§ 27. Галактики й квазари

1. Класифікація галактик. Дослідження інших велетенських зоряних систем - інших галактик - почав В. Гершель наприкінці XVIII в., відкривши в загальному понад 2 500 туманностей і склавши їхні каталоги. Гершель досліджував форми цих об'єктів і значну їхню частину виділив в окрему групу «чумацьких шляхів», які повинні були бути подібні до нашої Галактики. Відстані до цих об'єктів Гершель оцінював мільйонами світлового років. Насправді ж ні він сам, ні інші астрономи XIX в. не знали, як далеко вони перебувають. Тому дійсне відкриття миру галактик настало в XX в. завдяки роботам Э, Хаббла.

Мир галактик дуже різноманітний. Але вже в 1925 р. Хаббл здійснив першу й дуже вдалу спробу класифікувати галактики по зовнішньому вигляді, розділивши їх на три типи (мал. 27.1): еліптичні Е, спіральні S і неправильні Ir.

Е ліптичні галактики мають вигляд кіл або еліпсів (мал. 27.2), яскравість яких плавно зменшується від центра до краю. Їх поділяють на 8 підтипів від Е0 (круговий об'єкт) до Е7 (об'єкт істотно сплющений).

Спіральні галактики складаються з ядра й декількох спіральних рукавів або гілок. У звичайних спіральних галактиках (тип 8) гілки виходять безпосередньо з ядра (мал. 27.3).

У спіральних галактиках з перемичкою (тип SB) ядро перетинається уздовж діаметра поперечною смугою із зірок — перемичкою або баром, від кінців якої починаються спіральні рукави (мал. 27.4).

Залежно від ступеня розвитку рукавів галактики S й SB діляться на підкласи Sа, Sb и Sc (відповідно SВа, SBb і SBс). У галактик підкласу Sа спіралей майже не видно, тоді як у галактик підкласу Sc майже всю речовину зосереджено в спіральних рукавах.

Проміжними між галактиками Е и S є лінзоподібні галактики (підтип 50), яскравість яких від центру до краю змінюється уривками.

До неправильних галактик (тип Ir) ставляться галактики, що не мають чітко вираженого ядра й симетричної структури.

Найближча до нас спіральна галактика в північній півкулі неба — Туманність Андромеди (галактика М31, мал. 27.5) — це спіральна галактика. У південній півкулі спостерігаються дві неправильні галактики — Велика Магелланова Хмара (ВМХ, мал. 27.6) і Мала Магелланова Хмара (ММХ).

Приблизно 25% вивчених галактик — еліптичні, 50% — спіральні (з них половина SB), 20% — типу SO і лише 5% — галактики типу Ir.

2. Параметри галактик. Як уже неодноразово підкреслювалося, одна з найважливіших проблем в астрономії — визначення відстаней до космічних об'єктів. Починаючи з 20-х років XX ст., проблема визначення відстані до

галактик практично вирішена: розроблено більше 10 методів.

П ершим із цих методів - за спостереженням цефеїд - в 1924 р. скористався Е. Хаббл. На окраїнах галактики М31 (а потім ще в декількох) він виявив цефеїди, зумів визначити періоди зміни їхнього блиску, а потім установив відстані до них.

У далеких галактиках намагаються зареєструвати спалахи нових й особливо наднових з ірок у момент максимуму їхнього блиску. Думаючи, що потужності цих об'єктів (явищ) однакові у всіх галактиках, по їхніх видимих величинах встановлюють відстані. Після цього по кутових розмірах визначають і лінійні розміри галактик.

Порівнюючи зсуви або розширення спектральних ліній для різних частин галактики, встановлюють факт її обертання навколо своєї осі, а для зірок, що перебувають на окраїнах галактик - швидкості обігу навколо центру мас системи. Ці дані використовують для визначення мас галактик.

Як виявилося, і наша Галактика, і Туманність Андромеди - одні із самих більших по масі, світності й кількості зірок.

Можна із впевненістю сказати, що в спіральних і неправильних галактиках багато білих і блакитних зірок, тоді як в еліптичних - більше червоні. Це означає, що галактики різного типу мають різний вік.

3. Червоний зсув. Спостереження показують, що лінії в спектрах всіх відомих галактик (за винятком декількох, найближчих до нас) зміщені в червону сторону в порівнянні з тими ж лініями в спектрі нерухомого об'єкта.

Це явище одержало назву червоного зсуву галактик. Воно пов'язане з їхнім рухом у просторі в напрямку від спостерігача (ефект Допплера - Фіво, мал. 27.7). Виходячи зі спостережень було встановлено, що швидкість видалення V_r , що відповідає червоному зсуву z = ∆λ / λ, зростає в середньому лінійно зі збільшенням відстані r від галактики:

(27.1)

де відстань r виражена в мегапарсеках (1 Мпк = 10⁶ пк).

Ця залежність називається законом Хаббла, а коефіцієнт пропорційності H - постійної Хаббла. У наш час прийняте значення Н = 75 км\(с*Мпк).

Питання визначення точного значення постійної Хаббла надзвичайно важливий, оскільки, якщо постійна Н відома, по формулі (27.1), знаючи червоний зсув z галактики, можна знайти відстань до неї:

(27.2)

В изначивши відстані й швидкості 30 галактик, Хаббл виявив, що чим далі від нас перебуває галактика, тим з більшою швидкістю вона від нас віддаляється. На підставі цього він зробив висновок, що Всесвіт не може бути стаціонарним, як думали раніше, що насправді він безупинно розширюється й відстані між галактиками увесь час збільшуються.

У наш час червоні зсуви обмірювані більш ніж для 10 000 галактик. І для кожної як завгодно далекої галактики співвідношення (27.1) зберігається, а це означає, що Всесвіт і справді розширюється. Більше того, в останні роки XX ст. було виявлено, що Всесвіт розширюється із прискоренням!

4. Активні галактики, радіогалактики і квазари. У всіх

галактик, крім найменших, виділяють яскраву центральну зону, що називається ядром. У звичайних галактиках, таких як наша, більша яскравість ядра пояснюється високою концентрацією зірок. І все-таки сумарна кількість зірок у ядрі становить лише кілька відсотків від їхньої загальної кількості в галактиці.

Однак зустрічаються галактики, що мають особливо яскраві ядра, з яких виривається світний газ, що рухається з величезною швидкістю - тисячі кілометрів у секунду. За деяким даними, так можуть проявляти себе чорні діри (§24), оточені щільною хмарою звичайних зірок і газу. Під час падіння в гравітаційному полі чорної діри речовина розганяє до швидкостей, близьким до швидкості світла. Потім у випадку зіткнення газових мас поблизу чорної діри енергія руху перетворюється у випромінювання електромагнітних хвиль.

Потужні процеси, що проявляють себе раптовими викидами велетенських струменів розпеченого газу або випромінюванням в оптичному, рентгенівському й радіодіапазоні, відбуваються в ядрах багатьох галактик. Часто ці струмені мають просторову симетрію - спостерігаються по обидва боки галактики уздовж осі її обертання.

Т акі галактики називають галактиками з активними ядрами або сейфертовськими (мал. 27.8) на честь американського астронома К. Сейферта, що в 1943 р. спостерігав їх уперше.

Протягом 50 років вивчення галактик проводиться в радіодіапазоні. Як і слід було сподіватися, радіовипромінювання, що надходить до Землі від звичайних галактик, у мільйон разів слабкіше, ніж в оптичному діапазоні. Однак були виявлені так називані радіогалактики, які в радіодіапазоні яскравіше, ніж в оптичному.

Таких галактик відомо вже кілька сотень. Ближче всього до нас перебуває радіоджерело Лебідь А. Його ототожнили з галактикою, що складається із двох ядер, оточених протяжною оболонкою (мал. 27.9). Найцікавішою особливістю джерела Лебідь А є те, що область радіовипромінювання не збігається з видимою галактикою, а розташовується двома окремими приблизно еліптичними областями поза зоною оптичного випромінювання. Центри областей радіовипромінювання перебувають від видимого подвійного ядра на відстані близько 80 кпк (260 тис. св. р.). Спочатку було висловлене припущення, відповідно до якого спостерігається зіткнення двох галактик, що й викликає потужне випромінювання. Незабаром ця гіпотеза була відкинута, тому що ні в однй взаємодіючої галактики, яких в оптичному діапазоні відомо досить багато, не було виявлено радіовипромінювання, аналогічного Лебедеві А. Отже, у наявності ще одна загадка, що вимагає відповіді.

Одними із самих потужних джерел радіовипромінювання є квазари — квазизіркові радіоджерела. На фотографіях, зроблених в оптичному діапазоні, вони мають вигляд звичайних галактик (мал. 27.10). Однак спектральні дослідження вказують на те, що це — дуже віддалені об'єкти. Серед приблизно 5 000 відомих сьогодні квазарів деякі мають червоний зсув z = 5 (для самих вилучених потужних еліптичних галактик z = 1-1,2).

Нагадаємо, що формула (27.1) справедлива для V<с. При швидкостях, що наближаються до величини с, швидкості руху квазарів, що мають z=4-5, обчислені по точній формулі, становлять 0,92-0,97 з, а відстані — 3 680-3 880 Мпк (12-12,7 млрд св. л.).

Світності квазарів у сотні разів перевершують потужність найбільшої галактики з її сотнями мільярдів зірок. Поблизу деяких квазарів виявлені викиди великих потоків речовини. Розглянувши різноманітні гіпотези, астрономи прийшли до висновку, що квазари, найімовірніше, - недовговічні стадії розвитку ядер галактик.

5. Розподіл галактик у просторі, Провівши ретельне дослідження галактик до 20^m за допомогою 2,5-метрового телескопа, Хаббл в 1934 р. припустив, що подібних об'єктів на всій небесній сфері налічується близько 5 млн. Зараз прийнято вважати, що галактик величиною до 30^m близько 100 млрд.

Галактики дуже рідко бувають одиночними (мал. 27.11). Як правило, вони розташовані невеликими групами по кілька членів

або входять до складу більших скупчень із сотень і тисяч галактик.

Наша Галактика входить до складу так називаної Місцевої групи, що містить ще дві більші спіральні галактики — Туманність Андромеди й галактику із сузір'я Трикутника, а також більше 20 карликових і неправильних галактик, серед яких самі більші — Магелланові Хмари. Розміри скупчень галактик становлять декілька мегапарсек. У цей час відомо близько 4 000 скупчень, у яких нараховують сотні й тисячі зоряних систем. З багатьма скупченнями зв'язані потужні й протяжні джерела рентгенівського випромінювання. Між скупченнями перебуває гарячий газ дуже малої щільності.

У просторі галактики розподілені нерівномірно. Області з підвищеною щільністю галактик чергуються з порожнечами, у яких середня щільність галактик значно менше. Найближча до нас область підвищеної щільності галактик й їхніх систем називається Надгалактикою, або Місцевим надскупченням. Орієнтовно поблизу його центра перебуває скупчення Діви. Скупчення у Волоссі Вероніки є центром іншого, сусіднього надскупчення. Цікаво, що надскупчення між собою фізично не зв'язані.

У цілому галактики й скупчення галактик як би розташовуються на певних поверхнях, що нагадує стільники, що охоплюють собою порожнечі. Інакше кажучи, розподіл речовини у Всесвіті має комірчасту структуру. А розміри порожнеч («осередків») порівнянні з розмірами надскупчень (мал. 27.12).

1. Якого типу галактики найчастіше виявляють під час спостережень?

2. Як змінні зірки цефеїди виправдали свою назву -

3. «маяки Всесвіту»?

4. У чому складається суть червоного зсуву галактик?

5. Як проявляють себе активні галактики?

6. Що таке квазари?

   1. 27.1. Червоний зсув у спектрі галактики z=1. Яку довжину має лінія Lα (λ= 121,6 нм), виявлена в спектрі цього об'єкта?

28. Проблеми космології

1. Космологічні моделі. Космологія - наука про Всесвіт у цілому, про самі загальні закони її будови й розвитку. Це молода й разом з тим найпривабливіша область астрономії. Вона в повному об'ємі використає такі поняття, як простір і час, що є не тільки фізичними, але й філософськими категоріями. На її «поле» протягом сторіч ведеться розпачлива боротьба між матеріалістичним й ідеалістичним світоглядом.

Загальні закономірності розвитку Всесвіту вивчають за допомогою космологічних моделей. Інакше кажучи, виводяться рівняння, по яких визначають зміну із часом відстані між двома довільно взятими матеріальними об'єктами у Всесвіті (двома галактиками), а також зміна середньої температури й густини речовини. При цьому, як правило, виходять із так називаного космологічного принципу, що проголошує, що Всесвіт — однорідний й ізотропна, тобто властивості Всесвіту для кожного заданого моменту часу однакові у всіх її точках і в усіх напрямках.

Сучасна космологія ґрунтується на створеній А. Ейнштейном (1916 р.) загальній теорії відносності (ЗТВ), що було встановлено, що розвиток і подальша доля Всесвіту значною мірою залежать від значення середньої густини речовини, що заповнює її. При цьому особливу роль грає так називане значення р_кр — критична густина речовини.

Виявляється, якщо р > р_кр, те розширення Всесвіту рано або пізно припиниться й почнеться процес стиску. Тоді червоні зсуви ліній у спектрах галактик зміняться на фіолетові, оскільки відстані між галактиками будуть зменшуватися. У такій моделі Всесвіт пульсує: досягши самих більших розмірів, вона знову стискується. Крім того, такий Всесвіт замкнутий, і світловий промінь, полетівши в міжгалактичний простір, повинен зрештою повернутися туди, звідки він стартував.

Якщо р і р_кр, то Всесвіт відкритий, нескінченна, і її розширення буде тривати вічно!

Чому ж дорівнює критична густина речовини Всесвіту? Виявилося, що її значення визначається постійною Хаббла, точне значення якої визначити нелегко. Для її обчислення доводиться вимірювати червоні зсуви дуже далеких галактик, оскільки близькі галактики мають істотні власні рухи, не обумовлені розширенням Всесвіту.

Обчислена за середнім значенням постійної Хаббла критична щільність р_кр виявляється дуже малою величиною — близько 10²⁹ г/см³, або 10^-5 атомних одиниць маси в кожному кубічному сантиметрі. При такій щільності грам речовини перебуває в кубі зі стороною 40 тис. км!

Отже, для того щоб довідатися, якій космологічній моделі відповідає Всесвіт, потрібно визначити середню щільність її речовини й зрівняти із критичною. Це і є першочерговим завданням космології.

Відзначимо, що при введенні поняття Всесвіту, що розширюється, не мається на увазі якась фізична точка, від якої відбувається розширення. Ніякого центру розширення не існує. Зрівняємо Всесвіт із точками на поверхні повітряної кульки. Коли він наповнюється повітрям, відстані між точками будуть збільшуватися, але ні одну точку при цьому не можна вважати центром розширення. Так при розширенні Всесвіту — сам простір як би розбухає, галактики віддаляються одна від одної, залишаючи завдяки гравітації незмінними свої об'єми.

Можливо, у минулому всі вони почали свій розліт з деякої так називаної сингулярної точки (§29)? Таке припущення дозволяє ввести поняття єдиного космологічного часу t, відлічуваного від моменту початку розширення Всесвіту.

2. Проблема «прихованої маси». Якщо ми візьмемо на околицях Сонця відносно невеликий об'єм — наприклад, куб зі стороною 10 пк, то в ньому може виявитися кілька зірок і міжзоряна плазма, а в сусідніх 10 пк³ ми можемо не виявити ні однієї зірки. Це свідчить про нерівномірність заповнення речовиною найближчого до нас простору. Зірки поєднуються в галактики, а галактики - у скупчення, які також розташовані нерівномірно. Середня відстань між скупченнями становить близько 30 Мпк. Отже й у таких об'ємах Всесвіт неоднорідний. Якщо ж ми візьмемо куб зі стороною 100 Мпк, то побачимо іншу картину: у будь-якому місці Вселеної усередині таких об'ємів кількість галактик й їхніх скупчень буде майже однаковим.

«Розмазавши» подумки всі галактики по цих об'ємах, ми одержимо для кожного з них однакову середню густину речовини. Це при­ водить до дуже важливого висновку: у більших масштабах Всесвіт однорідний і значення середньої густини речовини в ньому — один із самих важливих параметрів.

Однак визначити зі спостережень справжню середню щільність Всесвіту ще складніше, ніж знайти постійну Хаббла й обчислити критичну щільність. З астрономічних спостережень виходить, що середня щільність усієї видимої речовини - зірок, пилу, газу, а також випромінювання - не перевищує 10% критичної щільності. Таким чином, крім речовини, спостережуваного у Всесвіті, безсумнівно, є присутнім загадкове «сховане» або темна речовина, що нічим не проявляє себе, крім гравітації. Воно допомагає галактикам зберегти свою форму й об'єм, і його маса в багато разів перевищує масу видимої речовини.

Виміряти масу «прихованої» речовини - завдання надзвичайно складне.

І тим не менш в останні роки у зв'язку із установленням факту прискореного руху найбільш вилучених галактик (§27) зроблений наступний висновок. Ми знаємо, що живемо в «плоскому» Всесвіті, у тому розумінні, що сума кутів наскільки завгодно великого трикутника дорівнює 180^о. І в цьому Всесвіті атоми, з яких зроблені ми самі, планети, зірки й галактики, становлять усього 4% маси й енергії. Близько 25% становить загадкова темна матерія, що допомагає галактикам залишатися гравітаційно зв'язаними, а що залишився 71% ще більш загадковий - це деякий вид темної «примарної» енергії, пов'язаний із самим порожнім простором.

Пояснення темної матерії - завдання для фізиків. Можливо, це якийсь сорт часток, що вижили із часів Великого Вибуху.

Завдання пояснення темної енергії ще більш складні, тому що ця енергія захована в самому вакуумі. Вона має певний негативний тиск (щось начебто глобальної антигравітації), що впливає на загальну динаміку Всесвіту й зухвале її прискорене розширення.

3. Проблема горизонту. Якщо галактики віддаляються одна від одної, то перенесемося подумки в минуле й визначимо момент, коли відстані між ними були настільки малі, що вони «стикалися» одна з одною. Продовжуючи цю подорож у часі назад, ми неминуче прийдемо до моменту, коли вся доступна для спостережень область Всесвіту була як би стягнута в точку, а її щільність була нескінченно великою. Безумовно, фізично це неможливо, але в рамках моделі припустимо говорити про час життя Всесвіту як такого, котре минуло з моменту існування нескінченно великий (або просто великий, але ще має фізичний зміст) щільності.

Цей час називається віком Всесвіту, в залежності від прийнятого значення постійної Хаббла виявляється близьким до 12-15 млрд років.

Якщо існуючі математичні моделі вірно описують реальний Всесвіт, то серед астрономічних об'єктів не повинне бути таких, вік яких перевищує її вік. І дійсно, вік самих старих зірок як у нашої, так й в інших галактиках менше 15 млрд років.

Будь-який сигнал, що несе інформацію, не може передаватися зі швидкістю, більшою ніж швидкість світла. Тому «кінцевий» вік Всесвіту дозволяє умовно говорити й про розмір спостережуваної Вселеної, або розмірі області r_b = c /Н, з якої информація може дійти до спостерігача за час, що пройшов з початку розширення.

Оскільки швидкість світла с має кінцеве значення, то й розмір спостережуваного Всесвіту r_b — також величина кінцева. Тобто спостережуваний Всесвіт має вигляд сфери кінцевого радіуса r_в, через коордони якої ніяка інформація не може дійти до нас у принципі. І ніяке вдосконалення техніки не дозволить заглянути ще далі. На честь Хаббла його називають хаббловським радіусом, а поверхня, що він описує, називається абсолютним горизонтом.

В теперішній час при значенні постійної Хаббла Н = 75 км / (с*Мпк) хаббловський радіус становить 4 000 Мпк.

Але поняття радіуса Всесвіту досить умовне: реальний Всесвіт безмежний і ніде не закінчується. Якщо спостерігач буде рухатися, то його спостережуваний «горизонт» буде відсуватися зі швидкістю світла усе далі й далі. Через кінцівку швидкості світла величина червоного зсуву в спектрі далекої галактики є разом з тим і мірою відстані до неї, і мірою часу, що пройшов з моменту випромінювання сигналу, що ми зараз сприймаємо.

Таким чином, спостерігаючи усе більше віддалені галактики, ми усе глибше заглядаємо в їхнє минуле, тому що бачимо їх такими, якими вони були мільйони й мільярди років тому.

1. Яка мета ставиться при побудові космологічної моделі?

2. Чому параметр густини речовини так важливий для долі Всесвіту

3. 3.У чому суть проблеми «прихованої» маси?

4. Як Ви розумієте поняття «абсолютний горизонт»?