закручиваясь, превращаются в спиральные и завершают свою эволюцию в простой

и симметричной эллиптической форме. В основе обеих теорий была гипотеза о

том, что тип галактики связан с ее возрастом. Ни одна из теорий не

опиралась на какой-либо физический фундамент, и обе были опровергнуты

многолетними исследованиями. Как только астрономы поняли процесс звездной

эволюции и научились определять возраст звезд (это стало возможно в 50-х

годах), оказалось, что галактики всех типов имеют примерно одинаковый

возраст. Почти в каждой галактике присутствует хотя бы несколько звезд с

возрастом в несколько миллиардов лет. Отсюда следует, что ни эллиптические,

ни неправильные галактики не могут быть старше остальных.

Однако эллиптические галактики состоят почти исключительно из старых

звезд, в то время как галактики других хаббловских типов содержат

относительно больше молодых звезд. Таким образом, хаббловская

последовательность все же имеет некоторое отношение к возрастам. По-

видимому, форма галактики связана со скоростью образования в ней новых

молодых звезд уже после ее рождения, а следовательно, и с распределением

звезд по возрастам. В эллиптических галактиках очень мало звезд возникло

после стадии образования галактики и поэтому мы наблюдаем здесь ничтожное

количество молодых звезд. В галактиках типа Sa звезды продолжают

образовываться до сих пор, но скорость этого процесса невелика, в

галактиках типа Sb темп звездообразования выше, галактики типа Sc очень

активны, а наиболее бурно звездообразование протекает в галактиках типа Irr

1.

Эти результаты навели исследователей на мысль о том, что

последовательность хаббловских типов упорядочивает галактики по степени

сохранения ими газа и пыли: неправильные галактики сберегли большую часть

своего газа и своей пыли для постепенного рождения все новых и новых звезд,

в то время как эллиптические галактики израсходовали почти весь свой

исходный газ на первую взрывную вспышку звездообразования. Но как различие

в количестве сохранившегося газа и пыли привело к столь сильно отличающимся

формам? Этот вопрос будет рассмотрен дальше в главе, посвященной

рассмотрению процесса образования галактики. Согласно современным

представлениям (теперь уже подтвержденным результатами всевозможных

исследований) два важнейших фактора, определяющих форму галактики, это, во-

первых, начальные условия (масса и момент вращения) и, во-вторых, окружение

(т.е. членство в скоплении или наличие близких спутников). В этом отношении

галактика похожа на человека: ее характер зависит как от наследственности,

так и от общества, в котором она "вращалась".

|4. Эволюция галактик |

Одна из задач современной астрономии - понять, как образовались

галактики и как они эволюционируют. Во времена Эдвина Хаббла и Харлоу Шепли

было заманчиво верить в то, что типы галактик соответствуют разным стадиям

их развития. Однако эта гипотеза оказалась неверной, и задача реконструкции

историй жизни, галактик оказалась трудной. Самой же трудной оказалась

проблема первоначального возникновения галактик.

Природа Вселенной в те времена, когда еще не существовали галактики,

неизвестна, и приписываемые ей гипотетические характеристики в значительной

степени зависят от выбираемой космологической модели. Большинство принятых

в настоящее время космологических моделей предполагает общее расширение,

начиная с нулевого момента времени (сразу же после которого Вселенная имеет

исключительно высокие плотность и температуру). Физические процессы,

описывающие первичный взрыв в этих моделях, могут быть довольно надежно

прослежены до момента, когда плотность и температура становятся достаточно

низкими, чтобы стало возможным образование галактик. Примерно 1 миллион лет

потребовался для того, чтобы Вселенная расширилась и остыла настолько, что

вещество стало играть в ней важную роль. До этого преобладало излучение, и

сгустки вещества, такие как звезды или галактики, не могли образовываться.

Однако, когда температура стала равной примерно 3000 К, а плотность-около

1021 г/см3 (значительно меньше плотности земной атмосферы, но по меньшей

мере в миллиард раз больше современной плотности Вселенной), вещество,

наконец, смогло формироваться. В это время в достаточных количествах могли

образовываться лишь атомы водорода и гелия.

Хотя можно представить несколько механизмов образования галактик из

этого водородно-гелиевого газа, найти хотя бы одну модель, работающую в

вероятных условиях ранней Вселенной, трудно. Очень мало резонов для

образования галактик в расширяющейся Вселенной с однородным распределением

температуры и вещества. В такой идеализированной Вселенной никогда не будет

галактик. Существование галактик во Вселенной и видимое преобладание их как

форм вещества говорят о том, что догалактическая среда никак не напоминала

такое идеализированное газовое облако. Вместо этого должны были

существовать какие-то неоднородности. Однако какого типа эти неоднородности

и откуда они взялись?

Большинство попыток найти способы конденсации вещества Вселенной в

галактики основаны на гипотезе, впервые подробно разработанной сэром

Джеймсом Джинсом. Хотя сейчас принимается, что в ранней Вселенной газ

расширялся в соответствии с релятивистской космологической моделью, идеи

Джинса основывались на более простой ньютоновской модели Вселенной, где

гравитационная неустойчивость возникает, когда сгусток более плотного

вещества (называемый возмущением) становится достаточно малым и плотным.

Характерный размер возмущений плотности, которые являются только слегка

неустойчивыми, называется джинсовской длиной и, как было установлено, она

зависит от скорости звука в среде, постоянной тяготения и плотности

вещества.

Джинсовская масса определяется как масса вещества, которая может стать

неустойчивой и начать сжиматься под действием собственного гравитационного

поля (см. рис.). Согласно расчетам, в начале "эры вещества" джинсовская

масса составляет около 105 солнечных масс, и, таким образом, в этот момент

истории Вселенной возмущения с такими массами и больше (что включает все

известные галактики) должны были стать неустойчивыми и сжаться. Простая

модель Джинса не позволяет исследовать ситуацию во время "эры излучения",

так как в этом простом анализе не учитывается влияние давления излучения на

газ. Однако несколько астрономов и космологов исследовали более сложный

случай при наличии излучения, и результаты приблизительно согласуются с

результатами, полученными с использованием более простых моделей.

В поисках типа иррегулярности или неустойчивости, которая приводит к

современной Вселенной, состоящей из галактик, астрономы исследовали много

других видов неустойчивости, кроме гравитационных. Среди них - возможное

отсутствие баланса вещества и антивещества, тепловые неустойчивости,

флуктуации, связанные с ионизацией и ее зависимостью от температуры и

вариации распределения заряда.

Если предполагается из соображений симметрии, что количество вещества

во Вселенной было равно и равно сейчас количеству антивещества, то

современное существование вещества и антивещества в изолированных областях

во Вселенной, естественно, может быть результатом небольшого локального

неравенства компонентов в ранней Вселенной после того, как вещество и

антивещество отделились от излучения. Во время расширения Вселенной полная

аннигиляция произойдет в тех областях, где количества вещества и

антивещества равны, а там, где имеется исходный избыток одного из них над

другим, часть вещества или антивещества останется (см. рис.). Распределение

вещества и антивещества будет клочковатым и сгустки будут сжиматься,

образуя скопления галактик. Такая вселенная в конце концов будет состоять

из кусочков вещества и антивещества, расположенных в различных местах.

В этом случае примерно половина видимых нами галактик будет состоять

из антизвезд. Если мы отправимся в путешествие в такое место и попытаемся

совершить посадку на планету из антивещества, то наши атомы бурно

провзаимодействуют с атомами антивещества на месте посадки и они

аннигилируют друг с другом, что вызовет яркую вспышку света, но вряд ли

сделает визит очень приятным. От нас ничего не останется, кроме дыры на

поверхности в память о нашей авантюре.

Более вероятная гипотеза утверждает, что вначале количество вещества

немного превосходило количество антивещества. Тогда большая часть вещества

должна была проаннигилировать с антивеществом на ранних космических фазах

при высокой плотности, оставив купающуюся в лучах света Вселенную с

количеством вещества, как раз достаточным для образования галактик.

Другой механизм, который мог способствовать конденсации вещества -

это тепловая неустойчивость. Области с немного повышенной плотностью

остывают быстрее, чем их окружение. Более горячие окружающие регионы

сильнее сжимают эти области, повышая их плотность. Таким образом, небольшое

возмущение плотности может становиться все более неустойчивым (см. рис.).

Согласно еще одной гипотезе, предложенной Георгием Гамовым,

гравитационные силы могут усиливаться "симулированной гравитацией",

создаваемой в ранней истории Вселенной интенсивным полем излучения. Частицы

в такой Вселенной, как правило, затеняют друг друга от излучения и в

результате испытывают действие силы, направленной от каждой частицы к

другой частице. Эта сила, с которой частицы подвергаются действию друг

друга, ведет себя по закону обратных квадратов, подобно силе тяготения.

Можно, например, представить себе две частицы, разделенные небольшим

расстоянием в богатом излучением поле. Частицы поглощают энергию фотонов

поля излучения и поэтому находятся под влиянием сил, действующих в разных

направлениях. Рассмотрим ситуацию, когда одна частица поглощает фотон,

приходящий с направления, противоположного направлению на вторую частицу.

На эту частицу действует сила в направлении второй частицы. Так как фотон

был поглощен первой частицей, вторая частица оказывается защищенной от поля

излучения в этом направлении, и поэтому на нее действует сила

преимущественно в направлении первой частицы. В результате возникает эффект

взаимного притяжения двух частиц, вызванный их взаимным затенением от поля

излучения. Установлено, что этот эффект тени имеет значение лишь на

протяжении примерно первых 100 лет существования Вселенной, после чего

интенсивность излучения и степень близости частиц уменьшается.

После достижения индивидуальными протогалактиками гравитационной

выделенности через какую-либо форму неустойчивости в догалактическом газе,

они коллапсируют с образованием галактик значительно меньших размеров и с

большими плотностями, оставляя промежуточное пространство почти пустым.

Реальный процесс сжатия можно исследовать лишь при помощи теоретического

моделирования. Еще не открыта галактика, о которой с уверенностью можно

сказать, что она молода по сравнению с оценкой возраста Вселенной, и таким

образом, нет объекта, наблюдаемого в стадии сжатия. Вместо этого надо

исследовать те ключи к пониманию состояния среды до сжатия, которые можно

извлечь из современных характеристик галактик и из их прошлого, наблюдая

объекты на больших расстояниях. Можно также подходить к этой проблеме,

предлагая правдоподобные начальные условия и производя вычисления, чтобы

посмотреть, можно ли прийти к реалистичной картине в результате сжатия

исходной протогалактики. Начальные условия, с которых мы должны начинать

эти вычисления, включают массу галактики, ее угловой момент, размеры,

температуру, химические характеристики, магнитное поле и внутренние

турбулентные движения.

Рассмотрим простейшее начальное состояние, в котором свойства

протогалактики таковы, что она является холодной, полностью однородной по

плотности, совершенно сферической и без турбулентных движений, магнитного

поля и внешних воздействий. Для объекта, сравнимого по массе с Млечным

Путем, порядка 1011 масс Солнца, такой набор начальных условий приводит к

Страницы: 1, 2, 3, 4, 5, 6, 7, 8