ходе скучива-
ния и слияния отдельных холодных облаков газа, часть
которого может перейти в звезды еще до появления
галактик.
После того как концентрация облаков в скоплении
уменьшилась и образовавшиеся галактики стали
двигаться свободно в скоплении, начинает проявляться
общее движение галактик к центру «блина». Следует
отметить, что темп образования галактик не одинаков в
разных частях «блина». В центральной части, где
плотность выше, галактики формируются раньше и,
следовательно, раньше начинают смещаться к центру. Поэтому
нет четкого разделения на описанные выше две стадии:
в то время как в центре «блина» уже появилось ядро
будущего скопления, на периферии еще только
зарождаются облака холодного газа.
Таким образом, точки зрения энтропийной и
адиабатической теорий на проблему образования галактик и
скоплений галактик во многом совпадают, но не
полностью. Вращение спиральных галактик, форма
скоплений, происхождение горячего газа в скоплениях — все
это объясняется теориями различным Ьбразом. Более
значительное расхождение имеется в вопросе о
происхождении сверхскоплений.
СВЕРХСКОПЛЕНИЯ — ЯЧЕИСТАЯ СТРУКТУРА ВСЕЛЕННОЙ
Сверхскопления и скопления скоплений. Пожалуй,
трудно найти в современной астрономии такой класс
49

объектов, открытие которого было бы столь же долгим
и трудным, как открытие сверхскоплений. Например,
то, что мы сегодня называем Локальным
сверхскоплением, было обнаружено еще Дж. Гершелем в середине
прошлого века. Но потребовалось более ста лет, чтобы
получить убедительное доказательство существования
этого сверхскопления и сколько-нибудь надежную
информацию о его строении.
Долгое время сам термин «сверхскопление»
употреблялся в другом смысле, чем сейчас. Еще в 1971 г.
известный американский астроном П. Пиблс писал:
«...анализ не исключает возможности существования
сверхскоплений, но Лишь ограничивает ее, так что только
10% богатых скоплений концентрируются в
гипотетические сверхскопления, состоящие из 10 членов каждое».
Очевидно, что П. Пиблс, употребляя слово
«сверхскопление», имел в виду скопление скоплений галактик, т. е.
«скопление второго порядка».
Вопрос о существовании скоплений второго порядка
долгое время обсуждался в научной литературе, но, как
отмечает тот же П. Пиблс, решен в целом
отрицательно. Например, по данным ipynnbi, руководимой И. Д.
Караченцевым, типичные размеры скоплений скоплений
равны 20—30 Мпс, а число входяШих в них скоплений,
составляет в среднем всего 2—3. Но обычно скопления
редко входят в пары или триплеты (в отличие от самих
галактик), а в большие системы и того реже.
Сверхскопления в том смысле, который все чаще
придается этому термину в последние годы, — это
огромные системы размерами 50—150 Мпс, состоящие из
нескольких богатых скоплений, многих мелких групп и
одиночных галактик. Наиболее примечательной чертой
сверхскоплений является их форма: все они либо
сильно сплюснуты (например, Локальное сверхскопление),
либо сильно вытянуты, напоминая по форме цепочки
(сверхскопление Персея).
Число обнаруженных сверхскоплений пока
невелико — не больше десяти, но уже того, что известно,
достаточно, чтобы сделать много интересных выводов.
Рассмотрим несколько примеров сверхскоплений.
Локальное сверхскопление. Давно было замечено,
что небо в Северном полушарии (особенно в области
созвездий Девы, Волос Вероники и Большой
Медведицы) богаче галактиками, чем противоположное Южное
50

полушарие. Из ранних работ по выявлению природы
этой особенности отметим работы шведских астрономов
К. Лундмарка и его учеников Е. Холмберга и А.
Рейна, в' 1937 г. в работе Е. Холмберга «Изучение двойных
и кратных галактик» говорится о существовании
большого метагалактического облака: «Наша собственная
Галактика расположена где-то вдали от его центра.
Плотность в центре облака, вероятно, в восемь раз
больше плотности вне облака».
Через несколько лет А. Рейц, исследуя
распределение более 4000 галактик в области уже галактического
северного полюса, гакже обнаружил высокую
пространственную плотность галактик на небольшом расстоянии
от нашей Галактики: «...вследствие большого количества
метагалактических скоплений... Кажется вероятным, что
вместе они образуют метагалактическое сверхскопление
или облако».
Но в то время хорошо установленными фактами
были скученность и крупномасштабные флуктуации в
распределении галактик (существенный вклад в выяснение
этого вопроса внесли X. Шепли и группа его
сотрудников из Гарварда). Поэтому обнаружение большой
области с повышенной плотностью галактик недалеко от
Галактики (10—20 Мпс) не было особенно удивительным.
Одним из наиболее ревностных сторонников
гипотезы Локального сверхскопления является Дж. Вокулер^
который начал исследования сверхскопления в 1951 —
1952 гг. Изучая распределение 1250 ярких галактик
каталога X. Шепли и А. Эймс, он заметил сильную
концентрацию галактик к большому кругу,
расположенному почти перпендикулярно плоскости нашей Галактики.
В 1960 г., вспоминая то время, он писал: «Мне казалось
довольно очевидным, что, если только не невероятно
случайное столкновение собрало вместе, почти в одну
плоскость, множество отдельных скоплений и облаков
галактик, это явление указывает на существование
большой сплюснутой сверхсистемы галактик, внутри которой
расположена наша Галактика, причем довольно далеко
от центра».
Распределение по небу галактик каталога X. Шепли
и А. Эймс представлено на рис. 4. На этом рисунке
заштрихованные области представляют собой зоны
«избегания» галактик (из-за поглощения в нашей Галактике
здесь галактики не видны). Отчетливо видна концейтра-
51

ция галактик к линии, проходящей почти вертикально;
в пространстве это плоскость, перпендикулярная
плоскости нашей Галактики. Такая концентрация является
проявлением огромного сверхскопления галактик, центр
которого находится в скоплении Девы (оно обведено
небольшим кружком на рисунке).
Попробуем определить характерные размеры
Локального сверхскопления. Для того чтобы оценить его
толщину, рассмотрим, как быстро уменьшается число
галактик при удалении от плоскости сверхскопления
Рис. 4. Распределение на небе галактик каталога Шепли—Эймс.
Каждая точка на рисунке соответствует одной галактике, экватор
кашей галактики представлен большой окружностью (цифры —
значения галактической долготы). Области «избегания» галактик
заштрихованы. Скопление Девы обведено маленьким кружком.
Отчетливо видна концентрация точек к линии, проходящей через
центр скопления Девы
52

/Vi
90
рис. 5. Распределение
галактик каталога Шеплй*—Эймс по у0
ссверхскопленческой» широте
(ось абсцисс), т. е.
перпендикулярно плоскости Локального ьи
сверхскоплеиия. Высокий
максимум при «сверхскопленче- 30
ской» широте, равной нулю,
свидетельствует о сильной кон- ю
центрации галактик к плоско- 0
сти Локального сверхскопления ,60° .30° о° +30° +60"в
{рис. 5). Максимальная концентрация галактик
наблюдается в экваториальной плоскости сверхскопления, а
при удалении от нее уже на 10° (это соответствует ЗМпс
на расстоянии скопления Девы) концентрация
уменьшается в 5—10 раз. Это означает, что толщина
сверхскопления составляет примерно 2—3 Мпс.
Диаметр Локального сверхскопления оценить
несколько труднее, так как до сих пор исследована лишь
та его область, которая расположена между нашей
Галактикой и скоплением Девы. Есть основания полагать,
что Локальное сверхскопление простирается и по ту
сторону скопления Девы. В то же время в
противоположном направлении плотность галактик в сверхскоплении
быстро уменьшается. Следовательно, можно сказать,
что наша Галактика находится почти на самом краю
Локального сверхскопления, а его радус немногим
больше расстояния от Галактики до скопления Девы —
20—30 Мпс.
Таким образом, очень приближенно Локальное
сверхскопление можно представить в виде сильно
сплюснутого неправильного эллипсоида с отношением осей 1 : 10.
Галактики распределены внутри этого эллипсоида очень
неравномерно, и, в частности, существуют огромные
области пространства, почти лишенные галактик. Кроме
того, 70—80% галактик сверхскопления объединены в
мелкие группы по 5—10 членов в каждой. Примером
такой группы является Местная группа, в которую входят
наша Галактика, Туманность Андромеды, Магеллановы
Облака и некоторые другие близкие к нам галактики.
В отличие от богатых скоплений, в которых
большинство галактик эллиптические и линзовидные, Локальное
53

сверхскопление состоит преимущественно из спиральных
галактик.
Долгое время обсуждался- вопрос о вращении
Локального сверхскопления, на что указывала его очень
сплюснутая форма. Однако проведенный анализ данных
наблюдений показал, что сверхскопление не вращается
как целое, а расширяется вдоль экваториальной
плоскости. Заметны также небольшие хаотические движения
галактик со скоростями 50—100 км/с. Расширение
Локального сверхскопления является проявлением общей
особенности всех сверхскоплений — их
нестационарности.
Поэтому сверхскопления со временем могут сильно
изменять свою форму, но происходить это должно очень
медленно с характерным временем в несколько
миллиардов лет.
Локальное сверхскопление долгие годы оставалось
единственным обнаруженным сверхскоплением. Это
служило причиной того, что многие астрономы не
верили в реальность существования сверхскоплений. Лишь в
последние несколько лет удалось открыть другие
сверхскопления.
Сверхскопления Персея и Волос Вероники. В 1978 г.
С. Грегори и Л. Томпсон изучили пространственное
распределение галактик в направлении созвездия Волос
Вероники. На рис. 6 хорошо видно, что два крупных
скопления — Волос Вероники и А 1367 — и несколько
скоплений меньшего размера объединены неким
подобием моста из галактик в одну гигантскую систему
размером около 100 Мпс.
Странная форма скоплений, вытянутых на рисунке в
направлении нашей Галактики, связана с тем, что у
исследователей не было способа определить расстояние до
галактик иначе, чем измерив их лучевые скорости и
воспользовавшись законом Хаббла. Однако к скоростям,
связанным с общим расширением Метагалактики, в
крупных скоплениях прибавляются пекулярные скорости
галактик, что и приводит при подстановке их в закон
Хаббла к кажущемуся явлению большей протяженности
скопления вдоль луча зрения. Между нами и
сверхскоплением Волос Вероники — А 1367 пространство
сравнительно бедно галактиками и совершенно лишено крупных
скоплений.
Большой вклад в изучение сверхскоплений внесла
54

группа эстонских астрономов (Я. Эйнасто, М. Иыэвээр,
А. Саар и др.)> которые исследовали область в
созвездии Персея (рис. 7) и обнаружили гигантское
сверхскопление, занимающее на небе область размером
45X35° (или 80x60 Мпс). Оно удалено от нас на
100 Мпс и имеет лучевую скорость 5000 км/с. На
Прямое Восхождение
13h00m 12h30m J2h00'
Рис. 6. Расположение галактик (обозначены точками) в области
сверхскоплеиия Волос Вероники — А1367. Расстояние до галактик,
оцененное по их красному смещению, т. е. «хаббловской» скорости,
отлажено по боковым ося#, а прямое восхождение — по верхней
оси. Скопление Волос Вероники (Coma) находится в левой верхней
части рисунка (обведено большим овалом). Пунктиром обозначен
гигантский «мост» из галактик, соединяющий скопления Волос
Вероники и А1367. Обведены также мелкие скопления и группы
галактик, которые в основном расположены к нам ближе, чем
сверхскопление
55

I I I 1 1 1 1
4* 3h 2* 1h Oh 23* 22*-
Рис. 7. Распределение на небе ярких (а) и слабых (б) галактик в
районе сверхскопления Персея. По горизонтальной оси отложено
прямое восхождение (а), а по вертикальной оси — склонение (6)
галактик. Порою две или несколько галактик расположены очень
близко друг к- другу; эти места помечены различными значками,
соответствующими определенному количеству галактик. Скопление
галактик расположено в точке с координатами а = 3Ли 6 = 42°. От
этого скопления тянется одна цепочка галактик в точку с
координатами а = 23,5 h и б = 25°, а другая — в точку с координатами
а =* 1,5 h и б — 0°, где расположено скопление А 194
56

Рис. 8. Один из примеров (в трех проекциях) сверхскопленнй,
образующихся в теоретических расчетах, основанных на
адиабатической теории. Для создания эффекта объемности сфера вместе с
входящими в нее галактиками (1100 галактик, обозначенных
точками, внутри сферы радиусом 30 Мпс) была два раза повернута на
45° вокруг оси, указанной значком «+». Внутри сферы
расположены два богатых скопления, которые хорошо видны на левой части
рисунка. Эти скопления соединены «мостом» — сверхскоплением,
идущим из нижнего скопления вверх и вправо на правой части
рисунка
рис. 7,а нанесено распределение на небесной сфере
ярких галактик в области сверхскопления Персея, а на
рис. 7,6 — распределение более слабых галактик в этой
же области. Самая плотная часть сверхскопления
тянется цепочкой из верхнего левого угла к середине
рисунка.
Тот факт, что более слабые галактики, в общем,
повторяют распределение ярких, свидетельствует о том, что
они лежат на том же расстоянии от нас и входят в ту
же структуру сверхскопления Персея, что и яркие
галактики, а не являются более удаленными галактиками
заднего фона. По-видимому, позади сверхскопления
Персея пространственная плотность галактик очень мала,
иначе бы они замыли картину распределения слабых
галактик на рис. 7,6.
Исследования эстонских астрономов в этой и других
областях неба показали, что распределение галактик и
их скоплений в пространстве напоминает ячейки (их
иногда сравнивают с мыльной пеной или с пустыми
пчелиными сотами). Как уже говорилось ранее, галактики
и скопления галактик концентрируются к стенкам ячеек,
тогда как внутри ячеек пространственная плотность
галактик очень низка (диаметры таких ячеек около 50 —
150 Мпс). Богатые скопления галактик концентрируют-
57

ся к ребрам ячеек и образуют цепочки, причем самые
богатые скопления лежат в узлах этой структуры, т. с,
в местах пересечения ребер-цепочек.
Здесь и в ребрах сосредоточены почти
исключительно эллиптические и линзовидные галактики, а также
радиогалактики и горячий межгалактический газ.
Отдельные ребра соединяются между собой плоскостями,
образующими стенки ячеек. В них в основном
содержатся спиральные галактики. Исследователи считают, что
стенку ячейки с окружающими ее ребрами
целесообразно считать сзерхскоплением. Пространство внутри ячеек
почти не содержит галактик, объем ячеек колеблется от
2-104до2.106Мпс3.
Столь фантастическая структура Вселенной,
обнаруженная астрономами, неожиданно получила объяснение
со стороны теории гравитационной неустойчивости.
Расчеты, проведенные сотрудниками Я. Б. Зельдовича,
показали, что в рамках теории адиабатических
флуктуации крупномасштабное распределение галактик и их
скоплений должно иметь именно такой, ячеистый
характер (рис. 8).
Флуктуации реликтового излучения. Наблюдая
распределение галактик в пространстве, мы изучаем
структуру Метагалактики в наше время. А как было
распределено вещество в далеком прошлом? Ответить на этот
вопрос помогают наблюдения реликтового
электромагнитного излучения.
Дело в том, что в течение первого миллиона лет
после начала расширения Метагалактики вещество
было горячим, ионизованным и поэтому хорошо
взаимодействовало с излучением. После эпохи рекомбинации,
когда атомы охлаждающегося газа стали
нейтральными и перестали поглощать и излучать электромагнитные
кванты, реликтовое излучение свободно двигалось
сквозь космическое пространство.
Принимая это излучение, астрономы как бы видят
застывшую картину распределения горячего газа в тот
момент, когда он перестал взаимодействовать с излучением.
Таким образом, неоднородности в распределении
яркости реликтового излучения по небу могли бы
свидетельствовать о неоднородности в распределении
вещества в ту далекую эпоху. Очевидно, что такие
неоднородности должны существовать, так как галактики и их
скопления не могли образовываться из совершенно од-
58

породной среды. Правда, эти неоднородности вначале
могли быть очень малы, а к настоящему времени
значительно увеличиться под действием гравитации.
Однако наблюдения не обнаруживают даже
маленьких неоднородностей яркости реликтового излучения с
размерами, характерными для галактик и скоплений.
Сейчас точность, с которой установлено отсутствие
угловых флуктуации реликтового излучения, составляет
несколько тысячных долей процента. Если точность
наблюдений повысить в 3—4 раза, а флуктуации так и не
будут обнаружены, современной теории будет очень
трудно объяснить существование галактик и их
скоплений.
В нашей брошюре речь шла о распределении
материн в окружающем нас пространстве. Достойна
удивления та стремительность, с которой углубляются наши
знания в этой области. В ближайшие годы можно
ожидать здесь еще большего прогресса, так как вводятся в
строй все новые и новые крупные телескопы, создаются
орбитальные обсерватории.
Однако человек всегда стремится заглянуть чуть-
чуть дальше и глубже, чем это позволяют ему приборы.
И вот уже сегодня можно услышать научные споры не
только о распределении вещества и излучения в
космическом пространстве, но и о структуре самого
пространства-времени. В них идет речь о кривизне пространства-
времени, которая стала сегодня достоверной
реальностью, и о возможной сложной топологической структуре
Вселенной. Спорят об относительности понятий
«конечное» и «бесконечное» и о связи между свойствами
Вселенной и фактом существования на Земле человечества.
УГОЛОК ЛЮБИТЕЛЯ АСТРОНОМИИ
Это очередное приложение в первую очередь предназначено
любителям астрономии, которые желают самостоятельно
проводить астрономические наблюдения звездного неба. Редакция
получает немало писем с просьбой ответить, как стать настоящим
астрономом-любителем, какие именно объекты на небе следует
наблюдать с пользой для науки, где можно приобрести небольшой
телескоп или узнать, как его изготовить. Однако вряд ли имеет
смысл подробно отвечать на все эти вопросы на страницах
приложений, столь незначительных по объему. Да и стоит ли
повторяться, ведь существует много книг, в которых можно найти
подробные ответы на эти и другие вопросы любителей астрономии,
как начинающих, так и «профессионалов». В различных популяр-
59

ных журналах, таких, как «Земля и Вселенная», «Наука и жизнь»,
«Природа» и т. д., регулярно рассказывается о том, какие
планеты можно наблюдать в том или ином месяце, описываются
некоторые созвездия, видимые в это время, излагается история их
названий, обсуждаются интересные астрономические объекты в этих
созвездиях. И естественно, каждый желающий проводить
самостоятельные астрономические наблюдения должен постоянно
приобретать ежегодно выпускаемый издательством «Просвещение»
«Школьный астрономический календарь» или также ежегодно
выпускаемый Всесоюзным астрономо-геодезическим обществом
«Астрономический календарь». С учетом всего этого в подобных
приложениях для любителей астрономии следует, по-видимому,
ограничиться советами, касающимися не практической, а научной
стороны любительских наблюдений, в частности, постараться
описать, какие простейшие научные исследования любитель
астрономии сможет проводить самостоятельно. Вместе с тем, в таких
приложениях любитель астрономии сможет ознакомиться с
новинками научно-популярной литературы по интересующей его
тематике. Приложение к этому номеру посвящено в основном
наблюдениям и поискам комет, но вначале необходимо сделать ряд общих
замечаний.
В последние годы советская оптическая промышленность стала
выпускать недорогие и хорошие по качеству бинокуляры и
телескопы, которые любители астрономии с успехом могут
использовать для проведения простейших научных исследований. Однако
истинный астроном-любитель всегда мечтает собственноручно
изготовить телескоп, обладающий хотя бы чуть более высокими
качествами, чем у имеющихся в продаже. Сразу надо сказать, что
изготовление самодельного телескопа требует значительного
времени, усердия и вряд ли необходимо для тех, кто лишь
делает перые шаги на поприще астронома-любителя. И лишь тем кого
не пугают трудности и кто достаточно «насытился» наблюдениями
с помощью доступных инструментов, советуем обратиться к книге
М. С. Навашина «Телескоп астронома-любителя» (М., Наука, 1979)т
где они смогут найти необходимые советы. Кроме того, в ряде
номеров журнала «Земля и Вселенная» помещались описания
некоторых самодельных телескопов, которые в принципе по силам
изготовить каждому желающему. Однако, как уже говорилось,
для некоторых любительских научных изысканий достаточно иметь
инструменты, которые можно приобрести в магазинах наглядных
пособий Главучтехпрома или в магазинах фотопринадлежностей.
Среди них так называемые школьные телескопы: малый
рефрактор, менисковый телескоп и большой школьный рефрактор. Всем
им доступны объекты до 11-й звездной величины при достаточно
ясном небе, но последний инструмент выгодно отличается от
первых двух наличием приспособлений, специфичных для
«профессиональных» астрономических инструментов. В частности, при
наблюдениях в этот телескоп достаточно просто удерживать
исследуемый небесный объект в поле зрения инструмента. Кроме
того, он снабжен диафрагмой и специальным экраном для
наблюдений за Солнцем. Помимо этих инструментов в продаже также
бывают зрительные трубы ТЗК, ЗРТ-457, ЗРТ-400. Однако хотя
телескоп является главным инструментом «настоящего» астронома-
любителя, для первого знакомства с небом и его созвездиями
достаточно воспользоваться более простыми инструментами — приз-
60

менными биноклями. Кроме того, использование бинокуляров и
биноклей с самодельными штативами неоднократно приносило и
приносит успех при поисках и открытии новых комет, о чем сказана
дальше. Для этой «ловли комет» можно приобрести полевой
бинокль БП7Х50, бинокуляр БМТ-110 или бинокуляр «Асемби»
(ГДР), которые иногда бывают в магазинах. О том, как
наблюдения с биноклем сделать более эффективными, каждый может
узнать из (увы!) уже редкой книги М. Е. Набокова
«Астрономические наблюдения с биноклем» (М., Гостехиздат, 1948). И
наконец, не следует забывать, что каждый человек обладает довольно
совершенным инструментом для астрономических наблюдений, так
сказать, невооруженным человеческим глазом. И с его помощью
можно начать знакомство с созвездиями и даже открыть
комету или Новую звезду.
Для любого начинающего любителя астрономии знакомство со
звездным небом начинается с созвездий, неожиданных по
названию и крайне различных по занимаемой ими площади на небе.
Созвездия — это азбука астронома, хотя и при наблюдении и
исследовании той или иной звезды современный астроном пользуется
лишь ее небесными координатами, порою даже не интересуясь
названием созвездия, в котором находится данная звезда. Однако
именно с названиями созвездий связываются различные объекты
(скопления звезд, газовые туманности, рентгеновские источники,
галактики и т. д.), а кроме того, лишь уверенное знание
положений созвездий и входящих в них звезд и других объектов
позволяет обнаружить Новую звезду или комету. Всего на небе 88
созвездий, названия и границы которых окончательно были
утверждены в 1922 г. на Международном астрономическом съезде. Об
истории названий созвездий, о положении и «содержании» около
50 из них, которые доступны наблюдениям с территории
Советского Союза, подробно рассказывается в книге Ф. Ю. Зигеля
«Сокровища звездного неба» (М., Наука, 1980, 4-е изд). Определенный
интерес у любителей астрономии также должны вызвать книги
М. М. Дагаева «Наблюдения звездного неба» (М., Наука, 1979,
4-е изд.) и И. А. Климишина «Астрономия наших дней» (М.,
Наука, 1980, 2-е изд.). Экзотические названия созвездий и явное
несоответствие их «классических» схематических изображений этим
названиям могут вызвать некоторые затруднения у начинающего
любителя астрономии. С целью облегчить его «мучения» была в
свое время написана книга Г. Рея «Звезды» (М., Мир, 1969), но
можно лишь позавидовать тому счастливчику, которому удастся
приобрести эту довольно редкую книгу. Естественно, для более
углубленного знакомства со звездным небом, а тем более для
проведения различных научных изысканий и, в частности, при поисках
комет необходимо достать соответствующие звегздные атласы и
каталоги. На первых порах можно ограничиться пособиями А. Д.
Марленского «Учебный звездный атлас» (М., Просвещение, 1970),
А. А. Михайлова «Звездный атлас» (М., Наука, 1965), А. А.
Михайлова «Атлас звездного неба» (М., Наука, 1974), А. А.
Михайлова «Звездный атлас, содержащий для обоих полушарий
все звезды до 8,25 звездной величины» (М., Наука, 1969, 3-е изд.).
Заканчивая разговор о созвездиях, подчеркнем то особое
положение среди них, которое занимают 12 зодиакальных созвездий:
Близнецы, Весы, Водолей, Дева, Козерог, Лев, Овен, Рак, Рыбы,
Скорпион, Стрелец и Телец. Именно через эти созвездия проходит
61

так называемая линия эклиптики — видимый путь перемещения
Солица по небу за год, и поэтому такие планеты Солнечной
системы, как Венера, Марс, Юпитер и Сатурн, можно наблюдать
только в этих, созвездиях. Ведь годичное перемещение нашего
светила по небу отражает реальное орбитальное движение Земли
вокруг Солнца, а орбиты всех планет Солнечной системы лежат
примерно в одной плоскости. В заключение отметим, что, помимо
знания созвездий, астроному-любителю необходимо хорошо
ориентироваться и в существующих системах небесных координат,
которые также подробно описываются в упомянутых ранее
популярных книгах.
О том, как любительские наблюдения могут принести весомый
вклад в науку, наши читатели уже знают из брошюры П. В*
Щеглова «Солнечные затмения», в которой были даны
соответствующие инструкции для подобных наблюдений солнечного затмения
31 июля 1981 г. Простейшие научные изыскания любители
астрономии могут осуществить, наблюдая планеты, кометы, переменные
звезды, а также другие небесные объекты. Подробные советы по
наблюдению этих объектов содержатся в «классической» книге
П. Г. Куликовского «Справочник любителя астрономии» (М„
Наука, 1971), а также в книге В. П. Цесевича «Что и как наблюдать
на небе» (М., Наука, 1979, 5-е изд.). В последней книге немало
места уделено наблюдениям переменных звезд, которые этой
переменности доступны наблюдениям с помощью достаточно
скромных инструментов и вместе с тем несут важную информацию,
являясь наиболее интересными представителями звездного
населения неба. Более углубленному исследованию этих объектов будет
способствовать прочтение книги В. П. Цесевича «Переменные
звезды и их наблюдения» (М., Наука, 1980). Что же касается планет,
то здесь может возникнуть некоторое сомнение в эффективности
любительских наблюдений научного характера. Казалось бы, что
уж там астроному-любителю конкурировать с возможностями
космических аппаратов. Однако и наблюдения планет астрономами-
любителями могут послужить науке хорошую службу, о чем
подробно говорится в книге В. А. Бронштэна «Планеты и их
наблюдения» (М., Наука, 1979). Даже с помощью скромных
инструментов любители астрономии могли бы выполнить ряд полезных
научных исследований комет: оценить их блеск, длину и размеры
хвоста, зарисовать его структурные особенности и т. д. В этом
смысле неистощимый источник исследований ждет
астрономов-любителей в середине 80-х годов, поскольку 9 февраля 1986 г.
очередной раз вблизи Солнца пройдет комета Галлея — самая
знаменитая представительница этих крайне эффективных небесных
объектов. По-видимому, уже в 1984 г. она появится в поле зрения
крупнейших телескопов мира, и с этого момента начнется
обширная глобальная научная программа ее исследований, включающая
и запуски к ней космических аппаратов. Большую помощь в
осуществлении всей научной программы по наблюдению и
космическому зондированию кометы Галлея может оказать своими
наблюдениями и многочисленная армия любителей астрономии.
Естественно, по мере движения кометы Галлея к Солнцу будут
повсеместно публиковаться уточненные элементы ее орбиты и условия
видимости на небе в определенные промежутки времени. Однако
помимо исследований появляющихся на небе известных комет
любителям астрономии предоставляется широкое поле деятельно-
62

сти в области самостоятельных поисков новых комет, поскольку
астрономы-«профессионалы» явно не имеют на это времени. Да и
работа на всех телескопах различных обсерваторий буквально рас-
писана по минутам, и с этой точки зрения совершенно
недопустима трата времени на долгие и порою бесплодные поиски новых ко-
мет на обсерваториях. Этим и объясняется тот факт, что среди
новых долгопериодических комет, открытых в прошлом и настоящем
веке, на долю астрономов-любителей приходится соответственно
98% и 74%. Естественно, что при патрулировании ночного неба
астроном-любитель, занимающийся «охотой за кометами», вполне
может обнаружить и Новую звезду, и это действительно
неоднократно случалось.
За редким исключением «охота за кометами» может
продлиться немало лет и (увы!) порою безрезультатно. Так, например,
японский астроном-любитель Секи, открывший 6 новых комет,
начал их поиски в августе 1950 г. и лишь в октябре 1961 г. открыл
свою первую комету, затратив на «охоту» 993 ч чистого времени.
Литовский студент К. Т. Чернис провел у бинокуляра в сумме
808 ч, прежде чем ему удалось в соавторстве с другим студентом,
Й. 3. Петраускасом, открыть новую комету 31 июля 1980 г.
(последнюю пока комету, открытую в СССР). Около 6 лет (683 ч
ночного времени) заняли у англичанина Олкока поиски новой
кометы, прежде чем к нему пришел успех. Однако бывают и более
плодотворные поиски. Австралийский любитель астрономии Бред-
филд, открывший уже 11 новых комет, свою первую комету
«ждал» с 1 января 1971 г. по март 1972 г., затратив всего 260 ч
наблюдений. Астроном-любитель из Японии Икейя впервые
обнаружил свою первую комету, пронаблюдав около 135 ч (з течение
года). Наконец, случается и такое, что можно отнести лишь к
разряду везения. Именно это произошло с американцем Уитеккером и
японцем Мори. Первый из них обнаружил новую комету уже на
третью ночь, а второй открыл сразу две новые кометы в течение
часа. Независимо от усилий, затраченных на поиски комет, их
первооткрыватели получают славу поровну — их фамилии навечно
заносятся в название кометы. Причем в связи с успешной «ловлей»
новых комет в последние годы допускается до трех фамилий
первооткрывателей в названии каждой новой кометы. В СССР за
открытие каждой новой кометы ее советскому первооткрывателю
присуждается Золотая медаль «За обнаружение новых
астрономических объектов» Астросовета АН СССР. Начиная с 192J r, и по
1980 г. в СССР было обнаружено 17 новых комет, что составляет
всего 6,57о от общего числа новых комет, открытых за этот
промежуток времени в мире. Это, конечно,-очень и очень мало, если
учесть огромную территорию нашей страны, охватывающей* 10
часовых поясов. Гораздо более скромную территорию имеет Япония,
охватывающая всего лишь один часовой пояс, однако с начала
этого века японским «охотникам за кометами» удалось обнаружить
60 новых комет. Кроме того, весьма прискорбно, что среди
советских первооткрывателей комет лишь четверо являются
астрономами-любителями, да и то уже упоминавшиеся литовские студенты,
закончив вуз, станут вскоре астрономами-специалистами. Таким
образом, только С. Н. Юрлова и И. В. Ахмарова, открывших
новую комету в 1939 г., можно счита_ть астрономами-любителями, чьи
фамилии навечно занесены в название открытой ими кометы.
Тем, кто заинтересовался «охотой за кометами», следуем об-
63

ратиться к книге К. И. Чурюмова «Кометы и их наблюдения» (М.,
Наука, J$80), где подробно рассказывается о подобного рода
деятельности любителей астрономии. Во всяком случае, для
плодотворных поисков новых комет необходимо хорошо знать звездное
небо, причем не только расположение там звезд, а, что еще более
важно, и различные «постоянные» диффузные объекты типа
туманностей, звездных скоплений и галактик, за которые легко можно
принять «новую комету». Как уже говорилось, вооружение
«охотника за кометами» может составлять простой бинокуляр или
даже полевой бинокль на штативе, не раз приносившие успех
многим первооткрывателям комет. Поскольку комета становится более
яркой, приближаясь по своей орбите к Солнцу, то естественно, ее
легче заметить в утренние или вечерние часы, когда наблюдаются
наиболее близкие к Солнцу тела Солнечной системы. Большинство
открытых комет как раз и приходится на утренние и (чуть
меньше) вечерние часы. Правда, в предрассветные и аечерние часы
наблюдениям мешает сумеречный свет, и поэтому время для
плодотворных поисков новых комет составляет всего лишь немногие
часы за ночь. Если за эти часы вам повезло обнаружить
незнакомый диффузный объект, следует прежде всего удостовериться, что
он имеет кометную природу. Во-первых, нужно зафиксировать
положение объекта около звезд и оценить его передвижение по
небу, а еще лучше, определить примерную орбиту. Все это не так
просто сделать, и, конечно, здесь должна помочь упоминавшаяся
книга К. И. Чурюмова. В случае если астроном-любитель не в
состоянии определить орбиту и у него вообще нет под рукой
подробных звездных атласов и каталогов, он все равно должен
позвонить в ближайшую астрономическую обсерваторию и подробно
сообщить о своем открытии. Когда же кометная природа (по
хвосту и по движению) обнаруженного объекта не вызывает
сомнений, астроном-любитель немедленно должен телеграфировать о
своем открытии в Москву по адресу: Москва, В-234,
Университетский проспект, 13, ГАИШ или в Киев по адресу: Киев-53, Обсер-
ваторный переулок, 3, Группа комет. Ну что ж, осталось пожелать
скорейших успехов всем тем, кто решится заняться «охотой за
кометами».
Анатолий Алексеевич Клыпин, Владимир Георгиевич Сурдин
КРУПНОМАСШТАБНАЯ СТРУКТУРА ВСЕЛЕННОЙ
Гл. отраслевой редактор Л. А. Ерлыкин. Редактор Е. Ю. Ермаков,
Мл. редактор Г. И. Родкина. Обложка Л. П. Ромасенко. Худож.
редактор М. А Гусева. Техн. редактор Я. Б. Лбова. Корректор
Я. Д. Мелешкина.
ИБ № 4442
Сдано в набор 20.07.81 г. Подписано к печати 9.10.81 г. Т — 26977. Формат
бумаги 84Х108'/з2. Бумага № 3. Гарнитура литературная. Печать высокая
Усл. печ. л 3,36. Усл. кр.-отт. 3,465. Уч.-изд. л. 3,61. Тираж 28 470 экз. Заказ
1240. Цена 11 коп. Издательство «Знание». 101835, ГСП, Москва, Центр,
проезд Серова, д. 4. Индекс заказа 814210.
Типография Всесоюзного общества «Знание» Москва, Центр, Новая пл., д. 3/4