Галактики

История исследования галактик началась почти сразу после изобретения телескопа. Еще
В. Гершель открыл существование множества светлых пятен туманного вида, видимых в разных созвездиях в одних и тех же местах. Их назвали туманностями. Но до 20-х годов XX в. природа и строение этих туманностей оставались загадкой. Новые мощные телескопы позволили рассмотреть, что туманности – это не облака пыли или газа, а очень далекие звездные системы с огромным количеством звезд. Таким образом, стало ясно, что во Вселенной существует не один только Млечный Путь – Галактика, частью которой является наша Солнечная система, но и многие другие галактики.

В это же время американскому астроному Э. Хабблу при изучении далеких галактик удалось обнаружить в них переменные звезды. Измеряя блеск переменных звезд, ему удалось выяснить расстояние до галактик, в которые они входили. Ближайшая к нам галактика – Туманность Андромеды (она видна как размытое пятно в созвездии Андромеды), до нее около 1,5 млн световых лет и ее можно увидеть невооруженным глазом. Самые далекие галактики расположены на расстоянии 10 млрд световых лет, они видны только в самые мощные телескопы. Размеры их разные – есть карликовые галактики диаметром в несколько десятков световых лет и есть галактики-великаны, доходящие до 18 млн световых лет в поперечнике.

Наблюдая другие галактики, ученым следует помнить, что свет от них до Земли идет миллионы и миллиарды лет, поэтому мы сегодня видим далекое прошлое этих галактик.

Велики не только размеры галактик и расстояния до них, но и количество галактик, известных сегодня. Самый большой 6-метровый телескоп позволяет сфотографировать несколько милли-ардов галактик. Поэтому наблюдаемая нами часть Вселенной – это в основном мир галактик, которые существуют не поодиночке, а в скоплениях и группах галактик.

Чрезвычайно разнообразны формы галактик. Еще Хаббл выделил три основные формы галактик. Около 60% всех галактик составляют спиральные галактики, для которых характерны две сравнительно яркие ветви, выходящие из ядра. Эти ветви расположены по спирали. Наша Галактика относится к спиральному типу. 13% галактик относится к типу эллиптических галактик, имеющих форму эллипсоидов. Остальные галактики являются неправильными. Это линзооб-разные, кольцевые, дисковидные, карликовые галактики.

Лучше всего сегодня исследована Местная группа галактик, в которую входят наша Галактика, Туманность Андромеды, 14 карликовых эллиптических галактик, несколько внегалак-тических шаровых скоплений и неправильные галактики, самые крупные из которых – Большое и Малое Магеллановы Облака.

Особый интерес у ученых вызывает наша Галактика – Млечный Путь. Большая часть нашей Галактики хорошо видна невооруженным глазом в виде светящейся полосы. К сожалению, Земля расположена не очень удачно для наблюдений Галактики, мы находимся внутри нее и не можем увидеть ее со стороны.

Тем не менее, известно, что наша Галактика представляет собой гигантскую звездную систему, состоящую примерно из 200 млрд звезд, среди которых – наше Солнце. Кроме звезд в Галактику входит много пыли, газа, она пронизана магнитными полями и космическими излучениями. По форме наша Галактика является спиральной. Большую ее часть составляет правильный диск с шарообразным утолщением в центре, напоминающий линзу или чечевицу. Диаметр Галактики – около 100 000 световых лет, толщина – в 10–15 раз меньше, возраст – около 15 млрд лет.

В состав Галактики входят разные звезды. Есть старые и молодые звезды, возраст которых не превышает 100 тыс. лет. Но большая часть звезд имеет средний возраст – несколько миллиардов лет. К этой группе относится и наше Солнце. Оно расположено ближе к краю Галактики, на расстоянии 25000 световых лет от ее ядра. Солнечная система обращается вокруг центра Галактики со скоростью около 220 км/с за 250 млн лет. Этот период может быть назван галактическим годом.

В спиральных рукавах Галактики звезды расположены неравномерно, образуя «трубы», в стенках которых находятся звезды. Эти рукава соединяются с ядром Галактики. Строение ядра до сих пор остается загадкой и привлекает к себе внимание астрономов. Ядро – сравнительно небольшая область, из которой непрерывно истекает протонно-водородный газ массой 1,5 массы Солнца в год. Откуда берется этот газ и что происходит в ядре, современная наука не знает. Хотя в последнее время появилась гипотеза, что, возможно, в ядре находится черная дыра.

Средние расстояния между галактиками в группах и скоплениях примерно в 10–20 раз больше, чем размеры крупнейших галактик. Таким образом, галактики заполняют пространство с большей относительной плотностью, чем звезды внутри галактик (расстояния между ними
в 20 млн раз больше их диаметра).

Хотя в телескопы ученым удается увидеть только галактики, в темном пространстве, разделяющем их, несомненно, присутствует вещество. Межзвездное пространство заполнено газом и пылью, состоящей в основном из водорода и гелия с незначительной примесью других химических элементов. Кроме того, оно насыщено различными излучениями, потоками нейтрино и космических частиц, состоящих из множества разнообразных элементарных частиц. В местах наибольшего скопления газопылевого вещества астрофизикам удалось обнаружить различные органические соединения - углеводороды, спирты, эфиры и даже аминокислоты.

Совокупность галактик всех типов, квазаров, межгалактической среды образует Метага-лактику – доступную для наблюдения часть Вселенной, важным свойством которой является однородность и изотропность распределения вещества в ней. Но такой Метагалактика была не всегда. В прошлом, как считает современная космология, она была анизотропна и неоднородна. Поисками следов этого состояния занимается внегалактическая астрономия.

Вопрос о том, является ли Метагалактика единственной, можно ли поставить знак равенства между Метагалактикой и всей Вселенной, пока остается открытым. Существуют гипотезы о множественности метагалактик, множественности вселенных, в каждой из которых действуют свои фундаментальные законы. Современная наука такой возможности не отрицает. Все, что не запрещено законами природы, где-либо и когда-нибудь может быть реализовано.

Рождение и эволюция звезд

Рождение звезд в Галактике происходит постоянно. Этот процесс компенсирует так же непрерывно происходящую смерть звезд. Поэтому в Галактике есть звезды старые и молодые. Самые старые звезды сосредоточены в шаровых скоплениях, возраст их сравним с возрастом Галактики. Старые звезды формировались, когда протогалактическое облако распадалось на все более мелкие сгустки, в результате постепенного дробления которых возникли скопления звездных масс.

Современные звезды возникают из газопылевых облаков, которые начинают сжиматься под действием гравитационных сил, и энергия сжатия превращается при этом в излучение, которое может свободно выходить из облака в космическое пространство. При дальнейшем сжатии температура внутренних областей облака повышается, и таким образом образуется протозвезда (горячее ядро), которую еще почти не видно, так как она находится внутри родительского облака. Период сжатия облака солнечной массы составляет около миллиона лет.

Затем протозвезда сжимается гораздо медленнее. В ней протекают конвекционные процессы, связанные с перемещением внутренних, более горячих слоев вещества снизу вверх и холодных наружных – сверху вниз. При этом температура протозвезды достигает нескольких тысяч градусов. Кроме того, конвекция сопровождается короткой вспышкой светимости.

При этом процесс сжатия протозвезды продолжается, стремясь к некоторому конечному значению. Светимость протозвезды при этом падает. Данный этап занимает десятки миллионов лет. Наконец, сжатие прекращается, в звезде начинаются термоядерные реакции, и она становится стабильной обычной звездой, в которой действие сил тяготения, стремящихся сжать ее в точку, уравновешивается внутренним давлением газа, истекающим из звезды. Такая звезда является саморегулирующейся системой. Так, если температура внутри нее повысится, то звезда раздувается. Если теплоотвод превысит тепловыделение, то звезда начнет сжиматься и разогреваться, ядерные реакции ускоряются, и баланс восстанавливается.

С момента начала термоядерной реакции, превращающей водород в гелий, звезда типа нашего Солнца переходит на так называемую главную последовательность, в соответствии с которой будут изменяться с течением времени характеристики звезды – ее светимость, температура, радиус, химический состав и масса. После выгорания водорода в центральной зоне у звезды образуется гелиевое ядро. Водородные термоядерные реакции продолжают протекать, но только в тонком слое вблизи поверхности этого ядра. Ядерные реакции перемещаются на периферию звезды. Выгоревшее ядро начинает сжиматься, а внешняя оболочка – расширяться. Оболочка разбухает до колоссальных размеров, внешняя температура становится низкой, и звезда переходит в стадию красного гиганта. С этого момента звезда выходит на завершающий этап своей жизни.
С нашим Солнцем это произойдет примерно через 8 млрд лет. При этом его размеры увеличатся до орбиты Меркурия, а может быть, и до орбиты Земли, так что от планет земной группы ничего не останется (или останутся оплавленные камни).

Для красного гиганта характерна низкая внешняя температура, но очень высокая внутренняя. Одновременно в термоядерные процессы включаются все более тяжелые ядра, что приводит к синтезу химических элементов. При этом красный гигант непрерывно теряет вещество, которое выбрасывается в межзвездное пространство. Так, только за один год Солнце на стадии красного гиганта может потерять одну миллионную часть своего веса. Таким образом, всего за десять – сто тысяч лет от красного гиганта остается лишь центральное гелиевое ядро, и звезда становится белым карликом. То есть белый карлик как бы вызревает внутри красного гиганта, а затем сбрасывает остатки оболочки, из которой образуется планетарная туманность.

Такие звезды невелики по своим размерам – по диаметру они даже меньше Земли, хотя их масса сравнима с солнечной. Но плотность такой звезды в миллиарды раз больше плотности воды. Кубический сантиметр его вещества весит больше тонны. Тем не менее, это вещество является газом, хотя и чудовищной плотности. Это очень плотный ионизированный газ, состоящий из ядер атомов и отдельных электронов. В белых карликах термоядерные реакции практически не идут, они возможны лишь в атмосфере этих звезд, куда попадает водород из межзвездной среды.
В основном, эти звезды светят за счет огромных запасов тепловой энергии. Время охлаждения белого карлика сотни миллионов лет. Постепенно белый карлик остывает, цвет его меняется от белого к желтому, а затем к красному. Наконец, он превращается в черный карлик – мертвую холодную маленькую звезду размером с земной шар, который невозможно увидеть из другой планетной системы.

Несколько иначе развиваются более массивные звезды. Они живут всего несколько десятков миллионов лет. В них очень быстро выгорает водород, и они превращаются в красные гиганты всего за 2,5 млн лет. При этом в их гелиевом ядре температура повышается до нескольких сотен миллионов градусов. Такая температура дает возможность протекания реакций углеродного
цикла – слияние ядер гелия в углерод. Ядро углерода в свою очередь может присоединить еще одно ядро гелия и образовать ядро кислорода, неона и т.д. вплоть до кремния. Выгорающее ядро звезды сжимается, и температура в нем поднимается до 3–10 млрд градусов. В таких условиях реакции объединения продолжаются вплоть до образования ядер железа – самого устойчивого во всей последовательности химического элемента. Более тяжелые химические элементы – от железа до висмута – также образуются в недрах красных гигантов в результате медленного захвата нейтронов. При этом энергия не выделяется, как при термоядерных реакциях, а наоборот, поглощается. В результате сжатие звезды все убыстряется.

Образование же наиболее тяжелых ядер, замыкающих таблицу Менделеева, предположи-тельно происходит в оболочках взрывающихся звезд, при их превращении в новые или сверхновые звезды, которыми становятся некоторые красные гиганты. В зашлакованной звезде нарушается равновесие, электронный газ более не способен противостоять давлению ядерного газа. Наступает коллапс – катастрофическое сжатие звезды, она «взрывается внутрь». Но если отталкивание частиц или другие причины все же останавливают коллапс, происходит мощный взрыв – вспышка сверхновой звезды, в окружающее пространство сбрасывается не только оболочка звезды, а до 90% ее массы, что приводит к образованию газовых туманностей. При этом светимость звезды увеличивается в миллиарды раз. Так, был зафиксирован взрыв сверхновой звезды в 1054 г. В китайских летописях было записано, что она была видна днем, как Венера, в течение 23 дней. В наше время астрономы выяснили, что эта сверхновая звезда оставила после себя Крабовидную туманность, являющуюся мощным источником радиоизлучения.

Взрыв сверхновой звезды связан с выделением чудовищного количества энергии. При этом рождаются космические лучи, намного повышающие естественный радиационный фон и нормальные дозы космического излучения. Так, астрофизики подсчитали, что примерно раз
в 10 млн лет сверхновые звезды вспыхивают в непосредственной близости от Солнца, повышая естественный радиационный фон в 7 тысяч раз. Это чревато серьезнейшими мутациями живых организмов на Земле. Кроме того, при взрыве сверхновых звезд идет сброс всей внешней оболочки звезды вместе с накопившимися в ней «шлаками» – химическими элементами, появившимися в результате ядерного синтеза. Поэтому межзвездная среда сравнительно быстро обретает все известные на сегодняшний день химические элементы тяжелее гелия. Звезды следующих поколений, в том числе и Солнце, с самого начала содержат в своем составе и в составе окружающего их газопылевого облака примесь тяжелых элементов.

Часть массы взорвавшейся сверхновой звезды может остаться в виде сверхплотного тела – нейтронной звезды или черной дыры.

Теоретически предсказанные нейтронные звезды, или так называемые пульсары, были открыты в 1967 г. Плотность нейтронных звезд выше, чем плотность белых карликов в миллиарды раз, и достигает 1014–1015 г/см3. При этом начинаются процессы нейтронизации – чудовищное давление внутри звезды «вгоняет» электроны в атомные ядра, и звезды постепенно превращается в гигантскую нейтронную каплю, так что чайная ложка вещества такой звезды весит миллиарды тонн. Температура ее около 1 млрд градусов, а масса заключена между 1,2 и 2,4 массами Солнца. При этом размеры такой звезды составляют всего лишь около 20 км в диаметре. Нейтронные звезды довольно быстро остывают. Меньше ста тысяч лет требуется, чтобы температура нейтронной звезды упала до сотни миллионов градусов.

Нейтронные звезды очень быстро вращаются. Кроме того, они обладают очень мощным магнитным полем, напряженность которого составляет сотни тысяч миллиардов гаусс. Пустота в литровой банке, содержащей внутри себя такое поле, весила бы около тысячи тонн. Столь сильное магнитное поле в сочетании с быстрым вращением нейтронной звезды приводит к тому, что эти звезды испускают радиоволны в виде узких пучков направленного излучения, представляющего повторяющиеся импульсы. Поэтому нейтронные звезды и называют пульсарами. Стареющие нейтронные звезды в некоторых случаях могут стать рентгеновскими пульсарами, излучая не радиоволны, а рентгеновские лучи.

Если масса завершающей свой жизненный путь звезды больше 2–3 масс Солнца, то гравитационное сжатие приведет непосредственно к образованию черной дыры, свойства которой были описаны в общей теории относительности. Если такая звезда является частью системы двойной звезды, то газ с видимой звезды может перетекать к черной дыре, образуя вокруг нее закручивающийся диск. При этом колоссальная кинетическая энергия частиц, разгоняемых тяготением черной дыры, частично переходит в рентгеновское излучение, и по нему черная дыра может быть обнаружена. Возможно, именно черная дыра находится в рентгеновском источнике Лебедь Х-1.

Математический анализ показывает, что черная дыра может перемещаться в другую часть нашей Вселенной или даже внутрь иной вселенной. Поэтому воображаемый космический путе-шественник мог бы теоретически использовать черную дыру в качестве средства передвижения по вселенным. Такими точками перехода должны быть сингулярности, образующиеся в черной дыре. Правда, возможность такого перехода существует лишь гипотетически, так как любой объект при приближении к черной дыре будет раздавлен приливными гравитационными силами.

Также расчеты показывают, что черные дыры испаряются за счет испускания частиц и излучения, но не из самой черной дыры, а из того пространства, которое находится перед горизонтом черной дыры. При этом, чем меньше черная дыра по массе, тем выше ее температура и тем быстрее она испаряется. Размеры черных дыр могут быть разными: от массы галактики (1044 г) до песчинки массой 10-5 г. Так, черная дыра с массой в 10 масс Солнца испарится за 1069 лет. Поэтому маленьких черных дыр, которые могли образоваться в первые мгновения после Большого взрыва, уже нет, а вот дыры больших размеров вполне могли сохраниться даже в пределах Солнечной системы. Их пытаются найти с помощью гамма-телескопов.

В целом же, по-видимому, на долю черных дыр и нейтронных звезд в нашей Галактике приходится около 100 млн звезд. Экстремальные физические условия в них делают их уникальными естественными лабораториями, дающими обширный материал для исследования физики ядерных взаимодействий, элементарных частиц и теории гравитации.



Оглавление
Структурные уровни организации материи. Мега- и макромир.
Дидактический план
Предисловие
Структурность и системность материи
Микро-, макро- и мегамир
Основные представления о мегамире
Возникновение Вселенной. Теория Большого Взрыва
Модель расширяющейся Вселенной
Образование Солнечной системы
Проблема существования и поиска внеземных цивилизаций
Основные направления поиска внеземных цивилизаций
Современный анализ проблемы внеземных цивилизаций
Солнечная система
Галактики
Планеты Солнечной системы
Внешние планеты Солнечной системы
Планеты земной группы
Сравнительная характеристика планет земной группы
Гипотезы о происхождении планет Солнечной системы
Форма и размеры Земли
Современные представления о строении Земли
Образование Земли
Возраст Земли
Геосферы Земли
Химическая эволюция Земли
Природные ресурсы и их использование
Неисчерпаемые природные ресурсы
Исчерпаемые природные ресурсы
Концепции пространства и времени в современном естествознании
Развитие представлений о пространстве и времени
Теория относительности
Специальная теория относительности
Общая теория относительности
Свойства пространства и времени
Всеобщие свойства пространства и времени
Общие свойства пространства
Общие свойства времени
Специфические (локальные) свойства пространства
Все страницы