Текст книги "Гайд по астрономии. Путешествие к границам безграничного космоса"

Автор книги: Уильям Уоллер

сообщить о нарушении

Текущая страница: 8 (всего у книги 13 страниц)

Рис. 7.5. Сравнение размеров звезд – от красного карлика до Солнца и гораздо более крупных звезд-гигантов. (Изображение любезно предоставлено Европейским космическим агентством и космическим телескопом «Хаббл».)

Стоит признать, что ситуация непростая, но астрометрическая миссия Gaia смогла ее значительно улучшить. Этот европейский космический аппарат, запущенный в декабре 2013 года, призван измерить геометрические параллаксы и, следовательно, определить расстояния до 20 миллионов звезд с точностью лучше 1 %. Кроме того, он с точностью лучше 10 % рассчитает расстояния еще до 200 миллионов звезд – вплоть до тех, что располагаются в центре Галактики. Объединив данные о расстояниях с показателями скорости, которые тоже измерит Gaia, астрономы наконец-то смогут составить трехмерную карту звездного устроения Млечного Пути – и поймут, как все эти звезды движутся по Галактике. И, как будто этого недостаточно, ожидается, что Gaia обнаружит тысячи новых экзопланетных систем.

Переменные звезды

В пятой главе мы говорили о том, что световой поток, исходящий от нашего Солнца, непостоянен и что для Земли это может иметь потенциально серьезные последствия. В среднем светимость Солнца меняется примерно на 1 часть из 1000 (0,1 %), при этом ультрафиолетовая область солнечного спектра где-то в 15 раз более непостоянна (1,5 %). Теперь рассмотрим настоящие пульсирующие переменные, которые странствуют по Млечному Пути. Впервые их заметили в начале XVII века. Их еще называют физическими переменными звездами. Они имеют всевозможные размеры, цвета и светимость (рис. 7.6). (Периодические изменения блеска происходят и у затменно-двойных звезд, когда одна из них проходит перед спутницей. Эти системы необходимы для определения звездных масс [см. гл. 6], но здесь мы их рассматривать не будем.)

Степень изменений у физических переменных звезд может варьироваться от нескольких десятков или сотен процентов (у переменных типа RR Лиры) до нескольких миллионов процентов (у мирид – переменных типа Миры в созвездии Кита). Кроме того, периоды изменения блеска зависят от спектральных классов звезд. Скажем, переменные типа RR Лиры – это гиганты класса А; у них периоды пульсаций длятся от нескольких часов до нескольких дней. Переменные типа δ Цефея, или цефеиды, – это гиганты и сверхгиганты классов F – K; периоды пульсаций у них занимают от нескольких дней до нескольких месяцев. Мириды, также известные как долгопериодические переменные, – это красные гиганты, которые близки к концу своей жизни. Этим нестабильным звездам требуются месяцы или годы, чтобы медленно, но радикально изменить свою светимость.

Рис. 7.6. Диаграмма Герцшпрунга – Рессела, на которой показаны некоторые из многих типов физических переменных звезд. Полосу нестабильности занимают звезды, которые пульсируют на резонансных частотах, откликаясь на внутренние возмущения. (По источнику: Discovering the Essential Universe, N. F. Comins, 3rd Edition, W. H. Freeman [2006].)

«Бродячий цирк» пульсирующих переменных поражает своим разнообразием. В его «красном» конце, где располагаются переменные с низкой светимостью, присутствуют вспыхивающие звезды класса М. Их масса мала, а их вспышки ассоциируются с магнитными бурями в звездной атмосфере. Несколько более высокой светимостью обладают переменные типа Т Тельца, очень молодые звезды, которым еще предстоит занять свое место на главной последовательности. Их светимость сравнительно выше, поскольку эти «звездные младенцы» еще излучают гравитационную энергию, высвобожденную во время их формирования. Изменения в звездах типа Т Тельца происходят без какой-либо периодичности и носят очень бурный характер, что, опять же, приписывают магнитным возмущениям в их атмосферах.

При более высоких светимостях полоса нестабильности на диаграмме Герцшпрунга – Рессела отходит от главной последовательности вверх, к ветви сверхгигантов. В этой области диаграммы, рядом с диагональю, демонстрирующей взаимосвязь температур звездной поверхности и светимости, располагаются переменные типа RR Лиры и цефеиды. Внутренние условия в звездах, занимающих эту полосу, приводят к динамической нестабильности, когда определенные слои то сдерживают, то высвобождают энергию, которая исходит из нижележащих слоев. Действие этого излучающего «клапана», или каппа-механизма, приводит к тому, что внешние слои звезды в прямом смысле вздымаются и опадают, а в унисон с их движениями периодически возрастают и уменьшаются и температура поверхности, и светимость.

Переменные типа RR Лиры, которые, как правило, встречаются в шаровых скоплениях и других частях более древнего сфероидального компонента Галактики, пульсируют с достоверно установленной светимостью около 50 солнц (M_V = 0,6 звездной величины). Эта характерная средняя светимость позволяет использовать их в качестве так называемой «стандартной свечи», с помощью которой астрономы могут измерить расстояния до шаровых скоплений и других галактических областей, содержащих эти звезды. Например, наблюдения за многими переменными типа RR Лиры, пребывающими в галактическом балдже, показали, что балдж – и охваченный им центр Галактики – находится на расстоянии около 27 000 световых лет от нас.

Вдоль полосы нестабильности были обнаружены два вида цефеид. «Классические», или цефеиды I типа, располагаются в диске, а цефеиды II типа, обладающие меньшей светимостью, обычно «населяют» гораздо более старые шаровые скопления, принадлежащие гало. Для сверхгигантов-цефеид I типа удалось установить критически важное соотношение, позволившее астрономам определять расстояния до звезд, которые находились далеко за пределами Млечного Пути. Наблюдая за цефеидами в Малом Магеллановом Облаке (одной из ближайших галактик – спутников Млечного Пути), астрономы в начале XX века выявили тесную взаимосвязь: оказалось, что у цефеид с более высокой светимостью периоды изменений длились дольше. Зависимость «период – светимость» была выверена по ближайшим к нам цефеидам, расположенным в диске Млечного Пути, и с тех пор помогает нам определять расстояния до любой галактики, если наши телескопы, разбирая ее на звезды, находят в ней цефеиды.

Наблюдая за световым потоком удаленной цефеиды от нескольких дней до нескольких недель, астроном может установить период изменения блеска звезды. Затем его можно преобразовать в светимость звезды, сравнить эту светимость с видимой звездной величиной – и вычислить, насколько далеко от нас находится звезда. Взаимосвязь периода и светимости цефеид впервые обнаружила Генриетта Ливитт в 1912 году, а в 1920-х годах Харлоу Шепли при помощи этого соотношения установил пространственное распределение шаровых скоплений в Галактике, и с тех пор мы с его помощью находим расстояния до галактик, удаленных от нас на десятки миллионов световых лет.

При наибольшей светимости верхний предел целостности звезд очерчивают голубые переменные звезды. Поток фотонов с поверхности этих новорожденных «крикунов» настолько велик, что полностью дестабилизирует внешние слои и сдувает их, рождая ветры колоссальной силы. Сейчас такие драматические вспышки происходят на звезде η Киля, расположенной в 7500 световых годах от нас в южном созвездии Киля. Ее самая мощная зарегистрированная вспышка произошла в 1843 году, когда она, несмотря на удаленность, была второй по блеску небесной звездой, уступая лишь Сириусу. С тех пор η Киля образовала из вырывающихся наружу газов небольшую биполярную туманность в форме изящных песочных часов. Когда она снова вспыхнет – или взорвется целиком – остается только гадать.

Газовые туманности

Вокруг галактического диска вращается примерно 6000 огромных облаков, состоящих из молекулярного газа и пыли. Каждое из них простирается на десятки-сотни световых лет и содержит туманное вещество, размер которого эквивалентен более чем миллиону солнц – и все это при температуре всего на несколько градусов выше абсолютного нуля (–273 °C). Эти холодные темные облака примерно на 73 % состоят из молекулярного водорода, на 25 % – из атомарного гелия, а на остаток приходится незначительная доля других молекул, таких как монооксид углерода и формальдегид, наряду с дымкой из микроскопических пылинок. Некоторые из этих пылевых облаков предстают перед нами в виде «темных туманностей», силуэты которых выделяются на сияющем звездном фоне Млечного Пути. Большой Провал, разделивший созвездия Орла и Лебедя, туманности Курительная Трубка в созвездии Змееносца и Угольный Мешок в созвездии Южного Креста – вот яркие примеры относительно близких к нам молекулярных облаков, скрывающих свет далеких звезд. Индейцы кечуа, живущие в Андах на территории Перу, воспринимали эти разнообразные темные области в светящемся Млечном Пути в обликах лисы, ламы, куропатки и разных мифических существ, тем самым изменив привычный взгляд на Млечный Путь как на светлую область на фоне черных небес.

Сейчас астрономы изучают темные туманности, наблюдая за светом, излучаемым их молекулами. Если учесть, что все это происходит при криогенных температурах, то по большей части свет излучается в низкоэнергетической микроволновой области электромагнитного спектра. Хотя молекулярный водород на сегодняшний день – это самая распространенная молекула, излучает он крайне слабо, за исключением случаев, когда его активизируют сильное ультрафиолетовое излучение или ударные волны, возникающие в межзвездной среде. А вот монооксид углерода легко излучает любую энергию, полученную им от звезд, космических лучей и даже от космического микроволнового фона. Его высокая излучательная способность помогла астрономам составить карту пространственного распределения молекулярных облаков по всему диску Галактики. Оказалось, что облака тяготеют к вращению в пределах кольца, которое охватывает область от 11 000 до 23 000 световых лет от центра Галактики, а также были получены некоторые намеки на то, что облака располагаются вдоль спиральных рукавов, хотя точное количество и форма рукавов остаются спорными.

Пристальное наблюдение за крупнейшими молекулярными облаками с акцентом на монооксиде углерода и других излучающих молекулах показало, что эти облака огромны и сложны по структуре, – каждое из них простирается на сотни световых лет и содержит молекулярный водород, по массе эквивалентный миллиону солнц. И более того, тысячи гигантских молекулярных облаков, заполнивших центр Галактики, – это самые крупные объекты из всех, что присутствуют в Млечном Пути. Внутри этих исполинов происходят удивительные метаморфозы и сгущается молекулярный газ, что в конечном итоге ведет к появлению новых звездных скоплений, а они, в свою очередь, оказывают энергетическую «обратную связь» на родительские облака, вызывая всевозможные структурные изменения и эмиссионные явления.

В Сети по запросу «Млечный Путь» вы, без сомнения, найдете замечательные снимки и картины, запечатлевшие нашу Галактику и множество живописных темных туманностей, которые подобны волнам, набегающим на звезды. Может быть, вам посчастливится увидеть и небольшие, более яркие газовые области, светящиеся розовыми оттенками. Простой поиск по слову «туманности» позволит вам увидеть их потрясающе красивые снимки, снятые крупным планом.

Эмиссионные туманности делятся на три основных типа: области H II, планетарные туманности и остатки сверхновых. Области H II – это части молекулярных облаков, недавно сформировавших сотни или тысячи звезд, организованных в скопления. Самые массивные из этих звезд невероятно горячие и мощные. В частности, их ультрафиолетовое излучение расщепляет молекулы газа на атомы, а затем срывает с атомов их самые внешние электроны. В ходе этой фотоионизации из положительно заряженных ионов и отрицательно заряженных электронов, вместе имеющих отличительную температуру в несколько тысяч градусов, образуется плазма. Наименование «H II» относится к однократно ионизированному состоянию водорода, тогда как «H I» обозначает нейтральный атомарный водород. Имея только один электрон, водород может существовать только в формах H I и – после ионизации – H II.

Фотоионизированный водород излучает на определенных длинах волн всегда, как только электрон вновь захватывается ионом водорода, а затем перескакивает на более низкие энергетические уровни. Именно его скачок с третьего на второй квантованный энергетический уровень приводит к появлению рубиново-красного свечения, столь характерного для многих снимков эмиссионных туманностей, сделанных с большой глубиной резкости. В видимой части водородного спектра присутствуют более слабые эмиссионные линии бирюзового, синего и фиолетового цветов. У других атомов больше электронов, доступных для ионизации, и поэтому у них проявления состояний ионизации и соответствующих перескоков электронов могут быть более разнообразными. В областях H II ионы кислорода (O II и O III), азота (N II) и серы (S II и S III) светятся различными цветами – красным, зеленым, синим, фиолетовым, – в зависимости от специфических скачков в квантованных энергетических состояниях их оставшихся внешних электронов. На фотографиях областей H II, снятых на длинной выдержке, часто видны разноцветные полости и пузырьки облученного газа, который испаряется под воздействием света. Некоторые из этих «рабочих поверхностей» имеют протуберанцы, обращенные внутрь, к отдающим энергию звездам. Эти газопылевые «скульптуры» напоминают размытые ливнем «эрозионные столбы», которые возвышаются над округой в Брайс-Каньоне и в других местах, подпавших под атмосферные воздействия. Наблюдения в инфракрасном диапазоне показали, что в этих запутанных областях много сложных органических молекул. И более того, на наших глазах в этих наполненных энергией экосистемах зарождается пребиотическая химия. Самая известная область H II – это туманность Ориона (М42), расположенная в одноименном созвездии в районе меча, «подвешенного» (довольно угрожающе) на поясе Ориона. В хороший любительский телескоп прекрасно видна и она сама, и ее восхитительные звезды. В число других известных областей H II входят туманность Орел (М16) в созвездии Стрельца (обитель знаменитых «Столпов Творения») и туманность Киля в одноименном созвездии южного неба (ярчайшая эмиссионная туманность на небосводе и родина эруптивной [взрывной] звезды η Киля). С помощью космического телескопа «Хаббл», больших наземных телескопов и даже любительских телескопов мы получили удивительно красивые фотографии этих туманных объектов.

В то время как области H II прослеживаются вокруг недавно возникших звездных скоплений, планетарные туманности характерны для умирающих звезд. В процессе эволюции звезды с массой от 0,8 до 8 M_⊙ отходят от главной последовательности, на которой им свойственно ядерное горение водорода, и становятся гигантами, а энергию начинают получать благодаря синтезу гелия из водорода, проходящему в их недрах. Внутренняя нестабильность приводит к тому, что в конечном итоге внешние звездные слои рассеиваются, порождая стремительные ветры, – и со временем обнажаются горячие ядра. Их ультрафиолетовое излучение фото– ионизирует исчезающие оболочки рассеиваемых газов, создавая горячую плазму, которая флуоресцирует цветами, характерными для ионов, входящих в ее состав. Эти небольшие эмиссионные туманности, впервые обнаруженные в начале XVIII столетия, изначально ассоциировались с планетами, – поэтому их и называют «планетарными». В наше время они по праву считаются одними из самых красивых небесных явлений, видимых в телескоп.

Третий ключевой тип эмиссионной туманности – это остатки сверхновой, свидетельствующие о взрыве некогда массивной звезды (или белого карлика). Звезды, масса которых превышает 8 M_⊙, не останавливаются на переплавке гелия в углерод. Они могут продолжить плавить углерод в кислород, кислород в кремний, а кремний в железо, однако, как только в ядре звезды «выковано» железо, игра окончена. Создать более тяжелые элементы не выйдет, не поглотив энергию самой звезды. Бездействующее ядро быстро сжимается, превращаясь в нейтронную звезду или черную дыру, высвобождается гравитационная энергия – и происходит сильный взрыв, который отшвыривает прочь все оставшиеся звездные оболочки. Как известно, в итоге возникают туманности, представляющие собой остатки сверхновых типа II. В первые несколько тысяч лет выбросы, нагретые действием ударной волны, светятся на всех длинах волн – даже в самой высокоэнергетической точке электромагнитного спектра, в экстремумах рентгеновского и гамма-излучения. Крабовидная туманность (М1) в созвездии Тельца – известнейший пример этой мощной ранней фазы. В дальнейшем ударные волны, устремленные наружу, накапливаются и вызывают возбуждение газов во внешней межзвездной среде. Туманность Вуаль в северном созвездии Лебедя и остаток сверхновой в южном созвездии Паруса – хорошо знакомые версии этой завершающей фазы.

Другой тип сверхновой может возникнуть, когда в тесной бинарной звездной системе присутствует белый карлик. В какой-то момент эволюции этой системы белый карлик начинает подпитываться веществом от близкого спутника до тех пор, пока его масса не превысит критическую, – а после этого происходит коллапс, и гравитационная энергия, обретшая свободу, расходится по всему белому карлику, разрывая его на куски. Такая сверхновая типа Ia производит остатки, богатые тяжелыми элементами, но совершенно лишенные водорода, поскольку водородные оболочки звезды давно рассеялись. Яркие примеры такого рода – остатки сверхновых Тихо и Кеплера.

За пределами диска и в гало астрономы обнаружили странные облака, состоящие из холодного нейтрального атомарного водорода и медленно плывущие по внешней окраине Галактики. Эти облака называются «высокоскоростными», но на самом деле движутся вокруг Галактики гораздо медленнее, чем диск, в котором находимся мы. Их скорость кажется высокой только в том случае, если смотреть на них с нашей вращающейся точки обзора. Сейчас нам известно примерно двадцать таких облаков – и около десяти облаков промежуточной скорости, которые, по-видимому, приближаются к диску (рис. 7.7).

Рис. 7.7. Радиоастрономы обнаружили, что в галактическом гало присутствуют огромные облака атомарного водорода. Одно из крупнейших – Магелланов Поток. Он простирается от Большого и Малого Магеллановых Облаков (галактик-спутников Млечного Пути) на весь квадрант южного неба. (Автор композитного снимка: Ingrid Kallick [Possible Designs, Мадисон, Висконсин], данные: Bart Wakker [Висконсинский университет в Мадисоне].)

Хотя астрономы не уверены в их происхождении, высокоскоростные облака, скорее всего, относятся к первозданным – судя по тому, насколько в них распространены элементы, – и, по всей вероятности, представляют собой остатки исходного процесса формирования Галактики. Заметное исключение – Магелланов Поток, охватывающий бо́льшую часть южного небесного полушария. Скорее всего, этот высокоскоростной «облачный комплекс» выделился из Большого и Малого Магеллановых Облаков во время сближения этих галактик с Млечным Путем. По изобилию элементов в своем веществе Магелланов Поток, как и сами Магеллановы Облака, занимает промежуточное положение. Возможно, что облака промежуточной скорости, в отличие от большинства высокоскоростных облаков, могут представлять собой материю, прошедшую более сложную химическую эволюцию и некогда бывшую частью диска. Когда-то в прошлом – когда именно, нам неизвестно, – интенсивный всплеск звездообразующей активности в диске привел к выбросу этого вещества в гало. Теперь газ возвращается в диск в виде огромного галактического «фонтана».

Темное сердце Галактики

До развития радиоинтерферометрии в 1960-х и 1970-х годах о центре нашей Галактики было известно очень мало: его затемняют пылевые молекулярные облака, заполонившие диск вдоль нашего луча зрения. И более того, из примерно триллиона фотонов, исходящих из ядра Галактики, эту газопылевую полосу препятствий преодолевает, попадая на наши телескопы, только один видимый фотон. Однако радиоизлучение работает на гораздо более длинных волнах и поэтому может беспрепятственно проходить сквозь пылевые облака диска. Объединив несколько радиотелескопов в антенны, которые охватывают большие площади, астрономы смогли достичь углового разрешения, достаточного для составления подробных карт центра Галактики, – и обнаружили комплекс характерных черт газообразных объектов, которые больше в Млечном Пути не проявляются нигде.

Волнение начинается с углового масштаба примерно в 2′ – под таким углом с Земли видны крупнейшие лунные кратеры. При расчетном расстоянии в 27 000 световых лет эта угловая протяженность переводится в линейный размер, равный примерно 15 световым годам. Три рукава ионизированного газа, расположенные внутри фрагментированного кольца плотного молекулярного газа, образуют спиральный «круговорот», центр которого находится в ядре Галактики (рис. 7.8). Инфракрасное картографирование эмиссионной линии водорода, присутствующего в этих рукавах, выявило движения, совместимые с представлением о том, что газ одновременно стремится к ядру и вращается вокруг него. Само ядро испускает свет в форме синхротронного излучения – близкого к тому, которое производят наши мощнейшие ускорители заряженных частиц, – и электроны мчатся вокруг силовых линий магнитного поля со скоростью, близкой к скорости света. Все более эффективные комплексы радиотелескопов показывают, что размер излучающего ядра не превышает 1/10000 светового года – это протяженность пояса астероидов нашей Солнечной системы. Итак, перед нами удивительно компактная «машина», способная разгонять субатомные частицы до релятивистских скоростей (скоростей, близких к скорости света) и таким образом создавать мощное синхротронное излучение.

Инфракрасное наблюдение в масштабе 1/10 светового года позволило астрономам отслеживать отдельные звезды, идущие по орбитам вокруг неразрешенного галактического ядра. Нечто, расположенное в пределах этих орбит, заставляет звезды вращаться вокруг общего центра масс с периодами всего в несколько земных лет. Используя простое ньютоновское тяготение, астрономы подсчитали, что таинственный посредник, обладающий притяжением, имеет массу, эквивалентную примерно 4 млн масс Солнца, – и вся она сосредоточена в пределах периметра, не превышающего протяженность орбиты Плутона. Большинство астрономов уверены, что мы наблюдаем динамическое воздействие сверхмассивной черной дыры, скрытой в центре нашей Галактики. В числе других наблюдаемых эффектов можно упомянуть о странно изменчивом излучении, исходящем из области ядра в рентгеновском и гамма-диапазоне. Хотя ядро у нашей Галактики явно тусклое, если сравнить его активность с той, какую проявляют ядра некоторых других гигантских галактик, все же имеются все признаки того, что некогда оно было очень активным. И в недалеком будущем это может преподнести нам немало сюрпризов.

Рис. 7.8. Радиотелескопический снимок области ядра нашей Галактики. Миниспираль теплого ионизированного газа – Стрелец А – имеет размеры около 15 световых лет. Само ядро – Стрелец А* – является нетепловым источником синхротронного излучения, порожденного движением электронов с релятивистскими скоростями в присутствии сильных магнитных полей. В этой области почти не удалось выделить отдельные звезды, но она не может оказаться больше внутренней части Солнечной системы. (Материалы любезно предоставлены: F. Yusef-Zadeh, D. A. Roberts and W. M. Goss. Источник: Национальная радиоастрономическая обсерватория [Associated Universities Inc.], Национальный научный фонд.)

8. «Бродячий цирк» галактик и их космическая экспансия

История астрономии – это история удаляющихся горизонтов.

Эдвин Пауэлл Хаббл. Царство туманностей

Подобно гигантским кораблям, сияющим огнями в ночи, галактики придают необъятной и угрожающей тьме облик и суть. Почему природа выбрала эти самогравитирующиеся «сосуды» на роль пристанищ для большей части светящейся материи? Мы этого не знаем. Мы вполне способны представить мириады звезд и звездных скоплений, разбросанных по космосу, бессмысленных и аморфных, – или гораздо более крупные мегагалактики, простирающиеся на миллионы световых лет и содержащие сотни триллионов солнечных масс. Но астрономы обнаружили иное: оказалось, что большинство наблюдаемых галактик имеют размеры от нескольких тысяч до нескольких сотен тысяч световых лет, а их массы варьируются от нескольких миллионов до нескольких триллионов масс Солнца. Эти сравнительно ограниченные диапазоны размеров и масс перекликаются с размерами отдельных звезд, составляющими от одной десятой до тысячи радиусов Солнца, в то время как их массы варьируются в диапазоне от одной десятой массы Солнца до ста солнечных масс. Что же определяет границы галактики? Вероятно, проблемы, ограничивающие максимальные размеры и массы звезд и галактик, связаны со стабильностью. Если говорить о звездах, то дестабилизирующим фактором становится световая отдача этих гигантских источников термоядерной энергии. Если масса звезды превышает сотню масс Солнца или близка к этой величине, поток фотонов начинает преодолевать притяжение звезды и гонит газы прочь с ее оболочки. Что же касается галактик, то, по всей вероятности, их максимальные размеры ограничены гравитационной и приливной неустойчивостью. С другой стороны, минимальный предел размера и массы звезды установлен ее способностью синтезировать гелий из водорода в своих недрах. Массой менее 0,1 M⊙ обладают лишь коричневые карлики, сжигающие дейтерий, и планеты с еще меньшей массой, не способные поддерживать реакции ядерного синтеза. Зато никакие проблемы, связанные с получением энергии, не ограничивают минимальный размер и минимальную массу галактик. Вероятно, эти пределы установились иначе, в условиях, возникших вскоре после Большого взрыва, когда и образовалась большая часть галактик. Мы рассмотрим эти изначальные времена в девятой и десятой главах. Но сначала давайте поближе познакомимся с галактиками текущей эпохи, за которыми мы можем обстоятельно наблюдать.

Местная группа галактик

Подавляющее большинство небесных тел, заметных невооруженным глазом, находятся в нашем Млечном Пути. И видимые объекты в Солнечной системе, и каждая звезда, и звездные скопления, и темные облака, и эмиссионные туманности пребывают в нашем галактическом доме, кружась в вихре сосуществования. Редкие исключения из этого «отечественного производства» можно пересчитать по пальцам одной руки. Это Большое и Малое Магеллановы Облака, видные в Южном полушарии; галактика Андромеды (М31), которую можно рассмотреть в Северном полушарии темными безлунными ночами; и ее гораздо более тусклый сосед – галактика Треугольника (М33) (рис. 8.1). По запросу «галактики, видимые невооруженным глазом» Интернет выдаст еще несколько названий, но без телескопов их могут различить лишь очень опытные наблюдатели. Безусловно, самые заметные из внегалактических объектов на видимом небе – это Магеллановы Облака, поскольку они гораздо ближе к нам, чем М31 или М33. Если учесть расстояния, то мы увидим, что М31 по размерам близка к Млечному Пути, далее следуют М33, Большое Магелланово Облако и Малое Магелланово Облако. В Местной группе еще сорок с лишним галактик, но они гораздо меньше и относятся к карликовым.

Рис. 8.1. Относительные размеры Млечного Пути, Магеллановых Облаков, галактики Андромеды (М31) и галактики Треугольника (М33) – крупнейших в Местной группе, – наряду с другими известными карликовыми галактиками. (По нескольким источникам.)

Галактики за пределами Местной группы

Наша Местная группа – это лишь одна из как минимум ста групп галактик, составляющих Местное сверхскопление (см. гл. 3). Большинство галактик, представленных в известных каталогах и атласах, входят именно в эту крупную структуру. Расстояния до них определены достаточно достоверно, поскольку в большей их части наблюдались переменные звезды – цефеиды, так что размеры и светимость этих галактик тоже можно было с уверенностью установить.

Последовательность Хаббла

Изначально все, что нам было известно об этих галактиках, – это их облик на фотопластинках. Эдвин Хаббл первым смог увидеть некую систему в широком разнообразии их форм. В этом ему помогли снимки с большой глубиной резкости, полученные с помощью 100-дюймового (2,54 м) отражательного телескопа Хукера, который располагался на вершине обсерватории Маунт– Вилсон неподалеку от Лос-Анджелеса. Классификация Хаббла, впервые разработанная в 1926 году, легла в основу «камертона Хаб – бла», названного в честь создателя и показанного на рис. 8.2.

Взглянем на схему. Если идти слева направо, то мы увидим, что центральный сфероид становится все менее отчетливым, а диск – напротив, все более заметным. Сейчас нам уже известно, что в сфероиде звезды вращаются вокруг галактического центра, а в диске, как правило, движутся по круговым орбитам в одной плоскости. Спиральные рукава на диске плотнее всего у типов Sa и свободнее всего у типов Sc. Галактики, расположенные на зубцах камертона, относятся к типам спиральных галактик с баром и без него. Считается, что Млечный Путь относится к промежуточному типу (bc) спиральной (S) галактики с баром (B), что в соответствии с классификацией Хаббла обозначается как SBbc. С того времени как Хаббл впервые распределил галактики по типам, астрономы узнали, что последовательность, в которой выстраиваются сами типы, зависит от постоянно возрастающего запасания газа. В эллиптических галактиках газа меньше всего, поскольку почти все их звезды сформировались в течение нескольких миллиардов лет после рождения самих галактик, со времени которого минуло уже примерно 12 млрд лет. Спиральные галактики дают смешанную картину – их сфероиды давно образовали звезды, но в их дисках все еще много газа, что позволяет им рождать новые звезды в текущую эпоху. У иррегулярных (неправильных) галактик до 30 % наблюдаемой материи находится в газообразной форме, и поэтому они неизменно готовы к непрестанному образованию новых звезд.

Рис. 8.2. «Камертон Хаббла» для различения галактик по внешнему виду на фотоснимках с длинной выдержкой. Со временем с правой стороны, между зубцами, добавился неправильный («иррегулярный») тип галактик. (Материалы любезно предоставлены Wikimedia Commons.)

Гигантские спиральные галактики

Из всех типов именно гигантские спиральные галактики превосходят все остальные по своей захватывающей красоте. Изумительные цветные снимки, сделанные космическим телескопом «Хаббл», показывают, что в этих галактиках присутствуют богатые экосистемы горячих голубых звезд, светящихся газовых туманностей и темных пылевых облаков, наиболее активные области которых располагаются вдоль спиральных рукавов, подобно «бусинам на нити» или «цветкам на ветви». Недавно астрономы-любители, применив технологии цифровой обработки изображений, создали впечатляющие цветные картины этих галактик. И даже распространенные названия ряда самых известных спиральных галактик-гигантов – галактика Треугольника, Водоворот, Подсолнух, Черный Глаз, Сомбреро – отражают нашу реакцию на их изящные формы.