Галактики – що це таке?

Давайте представим себе, что мы можем двигать­ся среди звезд со сказочной скоростью, при которой они пролетают мимо нас, как огни городских улиц для едущего в автомашине. Предположим, мы начали свой путь От Солнца, и вот оно быстро уменьшилось и пре­вратилось в светлую точку, затерялось среди тысяч других звезд на черном фоне, а сами звезды поплыли назад, одни — быстрее, другие — медленнее. Перед на­ми будут разворачиваться все новые и новые звездные панорамы…

Раньше полагали, что при таком нашем воображае­мом движении никогда не наступит конец этим звезд­ным россыпям. Теперь мы знаем, что со временем та­кое путешествие должно привести нас на окраину на­шего звездного острова — нашей собственной Галакти­ки, подобно тому как автомашина, движущаяся по городу, должна достигнуть его окраин. А далее мы бы путешествовали в беззвездной черноте. Иными слова­ми, мир звезд, окружающих нас, не беспределен: звезды не равномерно распределены по всему пространству, а образуют островную структуру.

Если бы предельно кратко суммировать то основное, что мы знаем о крупномасштабном распределении звезд, то, наверное, следовало бы сказать так: «Звез­ды сконцентрированы в гигантские острова — галакти­ки (полная масса большинства которых лежит в пре­делах от 1 млн. до 1000 млрд. масс Солнца). Помимо звезд, в состав галактик входят: разреженный газ, пыль, твердые тела (например, планеты), магнитные поля, космические лучи. Эти составляющие связаны вместе благодаря гравитационным силам притяжения».

К счастью, пространство между галактиками оказа­лось совершенно прозрачным для света, что позволяет нам с помощью лучших оптических инструментов на­блюдать многие миллионы звездных островов. Правда, на фотографиях в большинстве своем они выглядят лишь небольшими туманными пятнышками с размы­тыми очертаниями. Но к выводу об «островном» ха­рактере распределения звезд во Вселенной ученые при­шли не сразу.

После появления сравнительно больших телескопов было обнаружено много светлых пятнышек или, как их назвали, туманностей, которые по своему угловому размеру существенно уступали туманности Андромеды.

К середине XVIII в. на небе было найдено 42 ту­манных пятна, а к 1781 г. французский «искатель» ко­мет Шарль Мессье опубликовал список более 100 ту­манностей, который и стал их первым каталогом (хотя сам Мессье к этим объектам относился лишь как к нежеланным помехам в поисках комет). До сих пор еще многие туманности обозначаются буквой М, за ко­торой следует номер каталога Мессье. Например, ту­манность Андромеды в научной литературе обычно встречается под номером М31.

Английский астроном Вильям Гершель, наблюдая небо с помощью им самим изготовленных самых боль­ших для того времени телескопов, за 20 лет — к началу XIX в. — нашел и описал положение около 2500 туман­ностей, а сын его, Джон Гершель, увеличил это число до 5079.

Однако не все туманные пятна являются далекими галактиками. Некоторые из них еще Гершелю удалось «разложить» на отдельные звезды. Эти туманности оказались многочисленными звездными скоплениями нашей Галактики. У других туманностей свечение во­обще незвездное: применение спектрального анализа показало, что многие из них — это прозрачные облака горячего газа (они также находятся в нашей Галакти­ке, сравнительно близко к нам). Но излучение многих туманностей, в том числе и туманности Андромеды, имело спектр, похожий на спектр звезд, хотя никаких звезд ни один телескоп не мог там обнаружить.

Лишь после того как в начале нашего столетия вступили в строй крупные телескопы-рефлекторы, уда­лось запечатлеть на фотопластинке отдельные, наибо­лее яркие звезды туманности Андромеды (М31) и ту­манности в созвездии Треугольника (МЗЗ), находящих­ся примерно на одинаковом расстоянии от нас. Но природа этих туманных пятен была окончательно вы­яснена лишь когда в 20-х годах американский астро­ном Э. Хаббл впервые обнаружил в М31 цефеиды — звезды, периодически меняющие свой блеск. К этому времени уже было известно, что по периоду изменения блеска цефеид можно определить их светимость, т. е. количество энергии, излучаемое этими звездами в еди­ницу времени. А знание светимости позволяет легко определить расстояние до звезды по ее видимому бле­ску — чем дальше от нас звезда известной светимости, тем она слабее.

Пытаясь определить по цефеидам расстояние до ту­манности Андромеды, Хаббл получил величину, вдвое меньшую по сравнению с ныне принятой (в то время вычисление светимости цефеид по периоду изменения их блеска было отягощено большими систематическими ошибками). Но тем не менее и столь грубая оценка расстояния указывала на то, что туманность Андроме­ды находится далеко за пределами нашей Галактики и представляет собой самостоятельную звездную си­стему.

В настоящее время метод определения расстояний до галактик по переменным звездам-цефеидам являет­ся наиболее точным. Но, к сожалению, мы можем на­блюдать отдельные звезды только в самых близких галактиках. В туманности Андромеды, например, с по­мощью современных крупных телескопов можно обна­ружить только такие звезды, которые излучают света по крайней мере в несколько сотен раз больше, чем наше Солнце (т. е. со светимостью в сотни светимостей Солнца!). Подобных звезд совсем немного: напри­мер, в таких галактиках, как наша или туманность Андромеды, 95—97% всех звезд уступают Солнцу по светимости. Значит, абсолютное большинство звезд даже в самых близких галактиках и даже в своей собственной Галактике мы не видим (их, изучают лишь по тому вкладу, который они вносят в массу, светимость, спектр галактики как целого). Но все же ярчайшие звезды в ближайших галактиках составляют достаточное количество, чтобы служить надежным кри­терием определения расстояния до галактик. В туман­ности Андромеды, например, одних только переменных звезд известно более тысячи. Каковы же расстояния до наблюдаемых галактик?

Прежде чем ответить на этот вопрос, вспомним те единицы длины, которые используются в астрономии и, в частности, для выражения расстояния до галактик.

Во-первых, это хорошо знакомые нам сантиметр или метр. На первый взгляд кажется, что эти единицы слишком мелки и потому неудобны в применении к аст­рономическим объектам. Однако это не так. Краткая математическая запись больших чисел позволяет лег­ко оперировать с подобными величинами (например, расстояние до туманности Андромеды в сантиметрах выразится числом 2,13-10²⁴ см). А любые физические расчеты всегда удобнее проводить в единой метриче­ской системе единиц, используемой в физике, не вводя специфических единиц для астрономических объектов.

С другой единицей длины мы уже встречались. Это — световой год (или 1 св. год) — расстояние, кото­рое свет (точнее, электромагнитная волна, распростра­няющаяся в вакууме) проходит за год. Скорость света близка к 300 000 км/с. Умножив эту величину на число секунд в году, получим, что 1 св. год равен около 10¹⁸ см. Широко известная единица расстояния — аст­рономическая единица (или 1 а. е.), равная среднему расстоянию между Землей и Солнцем, примерно в 63 тыс. раз меньше светового года.

Наконец, часто используется в астрономии такая, единица расстояния, как парсек (1 пс). По определе­нию, это такое расстояние, с которого виден под углом в 1” отрезок, перпендикулярный лучу зрения, равный радиусу земной орбиты (т. е. 1 а. е.). 1 пс в 206 265 раз больше 1 а. е. и составляет 3,08-10¹⁸ см, или 3,26 св. года. В парсеках удобно измерять расстояния до звезд. Во внегалактической астрономии используются едини­цы, производные от парсека: килопарсек (1 кпс — =1000 пс) и мегапарсек (1 Мпс=1000 кпс). Так, рас­стояние до туманности Андромеды составляет 690 кпс =0,69 Мпс.

Расстояние до этой галактики измерено достаточна точно, чего, к сожалению, нельзя сказать о расстоя­ниях до основной массы изучаемых галактик. Опреде­ление расстояний до галактик и в настоящее время представляет собой сложную проблему, и существую­щие методы часто не дают необходимой точности, при­водя к оценкам, различающимся подчас в 1,5—2 раза. Точнее всего расстояния определяются для близких галактик, т. е. для таких, в которых можно различить отдельные объекты — яркие звезды, цефеиды, облака горячего газа, звездные скопления. В таких случаях расстояния оцениваются путем сравнения этих объек­тов с такими же объектами, расстояние до которых из­вестно, например в нашей Галактике.

Для далеких галактик, в которых не видны отдельные объекты (а таких галактик абсолютное большин­ство), сравнительно легко и точно можно найти относи­тельное расстояние, т. е. узнать, во сколько раз одна галактика дальше от нас, чем другая. Этот метод опре­деления расстояний связан с самым грандиозным про­цессом, происходящим в природе, — с расширением Все­ленной¹. Теоретически предсказанный советским физи­ком А. А. Фридманом этот процесс был обнаружен в 30-х годах нашего века Э. Хабблом, после того как тот проанализировал спектры галактик с целью узнать, с какими скоростями они движутся. Измерение длин волн линий в спектре источника с помощью так назы­ваемого эффекта Доплера позволяет узнать, прибли­жается или удаляется от нас источник света.

Хаббл обнаружил, что спектры большинства галак­тик указывают на «красное смещение» линий, т. е. сме­щение в сторону красного конца спектра, которое го­ворит об удалении галактик от нас. Величиной красно­го смещения называют относительное изменение длин волн излучения, т. е. дробь z=дельта y/y₀, равную отноше­нию лучевой скорости к скорости света v/c. Хаббл об­наружил, что величина красного смещения галактик в среднем пропорциональна расстоянию до галактик.

Например, если одна галактика имеет скорость 1000 км/с, то вдвое более далекая будет иметь скорость около 2000 км/с, находящаяся втрое дальше — около 3000 км/с, и т. д. Эту зависимость можно записать в таком виде: v = HD_y где D — расстояние до галактики, а Н(км/с-Мпс) — коэффициент пропорциональности, на­зываемый постоянной Хаббла.

Существование такой зависимости говорит о том, что Вселенная расширяется однородно: никакого цент­ра расширения не существует. Если бы мы находились в какой-либо другой галактике, то закон Хаббла был бы справедлив и в этом случае: мы бы наблюдали уда­ление от нас всех других галактик, включая и нашу собственную Галактику. Таким образом, все галактики находятся в равноправном положении.

Пользуясь законом Хаббла, можно, измерив крас­ное смещение галактик, определить, во сколько раз одна из них дальше от нас, чем другая. Но узнать истинное расстояние сложнее — сначала надо найти, чему равна постоянная Хаббла. Казалось бы, что про­ще: измерить скорости удаления близких галактик, рас­стояние до которых определено без помощи красного смещения (по отдельным объектам), а потом разделить полученную скорость на величину расстояния. Но ока­залось, что чем ближе к нам галактика, тем хуже (ме­нее точно) выполняется зависимость Хаббла, а для са­мых близких она вообще не пригодна. Это связано с тем, что галактики, помимо космологической скорости, т. е. связанной с расширением Вселенной, обладают еще дополнительными, или пекулярными скоростями, на­правление которых может быть самым произвольным, а величины доходят до 1000 км/с. Для близких галак­тик космологические скорости малы (в соответствии с зависимостью Хаббла), и поэтому невозможно отделить их от пекулярных скоростей. А если галактики удер­живают к тому же друг друга силами гравитации, то расширение Вселенной и вовсе не влияет на их дви­жение.

Вторая причина, мешающая найти правильное зна­чение постоянной Хаббла, связана с наличием систе­матических ошибок в определении расстояний до близ­ких галактик, в частности, с помощью метода цефеид. Как уже было сказано выше, расстояние, определяе­мое по наблюдениям цефеид, основано на зависимо­сти величины светимости цефеид от периода изменения их блеска. Эта зависимость неоднократно пересматри­валась, уточнялась, и каждый раз вследствие этого приходилось менять оценки расстояний до близких га­лактик, а следовательно, и значение постоянной Хаб­бла, а через нее — расстояния до всех галактик. Инте­ресно отметить, что каждая последующая оценка Я, как правило, оказывалась ниже предыдущей (табл. 1).

Последняя оценка Н получена Сендиджем и Тамман­ном в результате кропотлизой работы по определению расстояний до галактик методом цефеид и по измерению угловых размеров гигантских облаков горячего газа. В нашей брошюре мы будем использовать значение посто­янной Хаббла, равное Н = 50 км/с-Мпс.

Вспомним теперь, что если мы уменьшим значение Я в несколько раз, во столько же раз увеличатся при­нятые значения расстояний до далеких галактик. А вместе с расстояниями изменятся и оценки физиче­ских, параметров галактик (табл. 2).

Теперь ясно, почему для одной и той же галактики в литературе подчас можно найти сильно отличающие­ся данные, даже если они получены одними и теми же авторами. Просто они относятся, как говорят, к различ­ным «шкалам» расстояний, т. е. к различным значе­ниям постоянной Хаббла Н.

Рассмотрим теперь, на каких расстояниях от нас находятся некоторые известные галактики.

Ближе всех к нам находятся две небольшие галак­тики — Большое и Малое Магеллановы Облака (сокращенно — БМО и ММО). Они являются, по-видимому, спутниками нашей Галактики (расстояние от ее цент­ра до них составляет примерно 150 тыс. св. лет). Свое название эти галактики получили потому, что были впервые описаны одним из участников первой круго­светной экспедиции Магеллана. БМО и ММО хорошо видны невооруженным глазом.

В пределах расстояния 5 млн. св. лет от нас обна­ружено несколько десятков галактик; большинство из них — карликовые (мы не увидели бы их, будь они очень далеко). Уже знакомая нам туманность Андроме­ды — самая ближайшая из галактик-гигантов, к числу которых относится и наша собственная Галактика.

Если ограничиться расстоянием в 2—3 млрд. св. лет, то число галактик, которые реально можно обнару­жить, увеличится до нескольких десятков миллионов! Все они в принципе доступны для наблюдения, хотя абсолютное большинство из этих галактик еще вообще не исследовалось. Наиболее полные из существующих каталогов галактик содержат скупые и краткие сведе­ния «всего лишь» о нескольких десятках тысяч звезд­ных островов, это во много раз меньше числа галак­тик, в принципе доступных наблюдениям, но большин­ство из них расположено настолько далеко, что их не­возможно рассмотреть детально.

До 1975 г. самой далекой галактикой (из тех, для кото­рых расстояние было определено) считалась гигантская звездная система, известная как радиоисточник ЗС 295 (галактики, выделяющиеся своими громадными разме­рами и светимостями, часто бывают мощными радио­источниками). Ее красное смещение z=y/y₀ оказалось равным 0,46 — источник удаляется от нас со скоростью, составляющей почти половину скорости света! Если су­дить по красному смещению, расстояние до ЗС 295 со­ставляет > 2700 Мпс, или > 8 млрд. св. лет.

В 1975 г. появилось сообщение о получении спектра еще, как оказалось, более далекой галактики — 3С 123 (она тоже является сильным радиоисточником). Крас­ное смещение ЗС 123 составляет 0,64, т. е. галактика находится почти в 1,5 раза дальше ЗС 295.

Галактика 3С 123 выглядит на фотоснимках кро­шечным и слабым пятнышком (22^т), в несколько мил­лионов раз более слабым, чем звезды, которые еще можно с трудом увидеть на ночном небе невооружен­ным глазом. Пока это самая далекая из известных звездных систем.

Однако еще дальше находятся компактные источни­ки гигантской светимости — так называемые квази­звездные объекты (КЗО), на фотографиях почти не от­личимые от слабых звезд. Их природа и возможная связь с галактиками еще является предметом научных дискуссий. Красное смещение некоторых известных КЗО превышает 2 или даже 3 единицы. По-видимому, КЗО — самые далекие от нас объекты, которые мы в состоянии наблюдать.

Зная размер области, занимаемой галактикой на небе, и ее расстояние, легко вычислить размер этой галактики. Оказалось, что «типичные» размеры наблю­даемых галактик составляют от нескольких тысяч до нескольких сотен тысяч световых лет, хотя само по­нятие «размер» несколько неопределенно: ведь у га­лактик нет резких границ, и чем более слабые области мы можем обнаружить, тем как бы больше для нас становится галактика.

В гигантском объеме галактики содержится до не­скольких сотен миллиардов звезд. Несмотря на это, из-за огромных расстояний между ними средняя плотность звезд, а значит, и всего вещества в галактиках край­не мала. Астрономы уже как-то называли «видимым ничто» хвостатые кометы из-за их малой плотности. Как же назвать тогда галактики, если их средняя плот­ность еще в миллиарды раз меньше?

Конечно, подсчитать точное количество звезд в ка­кой-либо галактике было бы невозможно, даже если бы все они были видны по отдельности. Предпочтитель­нее иметь дело не с числом звезд, а с полной свети­мостью или массой галактики. Определение светимости сравнительно несложно: оценивается мощность свето­вого потока, приходящего к нам от галактики, а зная расстояние до нее, находится полная мощность из­лучения, или светимость (обычно ее выражают в еди­ницах светимости Солнца). Оценивать массу значительно труднее. Для этого необходимо измерение скоростей движения звезд внутри исследуемой галактики (для одних галактик — это скорости хаотического движения звезд, летящих в различных направлениях, для дру­гих — это скорость вращения звезд вокруг галактиче­ского центра). Масса определяется из очевидного усло­вия: она должна быть такой, чтобы гравитационное поле удерживало звезды внутри галактики, не давая им разлетаться во все стороны. Чем больше скорость движения звезд и размер галактики, тем больше ее масса. В настоящее время разработаны математиче­ские методы, позволяющие по известной скорости вра­щения галактики на разном расстоянии от ее центра узнать, как распределено вещество внутри галактики. Ясно, что плотность вещества галактик падает от цент­ра к краю. Но до сих пор еще не выяснен вопрос, не содержится ли основная масса вещества в самых внеш­них областях галактик, которые трудно наблюдать из-за крайне низкой яркости — в так называемых коронах галактик, предельно слабое свечение которых было не­давно обнаружено.

Если величину массы галактики М разделить на величину ее светимости L (М и L будем считать вы­раженными в единицах массы и светимости Солнца), то получим отношение M/L, с помощью которого мож­но много узнать о звездах, населяющих галактику. Ес­ли бы галактика состояла из звезд, подобных Солнцу, то M/L было бы равно единице (в солнечных едини­цах). В действительности же величина этого отношения находится в пределах от нескольких до 30—100 единиц. Это говорит о том, что основное население галактик — карликовые звезды низкой светимости, потому что, как показывают наблюдения, именно для них характерны большие значения MIL. Интересно и другое: отношения M/L, как, впрочем, и другие характеристики галактик, оказались различными для галактик разной структуры.

• ← Вступ
• Структура галактик →