Вселенная. Метагалактики. Галактики

Напрашивающийся вывод, что наша Галактика находится в центре Метагалактики, раз от нее разбегаются во все стороны скопления галактик, неверен. Можно доказать, что закон Хаббла справедлив для наблюдателя, расположенного в любой точке Метагалактики.

Неопределенность “возраста Вселенной” отчасти связана с ошибками в определении значения постоянной Хаббла. Более серьезным источником неопределённости является отсутствие экспериментальных данных о поведении свободного фотона на протяжении многих миллионов лет (столько времени требуется излучению, испущенному далекой галактикой, чтобы достичь земного наблюдателя). Если фотон за это время теряет часть своей энергии (например, при взаимодействии с окружающими физическими полями), то “красное смещение в спектрах галактик, по крайней мере, отчасти имеет не доплеровскую природу. Тогда “возраст Вселенной”, приведенный выше, окажется заниженным. Он может составить и 30, и 50 млрд. лет.

III.Галактики

       Галактики — гигантские звездные острова, находящиеся за пределами нашей звездной системы (нашей Галактики).
      Идея о том, что наша Галактика не заключает в себя весь звездный мир и существуют другие, сходные с ней звездные системы, впервые была высказана учеными и философами в середине 18 в. (Э.Сведенборг в Швеции, И.Кант в Германии, Т.Райт в Англии). На небе другие звездные системы выглядят как далекие гигантские скопления звезд. Естественно было предположить, что такими «внешними» галактиками являются светлые туманные пятна низкой яркости, открытые астрономами на небе, когда в их распоряжении появились достаточно крупные телескопы. Астроном В.Гершель в конце 18 в. смог с помощью построенного им большого телескопа первым «разложить» на отдельные звезды некоторые из таких туманностей. Впоследствии оказалось, что они являются звездными скоплениями, которые принадлежат нашей Галактике. Другие же туманности (включая большую Туманность Андромеды) не разрешались на звезды, и было неизвестно, относятся ли они к нашей Галактике или лежат за ее пределами. Позднее, в конце 19 в., выяснилось, что природа наблюдаемых светлых пятен вообще не одинакова, некоторые из них, действительно, могут быть далекими звездными скоплениями, а другие имеют спектр, характерный для газа, а не для звезд, а, значит, являются облаками нагретого межзвездного газа.
     В середине 19 в. было впервые обнаружено наличие спиральной структуры у некоторых туманностей (лорд Росс, Великобритания). Но их звездная природа еще долгое время оставалась неясной.
     На помощь пришла фотография. В начале 20 в. американскому астроному Дж.Ричи с помощью нового телескопа с диаметром 1,5 м на обсерватории Маунт Вильсон впервые удалось, используя длинные экспозиции, получить                                                                                                                         фотографии нескольких туманных пятен (включая туманности в Андромеде и в Треугольнике) такого высокого качества, что на них можно было рассмотреть изображения большого числа очень слабых звезд. Но поскольку никто не мог сказать, к каким типам принадлежат эти звезды, открытие Ричи не решило вопрос о расстоянии, а значит, и о природе исследуемых объектов. Окончательно этот проблема была решена в 1924, когда астроном Э.Хаббл, проводя наблюдения на 2,5-метровом рефлекторе, обнаружил в туманностях Андромеды и Треугольника звезды знакомого типа — цефеиды.
     Расстояние до этих переменных звезд астрономы уже умели определять по характерной для них зависимости «период-светимость». И хотя впоследствии выяснилось, что полученные Хабблом расстояния более чем вдвое меньше действительных, его оценки убедительно показали, что наблюдавшиеся звездные системы находятся далеко за пределами нашей Галактики. С этого времени стало возможным говорить о рождении нового раздела науки — внегалактической астрономии.
     Невооруженному глазу доступно всего три галактики — туманность Андромеды в северном полушарии и Большое и Малое Магеллановы Облака — в южном. Магеллановы облака являются самыми близкими к нам галактиками: расстояние до них ок. 150 тыс. св. лет.
     Пространство между галактиками прозрачно, что позволяет наблюдать очень далекие объекты. Современным крупным телескопам потенциально доступны для наблюдения более миллиарда далеких галактик, однако, большинство из них едва заметны и видны лишь как крошечные пятнышки размером в несколько угловых секунд, часто по виду с трудом отличимые от слабых звезд нашей Галактики. Поэтому современные представления о галактиках основаны на изучении нескольких десятков тысяч сравнительно близких объектов, которые могут быть исследованы более детально.
     Первый каталог, содержащий информацию о положении на небе более ста туманных пятен, был составлен астрономом, специализировавшимся на поиске комет, Шарлем Мессье в 18 в. Большинство зарегистрированных им пятен впоследствии оказалось галактиками, остальные — светлыми газовыми туманностями и звездными скоплениями нашей Галактики. Объекты Мессье до сих пор обозначаются номерами его каталога (например, туманность Андромеды имеет обозначение М31). Одним из более обширных каталогов, номерами из которых часто обозначают галактики, является New General Catalogue (NGC), основы которого заложили астрономы Вильям Гершель и его сын Джон Гершель. Вместе с добавлением к нему (Index Catalogues, или IC) каталог NGC содержит координаты более 13 тыс. объектов.
     Работа по составлению более подробных каталогов галактик была существенно расширена несколькими изданиями Реферативного каталога ярких галактик Ж. де Вокулера с сотрудниками. Более обширные, но менее информативные каталоги, основанные на просмотре фотографических пластинок Обзора неба, полученных на 1,2-метровой камере Шмидта Паломарской обсерватории, были опубликованы еще ранее Ф.Цвикки (Каталог Цвикки), П.Нильсоном (каталог UGC) и Б.А.Воронцовым-Вельяминовым (Морфологический каталог галактик). Они содержат координаты, звездные величины, угловые размеры и некоторые другие

параметры для нескольких десятков тысяч галактик приблизительно до 15-й звездной величины. Позднее был проведен аналогичный обзор и для южного неба — по фотографиям, полученным с помощью широкоугольных камер Шмидта Европейской южной обсерватории в Чили и в Австралии. Со временем появились многочисленные более специализированные атласы и каталоги галактик, обладающих теми или иными свойствами, в том числе составленные по наблюдениям в радио, рентгеновском или инфракрасном диапазонах спектра.
     Одна и та же галактика под различными номерами может входить в разные каталоги. За исключением небольшого числа объектов, галактики не имеют собственных имен. Каждой соответствует цифровое обозначение, перед которым, как правило, стоит аббревиатура (сокращенное до нескольких букв название) соответствующего каталога. Обозначения галактик по разным каталогам вместе с обширной информацией об их наблюдаемых свойствах можно найти, например, в базе данных НАСА по внегалактическим объектам на сайте.
     Галактики не имеют резких границ, их яркость постепенно спадает с удалением от центра наружу, поэтому понятие размера не является строго определенным. Видимый размер галактик зависит от возможности телескопа выделить их внешние области, имеющие низкую яркость, на фоне свечения ночного неба, которое никогда не бывает абсолютно черным. В его слабом свете «тонут» периферийные части галактик. Современная техника позволяет регистрировать области галактик с яркостью менее 1% от яркости ночного неба. Для объективной оценки размеров галактик за их границу условно принимается определенный уровень поверхностной яркости, или, как говорят, определенная изофота (так называют линию, вдоль которой поверхностная яркость имеет постоянное значение). Часто в качестве такого порогового значения яркости принимается 25 звездная величина с квадратной угловой секунды в фотографической области спектра. Соответствующая ей яркость в десятки раз ниже яркости ночного, ничем не «подсвеченного» неба. Яркость центральных областей галактик может быть в несколько сотен раз выше порогового значения.
     Светимость галактик (т.е. полная мощность излучения) меняется в еще больших пределах, чем их размер — от нескольких миллионов светимостей Солнца (Lc) у самых маленьких галактик до нескольких сотен миллиардов Lc для галактик-гигантов. Эта величина примерно соответствует общему количеству звезд в галактике или ее полной массе. Светимость галактик такого типа как наша Галактика составляет несколько десятков миллиардов светимостей Солнца. Однако у одной и той же галактики она может сильно различаться в зависимости от диапазона спектра, в котором ведется наблюдение. Поэтому очень важную роль в изучении галактик играют наблюдения в различных интервалах длин волн. Вид галактик неузнаваемо меняется при переходе от одного спектрального диапазона к другому — от радиоволн к гамма-лучам. Это связано с тем, что основной вклад в излучение галактик на различных длинах волн вносят объекты различной природы.
     Источники, дающие одиночные короткие всплески гамма-излучения, по-видимому, связанные с компактными звездами (нейтронными звездами, черными дырами).. Излучение галактик в этом диапазоне редко наблюдается. Оно регистрируется только за пределом атмосферы.

     Массы галактик, как и их светимости, также могут различаться на несколько порядков — от значений, характерных для крупных шаровых звездных скоплений (миллионы масс Солнца) до тысячи миллиардов масс Солнца у некоторых эллиптических галактиках.

Галактики — это прежде всего звездные системы, именно со звездами связано их оптическое излучение. Пространственно звезды образуют два основных структурных компонента галактики, как бы вложенных один в другой: быстро вращающийся звездный диск, толщина которого обычно составляет 1 — 2 тыс. св. лет, и медленно вращающуюся сферическую (или сфероидальную) составляющую, яркость которой концентрируется не к плоскости диска, а к центру галактики. Внутренняя, наиболее яркая часть сферодального компонента называется балдж (от англ. bulge — вздутие), а внешняя часть низкой яркости — звездное гало. В центральной части массивных галактик часто выделяется небольшой и быстро вращающийся околоядерный диск размером порядка тысячи св.лет, который также состоит из звезд и газа. Такая структурность галактик отражает сложный многоступенчатый характер их формирования. Есть галактики, в которых наблюдается только один из двух основных компонентов: диск или сфероид.
     Помимо звезд с разными массами, химическим составом и возрастом, каждая галактика содержит разреженную и слегка намагниченную межзвездную среду (газ и пыль), пронизываемую высокоэнергичными частицами (космическими лучами). Относительная масса, приходящаяся на долю межзвездной среды, как и мощность радиоизлучения, также относятся к важнейшим наблюдаемым характеристикам галактик. Полная масса межзвездного вещества сильно меняется от одной галактики к другой и обычно составляет от нескольких десятых долей процента до 50% суммарной массы звезд (в редких случаях газ может даже преобладать по массе над звездами). Содержание газа в галактике — это очень важная характеристика, от которой во многом зависит активность происходящих в галактиках процессов и, прежде всего, — процесс образования звезд. Многие характеристики галактик, такие как светимость, линейные размеры, масса газа и звезд, период вращения, невозможно оценить, если не известно расстояния до них. Не существует универсального метода определения расстояний до галактик. Одни способы используются для сравнительно близких, другие — для очень далеких объектов. Наиболее разнообразны методы оценки расстояний до сравнительно близких галактик, в которых можно наблюдать и исследовать отдельные яркие объекты. В качестве таких объектов обычно используются звезды, обладающие высокой светимостью: цефеиды, ярчайшие сверхгиганты или гиганты (их легко различить по цвету), но часто привлекаются и другие образования: звездные скопления, планетарные туманности, а также новые звезды в максимуме блеска.

Характеристики этих объектов считаются известными, например, по аналогии с подобными объектами нашей Галактики. Самый точный метод связан с использованием цефеид, поскольку светимости этих звезд могут быть получены по хорошо установленной зависимости «период-светимость». Для определения расстояний проводятся фотометрические измерения видимых звездных величин (видимой яркости) объектов в тех или иных галактиках. Затем полученные оценки сопоставляются со светимостью выбранных объектов (или их абсолютной звездной величиной); при этом обязательно вводится поправка на межзвездное поглощение света. В итоге это позволяет оценить, насколько далеко от нас находится галактика.
     Если m — видимая звездная величина объекта, исправленная за межзвездное поглощение, а М — его известная абсолютная звездная величина, то логарифм расстояния D до этого объекта, выраженного в мегапарсеках, определяется по формуле:

lgD = 0,2(m–M)–5
     Для перевода расстояния в миллионы световых лет его значение в мегапарсеках надо умножить на 3,26.
     Эффективным оказался и метод определения расстояний не по отдельным объектам, а по оценке параметров мелкой ряби (флуктуаций поверхностной яркости) на видимом изображении галактик, которая обусловлена звездами, не разрешаемыми по отдельности. Но все эти методы достаточно грубы и в применении к индивидуальным галактикам могут давать большую ошибку.
     Ярчайшие звезды, пригодные для оценки расстояний, даже с помощью крупнейших телескопов наблюдаются в галактиках, удаленных не более чем на несколько десятков миллионов световых лет (шаровые скопления — несколько дальше). Исключение составляют сверхновые звезды, их можно запечатлеть на любых расстояниях, с которых видны галактики. Их тоже используют для оценки расстояний, однако, они вспыхивают в галактиках редко и не прогнозируемым образом. Поэтому для более далеких галактик разработаны другие подходы. Например, предполагают, что заранее известна светимость или линейный размер галактик определенного типа (это очень грубый метод). Более точные оценки опираются на статистически установленные зависимости, связывающие светимость галактик с какой-либо непосредственно измеряемой величиной, характеризующей галактику (скорость вращения, ширина спектральных линий, принадлежащих звездам, или линий излучения межзвездного газа в радиодиапазоне). Но чаще всего расстояние до далеких галактик определяют по зависимости Хаббла «красное смещение спектральных линий — расстояние». Этот метод (метод красного смещения) основан на измерении сдвига линий в спектре галактики, обусловленного расширением Вселенной. Открытая эмпирически зависимость Хаббла получила надежное обоснование в теории расширяющейся Вселенной. Однако, для калибровки эмпирических зависимостей все равно требуются сравнительно близкие галактики, для которых расстояния находят по индивидуальным объектам. Поэтому определить, во сколько раз одна галактика дальше другой, можно значительно точнее, чем оценить расстояние до каждой из них. В целом, точность оценки расстояний не превышает 10 — 15%, а в отдельных случаях она значительно ниже.

Таблица 1.

Расстояния до ближайших галактик, их групп и скоплений.