Вселенная, жизнь, разум

Хаббл открыл Метагалактику – вот уже действительно самое большое открытие в истории науки…

Согласно Хабблу галактики делятся на три основных типа: а) эллиптические, б) спиральные, в) неправильные. Фотографии типичных представителей всех классов галактик приведены на рис. 6. Эллиптические галактики («Е-галактики») представляют собой сфероиды с разной степенью сплюснутости и с большой концентрацией яркости к центру. Как показали последующие спектроскопические исследования, Е-галактики состоят из огромного количества старых звезд малой массы с избыточным содержанием водорода. Такой же природы звезды, образующие сферическую составляющую нашей Галактики (см. гл. 1).

Спиральные галактики («S-галактики») наряду со сферической звездной составляющей характеризуются наличием нескольких спиральных рукавов неправильной, клочковатой структуры. Хотя суммарная масса этих рукавов в сотни раз меньше массы «сферической составляющей» соответствующей галактики, они резко выделяются из-за присутствия значительного количества молодых массивных звезд высокой светимости. Эти звезды непрерывно образуются из облаков межзвездной газопылевой среды, концентрирующейся к плоскости, в которой лежат спиральные рукава. Заметим, что у Е-галактик содержание межзвездного газа в сотни и тысячи раз меньше, чем у S-галактик. Поэтому процесс звездообразования в Е-галактиках практически давно уже прекратился.

Наконец, неправильные галактики характеризуются своей нерегулярной формой и сравнительно малой массой. Кстати, по своей массе (определяемой количеством находящихся в них звезд) галактики различаются в весьма широких пределах. Наша Галактика с ее массой в 10¹¹ солнечных масс принадлежит к числу гигантов. Туманность Андромеды (М 31), как уже говорилось в гл. 1, имеет приблизительно в три раза большую массу. Пожалуй, самой большой из известных масс обладает знаменитая галактика М 87, находящаяся в центральной части скопления галактик в созвездии Девы. По- видимому, масса этой галактики в сотню раз превышает массу нашей Галактики. На другом полюсе находятся карликовые галактики, массы которой ~ 10⁷ больше массы шаровых скоплений. солнечной, что только в несколько десятков раз больше массы шаровых скоплений.

Наряду с массой важнейшей характеристикой галактики является мера ее осевого вращения – вращательный момент на единицу массы. Мера вращения у Е-галактик гораздо меньше, чем у S-галактик. Очень медленное вращение Е-галактик не может объяснить их наблюдаемую эллиптичность, т.е. сплюснутость, подобно, например, тому, как действием центробежной силы можно объяснить сплюснутость земного шара у полюсов. По-видимому, сплюснутость Е-галактик объясняется самим характером звездных движений в таких галактиках. В противоположность этому влияние центробежной силы у сравнительно быстро вращающихся рукавов S-галактик весьма существенно. Следует подчеркнуть, что различия между Е- и S-галактиками не являются эволюционным эффектом. Другими словами, галактики рождаются либо как S, либо как Е, и в процессе эволюции тип галактики сохраняется. Структура галактики определяется начальными условиями ее образования (например, характером вращения того сгустка газа, из которого она образовалась).

В настоящее время имеются уже довольно хорошо разработанные модели превращения огромного облака газа, сжимающегося в результате действия закона всемирного тяготения сперва в протогалактику, а потом в галактику. Построение таких моделей оказалось возможным только благодаря введению в практику исследований быстродействующих электронно-вычислительных машин (ЭВМ).

В самом начале следует представить себе огромный газовый шар, сжимающийся по закону свободного падения к центру. Первоначальная температура этого газа могла быть достаточно высокой, быстро уменьшалась, причем из-за гравитационной неустойчивости образовывались больших размеров сгущения, эволюционировавшие в облака. Благодаря беспорядочным движениям, эти облака сталкивались, что вело к их дальнейшему уплотнению. На этом довольно раннем этапе из облаков стали образовываться звезды «первого поколения». Наиболее массивные из них успевали проэволюционировать задолго до того, как прекратилось сжатие протогалактик. Взрываясь как сверхновые, они обогащали межзвездную среду металлами.

По этой причине звезды следующих поколений имели уже другой химический состав. Это привело, например, к тому, что звезды вблизи центра эллиптических галактик более богаты тяжелыми элементами, чем находящиеся на периферии, что как раз и наблюдается.

Обрисованная сейчас картина эволюции относится к Е-галактикам. В прото- S- галактиках звездообразование шло медленнее. Поэтому в них смог образоваться газовый диск довольно значительной массы. Этому способствовало также довольно быстрое вращение прото- S-галактик, препятствующее стеканию всего газа в область ядра и превращению его там в звезды. Другими словами, вращение протогалактик уменьшает скорость звездообразования.

Резюмируя, мы можем сказать, что разные типы галактик происходят от протооблаков с разными плотностями и разным разбросом скоростей внутренних движений. В частности, Е-галактики образовались из более плотных облаков газа, находящегося в состоянии довольно быстрого беспорядочного движения. Этим, в частности, объясняется, почему «богатые», сравнительно плотные скопления галактик содержат преимущественно Е-галактики, в то время как в «бедных» разреженных скоплениях наблюдаются преимущественно S-галактики. Когда же происходил важнейший процесс превращения огромных сжимающихся облаков газа сначала в протогалактики, а затем в галактики? Несомненно, это было очень давно – даже по астрономическим масштабам. Возраст галактик (во всяком случае, их подавляющего большинства) практически равен возрасту Вселенной. Это означает, что галактики образовались тогда, когда Вселенная была совсем еще юной. Ниже мы увидим, что величина красного смещения для наиболее удаленных из наблюдаемых объектов λ/λ₀ = 1+z = 4,5 (λ – измеренная длина волны какой-нибудь спектральной линии, λ₀ – ее лабораторное значение). С другой стороны, имеет место простое соотношение R/R₀ = 1+z, где R₀ и R – характерные размеры расширяющейся Вселенной в эпоху, когда была излучена наблюдаемая спектральная линия, и в современную эпоху. Мы видим, что в ту отдаленную от нас эпоху размеры расширяющейся Вселенной были приблизительно в пять раз меньше, чем сейчас. А ведь галактики образовались еще раньше.

Когда же?

В следующей главе мы увидим, что при z ~ 1000 никаких галактик во Вселенной еще не было. Значит, скорее всего, они образовались где-то между z = 10 и z = 100. Средняя плотность Вселенной тогда была в 10³ – 10⁶ раз больше современного значения. И вообще Вселенная была совсем непохожа на нынешнюю. И едва ли не величайшим достижением науки является то, что мы имеем сейчас реальнейшую возможность «заглянуть» в далекое прошлое Вселенной, когда она была совсем еще юной. Об этом будет идти речь в следующей главе.

Описанная схема эволюции звездных систем по мере дальнейшего развития астрономии будет уточняться и все более и более конкретизироваться. Многие вопросы, сюда относящиеся, еще далеко не ясны и ожидают своего решения. И прежде всего – это проблема галактических ядер. До сравнительно недавнего времени на эти самые центральные области спиральных и эллиптических звездных системгалактик не обращалось должного внимания. Астрономы предполагали, что это – просто небольшие области с весьма высокой плотностью звезд. Пожалуй, первый, кто обратил внимание на нетривиальные, качественно своеобразные свойства галактических ядер, был академик В.А. Амбарцумян. В последние годы накопился огромный наблюдательный материал, касающийся галактических ядер, который действительно показывает, что они играют огромную роль в эволюции галактик.

Самым удивительным результатом этих наблюдений, которые проводились во всем диапазоне шкалы электромагнитных волн – от радио до рентгеновских, явилось открытие активности ядер. Это открытие (как и всякое открытие) было неожиданным. Предполагалось всегда, что галактические ядра – это просто скопления сотен миллионов звезд, погруженных в межзвездную среду. При такой картине, конечно, не приходится ожидать, что мощность излучения ядра на какой-либо волне может заметно измениться за сколь угодно длинный промежуток времени наблюдений (например, сотню лет). Меняться может излучение какой-либо одной звезды, но усредненная по гигантскому количеству звезд мощность излучения должна, казалось бы, оставаться постоянной. И вот оказывается, что как оптическое, так и особенно радиоизлучение некоторых галактических ядер может заметно измениться за несколько месяцев и