Звездные системы и метагалактика

Скопления галактик разделяются на два типа - регулярные и иррегулярные. 

Регулярные скопления  имеют сферическую форму. Галактики  в них обнаруживают сильную концентрацию к одной точке - центру скопления. Плотность сосредоточения галактик в правильных скоплениях высокая, особенно в центральных областях. В этих скоплениях много эллиптических  галактик и галактик типа S0 и в  них почти нет спиральных и  неправильных галактик. В центре подобного  скопления обычно находится одна или несколько гигантских эллиптических  галактик с активными ядрами. Такие  галактики обладают мощным радиоизлучением, поэтому многие регулярные скопления  являются сильными радиоисточниками. В недрах центральной галактики  находится мощный источник энергии. Он может выделять ее столько, сколько  излучает вся галактика вместе взятая. Но, при этом сам источник имеет  размеры и массу в тысячи раз  меньше, чем галактика. 

Таковы общие черты  правильных скоплений. Но велики и несходства. Они проявляются главным образом  в различной общей численности  и средней плотности скоплений.  
 

Таблица 2. Основные характеристики трех правильных скоплений  галактик. 

Характеристика 

Скопление в Волосах  Вероники 

Скопление в Раке 

Скопление в Пегасе 

Расстояние в мегапарсеках …. 
 

Диаметр в мегапарсеках …. 
 

Число галактик до видимой  звездной величины 19,0 … 
 

Средняя плотность  в галактиках на 1куб. мегапарсек …  

85 
 

  

17 
 

  

  

11000 
 

  

  

4  

55 
 

  

6 
 

  

  

300 
 

  

  

3  

45 
 

  

1,5 
 

  

  

370 
 

  

  

250 
 

Как видно из данных таблицы 2 скопление галактик в созвездии  Волосы Вероники выделяется богатством членов, а скопление в созвездии  Пегас очень высокой средней  плотностью. В центральной части  скопления в Пегасе плотность  доходит до 2000 галактик на 1 куб. мегапарсек; здесь галактики почти касаются друг друга и плотность их сосредоточения в 40000 раз выше, чем средняя плотность  в Метагалактике.  

В регулярных скоплениях существуют центральные галактики, содержащие до 10% массы всего скопления. Они могли набрать такую большую  массу в результате "поедания" мелких галактик. Такое явление получило название галактического каннибализма. Это происходит при сближении  небольшой галактики с гораздо более крупной. Если скорость сближения не слишком велика, то более массивная галактика может просто проглотить вторую, включив ее звезды в состав более крупной системы. 

Иррегулярные скопления  галактик намного менее плотны, чем  регулярные, у них нет ясной  формы, а концентрация галактик в  некоторой точке хотя и наблюдается, но выражена слабо. Эти скопления  часто весьма обширны по размерам и содержат мало гигантских эллиптических  галактик. Здесь доминируют спиральные галактики и неправильные галактики  типа Irr I. 

Ярким примером иррегулярного  скопления галактик является ближайшее  к нам скопление галактик в  созвездии Девы. Расстояние до него около 12 Мпс, а линейные размеры составляют почти 8 Мпс. Поэтому площадь, которую  занимает это скопление на небе, весьма значительна: 40х400. Несмотря на неясность очертаний и неправильную форму скопления в Деве, галактики  в нем обнаруживают концентрацию к центру. Сильнее это проявляется у эллиптических галактик, слабее у спиральных. Эту особенность следует рассматривать как подтверждение тяготения эллиптических галактик к скучиванию. Они чаще, чем спиральные, входят в скопления, доминируют в плотных скоплениях, а в иррегулярных неплотных скоплениях показывают большую концентрацию к центру. 

При исследовании скоплений  галактик в рентгеновском диапазоне  с помощью приборов спутников "Ухуру" и "Ариэль" было сделано интересное открытие: около трети регулярных скоплений и примерно десятая  часть иррегулярных скоплений заполнены  горячим газом, излучающим преимущественно  в рентгеновском диапазоне. Любое  нагретое тело излучает электромагнитные волны, и чем больше температура  тела, тем более коротковолновое  излучение преобладает в его  спектре. Газ в скоплениях имеет  температуру более десяти миллионов  градусов и поэтому излучает главным  образом в рентгеновском диапазоне. Концентрация этого газа мала, около 1000 атомов водорода на 1 кубический метр, но общий объем его огромен. Поэтому  полная масса газа сопоставима с  массой всего видимого нами скопления! 

С этим газом связано  несколько нетривиальных проблем. Дело в том, что он имеет почти  нормальный (солнечный) химический состав. Значит, это межгалактическое вещество уже побывало в термоядерной звездной "печке" и обогатилось тяжелыми элементами. Но когда это произошло? Астрономы предполагают, что значительная часть межгалактического газа в  скоплениях была выброшена из галактик миллиарды лет назад, когда они  были молодыми и в них шло бурное звездообразование. 

Другой вопрос связан с проблемой скрытой массы. Как  уже упоминалось, обнаруженный газ  имеет чрезвычайно высокую температуру, поэтому, чтобы он не разлетелся и  не покинул скопление, его должна удерживать большая сила тяготения. Но если она достаточно велика, то должна быть велика и масса ее создающая, то есть масса самого скопления. 

Оценки массы вещества отдельных галактик показывают, что  их суммарное гравитационное поле не может удерживать столь горячий  газ. Значит должна существовать огромная масса невидимого нам вещества (это  ни горячий газ, ни звезды галактик), которая своим гравитационным полем  удерживала бы высокотемпературный  газ. Но где эта масса? 

Ранее с той же проблемой скрытой массы ученые столкнулись при объяснении устойчивости скоплений. Скорости движения галактик внутри скопления столь велики, что  без все той же скрытой массы они просто разлетелись бы в разные стороны. 

Проблема скрытой  массы имеет огромное значение для  космологии. Ведь получается, что наша Вселенная, а космология изучает  всего один объект - Вселенную как  целое, состоит не только из наблюдаемого нами вещества, но и из скрытого, то есть невидимого. А что оно из себя представляет, где и в чем сосредоточено? На эти вопросы ответов пока не найдено. 

В 1981 году было сообщено об открытии огромной области пространства размером со сверхскопление, почти  лишенной как отдельных галактик, так и их скоплений. Открывшие  эту область астрономы назвали  ее "пустотой" и обратили внимание на то, что космологи должны уметь  объяснять отсутствие галактик так  же, как и их наличие. Сейчас известно еще несколько пустот, крупнейшая из которых имеет размер 2 млрд. на 1 млрд. световых лет. Вместе с этими  открытиями пришло понимание того, что галактики - это не просто объекты, которые иногда собираются в скопления. Вместе этого оказалось, что, по крайней  мере, в некоторых частях Вселенной, галактики образуют сеть с большими пустотами в промежутках между  ними.  

Изучение скоплений  галактик вообще тесно переплетено  с космологическими проблемами. Особую роль в этом играет то обстоятельство, что скопления (а их сейчас известно около 10000) объединены в более крупные  системы, формируя, таким образом, крупномасштабную структуру Вселенной - Метагалактика. Иерархическая структура не обрывается на скоплениях галактик.  

Понятие "Метагалактика" не является вполне ясным. Тем не менее, имеются некоторые основания  предполагать, что такая система  как Метагалактика, существует, что  она относительно автономна и  является объедением галактик примерно такого порядка, каким для звезд  нашей системы является Галактика. Следует предположить существование  и других метагалактик. 

Реальность Метагалактики  будет доказана, если удастся как-то определить ее границы и выделить наблюдаемые объекты, не принадлежащие  ей. 

В связи с гипотетичностью  представлений о Метагалактике  как об автономной гигантской системе  галактик, включающей все наблюдаемые  галактики и их скопления, термин "Метагалактика" стал чаще применяться  для обозначения обозреваемой (при  помощи всех существующих средств наблюдения) части Вселенной. 
 

9. Квазары 
 

Квазары впервые  были обнаружены в 60-х годах нашего столетия. Астрономы стали находить нечто новое - крохотные радиоисточники, которые не удавалось связать  ни с одним из известных объектов. Положение одного из таких источников - 3С 48. 

Первая фотография области с центром в 3С 48, полученная на200-дюймовом Паломарском телескопе, оказалась очень интересной и  одновременно ставила исследователей в тупик. Прямо в центре находилась звезда. Казалось, была обнаружена настоящая  радиозвезда, излучающая огромное количество энергии в радиодиапозоне. В то же время спектр звезды приводил в  недоумение всех, кто его видел: вместо непрерывной полосы света всех различных  цветов, как это наблюдается у  звезд, этот спектр состоял из слабой полосы с рядом ярких эмиссионных  линий, и все они находились в  неподобающих местах.  

Новые таинственные радиоисточники на вид были звездообразными, но казались состоящими из непонятного  материала. 

Сначала открывшие  их астрономы называли эти объекты "квазизвездными радиоисточниками". Вскоре наиболее распространенным стало  легко запоминающееся и экзотически  звучащее слово "квазар". 

В 1961 г. на Паломарском  телескопе был получен спектр самого яркого из квазизвездных радиоисточников - квазара 13-й величины 3С 273. Линии  водорода находились не на своих местах, но их взаимное расположение, интервалы  между ними и интенсивности были в точности такими, как надо. Однако весь набор линий как целое  был смещен в красную сторону  спектра (рис. 9). Кстати, в спектре 3С 48 были те же самые линии, но сдвинутые  еще дальше в красном направлении. Некоторые из известных линий  оказались смещенными за пределы  спектра! 
 
 

                            рис.9. Красные смещения квазаров  подобны таковым у обычных  галактик 

Астрономам были знакомы вызываемые эффектом Доплера  красные смещения. Квазары поражали огромными скоростями удаления от нас. Они имели красные смещения, соответствующие  таким большим скоростям, как 150 000 км/с. В этом случае они не могли быть звездами нашей Галактики, потому что, двигаясь так быстро, должны были скоро покинуть Млечный Путь и унестись в межгалактическое пространство.  

Что же это за объекты? За более чем 25 лет после открытия квазаров было обнаружено более 3000 квазаров. 

Наиболее вероятным  объяснением красных смещений стала  так называемая космологическая  гипотеза: подобно галактикам, квазары  удаляются от нас в рамках общего расширения Вселенной и получаемые из красных смещений громадные скорости квазаров говорят о том, что они  находятся на расстоянии самых далеких  галактик. Красные смещения некоторых  квазаров гораздо больше, чем у  любой исследованной галактики. Этот факт ставит нас перед еще  одной проблемой. Галактики с  такими большими красными смещениями не наблюдаются просто потому, что  на таких расстояниях они слишком  слабые, чтобы их можно было увидеть  и измерить. Расстояния, определенные по красному смещению, для многих квазаров превышают 5 млрд. световых лет. Это  означает, что по светимости квазары  превосходят даже самые яркие  из галактик. Например, светимость 3С 273 примерно в 100 раз больше светимости нормальной гигантской галактики, и  при этом объект выглядит как звезда. 

Кроме того, у квазаров была обнаружена переменность блеска. Например, у 3С 273 в течение более 50 лет блеск менялся неправильным образом. Астрономы обнаружили, что  светимости могут меняться во много - даже в 100 раз. В некоторых случаях  блеск менялся очень быстро - на протяжении всего одного дня. Это  открытие поставило космологическую  интерпретацию квазаров в очень  трудное положение. Быстро меняющийся объект не может быть очень большим. Так, свет проходит за день расстояние в один световой день, и если за это время наблюдается значительное изменение блеска, то излучающий объект должен быть меньше одного светового дня: в противном случае любые изменения блеска окажутся смазанными из-за времени, которое требуется свету от дальней части объекта, чтобы достичь его ближней для нас части (рис.10). Световой день очень мал - всего лишь порядка размеров Солнечной системы. Как может объект размером всего только с Солнечную систему излучать света в 100 раз больше, чем галактика из сотен миллиардов звезд?