Галактики и созвездия

Размещено на http://www.allbest.ru/

ГАЛАКТИКИ

Галактики, «внегалактические туманности» или «островные Вселенные»,Ї это гигантские звездные системы, содержащие также межзвездный газ и пыль. Солнечная система входит в нашу Галактику - Млечный Путь. Все космическое пространство до пределов, куда могут проникнуть мощнейшие телескопы, заполнено галактиками. Астрономы насчитывают их не менее миллиарда. Ближайшая галактика находится от нас на расстоянии около 1 млн. св. лет (10¹⁹ км), а до самых удаленных галактик, зарегистрированных телескопами, - миллиарды световых лет. Исследование галактик - одна из самых грандиозных задач астрономии.

Историческая справка. Ярчайшие и ближайшие к нам внешние галактики - Магеллановы Облака - видны невооруженным глазом на южном полушарии неба и были известны арабам еще в 11 в., равно как и ярчайшая галактика северного полушария - Большая туманность в Андромеде. С переоткрытия этой туманности в 1612 при помощи телескопа немецким астрономом С. Мариусом (1570-1624) началось научное изучение галактик, туманностей и звездных скоплений. Немало туманностей было обнаружено различными астрономами в 17 и 18 вв.; тогда их считали облаками светящегося газа.

Представление о звездных системах за пределом Галактики впервые обсуждали философы и астрономы 18 в.: Э.Сведенборг (1688-1772) в Швеции, Т.Райт (1711-1786) в Англии, И.Кант (1724-1804) в Пруссии, И.Ламберт (1728-1777) в Эльзасе и В.Гершель (1738-1822) в Англии. Однако лишь в первой четверти 20 в. существование «островных Вселенных» было однозначно доказано в основном благодаря работам американских астрономов Г.Кертиса (1872-1942) и Э.Хаббла (1889-1953). Они доказали, что расстояния до наиболее ярких, а значит, ближайших «белых туманностей» значительно превосходят размер нашей Галактики. За период с 1924 по 1936 Хаббл продвинул границу исследования галактик от ближайших систем до предела возможностей 2,5-метрового телескопа обсерватории Маунт-Вилсон, т.е. до нескольких сотен миллионов световых лет. В 1929 Хаббл открыл зависимость между расстоянием до галактики и скоростью ее движения. Эта зависимость, закон Хаббла, стала наблюдательной основой современной космологии. После окончания Второй мировой войны началось активное изучение галактик с помощью новых крупных телескопов с электронными усилителями света, автоматических измерительных машин и компьютеров. Обнаружение радиоизлучения нашей и других галактик дало новую возможность для изучения Вселенной и привело к открытию радиогалактик, квазаров и других проявлений активности в ядрах галактик. Внеатмосферные наблюдения с борта геофизических ракет и спутников позволили обнаружить рентгеновское излучение из ядер активных галактик и скоплений галактик.

Каталоги галактик. Первый каталог «туманностей» был опубликован в 1782 французским астрономом Ш.Мессье (1730-1817). В этот список попали как звездные скопления и газовые туманности нашей Галактики, так и внегалактические объекты. Номера объектов по каталогу Мессье используются до сих пор; например, Мессье 31 (М 31) - это знаменитая Туманность Андромеды, ближайшая крупная галактика, наблюдаемая в созвездии Андромеды.

Систематический обзор неба, начатый В.Гершелем в 1783, привел его к открытию нескольких тысяч туманностей на северном небе. Эта работа была продолжена его сыном Дж.Гершелем (1792-1871), который провел наблюдения в Южном полушарии на мысе Доброй Надежды (1834-1838) и опубликовал в 1864 Общий каталог 5 тыс. туманностей и звездных скоплений. Во второй половине 19 в. к этим объектам добавились вновь открытые, и Й.Дрейер (1852-1926) в 1888 опубликовал Новый общий каталог (New General Catalogue - NGC), включающий 7814 объектов. С публикацией в 1895 и 1908 двух дополнительных Индекс-каталогов (IC) число обнаруженных туманностей и звездных скоплений превысило 13 тыс. Обозначение по каталогам NGC и IC с тех пор стало общепринятым. Так, Туманность Андромеды обозначают либо М 31, либо NGC 224. Отдельный список 1249 галактик ярче 13-й звездной величины, основанный на фотографическом обзоре неба, составили Х.Шепли и А.Эймс из Гарвардской обсерватории в 1932.

Эта работа была существенно расширена первым (1964), вторым (1976) и третьим (1991) изданиями Реферативного каталога ярких галактик Ж. де Вокулера с сотрудниками. Более обширные, но менее детальные каталоги, основанные на просмотре фотографических пластинок обзора неба были опубликованы в 1960-х годах Ф.Цвикки (1898-1974) в США и Б.А.Воронцовым-Вельяминовым (1904-1994) в СССР. Они содержат ок. 30 тыс. галактик до 15-й звездной величины. Недавно был закончен подобный обзор южного неба с помощью 1-метровой камеры Шмидта Европейской южной обсерватории в Чили и британской 1,2-метровой камеры Шмидта в Австралии.

Галактик слабее 15-й звездной величины слишком много, чтобы составлять их список. В 1967 опубликованы результаты подсчета галактик ярче 19-й звездной величины (к северу от склонения ?20?), проделанного Ч.Шейном и К.Виртаненом по пластинкам 50-см астрографа Ликской обсерватории. Таких галактик оказалось ок. 2 млн., не считая тех, которые скрыты от нас широкой пылевой полосой Млечного Пути. А еще в 1936 Хаббл на обсерватории Маунт-Вилсон подсчитал количество галактик до 21-й звездной величины в нескольких небольших площадках, распределенных равномерно по небесной сфере (севернее склонения ?30?). По этим данным на всем небе более 20 млн. галактик ярче 21-й звездной величины.

Классификация. Встречаются галактики различных форм, размеров и светимостей; некоторые из них изолированные, но большинство имеет соседей или спутников, оказывающих на них гравитационное влияние. Как правило, галактики спокойны, но нередко встречаются и активные. В 1925 Хаббл предложил классификацию галактик, основанную на их внешнем виде. Позже ее уточняли Хаббл и Шепли, затем Сэндидж и наконец Вокулер. Все галактики в ней делятся на 4 типа: эллиптические, линзовидные, спиральные и неправильные.

Эллиптические (E) галактики имеют на фотографиях форму эллипсов без резких границ и четких деталей. Их яркость возрастает к центру. Это вращающиеся эллипсоиды, состоящие из старых звезд; их видимая форма зависит от ориентации к лучу зрения наблюдателя. При наблюдении с ребра отношение длин короткой и длинной осей эллипса достигает ? 5/10 (обозначается E5).

Линзовидные (L или S0) галактики похожи на эллиптические, но, кроме сфероидального компонента, имеют тонкий быстро вращающийся экваториальный диск, иногда с кольцеобразными структурами наподобие колец Сатурна. Наблюдаемые с ребра линзовидные галактики выглядят более сжатыми, чем эллиптические: отношение их осей достигает 2/10.

Спиральные (S) галактики также состоят из двух компонентов - сфероидального и плоского, но с более или менее развитой спиральной структурой в диске. Вдоль последовательности подтипов Sa, Sb, Sc, Sd (от «ранних» спиралей к «поздним») спиральные рукава становятся толще, сложнее и менее закручены, а сфероид (центральная конденсация, или балдж) уменьшается. У спиральных галактик, наблюдаемых с ребра, спиральные рукава не видны, но тип галактики можно установить по относительной яркости балджа и диска.

Неправильные (I) галактики бывают двух основных видов: магелланового типа, т.е. типа Магеллановых Облаков, продолжающие последовательность спиралей от Sm до Im, и немагелланового типа I0, имеющие хаотические темные пылевые полосы поверх сфероидальной или дисковой структуры типа линзовидной или ранней спиральной.

Типы L и S распадаются на два семейства и два вида в зависимости от наличия или отсутствия проходящей через центр и пересекающей диск линейной структуры (бар), а также центральносимметричного кольца.

Существуют и другие схемы классификации галактик, основанные на более тонких морфологических деталях, но пока еще не развита объективная классификация, основанная на фотометрических, кинематических и радиоизмерениях.

Состав. Два структурных компонента - сфероид и диск - отражают различие в звездном населении галактик, открытое в 1944 немецким астрономом В. Бааде (1893-1960).

Население I, присутствующее в неправильных галактиках и в рукавах спиралей, содержит голубые гиганты и сверхгиганты спектральных классов O и B, красные сверхгиганты классов K и M, а также межзвездные газ и пыль с яркими областями ионизованного водорода. В нем присутствуют и маломассивные звезды главной последовательности, которые видны вблизи Солнца, но неразличимы в далеких галактиках.

Население II, присутствующее в эллиптических и линзовидных галактиках, а также в центральных областях спиралей и в шаровых скоплениях, содержит красные гиганты от класса G5 до K5, субгиганты и, вероятно, субкарлики; в нем встречаются планетарные туманности и наблюдаются вспышки новых.

Первоначально считалось, что эллиптические галактики содержат только Население II, а неправильные - только Население I. Однако выяснилось, что обычно галактики содержат смесь двух звездных населений в разных пропорциях. Детальный анализ населений возможен только для нескольких близких галактик, но измерения цвета и спектра далеких систем показывают, что различие их звездных населений может быть значительнее, чем думал Бааде.

Расстояние. Измерение расстояний до далеких галактик основано на абсолютной шкале расстояний до звезд нашей Галактики. Ее устанавливают несколькими методами. Наиболее фундаментальный - метод тригонометрических параллаксов, действующий до расстояний в 300 св. лет. Остальные методы косвенные и статистические; они основаны на изучении собственных движений, лучевых скоростей, блеска, цвета и спектра звезд. На их основе определяют абсолютные величины Новых и переменных типа RR Лиры и ? Цефея, которые становятся первичными индикаторами расстояния до ближайших галактик, где они видны. Шаровые скопления, ярчайшие звезды и эмиссионные туманности этих галактик становятся вторичными индикаторами и дают возможность определять расстояния до более далеких галактик. Наконец, в качестве третичных индикаторов используются диаметры и светимости самих галактик. В качестве меры расстояния астрономы обычно используют разность между видимой звездной величиной объекта m и его абсолютной звездной величиной M ; эту величину (m - M) называют «видимым модулем расстояния». Чтобы узнать истинное расстояние, его необходимо исправить с учетом поглощения света межзвездной пылью. При этом ошибка обычно достигает 10-20%.

Внегалактическая шкала расстояний время от времени пересматривается, а значит, меняются и прочие параметры галактик, зависящие от расстояния. В табл. 1 приведены наиболее точные на сегодня расстояния до ближайших групп галактик. До более далеких галактик, удаленных на миллиарды световых лет, расстояния оцениваются с невысокой точностью по их красному смещению (см. ниже: Природа красного смещения).

Светимость. Измерение поверхностной яркости галактики дает полную светимость ее звезд на единицу площади. Изменение поверхностной светимости с расстоянием от центра характеризует структуру галактики. Эллиптические системы, как наиболее правильные и симметричные, изучены подробнее других; в целом они описываются единым законом светимости.

Данные о линзовидных системах не так полны. Их профили светимости отличаются от профилей эллиптических галактик и имеют три основных участка: ядро, линзу и оболочку. Эти системы выглядят как промежуточные между эллиптическими и спиральными.

Спирали очень разнообразны, структура их сложна, и нет единого закона для распределения их светимости. Впрочем, похоже, что у простых спиралей вдали от ядра поверхностная светимость диска спадает к периферии экспоненциально. Измерения показывают, что светимость спиральных рукавов не так велика, как это кажется при рассматривании фотографий галактик. Рукава добавляют не более 20% к светимости диска в голубых лучах и значительно меньше в красных. Вклад в светимость от балджа уменьшается от Sa к Sd.

Измерив видимую звездную величину галактики m и определив ее модуль расстояния (m - M), вычисляют абсолютную величину M. У самых ярких галактик, исключая квазары, M ? ?22, т.е. их светимость почти в 100 млрд. раз больше, чем у Солнца. А у самых маленьких галактик M ???10, т.е. светимость ок. 10⁶ солнечной. Распределение числа галактик по M, называемое «функцией светимости», - важная характеристика галактического населения Вселенной, но аккуратно определить ее нелегко.

Для галактик, отобранных до некоторой предельной видимой величины, функция светимости каждого типа в отдельности от E до Sc почти гауссова (колоколообразная) со средней абсолютной величиной в голубых лучах M_m = ?18,5 и дисперсией ? 0,8. Но галактики поздних типов от Sd до Im и эллиптические карлики слабее.

У полной выборки галактик в заданном объеме пространства, например в скоплении, функция светимости круто растет с уменьшением светимости, т.е. количество карликовых галактик во много раз превосходит количество гигантских

Размер. Поскольку звездная плотность и светимость у галактик постепенно спадают наружу, вопрос об их размере фактически упирается в возможности телескопа, в его способность выделить слабое свечение внешних областей галактики на фоне свечения ночного неба. Современная техника позволяет регистрировать области галактик с яркостью менее 1% от яркости неба; это примерно в миллион раз ниже яркости ядер галактик. По этой изофоте (линии одинаковой яркости) диаметры галактик составляют от нескольких тысяч световых лет у карликовых систем до сотен тысяч - у гигантских. Как правило, диаметры галактик хорошо коррелируют с их абсолютной светимостью.

Спектральный класс и цвет. Первая спектрограмма галактики - Туманности Андромеды, полученная в Потсдамской обсерватории в 1899 Ю. Шейнером (1858-1913), своими линиями поглощения напоминает спектр Солнца. Массовое исследование спектров галактик началось с создания «быстрых» спектрографов с низкой дисперсией (200-400 /мм); позже применение электронных усилителей яркости изображения позволило повысить дисперсию до 20-100 /мм. Наблюдения Моргана на Йеркской обсерватории показали, что, несмотря на сложный звездный состав галактик, их спектры обычно близки к спектрам звезд определенного класса от A до K, причем есть заметная корреляция между спектром и морфологическим типом галактики. Как правило, спектр класса A имеют неправильные галактики Im и спирали Sm и Sd. Спектры класса A-F у спиралей Sd и Sc. Переход от Sc к Sb сопровождается изменением спектра от F к F-G, а спирали Sb и Sa, линзовидные и эллиптические системы имеют спектры G и K. Правда, позже выяснилось, что излучение галактик спектрального класса A в действительности состоит из смеси света звезд-гигантов спектральных классов B и K.

Кроме линий поглощения, у многих галактик видны линии излучения, как у эмиссионных туманностей Млечного Пути. Обычно это линии водорода бальмеровской серии, например, H_? на ?6563 , дублеты ионизованных азота (N II) на ?6548 и 6583 и серы (S II) на ?6717 и 6731, ионизованного кислорода (O II) на ?3726 и 3729 и дважды ионизованного кислорода (O III) на ?4959 и 5007. Интенсивность эмиссионных линий обычно коррелирует с количеством газа и звезд-сверхгигантов в дисках галактик: эти линии отсутствуют или очень слабы у эллиптических и линзовидных галактик, но усиливаются у спиральных и неправильных - от Sa к Im. К тому же интенсивность эмиссионных линий элементов тяжелее водорода (N, O, S) и, вероятно, относительное содержание этих элементов уменьшаются от ядра к периферии дисковых галактик. У некоторых галактик необычайно сильны эмиссионные линии в ядрах. В 1943 К.Сейферт открыл особый тип галактик с очень широкими линиями водорода в ядрах, указывающими на их высокую активность. Светимость этих ядер и их спектры меняются со временем. В целом ядра сейфертовских галактик похожи на квазары, хотя не так мощны.

Вдоль морфологической последовательности галактик изменяется интегральный показатель их цвета (B - V), т.е. разность между звездной величиной галактики в голубых B и желтых V лучах. Средний показатель цвета основных типов галактик таков:

В этой шкале 0,0 соответствует белому цвету, 0,5 - желтоватому, 1,0 - красноватому.

При детальной фотометрии обычно выясняется, что цвет галактики меняется от ядра к краю, что указывает на изменение звездного состава. Большинство галактик голубее во внешних областях, чем в ядре; у спиралей это проявляется гораздо заметнее, чем у эллиптических, поскольку в их дисках много молодых голубых звезд. Неправильные галактики, обычно лишенные ядра, нередко бывают в центре голубее, чем на краю.

Вращение и масса. Вращение галактики вокруг оси, проходящей через центр, приводит к изменению длины волны линий в ее спектре: линии от приближающихся к нам областей галактики смещаются в фиолетовую часть спектра, а от удаляющихся - в красную. Периоды обращения звезд вокруг центров галактик составляют сотни миллионов лет, а скорости их орбитального движения достигают 300 км/с. Обычно скорость вращения диска достигает максимального значения (V_M) на некотором расстоянии от центра (r_M), а затем уменьшается. У нашей Галактики V_M = 230 км/с на расстоянии r_M = 40 тыс. св. лет от центра:

Линии поглощения и линии излучения в спектрах галактик имеют одинаковую форму, следовательно, звезды и газ в диске вращаются с одинаковой скоростью в одном направлении. Когда по расположению темных пылевых полос в диске удается понять, какой край галактики расположен к нам ближе, мы можем выяснить направление закрученности спиральных рукавов: во всех изученных галактиках они отстающие, т.е., удаляясь от центра, рукав загибается в сторону, обратную направлению вращения.

Анализ кривой вращения позволяет определить массу галактики. В простейшем случае, приравняв силу гравитации к центробежной силе, получим массу галактики внутри орбиты звезды:

M = rV_r²/G,

где G - постоянная тяготения. Анализ движения периферийных звезд позволяет оценить полную массу. У нашей Галактики масса ок. 2?10¹¹ солнечных масс, у Туманности Андромеды 4?10¹¹, у Большого Магелланова Облака - 15?10⁹. Массы дисковых галактик приблизительно пропорциональны их светимости (L), поэтому отношение M/L у них почти одинаковое и для светимости в голубых лучах равное M/L ? 5 в единицах массы и светимости Солнца.

Массу сфероидальной галактики можно оценить таким же образом, взяв вместо скорости вращения диска скорость хаотического движения звезд в галактике (?_v), которую измеряют по ширине спектральных линий и называют дисперсией скоростей.

Радиоизлучение Млечного Пути было открыто К.Янским в 1931. Первую радиокарту Млечного Пути получил Г.Ребер в 1945. Это излучение приходит в широком диапазоне длин волн ? или частот ? = c/?, от нескольких мегагерц (??? 100 м) до десятков гигагерц (? ? 1 см), и называется «непрерывным». За него ответственны несколько физических процессов, важнейший из которых - синхротронное излучение межзвездных электронов, движущихся почти со скоростью света в слабом межзвездном магнитном поле. В 1950 непрерывное излучение на волне 1,9 м было обнаружено Р.Брауном и К. Хазардом (Джодрелл-Бэнк, Англия) от Туманности Андромеды, а затем и от многих других галактик. Нормальные галактики, как наша или М 31, - слабые источники радиоволн. Они излучают в радиодиапазоне едва ли одну миллионную часть своей оптической мощности. Но у некоторых необычных галактик это излучение гораздо сильнее. У ближайших «радиогалактик» Дева А (M 87), Кентавр А (NGC 5128) и Персей А (NGC 1275) радиосветимость составляет 10-⁴?10-³ от оптической. А у редких объектов, таких, как радиогалактика Лебедь А, это отношение близко к единице. Лишь через несколько лет после открытия этого мощного радиоисточника удалось отыскать слабую галактику, связанную с ним. Множество слабых радиоисточников, вероятно, связанных с далекими галактиками, до сих пор не отождествлено с оптическими объектами.

Кроме непрерывного радиоизлучения, галактики испускают узкие спектральные линии, например на волне 21 см. Эта линия принадлежит межзвездному нейтральному водороду и излучается им, когда электрон в атоме самопроизвольно поворачивает свой спин относительно спина протона. Излучение водорода на волне 21 см было предсказано в 1944 Х.ван де Хюлстом (Лейденская обсерватория, Нидерланды) и обнаружено в 1951 от Млечного Пути, а вскоре и от других галактик. Это очень важная линия, поскольку других спектральных линий у нейтрального водорода нет. Долгие годы она вообще была единственной спектральной линией в радиодиапазоне, давая возможность измерять количество газа в галактике и его движение (по доплеровскому смещению). Оказалось, что в эллиптических галактиках почти нет межзвездного газа, в линзовидных его масса ок. 0,1% массы галактики, в спиралях ок. 1-2%, а в неправильных галактиках 5-10% и даже больше. Нашлось даже несколько галактик-«призраков», целиком состоящих из газа и невидимых в оптике.

Оказалось, что часть межзвездной среды, порой значительная, находится в плотных и очень холодных облаках, где большинство атомов объединено в молекулы (H₂, CO, H₂O, HCN, NH₃ и др.), имеющие разнообразные спектральные линии. Поэтому изучение радиоспектров галактик стало очень полезным инструментом для их исследования.

Пары и группы. Галактики часто объединены в пары, триплеты и более сложные группы. Относительно редки одиночные галактики. Так, Большое и Малое Магеллановы Облака составляют двойной спутник Млечного Пути. У Туманности Андромеды тоже есть спутники. Все они, в свою очередь, входят в «Местную группу» галактик диаметром ок. 5 млн. св. лет и толщиной менее 2 млн. св. лет. В пределах 30 млн. св. лет от Местной группы обнаружено еще более дюжины подобных групп.

Массы двойных галактик оценивают по разности их лучевых скоростей, считая, что их компоненты, подобно двойным звездам, движутся по эллиптическим орбитам вокруг общего центра масс. Однако орбитальные периоды галактик в парах очень велики (10⁸-10⁹ лет), поэтому истинную форму орбиты определить невозможно и приходится ограничиваться средними статистическими оценками массы. Обычно при этом масса пары оказывается близкой к сумме масс ее компонентов, измеренной по их внутренним движениям. Но для групп из нескольких галактик масса, полученная из теоремы вириала по дисперсии скоростей ее членов, обычно бывает больше суммарной массы всех видимых членов группы. Это расхождение называют «проблемой скрытой массы». Многие астрономы считают, что на периферии галактик и между ними действительно присутствует невидимая масса: межгалактический газ, темные звезды, черные дыры или что-то еще.

Взаимодействие и столкновение галактик. Сближения галактик в группах приводят к их впечатляющему взаимодействию. Множество примеров такого рода обнаружили Ф.Цвикки, Х.Арп и Б.А.Воронцов-Вельяминов. Часто длинные «мосты» протягиваются между взаимодействующими галактиками, но нередко от них в разные стороны отходят «хвосты», указывая на наличие приливных эффектов. Иногда галактики соединяются внешними частями своих спиральных рукавов. Компьютерное моделирование показало, что большинство этих форм можно объяснить гравитационным взаимодействием галактик, подбирая их ориентацию и скорость сближения.

Особый редкий тип взаимодействия демонстрируют кольцевые галактики без ядра. В одних случаях это может быть результатом лобового столкновения двух галактик (А.Туумре, Р.Линдс), в других - столкновения галактики с невидимым межгалактическим облаком (К.Фриман, Ж. де Вокулер).

Многие пекулярные галактики типа М 82, NGC 1275, NGC 5128 могли образоваться в результате взаимодействия с межгалактическим газом и пылью, но не исключены и взрывные явления в их ядрах. Большинство из них - сильные радиоисточники.

Облака и скопления. Галактики часто объединяются в облака эллиптической формы поперечником 10 млн. св. лет и более; ближайшее из них Местное облако. Известны также облака в Гончих Псах, Бол. Медведице, Льве, Журавле и др. Они, в отличие от скоплений, имеют малую концентрацию к центру и населены в основном спиральными и неправильными галактиками при небольшой доле линзовидных и эллиптических.

Более плотные и богатые объединения, содержащие сотни и тысячи галактик, называют скоплениями. Ближайшее из них в Деве на расстоянии 40 млн. св. лет; его видимый диаметр 12? соответствует линейному диаметру 8 млн. св. лет. В нем эллиптические и линзовидные галактики сильно концентрируются к центру, а спиральные и неправильные тяготеют к периферии. Еще дальше известны более богатые скопления, например, в Волосах Вероники на расстоянии ок. 200 млн. св. лет. Обычно это скопление называют просто Coma (от Coma Berenices - Волосы Вероники). В нем более 10 тыс. галактик, половина из которых сосредоточена в центральной области диаметром 1,5?, что соответствует 5 млн. св. лет, а остальные рассеяны в области диаметром более 15 млн. св. лет.

В богатых скоплениях типа Coma галактики сильно концентрируются к центру, как звезды в эллиптических галактиках. Массы скоплений определяют так же, как массы галактик: по дисперсии скоростей их членов, используя теорему вириала. В богатых скоплениях дисперсия скоростей галактик порядка 1000 км/с, а их массы 10¹⁴-10¹⁵ солнечных. Это заметно превышает суммарную массу галактик скопления, т.е. вновь приводит к парадоксу скрытой массы. Некоторая часть этой массы связана с горячим межгалактическим газом, заполняющим богатые скопления и проявляющим себя рентгеновским излучением. Возможно, какая-то часть массы связана с карликовыми галактиками и отдельными «межгалактическими» звездами. Но все это не решает парадокса скрытой массы: основной ее источник до сих пор не найден.

Сверхскопления. Тенденцию галактик скучиваться в группы, облака и скопления все большего размера можно проследить по крайней мере еще на одну ступень: эти агрегаты объединяются в гигантские системы - сверхскопления галактик.

На существование «Местного сверхскопления» впервые было указано Ж.де Вокулером в 1953 (хотя еще в 1937 Э.Холмберг на основании подсчетов галактик на небе отмечал, что наша Галактика входит в «метагалактическое» облако, имеющее плотность выше средней). Несколько тысяч ярких галактик и множество слабых образуют сверхсистему эллипсоидальной формы, в центре которой скопление в Деве. Диаметр сверхскопления 100 млн., а толщина 30-40 млн. св. лет. Местная группа, включающая нашу Галактику, оказалась маленьким уплотнением невдалеке от южного края Местного сверхскопления. С нашего периферийного места хорошо видно, что большинство галактик сконцентрировано к плоскости сверхгалактического экватора, широкой полосой пересекающей наш северный небосвод.

Из анализа лучевых скоростей сотен галактик выясняется, что сверхскопление вращается вокруг оси, перпендикулярной его диску, и напоминает в этом смысле обычную галактику. Скорость движения Местной группы вокруг центра сверхгалактики ок. 400 км/с, а период обращения порядка 10¹¹ лет. Но, кроме вращения вокруг оси, Местное сверхскопление испытывает расширение, немного замедленное по сравнению с общим хаббловским расширением Вселенной за счет взаимного притяжения галактик, пространственная плотность которых внутри сверхскопления выше, чем вокруг него. Полная масса нашего сверхскопления порядка 10¹⁵ солнечных.

Концепция Местного сверхскопления некоторое время развивалась обособленно от общих взглядов на крупномасштабную структуру Вселенной. Но факты о крупных неоднородностях в распределении галактик постепенно накапливались. Еще Х.Шепли (1885-1972) из Гарвардской обсерватории в 1930-е годы привлек внимание к двойным и тройным скоплениям галактик. В 1950-е годы К.Шайн с коллегами из Ликской обсерватории показал, что это явление распространенное. Статистический анализ ликских подсчетов слабых галактик и распределения более тысячи далеких скоплений из каталога Дж.Абеля (Паломарская обсерватория) также указывает на тенденцию скоплений галактик скучиваться в масштабах от 50 до 100 млн. св. лет. Существуют даже намеки на то, что это скучивание второго порядка не является наивысшим уровнем иерархической структуры Вселенной и что существует скучивание третьего порядка, которое проявляется при изучении самых далеких галактик. Правда, распределение слабых радиоисточников, лежащих гораздо дальше доступных нам галактик, показывает, что в масштабе миллиарда световых лет Вселенная весьма однородна.

Считается, что происхождение сверхскоплений связано с гравитационной неустойчивостью, приводящей к росту небольших первичных неоднородностей плотности под действием взаимного притяжения вещества. Но возможно, что здесь сыграла роль и первичная турбулентность, наследием которой является вращение Местного сверхскопления.

Природа красного смещения. Первые спектроскопические измерения лучевых скоростей внегалактических туманностей сделал В.Слайфер (Ловелловская обсерватория, Флагстафф, шт. Аризона) между 1914 и 1925. Почти во всех спектрах линии были смещены к красному концу, т.е. имели большую длину волны (?), чем в лабораторных спектрах (?₀). Это явление, названное «красным смещением» Z = (? ? ?₀)/??₀, обычно считают эффектом Доплера и используют для определения лучевой скорости галактики, т.е. компоненты ее скорости, направленной вдоль нашего луча зрения. Почти все галактики, за исключением нескольких ближайших, удаляются от нас (да и приближение к нам этих нескольких систем в основном связано с собственным движением Солнца в Галактике и самой Галактики - в Местной группе со скоростью ок. 300 км/с).

Квазары и активные ядра галактик. У некоторых галактик есть компактный и мощный источник излучения в самом центре - в ядре; по своей природе он отличается от звезд, звездных скоплений и туманностей, составляющих основную часть галактики. Эти источники, названные активными галактическими ядрами (АГЯ), светят нетепловым излучением в широком диапазоне энергий, а их спектр указывает, что движение газа в них происходит со скоростью в несколько процентов от скорости света. Существует много типов АГЯ, свойства которых различаются в деталях. У сейфертовских галактик АГЯ могут излучать столько же энергии, сколько вся остальная галактика. Другие АГЯ, называемые квазарами, могут быть такими мощными, что родительская галактика почти неразличима в ярком свете ее активного ядра. Наблюдения, проведенные в 1970-х годах рентгеновскими спутниками «Ариель-5», HEAO-1 и «Эйнштейн», показали, что сейфертовские галактики и квазары являются также мощными переменными рентгеновскими источниками. Наблюдения IUE позволили изучить быстро движущийся газ вблизи АГЯ, а IRAS установил, что квазары еще и яркие инфракрасные источники. Только при помощи внеатмосферных наблюдений удалось обнаружить, в каком широком диапазоне энергий излучают активные ядра галактик, и измерить распределение их энергии вдоль этого диапазона.

Рентгеновские наблюдения позволили обнаружить многие ранее не известные АГЯ. Данные IRAS указали, что инфракрасное излучение квазаров испускает теплая межзвездная пыль, окружающая ядро. Внимательное наблюдение за вариациями ультрафиолетового излучения позволило понять, что светящиеся газовые облака, окружающие активные ядра, имеют меньший размер и более сложную структуру, чем казалось вначале. На изображениях близких АГЯ, полученных «Хабблом», центральный источник окружен диском, вдоль оси которого видны конусы излучения. Изображения и спектры радиогалактики М 87, переданные «Хабблом», показали, что из вращающегося диска, как и ожидали теоретики, с большой скоростью выбрасывается струя вещества - джет. Все это укрепляет мнение, что удивительное разнообразие наблюдаемых проявлений у АГЯ и квазаров отчасти объясняется различием в углах наклона их дисков по отношению к земному наблюдателю. Квазары, у которых джет и диск повернуты прямо на наблюдателя, выглядят иначе, чем те, у которых диск виден с ребра. Это различие отчетливо проявляется в гамма-диапазоне: открытые «Комптоном» источники, по-видимому, развернуты точно на нас и поэтому особенно ярки из-за релятивистских эффектов.

Таким образом, результаты внеатмосферных наблюдений подтверждают, хотя и не доказывают пока широко распространенную теорию, что квазары и активные галактические ядра черпают энергию из аккреции вещества на гигантскую черную дыру, масса которой может в миллиарды раз превосходить массу Солнца.

Квазар, класс наиболее удивительных и загадочных астрономических объектов; по-видимому, это самые мощные источники энергии во Вселенной. С момента их открытия в 1960 обнаружено более 5000 квазаров, но еще миллионы квазаров в принципе доступны обнаружению современными средствами. Название «квазар» (quasar) - аббревиатура употреблявшегося ранее термина «звездообразный радиоисточник» (quasi-stellar radio source), хотя теперь известно, что многие квазары не очень активны в радиодиапазоне.

В оптическом диапазоне большинство квазаров похожи на звезды, однако излучают и в других диапазонах спектра, иногда даже больше, чем в оптическом. У близких квазаров в оптическом диапазоне с трудом удается различить некоторую структуру, а в радиодиапазоне многие квазары имеют хорошо развитую структуру, которая простирается далеко за пределы оптического изображения.

Красное смещение. Самое поразительное свойство квазаров - большое смещение линий в их спектрах к красному концу, указывающее, в соответствии с законом Доплера, на огромную скорость, с которой они от нас удаляются. Первым это обнаружил в 1963 М.Шмидт из Обсерватории им.Хейла (США), который понял, что необычные линии в спектрах квазаров - это давно известные атомные линии, сильно изменившие свое положение за счет доплеровского сдвига.

Расстояние. Если считать, что большая скорость удаления квазаров связана с общим космологическим расширением Вселенной, а в этом сейчас практически никто не сомневается, то, согласно закону Хаббла, они находятся на огромном расстоянии от нашей Галактики. Расстояние до самых далеких квазаров около 10 млрд. св. лет; они удаляются от нас со скоростью, близкой к скорости света, а длина волны линий в их спектрах увеличена в 5-6 раз. Наиболее далекие из наблюдаемых галактик в несколько раз ближе, и скорость их удаления соответственно в несколько раз меньше.

Яркость. Квазары - очень слабые небесные объекты: среди них нет ни одного ярче 12-й звездной величины. Невооруженному глазу они недоступны, для их наблюдения требуются крупные телескопы. Дело не в том, что квазары излучают мало света, просто они находятся очень далеко. На самом деле средний квазар светит в несколько десятков и сотен раз сильнее крупной галактики, содержащей многие миллиарды звезд.

Размер. Из того факта, что яркость квазара может заметно измениться всего за несколько дней, астрономы заключили, что это очень компактные объекты, по размеру сравнимые с Солнечной системой. При этом активность квазара продолжается довольно долго, по крайней мере несколько миллионов лет, и требует для поддержания высокой светимости затраты большой массы вещества - многих миллионов солнечных масс. Таким образом, квазары - это очень массивные и компактные объекты, которые, как показали наблюдения ближайших из них, располагаются в ядрах крупных галактик.

Состав. Обычно излучение квазаров является столь мощным, что затмевает собой окружающую галактику. Кроме оптического, инфракрасного, ультрафиолетового и рентгеновского излучения они рождают потоки быстрых элементарных частиц - космических лучей, которые, распространяясь в магнитных полях, создают радиоизлучение квазара. Потоки космических лучей обычно покидают квазар в виде двух противоположно направленных струй, создавая два «радиооблака» по разные стороны от квазара. Модель квазара, позволяющая объяснить его наблюдаемые свойства, такова: вокруг массивного компактного объекта (вероятно, черной дыры) вращается газовый диск. Его центральная горячая часть является источником электромагнитного излучения и быстрых космических частиц, которые могут вылетать только вдоль оси диска и поэтому формируют два противоположно направленных потока.

Источник энергии. Эта модель квазара, хотя и не единственная, наиболее популярна в настоящее время. В ней главным источником энергии квазара служит гравитационное поле массивной черной дыры. Своим притяжением черная дыра разрушает пролетающие мимо звезды галактического ядра. Образовавшийся при этом газ образует диск, окружающий черную дыру и постепенно стягивающийся к ней. Сжатие и быстрое вращение центральной части диска приводит к ее разогреву и мощному излучению. Вещество диска частично поглощается черной дырой, увеличивая при этом ее массу, и частично покидает квазар в виде узко направленных потоков газа и космических лучей.

Эта модель квазара разрабатывается все более детально, но пока не может объяснить всех наблюдаемых свойств. По-прежнему загадочными остаются происхождение и эволюция квазаров. В ядрах некоторых близких к Земле галактик наблюдаются проявления активности, напоминающие квазары в меньших масштабах. Например, из ядра эллиптической галактики Кентавр А вырываются два потока быстрых частиц, порождающие гигантские радиооблака по обе стороны от нее. Возможно, в ядре этой галактики находится «мини-квазар». Изучая такие близкие объекты, астрономы надеются разрешить загадку квазаров.

Черная дыра, область в пространстве, возникшая в результате полного гравитационного коллапса вещества, в которой гравитационное притяжение так велико, что ни вещество, ни свет, ни другие носители информации не могут ее покинуть. Поэтому внутренняя часть черной дыры причинно не связана с остальной Вселенной; происходящие внутри черной дыры физические процессы не могут влиять на процессы вне ее. Черная дыра окружена поверхностью со свойством однонаправленной мембраны: вещество и излучение свободно падает сквозь нее в черную дыру, но оттуда ничто не может выйти. Эту поверхность называют «горизонтом событий». Поскольку до сих пор имеются лишь косвенные указания на существование черных дыр на расстояниях в тысячи световых лет от Земли, наше дальнейшее изложение основывается главным образом на теоретических результатах.

Черные дыры, предсказанные общей теорией относительности (теорией гравитации, предложенной Эйнштейном в 1915) и другими, более современными теориями тяготения, были математически обоснованы Р.Оппенгеймером и Х.Снайдером в 1939. Но свойства пространства и времени в окрестности этих объектов оказались столь необычными, что астрономы и физики в течение 25 лет не относились к ним серьезно. Однако астрономические открытия в середине 1960-х годов заставили взглянуть на черные дыры как на возможную физическую реальность. Их открытие и изучение может принципиально изменить наши представления о пространстве и времени.

Черная дыра искривляет вокруг себя геометрию пространства. Согласно общей теории относительности Альберта Эйнштейна (1915), гравитация, т.е. взаимное притяжение между всеми материальными телами, - это вовсе не сила, а результат искривления пространства-времени. Чем больше плотность объекта, тем сильнее его гравитационное притяжение, т.е. больше искривление пространства-времени. Вещество в ядрах некоторых коллапсирующих звезд достигает такой плотности, что пространство в их окрестности сильно искривлено, как показывают кривые линии на рисунке. Сильно искривленные области пространства-времени и есть черные дыры.

Образование черных дыр. Пока в недрах звезды происходят термоядерные реакции, они поддерживают высокую температуру и давление, препятствуя сжатию звезды под действием собственной гравитации. Однако со временем ядерное топливо истощается, и звезда начинает сжиматься. Расчеты показывают, что если масса звезды не превосходит трех масс Солнца, то она выиграет «битву с гравитацией»: ее гравитационный коллапс будет остановлен давлением «вырожденного» вещества, и звезда навсегда превратится в белый карлик или нейтронную звезду. Но если масса звезды более трех солнечных, то уже ничто не сможет остановить ее катастрофического коллапса и она быстро уйдет под горизонт событий, став черной дырой. У сферической черной дыры массы M горизонт событий образует сферу с окружностью по экватору в 2 раз большей «гравитационного радиуса» черной дыры

R_G = 2GM/c²,

где c - скорость света, а G - постоянная тяготения. Черная дыра с массой 3 солнечных имеет гравитационный радиус 8,8 км.

Если астроном будет наблюдать звезду в момент ее превращения в черную дыру, то сначала он увидит, как звезда все быстрее и быстрее сжимается, но по мере приближения ее поверхности к гравитационному радиусу сжатие начнет замедляться, пока не остановится совсем. При этом приходящий от звезды свет будет слабеть и краснеть, пока не потухнет совсем. Это происходит потому, что в борьбе с гигантской силой тяжести свет теряет энергию и ему требуется все больше времени, чтобы достичь наблюдателя. Когда поверхность звезды достигнет гравитационного радиуса, покинувшему ее свету потребуется бесконечное время, чтобы достичь наблюдателя (и при этом фотоны полностью потеряют свою энергию). Следовательно, астроном никогда не дождется этого момента и тем более не увидит того, что происходит со звездой под горизонтом событий. Но теоретически этот процесс исследовать можно.

Расчет идеализированного сферического коллапса показывает, что за короткое время звезда сжимается в точку, где достигаются бесконечно большие значения плотности и тяготения. Такую точку называют «сингулярностью». Более того, общий математический анализ показывает, что если возник горизонт событий, то даже несферический коллапс приводит к сингулярности. Однако все это верно лишь в том случае, если общая теория относительности применима вплоть до очень маленьких пространственных масштабов, в чем мы пока не уверены. В микромире действуют квантовые законы, а квантовая теория гравитации пока не создана. Ясно, что квантовые эффекты не могут остановить сжатие звезды в черную дыру, а вот предотвратить появление сингулярности они могли бы.

Современная теория звездной эволюции и наши знания о звездном населении Галактики указывают, что среди 100 млрд. ее звезд должно быть порядка 100 млн. черных дыр, образовавшихся при коллапсе самых массивных звезд. К тому же черные дыры очень большой массы могут находиться в ядрах крупных галактик, в том числе и нашей.

Как уже отмечалось, в нашу эпоху черной дырой может стать лишь масса, более чем втрое превышающая солнечную. Однако сразу после Большого взрыва, с которого ок. 15 млрд. лет назад началось расширение Вселенной, могли рождаться черные дыры любой массы. Самые маленькие из них в силу квантовых эффектов должны были испариться, потеряв свою массу в виде излучения и потоков частиц. Но «первичные черные дыры» с массой более 10¹⁵ г могли сохраниться до наших дней.

Все расчеты коллапса звезд делаются в предположении слабого отклонения от сферической симметрии и показывают, что горизонт событий формируется всегда. Однако при сильном отклонении от сферической симметрии коллапс звезды может привести к образованию области с бесконечно сильной гравитацией, но не окруженной горизонтом событий; ее называют «голой сингулярностью». Это уже не черная дыра в том смысле, как мы обсуждали выше. Физические законы вблизи голой сингулярности могут иметь весьма неожиданный вид. В настоящее время голая сингулярность рассматривается как маловероятный объект, тогда как в существование черных дыр верит большинство астрофизиков.

Свойства черных дыр. Для стороннего наблюдателя структура черной дыры выглядит чрезвычайно простой. В процессе коллапса звезды в черную дыру за малую долю секунды (по часам удаленного наблюдателя) все ее внешние особенности, связанные с неоднородностью исходной звезды, излучаются в виде гравитационных и электромагнитных волн. Образовавшаяся стационарная черная дыра «забывает» всю информацию об исходной звезде, кроме трех величин: полной массы, момента импульса (связанного с вращением) и электрического заряда. Изучая черную дыру, уже невозможно узнать, состояла ли исходная звезда из вещества или антивещества, имела ли она форму сигары или блина и т.п. В реальных астрофизических условиях заряженная черная дыра будет притягивать к себе из межзвездной среды частицы противоположного знака, и ее заряд быстро станет нулевым. Оставшийся стационарный объект либо будет невращающейся «шварцшильдовой черной дырой», которая характеризуется только массой, либо вращающейся «керровской черной дырой», которая характеризуется массой и моментом импульса. Единственность указанных выше типов стационарных черных дыр была доказана в рамках общей теории относительности В.Израэлем, Б.Картером, С.Хокингом и Д.Робинсоном.

Согласно общей теории относительности, пространство и время искривляются гравитационным полем массивных тел, причем наибольшее искривление происходит вблизи черных дыр. Когда физики говорят об интервалах времени и пространства, они имеют в виду числа, считанные с каких-либо физических часов и линеек. Например, роль часов может играть молекула с определенной частотой колебаний, количество которых между двумя событиями можно назвать «интервалом времени». Замечательно, что гравитация действует на все физические системы одинаково: все часы показывают, что время замедляется, а все линейки - что пространство растягивается вблизи черной дыры. Это означает, что черная дыра искривляет вокруг себя геометрию пространства и времени. Вдали от черной дыры это искривление мало, а вблизи так велико, что лучи света могут двигаться вокруг нее по окружности. Вдали от черной дыры ее поле тяготения в точности описывается теорией Ньютона для тела такой же массы, но вблизи гравитация становится значительно сильнее, чем предсказывает ньютонова теория. Любое тело, падающее на черную дыру, задолго до пересечения горизонта событий будет разорвано на части мощными приливными гравитационными силами, возникающими из-за разницы притяжения на разных расстояниях от центра.

Черная дыра всегда готова поглотить вещество или излучение, увеличив этим свою массу. Ее взаимодействие с окружающим миром определяется простым принципом Хокинга: площадь горизонта событий черной дыры никогда не уменьшается, если не учитывать квантового рождения частиц.

Дж.Бекенстейн в 1973 предположил, что черные дыры подчиняются тем же физическим законам, что и физические тела, испускающие и поглощающие излучение (модель «абсолютно черного тела»). Под влиянием этой идеи Хокинг в 1974 показал, что черные дыры могут испускать вещество и излучение, но заметно это будет лишь в том случае, если масса самой черной дыры относительно невелика. Такие черные дыры могли рождаться сразу после Большого взрыва, с которого началось расширение Вселенной. Массы этих первичных черных дыр должны быть не более 10¹⁵ г (как у небольшого астероида), а размер 10^?15 м (как у протона или нейтрона). Мощное гравитационное поле вблизи черной дыры рождает пары частица-античастица; одна из частиц каждой пары поглощается дырой, а вторая испускается наружу. Черная дыра с массой 10¹⁵ г должно вести себя как тело с температурой 10¹¹ К. Идея об «испарении» черных дыр полностью противоречит классическому представлению о них как о телах, не способных излучать.

Поиск черных дыр. Расчеты в рамках общей теории относительности Эйнштейна указывают лишь на возможность существования черных дыр, но отнюдь не доказывают их наличия в реальном мире; открытие настоящей черной дыры стало бы важным шагом в развитии физики. Поиск изолированных черных дыр в космосе безнадежно труден: мы не сможем заметить маленький темный объект на фоне космической черноты. Но есть надежда обнаружить черную дыру по ее взаимодействию с окружающими астрономическими телами, по ее характерному влиянию на них.

Сверхмассивные черные дыры могут находиться в центрах галактик, непрерывно пожирая там звезды. Сконцентрировавшись вокруг черной дыры, звезды должны образовать центральные пики яркости в ядрах галактик; их поиски сейчас активно ведутся. Другой метод поиска состоит в измерении скорости движения звезд и газа вокруг центрального объекта в галактике. Если известно их расстояние от центрального объекта, то можно вычислить его массу и среднюю плотность. Если она существенно превосходит плотность, возможную для звездных скоплений, то полагают, что это черная дыра. Этим способом в 1996 Дж.Моран с коллегами определили, что в центре галактики NGC 4258, вероятно, находится черная дыра с массой 40 млн. солнечных.

Наиболее перспективным является поиск черной дыры в двойных системах, где она в паре с нормальной звездой может обращаться вокруг общего центра масс. По периодическому доплеровскому смещению линий в спектре звезды можно понять, что она обращается в паре с неким телом и даже оценить массу последнего. Если эта масса превышает 3 массы Солнца, а заметить излучение самого тела не удается, то очень возможно, что это черная дыра.

В компактной двойной системе черная дыра может захватывать газ с поверхности нормальной звезды. Двигаясь по орбите вокруг черной дыры, этот газ образует диск и, приближаясь по спирали к черной дыре, сильно нагревается и становится источником мощного рентгеновского излучения. Быстрые флуктуации этого излучения должны указывать, что газ стремительно движется по орбите небольшого радиуса вокруг крохотного массивного объекта.

С 1970-х годов обнаружено несколько рентгеновских источников в двойных системах с явными признаками присутствия черных дыр. Самой перспективной считается рентгеновская двойная V 404 Лебедя, масса невидимого компонента которой оценивается не менее чем в 6 масс Солнца. Другие замечательные кандидаты в черные дыры находятся в двойных рентгеновских системах Лебедь X-1, LMCX-3, V 616 Единорога, QZ Лисички, а также в рентгеновских новых Змееносец 1977, Муха 1981 и Скорпион 1994. За исключением LMCX-3, расположенной в Большом Магеллановом Облаке, все они находятся в нашей Галактике на расстояниях порядка 8000 св. лет от Земли.