Острова Вселенной - галактики.

Как мы знаем, звездную природу Млечного Пути установил еще Галилей, имея в своем распоряжении очень несовершенный телескоп с весьма скромной апертурой. Неровная, не имеющая резких границ полоса Млечного Пути, временами разделенная на отдельные рукава облаками пыли, простирается через все небо, достигая наибольшей ширины и яркости в созвездии Стрельца. В противоположной точке небосвода Млечный Путь, напротив, какой-то «неубедительный» - менее широкий и менее яркий.
Из этого наблюдательного факта последовал закономерный вывод: мы живем в огромном сплюснутом звездном облаке и наблюдаем его с ребра.
Уильям Гершель, список научных заслуг которого громаден, используя метод «звездных черпков», первым попытался определить форму и размеры нашей огромной звездной системы, названной Галактикой - от греческого «галактиос», что означает «млечный». Задача была непростая и чреватая ошибками, поскольку У. Гершель еще не имел представления о межзвездной поглощающей материи. В конце концов у него получилась структура наподобие толстой линзы с сильно изрезанными краями, причем Солнце оказалось почти точно в центре Галактики. Хорошо зная, что это не так, воздержимся все же от насмешек по адресу великого астронома.
Пожалуй, на современном ему уровне знаний нельзя было достичь большего.
Догадка о том, что звездная система Млечного Пути может быть всего лишь одной из бесчисленного множества подобных систем, была высказана в 1734 году шведским философом Эммануилом Сведенборгом. У. Гершель также предположил, что по крайней мере некоторые светлые туманности, трактуемые в то время как сравнительно близкие к нам протозвездные облака, на деле могут являться очень далекими «звездными островами», неразрешимыми на звезды по причине громадного расстояния до них, - галактиками (с малой буквы, в отличие от нашей Галактики). Правда, наблюдая в 1785 году планетарную туманность NGC 1514, он отчетливо увидел в центре ее одиночную звезду, окруженную туманным веществом.
Существование подлинных туманностей, заведомо находящихся в пределах Галактики, было таким образом подтверждено, и отпала необходимость думать о туманностях как о далеких звездных системах. Уже на закате жизни, в 1820 году, У. Гершель говорил, что за пределом нашей собственной системы все покрыто мраком неизвестности.
На самом деле среди наблюдаемых Гершелем туманностей было немало галактик. Проблема заключалась лишь в том, чтобы отождествить их. Величайший астроном Уильям Гершель, имевший в своем распоряжении крупнейшие на то время телескопы, не смог решить эту проблему.
По-настоящему открытие галактик состоялось только в XX веке...
И неспроста. Сколько галактик, не считая Млечного Пути, можно увидеть на небе невооруженным глазом? Туманность Андромеды, Туманность Треугольника (только при очень хорошем небе), а в южных широтах - Большое и Малое Магеллановы Облака (БМО и ММО). И только.
Уже 10-см телескоп покажет десятки галактик, 20-см - многие сотни. Начиная с 16-й звездной величины количество галактик в поле зрения телескопа начинает превышать количество звезд. Но и телескоп с метровой апертурой, которому доступно великое множество слабых галактик, не сможет разрешить на звезды даже близкую галактику, если в качестве приемника света использовать глаз.
Фотография с длительной экспозицией - совсем иное дело. Но фотография начала широко применяться в астрономии лишь на рубеже ХІХ-ХХ веков.
В 1890 году Агния Клерк в книге о развитии астрономии в XIX веке писала: «Можно с уверенностью сказать, что ни один компетентный мыслитель перед лицом существующих фактов не будет утверждать, что хотя бы одна туманность может быть звездной системой, сравнимой по размерам с Млечным
Путем». Курьез? Конечно. Но история науки полна таких курьезов.
Профессор Ю.Н. Ефремов, приведший эту цитату в своей книге «Звездные острова», замечает далее: «Хотелось бы знать, какие из нынешних столь же категоричных утверждений окажутся со временем столь же неверными...»
Какие - не знаем. Но в том, что какие-нибудь да окажутся, нет сомнений. Жаль разочаровывать тех читателей, которые непременно желают получить точные и окончательные ответы на все имеющиеся у них вопросы, но с «окончательными» ответами у науки всегда дело обстояло неважно.
Тому, кто не мыслит жизни без знания «истины в последней инстанции», лучше обратиться не к науке, а к религии - любой, на выбор. Или посетить ясновидца.
Но вернемся к теме. Как только в близких галактиках, разрешенных на звезды с помощью крупнейших на то время телескопов, оснащенных фотокамерами, были найдены цефеиды, все стало на свои места. Многие туманности с эллиптической, спиральной или неправильной структурой оказались не жителями Млечного Пути, а самостоятельными «звездными островами» - галактиками. Учет поглощающей свет материи, сплошь и рядом довольно произвольный, не менял картину качественно - галактики могли находиться дальше от нас, могли ближе, но все равно оставались вне пределов Млечного Пути.
По сути только тогда была открыта и наша Галактика - вовсе не одинокий «звездный остров» в безбрежном океане пустоты, а рядовая структура, одна из очень и очень многих. К слову сказать, количество галактик, находящихся в той части Вселенной, которая в наше время доступна изучению, оценивается примерно в 100 млрд. Галактик в ней не меньше, чем звезд в крупной галактике.
Несмотря на такое изобилие галактик, им совсем не тесно: даже наблюдаемая доля Вселенной достаточно велика, чтобы галактики могли удобно в ней разместиться, и при этом останется еще много свободного пространства. Типичное расстояние между яркими галактиками составляет 5-10 млн световых лет; оставшийся объем занимают карликовые галактики и межгалактическая среда. Однако если принять во внимание размеры галактик, то окажется, что галактики относительно гораздо ближе друг к другу, чем, например, звезды в окрестностях Солнца.
Диаметр звезды пренебрежимо мал по сравнению с расстоянием до ближайшей соседней звезды. Диаметр Солнца немногим меньше 1,5 млн км, а расстояние до ближайшей к нему звезды в 50 млн раз больше.
Иное дело - мир галактик. Расстояния между ними огромны в абсолютном исчислении, но велики и сами галактики. Для наглядности мысленно уменьшим их размеры до размера среднего человека. Тогда в типичной области Вселенной яркие галактики будут находиться примерно в 100 м друг от друга, а карликовые, конечно, ближе, поскольку и в мире галактик выполняется универсальный закон, согласно которому крупных объектов намного меньше, чем всякой мелюзги.
Вселенная в этой модели напоминает футбольное поле с большим свободным пространством между игроками. Лишь в некоторых местах, где галактики собираются в тесные скопления, наша модель Вселенной была бы похожа на спокойную пешеходную улицу, и только в центрах некоторых скоплений - на оживленную пешеходную улицу. Но даже и там не было бы ничего похожего на давку в метро в час пик.
галактика
Галактики удивительно разнообразны. Как классифицировать их?
Прежде всего по массе и светимости. Коль скоро мы можем (не всегда, впрочем, уверенно) оценить расстояние до галактики, то найти ее абсолютную светимость, являющуюся совокупной светимостью всех ее звезд, не составит труда.
Деление галактик на гигантские, средние и карликовые появилось давно. В i960 году Сидней ван дер Берг предложил разделить галактики по светимости на 5 классов: сверхгигантские, яркие гигантские, гигантские, субгигантские и карликовые. К сверхгигантским он отнес галактики ярче -20,5; к карликовым - слабее -15,5m. Любопытно, что наша Галактика, имеющая светимость -20,6т, относится к сверхгигантским галактикам, хотя и на грани с яркими гигантскими.
Желающие могут утешиться тем, что хотя наше Солнце - самая заурядная звезда, зато наша Галактика не какая-нибудь, а сверхгигантская! Впрочем, ее ближайшая яркая соседка М31 (Туманность Андромеды) ярче на целую звездную величину, т. е. в 2,5 раза, а светимость галактики NGC6166 еще выше: -22,от. На другом конце шкалы находятся убогие карликовые системы вроде галактики GR8 с ее абсолютной звездной величиной - nom и еще более слабые.
Гораздо труднее оценить массу галактики. Впрочем, для многих галактик это уже сделано. Особых сюрпризов не возникло: в общем-то, как и следовало ожидать, яркие галактики оказались более массивными, а карликовые - менее массивными.
Хотя здесь есть особенности, о которых пойдет речь ниже.
Галактики не похожи друг на друга и чисто внешне. Некоторые из них ровные и круглые, другие имеют вид пушистых спиралей с разным количеством спиральных рукавов, а у некоторых не наблюдается никакой или почти никакой структуры. Следуя пионерской работе Эдвина Хаббла, опубликованной в 20-х годах XX века, астрономы подразделяют галактики по форме на три основных типа: эллиптические, спиральные и неправильные, обозначаемые соответственно Е, S и 1гг.
С тех пор появились и иные классификации галактик, но хаббловская классификация все еще остается актуальной.
Эллиптические галактики характеризуются в целом эллиптической формой и не имеют никакой другой структуры, кроме общего падения яркости по мере удаления от центра. Падение яркости описывается простым математическим законом, который открыл Хаббл. На языке астрономов это звучит так: эллиптические галактики имеют концентрические эллиптические изофоты - условные линии, проведенные через точки с равной яркостью.
Изофоты эллиптической галактики похожи на изображение округлого холма на топографических картах - те же вложенные друг в друга эллипсы с общим центром.
Причина сплюснутости Е-галактик не имеет отношения к их вращению, довольно медленному, надо сказать. По-видимому, сплюснутость определяется характером орбит входящих в эти галактики звезд. Каждая звезда эллиптической галактики обращается вокруг центра массы по своей орбите, имеющей свой наклон к галактическому экватору, причем могут быть звезды, обращающиеся даже в противоположную сторону, но все же эллиптическая галактика как целое имеет некое преимущественное направление вращения и некий интегральный момент вращения.
Но возникает вопрос о действительной, а не кажущейся сплюснутости. В самом деле: коль скоро ориентация галактики к наблюдателю произвольна, то, может быть, шарообразных галактик Ео вообще не существует, а существуют только чечевицеобразные, одни из которых мы видим сбоку, а другие - плашмя?
Помочь разобраться могут только статистические методы. Для простоты предположим, что все эллиптические галактики во Вселенной принадлежат к типу Е7, а ориентация их к наблюдателю случайна. Не составит большого труда вычислить, какой процент эллиптических галактик при данном предположении мы увидим как Ео, El и т. д. Классифицировав несколько сотен (чем больше, тем лучше) Е-галактик по их внешнему виду, мы неизбежно придем к выводу: малосплюснутые и вообще не сплюснутые эллиптические галактики существуют на самом деле, а не только вследствие «удачного» расположения наблюдателя.
Диапазон масс Е-галактик огромен: от ю5 до ю13 масс Солнца. Упомянутая выше галактика NGC6166, чья масса оценивается в 1,4 х io13 (14 триллионов!) масс Солнца, является эллиптической. Будь эта галактика спиральной, ее и без того колоссальная светимость была бы еще выше!
Факт есть факт: эллиптические галактики светят минимум на порядок тусклее, чем равные им по массе спиральные и неправильные системы. В чем причина такой «несправедливости»?
галактика
В возрасте звездного населения. В эллиптических галактиках практически нет газа, и уже очень давно. Новым звездам просто не из чего образовываться.
Звезды эллиптических галактик очень стары - большинству из них свыше 10 млрд лет. Это значит, что яркие, массивные звезды в эллиптических галактиках уже давно «выгорели», превратившись либо в черные дыры, либо в нейтронные звезды, либо в белые карлики, а остались лишь звезды с массами порядка солнечной и ниже. Вспомним, что светимость звезды зависит от ее массы резко нелинейно, т. е. звезд в Е-галактиках может быть много, но это тусклые звезды. Вдобавок подавляющая часть их относится к субкарликам, а мы помним, что они «при прочих равных» светят слабее.
Эллиптическим галактикам приходится «расплачиваться» слабой светимостью за бурное звездообразование в начале их жизни, не оставившее свободного газа.
Впрочем, бывают исключения. Если эллиптическая галактика наберет откуда-нибудь газа (например, при столкновении с другой, богатой газом, галактикой), то звездообразование в ней может возобновиться. Такова, например, галактика NGC205 (Мпо), являющаяся спутником Туманности Андромеды. В NGC205 есть небольшое количество бело-голубых звезд, явно молодых.
Этого достаточно, чтобы отнести указанную галактику к разряду так называемых пекулярных - немногочисленных «уродцев», выбивающихся из общего правила, - и обозначить ее как Е5рес.
У спиральных галактик хорошо заметно плоское спиральное распределение яркости вокруг утолщенного ядра, проще говоря, они имеют спиральный узор, если смотреть на них «анфас», и хорошо заметную полосу темной материи вдоль галактического экватора, если смотреть с ребра. Идеальные спиральные галактики имеют две спиральные ветки (рукава), исходящие либо прямо из ядра, либо из двух концов бара (перемычки), в центре которого расположено ядро. Английское слово «бар» помимо значений «прилавок», «стойка», «питейное заведение» имеет также значения «полоса», «брус».
Отсутствие либо наличие бара позволило разделить спиральные галактики на два основных подтипа: нормальные спиральные галактики (S) и пересеченные спиральные галактики (SB). Нормальных спиральных галактик раз в сто больше, чем пересеченных. Дальнейшее разделение спиральных галактик на подтипы проводится по следующим трем критериям: і) относительной величине ядра по сравнению с размерами всей галактики; 2) по тому, насколько сильно или слабо закручены спиральные ветви, и 3) по фрагментарности спиральных ветвей.
К типу Sa (или SBa) относят галактики с очень обширной ядерной областью и сильно закрученными, почти круговыми ветвями - непрерывными и гладкими, а не фрагментарными. Если такая галактика наблюдается с ребра, то прежде всего виден хороню выраженный балдж - центральное утолщение, отчасти напоминающее эллиптическую галактику. Также можно видеть довольно узкую полосу пылевой материи, протянувшуюся вдоль галактического экватора.
Спиральные рукава не отходят далеко от балджа.
Галактики Sb и SBb имеют относительно небольшую ядерную область при не очень сильно закрученных спиральных ветвях, которые разрешаются на отдельные яркие фрагменты. Если спиральные рукава имеют ответвления, то их количество мало. «В профиль» эти галактики более сплюснуты, а темная полоса вдоль галактического экватора выражена более резко.
Наконец, галактики Sc и SBc характеризуются сильно фрагментированными обрывочными спиральными рукавами. У галактик SBc даже бар разрешается на отдельные фрагменты. Ядерная область весьма мала по сравнению с размерами галактики, балдж иногда едва выражен, рукава отходят от него резко и на большое расстояние, число ответвлений от них велико.
С ребра видно, что галактика сильно сплющена, а пересекающий ее по экватору пылевой диск густ и широк.
Диапазон масс спиральных галактик не столь велик - массы большинства из них заключены в пределах от 109 до 1000 масс Солнца. В среднем наиболее массивны галактики Sa и SBa, а наименее - галактики Sc и SBc.
Массы неправильных галактик еще меньше - опять-таки в среднем. К неправильным галактикам Хаббл отнес все объекты, которые не удавалось причислить ни к эллиптическим, ни к спиральным. Большинство неправильных галактик очень похожи друг на друга - в том смысле, что примерно так же похожи друг на друга все на свете кучи мусора. Индивидуальные различия между кучами могут быть велики, но мы никогда не примем кучу мусора за сарай или, например, за трактор. Отсутствие упорядоченной структуры - вот первый и самый наглядный атрибут мусорной кучи.
Неправильные галактики в большинстве своем фрагментарны до чрезвычайности, в них можно различить отдельные наиболее яркие звезды, скопления и сверхскопления, а также области горячего излучающего газа. Некоторые неправильные галактики имеют хорошо заметный бар, или, во всяком случае, структуру, которую можно трактовать как бар, и есть неправильные галактики, в которых наблюдаются обрывки структуры, напоминающей фрагменты спиральных рукавов. В некоторых вариантах хаббловской классификации существовал особый тип Sd, предназначенный для чрезвычайно сильно растрепанных спиралей. По мнению Хаббла, неправильные галактики, являющиеся, условно говоря, «кучей мусора», пусть и с остатками структуры, и названные им типом Ігг I, являются крайним продолжением типа спиральных галактик, но уже не являются спиральными.
В самом деле, если в куче мусора мы обнаружим разбитый кинескоп от телевизора и задний мост грузовика, это не превратит кучу ни в телевизор, ни в грузовик.
Другие необычные галактики, отнесенные в исходном варианте хаббловской классификации к неправильным, похоже, никак не связаны с более привычными неправильными объектами - из-за неправильной формы, наличия большого количества пыли и других аномалий. Эти объекты были объединены в тип Ігг II, но в ходе последующих пересмотров хаббловской классификации многие из них были отнесены к другим типам. Например, галактики с плоским диском, напоминающим диски спиральных галактик, но без спиральных ветвей, были объединены в тип So.
Некоторые галактики до сих пор не удается классифицировать, и многие из них, как оказалось в дальнейшем, представляют собой взаимодействующие пары либо являются местом бурных процессов.