Мир Галактик (Галактики и звездные системы) (стр. 7 из 11)

Нетрудно оценить общую массу галактики, используя очень простые предположения и опираясь на легко измеряемые величины. Например, масса нашей Галактики может быть оценена по ее известному радиусу и числу звезд вблизи Солнца. Все строится на простых, но не очень точных предположениях о том, что мы живем в области с типичной звездной плотностью и по форме наша Галактика близка к сфере. Если сосчитать звезды в окрестности Солнца и добавить сюда массу газа и пыли, то получится плотность около 3/100 солнечной массы на кубический световой год. Радиус Галактики около 15 тысяч световых лет, так что в предположении сферической формы объем составляет около 13 триллионов кубических световых лет. Общая масса, заключенная в сфере, равна произведению объема на плотность, и таким образом наше приближение дает величину 400 миллиардов масс Солнца. Этот результат удивительно близок к значениям, получаемым более точными методами. На самом деле плотность звезд в нашей Галактике сильно меняется от места к месту и, разумеется, звезды не распределены равномерно внутри сферы. Тем не менее простой подсчет отдельных звезд вблизи нас и обобщение локальной плотности дают хорошее первое приближение и наглядное представление об огромности массы нашей Галактики.

Гораздо лучшим методом определения массы галактики является метод, основанный на измерении скорости вращения галактики. Метод ненамного сложнее определения массы Солнца по скоростям орбитального движения планет. Если бы Солнце было массивнее, чем сейчас, то Земле пришлось бы быстрее двигаться вокруг него по орбите, иначе она упала бы на Солнце. Менее массивное Солнце с меньшей силой гравитационного притяжения означало бы необходимость более медленного движения Земли, в противном случае она улетела бы далеко в космическое пространство. Таким образом, скорость движения Земли по орбите в точности соответствует значению для устойчивой орбиты вокруг звезды с массой в одну солнечную.

Точно так же Солнце и другие звезды движутся по орбитам вокруг центра нашей Галактики со скоростями, определяемыми ее массой. Если измерить скорость и определить размер орбиты, то можно вычислить массу, управляющую орбитой. Однако имеется одно затруднение. В Солнечной системе почти вся масса сосредоточена в Солнце - в центре системы, в то время как в галактике звезды распределены таким образом, что на болыпииство из них действует значительная сила притяжения со стороны массы, расположенной вне (в противоположность той, что находится внутри) их орбит. Это значит, что общую массу галактики можно определить лишь по скоростям звезд во внешних частях, для которых вся галактика находится внутри орбиты звезды. Астроном должен определить скорости звезд или другого вещества (обычно это возбужденный газ, так как его скорость легче всего измерить) на всем протяжении от центра до края в поисках точки, где значения скоростей становятся похожими на те, что соответствуют только внутренней массе.

Это называется кеплеровской частью кривой, так как именно Кеплер нашел связь между скоростями планет и расстояниями их до Солнца - открытие, приведшее Ньютона к открытию закона тяготения. Внутри кеплеровской части кривой скорости звезд увеличиваются по мере удаления от центра (см. рис.). Потом скорость выходит на постоянный уровень, после чего кривая вращения начинает падать. За точкой поворота все скорости кеплеровские и они должны дать величину массы галактики. Для большей точности астрономы подгоняют под весь набор скоростей, измеряемых при различных положениях, разные модели распределения массы в галактике, узнавая таким образом кое-что об этом распределении, а также значение общей массы.

В 60-е годы эти исследования велись весьма интенсивно. Астрономы определили массы многих галактик и нашли зависимость между светимостью галактики и ее массой и между хаббловским типом и массой. Обычно галактики типов Sa и Sb имели большие массы на единицу светимости, чем галактики других типов, то есть их звезды в среднем менее яркие, чем звезды в галактиках типа Sc и Irr. Для всех типов было впечатление, будто кривая вращения загибается вниз вблизи границы наблюдаемой области. Казалось, природа так построила галактики, чтобы мы как раз могли увидеть на самых внешних их звездах начало кеплеровского движения. Кривые хорошо согласовывались с моделями распределения массы, и распределение вещества в галактиках выглядело весьма разумным.

Другой метод определения масс галактик может быть применен к тем из них, что являются членами двойных систем. Две обращающиеся вокруг друг друга галактики должны подчиняться закону тяготения Ньютона, утверждающего зависимость размеров орбит и скоростей от масс галактик. Наблюдая всего одну двойную галактику, нельзя надеяться использовать этот факт, так как орбитальные периоды составляют миллионы и миллиарды лет - это слишком долго, чтобы ждать. К тому же галактики видны лишь с одного направления, так что нельзя определить угол наклона орбиты к лучу зрения. Но эти трудности преодолимы, если мы наблюдаем много двойных галактик и определяем их параметры статистически. Хотя мы не можем проследить ни одну данную пару на протяжении всей орбиты, можно пронаблюдать достаточно много двойных галактик, чтобы получить их средние массы.

Чтобы учесть очень большое различие размеров двух галактик при наблюдении двойной системы, астрономы вместо индивидуальных масс вычисляют средние значения отношений массы к светимости. Это позволяет компенсировать то обстоятельство, что более яркая галактика будет также и более массивной. Например, для двойной галактики, состоящей из эллиптической галактики очень высокой светимости и небольшой эллиптической галактики, можно принять одинаковые значения отношений массы к светимости, но их движение не будет одинаковым. Меньшая галактика будет двигаться вокруг общего центра масс быстро, а большая - медленно. Оценка средней массы будет примерно посередине и не будет характеризовать ни одну из галактик, но вычисленные для всей системы отношения массы к светимости позволят астроному определить индивидуальные массы каждой из галактик. На практике это следует проделать для многих пар эллиптических галактик - для учета разных углов наклона и форм орбит.

Результаты исследования пар галактик разных типов удивительны. Вместо того, чтобы получить отношения массы к светимости от 1 до 10 (это диапазон значений для отдельных галактик, исследованных при помощи упомянутых выше методов), астрономы получили гораздо большие величины. Типичное значение для пар эллиптических галактик около 75, а пары спиральных галактик попадают в интервал от 20 до 40. Эти значения поставили получивших их людей в тупик и настолько отличались от ожидаемых, что были предприняты значительные усилия, чтобы установить, каким образом результаты могли исказиться. Может быть, в чем-то предположения были неверными? Возможно, галактики в парах по какой-то причине эволюционного характера существенно массивнее (для своей светимости), чем уединенные галактики. Или, быть может, статистический подход оказался в чем-то порочен? Из-за этих сомнений астрономы старались относиться к результатам, полученным по двойным галактикам, с осторожностью. Этого не следовало делать, а надо было перенести свои подозрения на более традиционные методы. Как будет видно из следующих разделов, имеющиеся данные говорят о том, что двойные галактики дают лучшие результаты, чем мы думали.

Галактики обычно существуют в группах: они объединяются. Некоторые, вроде Млечного Пути, принадлежат к небольшим организациям наподобие Местной группы, в то время как другие являются членами огромных скоплений, содержащих тысячи галактик. Во всех случаях это обстоятельство дает нам в руки еще один метод определения масс галактик. В скоплении каждая галактика движется в соответствии с силой притяжения со стороны других объектов. Насколько быстро они в среднем движутся, зависит от среднего расстояния между ними и от их масс. Ситуация аналогична ситуации с дисперсией скоростей звезд в галактике, но теперь мы рассматриваем движение отдельных галактик в скоплении. Если предположить, что скопления галактик устойчивы, то есть не охлопываются и не разлетаются, то движение отдельных членов и расстояния между ними должны дать оценку их масс.

Проблема с этим методом в том. что он тоже, как казалось. давал неправильный ответ. Когда в начале 60-х годов таким образом впервые были определены отношения массы к светимости, результаты оказались поразительными. Вместо значений около 1 - 10 были получены величины, равные сотням и даже тысячам. Как же этот метод может быть неправильным? Предложенные многочисленные гипотезы включали возможность расширения скоплений, их сжатия, возможность, что они состоят из аномально массивных галактик, что в скоплениях много двойных галактик (что ведет к большим значениям измеренных скоростей) или что между галактиками в скоплениях много межгалактического вещества - достаточно, чтобы затмить гравитационное поле самих галактик. Сейчас мы с большим доверием смотрим на результаты, полученные по скоплениям, чем сначала. Нет сомнения, что все перечисленные факторы играют некоторую роль, но главное объяснение совершенно иное. Галактики все время скрывали от нас ужасную тайну: они полны загадочным "темным веществом".

Знание приходит к нам разными путями, но самый волнующий известен под названием "прорыв". Он происходит после того. как ученые на некоторое время как бы "застревают" и понимают, что чего-то не хватает: какой-то важный фрагмент знания на пороге, но ускользает и остается не найденным. Исследование масс галактик прошло через подобную фазу, когда большинство астрономов чувствовало, что что-то в этой области науки не так, что какой-то важный факт ускользнул. Результаты измерений масс различными способами не согласовывались, и особенно острой была проблема для скоплений галактик. Эта область науки определенно нуждалась в прорыве.