Мир Галактик (Галактики и звездные системы) (стр. 6 из 11)

Более разумный набор начальных условий следующий: в ходе одного из рассмотренных выше процессов газовое облако уже сжалось до такой степени, что оно стало устойчивым, несмотря на расширение окружающей Вселенной; пусть это будет плотность около 10^-28 г/см. Если принять массу равной 10¹¹ солнечных масс, то указанная плотность дает для сферического облака начальный радиус около 200 кпк (против 30 кпк - типичного радиуса для этой массы после сжатия). Для того чтобы сжатие было возможным, кинетическая, магнитная и гравитационная энергии должны быть соответствующим образом сбалансированы. Другие начальные условия, необходимые для начала сжатия, следующие: скорость вращения должна быть мала - менее 40 км/с, температура - меньше 2-10⁵ К и напряженность магнитного поля должна быть разумно мала - меньше 2-10⁷ гаусс.

Если распределение плотности облака остается однородным в ходе сжатия, то гравитационная энергия возрастает обратно пропорционально уменьшающемуся радиусу. С другой стороны, температура остается примерно одинаковой до тех пор, пока плотность вещества не станет настолько большой, что оно станет оптически толстым для излучаемых длин волн. До того, как это произойдет, тепловая энергия (величина энергии движения частиц газа, т. е. температура) газового облака не зависит от радиуса, но после достижения критического значения плотности тепловая энергия при уменьшении радиуса начинает сильно возрастать. Тепловая энергия может остановить сжатие лишь когда радиус меньше этого критического значения - теплового предела. Пока размеры облака больше, турбулентная энергия не важна, так как она быстро рассеивается.

Аналогично, магнитная энергия, возрастающая при сжатии облака, никогда не превышает гравитационную энергию, если она была меньше гравитационной энергии в начальный момент. В некоторый момент радиус становится достаточно малым, чтобы энергия вращения уравновесила гравитационную энергию - это определяет вращательный предел. При другом критическом размере из газа конденсируются звезды и начинается быстрый переход от газового облака к галактике, состоящей из звезд. Это конденсациочный предел. Окончательная судьба сжимающегося облака зависит от соотношения этих трех критических радиусов. В зависимости от того, какой из них наибольший, появляются три интересные возможности.

Если наибольший радиус соответствует вращательному пределу, то сжатие останавливается вращением (см. рис.). Однако центробежные силы ограничены плоскостью вращения, так что сжатие в направлении, перпендикулярном этой плоскости, продолжается до образования тонкого диска. Этот диск выделяется формой и наличием вращения - это спиральная галактика.

В случае, если наибольшим является конденсационный, предел, звездообразование начинается до того, как эффекты вращения становятся важным фактором торможения сжатия. По мере роста плотности темп звездообразования увеличивается, и большая часть газа проходит через этот процесс. В этом случае, когда сжатие останавливается на соответствующем пределе, для эффективной диссипации энергии почти не остается газа или его остается очень мало. Поэтому диск не образуется. Согласно энергетическим условиям, объект должен после этого несколько расшириться до достижения радиусом другого критического значения. Орбиты звезд будут таковы, что галактика станет почти сферической - в зависимости от величины и распределения начального углового момента. С этими свойствами - почти сферической формой, отсутствием газа и большим количеством звезд, образовавшихся вблизи начала его существования, объект явно будет эллиптической галактикой (см. рис.).

В третьем случае, когда ни вращательный, ни конденсационный предел не являются достаточно большими, чтобы остановить сжатие, облако все уменьшается и уменьшается, пока не образуется сверхмассивный звездообразный объект. Возможно, это будет черная дыра - невидимая и почти необнаружимая.

После обретения галактикой формы следующие стадии эволюции являются медленными и гораздо менее эффектными. Звезды образуются, умирают и выбрасывают богатое тяжелыми элементами вещество, образующее новые звезды, галактика постепенно тускнеет и краснеет, химический состав ее звездного населения медленно меняется по мере обогащения газа и пыли, из которых образуются последующие поколения звезд, тяжелыми элементами.

Мы не можем увидеть, как галактика меняется. Человеческая жизнь по меньшей мере в миллион раз короче, чем надо для этого. Но мы можем наблюдать эволюционные эффекты, глядя пазад на все более ранние стадии эволюции нашей Вселенной, когда галактики оказываются более молодыми. Самые далекие наблюдаемые нами нормальные галактики мы наблюдаем более молодыми, чем наших соседей. Свету от галактики на расстоянии 10 миллиардов световых лет, например, потребовалось 10 миллиардов лет, чтобы достичь нас, и, таким образом, мы наблюдаем и измеряем изображение галактики, которая на 10 миллиардов лет моложе нашей. Если возраст Вселенной составляет от 15 до 20 миллиардов лет (точное значение еще с уверенностью не установлено), то возраст наблюдаемой галактики составляет всего одну треть возраста галактик вблизи нас, свет от которых доходит до нас быстрее. Разумеется, это соображение опирается на веру в одновременное сжатие и образование всех галактик вскоре после Большого Взрыва, что подтверждается исследованиями близких галактик и предсказывается космологическими моделями.

Для того, чтобы увидеть эволюцию галактик, нужно смотреть все дальше и дальше. Расстояние в первые два миллиарда световых лет слишком мало, чтобы обнаружить изменения, но более далекие галактики демонстрируют реальные различия, особенно заметные в их цветах. Недавно при расстоянии около 10 млрд световых лет действительно обнаружено настоящее влияние эволюции на цвета галактик. Используя специальные детекторы на 200-дюймовом Паломарском телескопе, астрономы пронаблюдали галактики 23-й и 24-й величины с достаточной точностью, чтобы увидеть, как выглядят молодые галактики. В значительной степени, как это предсказывают теоретические модели, галактики в то время были более яркими и голубыми.

Расчеты Беатрис Тинсли, которая посвятила большую часть своей короткой, но творческой жизни изучению эволюции галактик, помогли астрономам понять детали этих возрастных эффектов. Из моделей, созданных Тинсли с сотрудниками, нам известно, что скорость падения яркости и изменения цвета зависит от многих обстоятельств: распределения звезд по массам, скорости регенерации вещества в звездах, доли звезд, образованных при начальной вспышке и многих других. В настоящее время наблюдаемые далекие галактики начинают снабжать нас этими подробностями. Это поразительно - иметь возможность узнавать о событиях, происходящих на протяжении миллиардов лет. Мы делаем это, переводя часы на миллиарды лет назад, глядя на объекты на расстояниях в миллиарды световых лет.

Другим заметным отличием молодых галактик в далеких частях Вселенной от галактик, подобных современным, является наличие в прошлом значительно большего числа активных или взрывающихся галактик. Плотность квазаров и радиогалактик возрастает по мере того, как мы смотрим все дальше и дальше. Поэтому эти объекты должны были быть гораздо более распространены в раннюю эпоху существования Вселенной. Современные теоретические модели предполагают, что они образуются при коллапсе сверхмассивных объектов - возможно, черных дыр - в центрах галактик. Черные дыры довольно безопасны, если в них нечего "бросить", но приводят в действие бурные энергетические процессы, если к их гравитационному полю слишком близко подходят звезды или газ.

Возможно, молодые галактики, все еще богатые непереработанным газом, были больше предрасположены к подаче этого газа в центральные ядра, чем это делают сейчас старые галактики. Если там притаились черные дыры, то эти галактики скорее вспыхнут, как квазары или радиогалактики. Теперь, по-видимому, подобная исключительно бурная активность по большей части прекратилась.

5. Масса галактик

Не так много лет назад одной из наиболее надежных областей внегалактической астрономии было определение масс галактик. Для этой цели были разработаны хорошие методы, собраны данные обширных измерений и мы имели значения масс, которым все доверяли. Несколько вызывающих беспокойство проблем возникло в 60-е годы, особенно в связи с массами, полученными по данным измерений скоростей галактик в скоплениях, которые казались слишком большими. Но в общем было чувство, что такие простые задачи, как определение массы Млечного Пути или галактики в Андромеде, решены.

Однако к 1980 г. произошел удивительный поворот, оставивший нас сейчас в состоянии полного недоумения в вопросе о массах галактик. По-видимому, ни один из полученных в прошлом ответов не верен по причине совершенно неожиданного и до тех пор не осознававшегося затруднения. Перед тем, как броситься с головой в эту загадку, сделаем обзор основных методов, использовавшихся астрономами в этих сложных исследованиях.