Возможно, это будет черная дыра - невидимая и почти необнаружимая.
Глава V
Наблюдая эволюцию галактик
После обретения галактикой формы следующие стадии эволюции являются медленными и гораздо менее эффектными. Звезды образуются, умирают и выбрасывают богатое тяжелыми элементами вещество, образующее новые звезды, галактика постепенно тускнеет и краснеет, химический состав ее звездного населения медленно меняется по мере обогащения газа и пыли, из которых образуются последующие поколения звезд, тяжелыми элементами.
Мы не можем увидеть, как галактика меняется. Человеческая жизнь по меньшей мере в миллион раз короче, чем надо для этого. Но мы можем наблюдать эволюционные эффекты, глядя назад на все более ранние стадии эволюции нашей Вселенной, когда галактики оказываются более молодыми. Свету от галактики на расстоянии 10 миллиардов световых лет, например, потребовалось 10 миллиардов лет, чтобы достичь нас, и, таким образом, мы наблюдаем и измеряем изображение галактики, которая на 10 миллиардов лет моложе нашей. Если возраст Вселенной составляет от 15 до 20 миллиардов лет (точное значение еще с уверенностью не установлено), то возраст наблюдаемой галактики составляет всего одну треть возраста галактик вблизи нас, свет от которых доходит до нас быстрее. Разумеется, это соображение опирается на веру в одновременное сжатие и образование всех галактик вскоре после Большого Взрыва, что подтверждается исследованиями близких галактик и предсказывается космологическими моделями.
Для того, чтобы увидеть эволюцию галактик, нужно смотреть все дальше и дальше. Расстояние в первые два миллиарда световых лет слишком мало, чтобы обнаружить изменения, но более далекие галактики демонстрируют реальные различия, особенно заметные в их цветах. Недавно при расстоянии около 10 млрд световых лет действительно обнаружено настоящее влияние эволюции на цвета галактик. Используя специальные детекторы на 200-дюймовом Паломарском телескопе, астрономы пронаблюдали галактики 23-й и 24-й величины с достаточной точностью, чтобы увидеть, как выглядят молодые галактики. В значительной степени, как это предсказывают теоретические модели, галактики в то время были более яркими и голубыми.
Расчеты Иельского астронома Беатрис Тинсли, которая посвятила большую часть своей короткой, но творческой жизни изучению эволюции галактик, помогли астрономам понять детали этих возрастных эффектов. Из моделей, созданных Тинсли с сотрудниками, нам известно, что скорость падения яркости и изменения цвета зависит от многих обстоятельств: распределения звезд по массам, скорости регенерации вещества в звездах, доли звезд, образованных при начальной вспышке и многих других. В настоящее время наблюдаемые далекие галактики начинают снабжать нас этими подробностями. Это поразительно - иметь возможность узнавать о событиях, происходящих на протяжении миллиардов лет. Мы делаем это, переводя часы на миллиарды лет назад, глядя на объекты на расстояниях в миллиарды световых лет.
Другим заметным отличием молодых галактик в далеких частях Вселенной от галактик, подобных современным, является наличие в прошлом значительно большего числа активных или взрывающихся галактик. Плотность квазаров и радиогалактик возрастает по мере того, как мы смотрим все дальше и дальше. Поэтому эти объекты должны были быть гораздо более распространены в раннюю эпоху существования Вселенной. Современные теоретические модели предполагают, что они образуются при коллапсе сверхмассивных объектов - возможно, черных дыр - в центрах галактик. Черные дыры до вольно безопасны, если в них нечего "бросить", но приводят в действие бурные энергетические процессы, если к их гравитационному полю слишком близко подходят звезды или газ.
Возможно, молодые галактики, все еще богатые непереработанным газом, были больше предрасположены к подаче этого газа в центральные ядра, чем это делают сейчас старые галактики. Если там притаились черные дыры, то эти галактики скорее вспыхнут, как квазары или радиогалактики. Теперь, по-видимому, подобная исключительно бурная активность по большей части прекратилась.
Глава VI
Типы галактик
Сомнений
полон ваш ответ
О том, что окрест ближних мест.
Скажите ж, коль пространен свет?
И что малейших дале звезд?
М. Ломоносов
Благодаря достижениям астрономии в 20 веке доступным для наблюдения стал не только звездный состав нашей Галактики, но и многочисленный мир других галактик, каждая из которых представляет собой гравитационно-обособленную систему из нескольких десятков (а порой превосходящих и сотню) миллиардов разнообразных звезд. В свою очередь, количество наблюдаемых современными средствами галактик тоже превышает десяток миллиардов единиц, а среднее расстояние между двумя соседними галактиками составляет порядка миллиона световых лет. Межзвездное пространство ряда галактик заполнено многочисленными газовыми и пылевыми облаками. Размеры же большинства галактик столь велики, что свет пересекает их из конца в конец за время порядка 100 тысяч лет. Вот такой необъятный по своей масштабности и многообразию мир предстал современным астрономам.
Наиболее распространенным типом галактик во Вселенной являются спиральные галактики, на долю которых приходится около 70% всех наблюдаемых галактик, в том числе и наш Млечный путь. Главной особенностью строения спиральных галактик является то, что они имеют две основные составляющие: плоскую - вращающийся звездный диск со спиральными ветвями и сферическую, охватывающую все плоскую составляющую. При этом спиральные ветви характеризуются различной степенью закрученности - от близких к круговым до практически прямых ветвей. В центре спиральной галактики выделяется своей яркостью эллиптической формы ядро, из которого как бы и выходят тоже яркие спиральные рукава. В отличие от них сферическая составляющая светится весьма слабо.
Совсем по другому выглядят эллиптические галактики, на долю которых приходится 26% наблюдаемых галактик. Все они издалека имеют ид светлых пятен, напоминающих удивительно правильные эллипсы, которые отличаются лишь степенью сплюснутости, что считается показателем скорости их вращения. Действительно, в соответствии с законами механики, чем медленнее вращается гравитационно обособленная звездная система, тем более у нее шансов сохранить свой первоначальный, протогалактический, близкий к сферическому вид. И наоборот, быстро вращающаяся галактика вполне естественным образом растягивается по большой оси и принимает дискообразную форму.
По размерам и массам эллиптические галактики, хотя в среднем и считаются меньшими, чем спиральные, но в целом эти их характеристики некоторым образом пересекаются и не могут служить для них надежным отличительным признаком. Что же касается действительно существенного отличия, то им безусловно является гораздо более высокая светимость спиральных галактик по сравнению с эллиптическими, что является следствием коренного различия в составе населяющих эти галактики звезд. Эллиптические галактики почти сплошь населены старыми дряхлеющими звездами, просуществовавшими уже более десятка миллиардов лет и потому изрядно потускневшими и потерявшими свой первоначальный блеск. Напротив, широко раскинувшиеся ветви спиральных галактик буквально усеяны находящимися в расцвете сил яркими молодыми звездами, состав которых непрестанно пополняется рождающимися в спиралях новыми звездами, благо материала для такого производства в виде громадных облаков газа и пыли в рукавах спиралей недостаточно.
А вот в эллиптических галактиках процесс звездообразования, по-видимому, давно завершился. Эволюционные процессы протекают в них очень медленно, почти замерли, и только в самых центральных областях этих галактик еще “продолжается жизнь”, но зато в этих областях порой пробуждается такая активность, до которой очень далеко спиральным галактикам. Принципиально важно также подчеркнуть, что звездный состав спиральных и эллиптических галактик отличается не только возрастом и яркостью звезд, но и их элементным содержанием. Слабо светящиеся звезды эллиптических галактик и сферические подсистемы спиральных главным образом легкоэлементные, состоящие в основном из водорода и гелия, а яркие звезды спиральных рукавов включают в свой состав практически всю периодическую систему Менделеева. Образно говоря, если из спиральной галактики изъять плоскую составляющую, то получится обычная эллиптическая галактика.
Бросается в глаза еще одно важное различие между этими типами галактик, связанное с особенностями движения в них звезд. Если для спиральных галактик, а верная для их дисков, характерно вполне определенное и довольно стремительное обращение составляющих их звезд вокруг центра галактики, то в эллиптических туманностях, а также в сферических подсистемах спиральных, движение звезд носит, во-первых, преимущественно хаотический характер, а во-вторых, в своем общем обращении вокруг центра звезды эллиптической галактики гораздо более медлительны. Возьмем, к примеру, находящиеся в диске нашей Галактики Солнце (оно удалено от галактического ядра примерно на две трети радиуса Млечного пути). Так вот, линейная скорость его полета по галактической орбите лежит в пределах от 220 до 250 км/сек, а период его обращения вокруг центра Галактики составляет где-то 250-280 млн. лет. Для звезд же сферической подсистемы этот период достигает полутора миллиардов лет, что связано с примерно в пять раз меньшей скоростью их общегалактического обращения. Что же касается упомянутой хаотичности движения звезд в эллиптических галактиках, то она объясняется тем, что многие звезды в них объединены в огромные шаровые скопления, насчитывающие в своем составе сотни тысяч, а порой и миллионы звезд, которые под влиянием многостороннего гравитационного взаимодействия ведут себя с динамической точки зрения совершенно непредсказуемо, двигаясь со случайными скоростями в десятки километров в секунду.
