Галактики у теперішньому та нещодавньому минулому
Російська
На жаль, цей запис доступний тільки на
Російська.
К сожалению, эта запись доступна только на
Російська.
В пространствах беспредельных
Горят материки…
Б. Пастернак
Прежде чем говорить об эволюции галактик, т. е. об изменении их характеристик, со временем, суммируем кратко наблюдаемые свойства близких к нам галактик, отражаемые в нынешней структуре и классификации этих систем.
Динамическая и химическая структура галактик. Рассмотрим для примера нормальную спиральную галактику, поскольку ее компоненты (в той или иной пропорции содержатся в галактике любого типа. Различают две или три основных звездных составляющих галактики (рис. 1).
Схема строения спиральной галактики
Диск, уплощенная подсистема галактики, имеет полутолщину около 1 кпс. Звезды диска в большей его части вращаются вокруг центра галактики со скоростями 200 км/с и, кроме того, совершают небольшие хаотические движения со скоростями 20 км/с. В диске содержатся звезды всех возрастов, причем наиболее молодые из них создают на фотографиях галактики, видимой «плашмя», хорошо знакомый всем эффектный спиральный узор. Красивый внешний вид спиральной галактики не должен вводить в заблуждение относительно ее состава: значительная часть массы находится не в молодых массивных звездах, а в старых звездах-карликах, подобных Солнцу. Содержание металлов в звездах диска близко к солнечному. Небольшая — менее 10% (но существенная по значимости, как мы увидим дальше) часть массы диска находится в форме газа и пыли, образующих тонкий плоский слой.
Сфероидальная компонента подразделяется на ядро (размером около 1 пс), сфероидальное вздутие (обычно называемое равнозначным английским термином «балдж») и гало с радиусом примерно 10 кпс. Сфероидальная компонента в отличие от «холодного (т. е. обладающего малым разбросом хаотических скоростей) и поэтому плоского диска «горяча» — хаотические скорости ее звезд достигают 200 км/с, и поэтому она имеет округлую форму. Доля газа там намного меньше, чем в диске; звезды в основном очень старые, имеют массу существенно ниже, чем у Солнца, и весьма бедны металлами (за исключением звезд ядра).
Отметим, что в последние годы оживленно обсуждается возможность наличия у некоторых галактик внешней сфероидальной компоненты — короны, тянущейся далеко за 10 кпс, может быть, даже вплоть до 1 Мпс. Как уже упоминалось выше, некоторые астрономы полагают, что в этих коронах содержится значительная масса, на порядок превышающая массу видимой части галактики. К подробному обсуждению этой возможности мы вернемся позднее, при рассмотрении динамики систем галактик.
Классификация галактик. Обобщая многие ранние попытки систематизировать свойства галактик, Хаббл предложил весьма удачную классификацию, которая дожила с небольшими видоизменениями до наших дней и служит основой многочисленных дальнейших усовершенствований. По внешнему виду галактики, согласно хаббловской классификации, делятся на четыре основных типа: эллиптические (Е), линзовидные (SO), спиральные (S) и неправильные (Ir).
Эллиптические галактики, представляющие собой сфероиды различной сплюснутости с сильной концентрацией плотности вещества к центру, состоят из очень старых карликовых звезд малой светимости (население типа II), подобных звездам сферической составляющей Галактики. Примером Е-галактик могут служить спутники галактики Андромеды.
Спиральные галактики (пример — сама Андромеда) имеют, помимо сферической составляющей, два или несколько клочковатых спиральных рукавов, которые ярко выделяются благодаря молодым горячим звездам-сверхгигантам, непрерывно образующимся из межзвездной газопылевой среды. Примерно у половины спиральных галактик рукава начинаются сразу вблизи ядра,, а у другая ядро как бы пересекается яркой перемычкой, выходящей далеко за его пределы (они называются пересеченными спиралями, SB). Те и другие делятся на подтипы (а, b, с) в зависимости от того, преобладает ли сферическая (а) или дисковая (с) составляющая.
Линзовидные галактики (Хаббл помещал их между эллиптическими и спиральными) обладают толстым аморфным звездным диском, лишенным межзвездного газа. Наконец, неправильные галактики, содержащие наибольшую среди галактик долю газа (до 30—40% массы), который еще не сконденсировался, примечательны тем, что процесс продолжающегося звездообразования выражен у них наиболее резко. Соответственно, преобладает там звездное население типа I.
Эта наиболее распространенная классификация галактик представляется обычно в виде последовательности, образующей «камертон Хаббла»:
Как показывают современные исследования, данная последовательность не является эволюционной. Так, если идти вдоль нее слева направо, то в среднем наблюдается уменьшение массы и возрастание удельного (на единицу массы) момента вращения, а эти важнейшие характеристики галактик сравнительно мало меняются в ходе их эволюции. Тем самым «камертон Хаббла» отражает в основном не эволюционную последовательность галактик, а различие начальных условий при их образовании.
До недавнего времени о вращении эллиптических галактик почти ничего не знали (за исключением того, что оно мало), и теоретические соображения об угловом моменте носили сугубо качественный характер. Однако в последние годы усовершенствование техники наблюдений позволило измерить очень слабое вращение эллиптических галактик. Оказалось, что этим вращением нельзя объяснить даже ту небольшую эллиптичность формы (сплюснутость), которую имеют эти системы. Тем самым выясняется существенное динамическое свойство эллиптических галактик: их сплюснутость, видимо, отражает анизотропию (т. е. различие в направлениях) среднеквадратических скоростей звезд. Важно отметить, что в современной галактике гравитационные взаимодействия звезд друг с другом столь медленны, что они не могут за время ее жизни создать подобную анизотропию скоростей. Однако, как показывают расчеты, эта анизотропия могла возникнуть еще на стадии образования эллиптических галактик.
Принципиальный вывод из сказанного состоит в том, что галактики содержат существенную информацию о далеком прошлом Вселенной — по крайней мере, на момент их образования. В отличие от звезд, где вырабатываемая в ходе ядерных реакций энтропия «стирает» очень многие следы прошлого, галактики и сейчас, спустя 10—20 млрд. лет после своего образования, все еще несут в себе «печать наследственности» начальных условий. Спиральные галактики — своим сильным вращением, эллиптические — анизотропией внутренних скоростей и слабым вращением.
Эмпирические свидетельства эволюции галактик. Многие годы и даже десятилетия астрономы уверенно говорят об эволюции галактик, о ее неизбежности, однако увидели эту эволюцию «живьем» лишь в самое последнее время. Для этого потребовалось детально изучить- очень далекие галактики, свет от которых идет к нам в течение времени, составляющего заметную долю общей длительности жизни галактики.
Избыток цвета центральной ярчайшей галактики в далеких скоплениях галактик
Серьезных успехов в этом направлении добились в 1977 г. американские астрономы X. Спинрад и X. Смит, которые исследовали центральные (наиболее массивные) эллиптические галактики в самых далеких из известных скоплениях галактик с красными смещениями z = 0,46, 0,54 и 0,95 (сама возможность наблюдать столь далекие галактики — крупное достижение современной оптической астрономии). Исследователи обнаружили заметные изменения суммарного цвета галактик в зависимости от их красного смещения z. Как видно из рис. 2, галактики с большими z, т. е. в среднем более молодые, оказываются более голубыми. Эти измерения неплохо согласуются с теоретически ожидаемым цветом, характерным для более ранних этапов жизни галактики, когда звезды, будучи моложе, имели более голубой цвет,
Таким образом, изучение эволюции галактик становится сейчас на прочную почву экспериментальных данных. Астрономы ныне планируют новые наблюдения, которые позволят увидеть далекие галактики, намного более молодые (и интересные!), чем наши ближайшие соседи.