Происхождение и эволюция галактик. Какие бывают галактики

Открылась бездна звезд полна;
Звездам числа нет, бездне дна...
М. В Ломоносов

Как и когда образовались галактики? Какой механизм ответствен за образование галактик и звезд? Может ли стать звездой Юпитер? Как образуются планетные системы?

Урок-лекция

ФОРМИРОВАНИЕ ГАЛАКТИК . Проблемой происхождения отдельных небесных тел и их систем занимается область астрономической науки, которая называется космогонией . Миллиарды галактик , огромных космических звездных систем массой от 10 5 до 10 14 масс Солнца со средней плотностью вещества в них 10 -24 г/см 3 , являются основными единицами крупномасштабной структуры Вселенной.

В начале XX в. английский астроном сэр Джеймс Джинс предложил модель формирования галактик из облаков газа, связанную с гравитационной неустойчивостью вещества. Согласно этой модели, если в однородном по плотности газе ранней Вселенной случайно обнаружится сгущение, то оно под действием сил гравитации будет сжиматься, обособляться от окружающей среды.

Процессы гравитационного обособления вещества Вселенной стали возможны только после того, как Вселенная в результате расширения охладилась до 4000 К, прошел процесс рекомбинации, вещество стало нейтральным, излучение перестало взаимодействовать с веществом и препятствовать гравитационному сжатию. Это случилось примерно через миллион лет после Большого взрыва. Изучая галактики, находящиеся на разных от нас расстояниях (в миллионы и даже миллиарды световых лет), астрономы фактически имеют возможность исследовать галактики разного возраста. Гравитационное сжатие первоначальной неоднородности происходит до тех пор, пока силы гравитации не компенсируются другими силами: давления, центробежными, связанными с вращением. При этом галактика стабилизируется. Таким образом, формирование звезд происходит в уже обособленных галактиках.

ОБРАЗОВАНИЕ И ЭВОЛЮЦИЯ ЗВЕЗД . В первоначально однородной галактической среде могли образовываться гравитационные неустойчивости: случайно возникшие уплотнения газа массой более 10 5 масс Солнца под действием гравитации сжимаются и обособляются, распадаются на фрагменты, которые постепенно приобретают сферическую форму. Из них и рождаются звезды.

Сначала сжатие возникшей протозвезды происходит изотермически (при постоянной температуре), затем температура газа возрастает. Сжатие продолжается до тех пор, пока возрастающие силы давления, зависящие от температуры и плотности, не уравновесят силы гравитации. В этом случае возникает состояние гидростатического равновесия . Первый этап эволюции звезды зависит от ее массы и может длиться от нескольких сотен тысяч до нескольких сотен миллионов лет.

Если в центре протозвезды температура превысит несколько миллионов кельвинов, а давление - несколько миллиардов атмосфер, что самопроизвольно может случиться только с объектом массой не меньше 0,01 массы Солнца, в недрах звезды начнутся реакции термоядерного синтеза. Тогда звезду уже можно назвать нормальной звездой Этот этап самый длительный, хотя и его длительность зависит от массы звезды: он может длиться от 10 млн до 10 млрд лет. Маломассивные звезды, например с массой 0,1 массы Солнца,-долгожители. Они могут оставаться в состоянии равновесия на стадии нормальной звезды сотни миллиардов лет. В ядрах звезд идет превращение водорода в гелий и более тяжелые элементы (вплоть до железа в массивных звездах). Когда «горючее» (например, водород) звезды заканчивается, наступают последние стадии эволюции звезды, которые можно сравнить со старением и смертью.

Если масса звезды сравнима с массой Солнца, то по мере выгорания водорода центральные области звезды сжимаются, формируя горячее плотное ядро (средняя плотность около 10 9 кг/м 3). Оболочка звезды при этом раздувается, и в течение сотен тысяч лет со стороны такая звезда будет выглядеть красным гигантом, размерами с орбиту Юпитера. Потом оболочка будет сброшена, и маленький, с Землю, белый карлик будет медленно остывать в течение 10 12 лет. Такая судьба ожидает наше Солнце.

Если масса звезды не превосходит пяти масс Солнца, то она также сначала превратится в красный гигант размером в несколько десятков радиусов Солнца, а затем сбросит оболочку, которую можно будет наблюдать как планетарную туманность. Оставшаяся масса звезды (ее центральные зоны) превращается в белый карлик, который светит за счет накопленного тепла, остывает и в конце концов превращается в темный, так называемый коричневый карлик.

Массивные звезды на последней стадии своей эволюции становятся экзотическими объектами - нейтронными звездами или черными дырами . Сначала звезды массой больше пяти масс Солнца превращаются в красные сверхгиганты с радиусом в сотни радиусов Солнца, а затем взрываются. Наблюдается так называемая вспышка сверхновой звезды. Звезда начинает светиться, как миллиарды отдельных звезд (рис. 95). Повышенная яркость наблюдается десятки дней. При этом температура плазмы звезды при такой вспышке достигает миллиарда кельвинов. В этом котле синтезируются все химические элементы тяжелее железа. Ббльшая часть вещества звезды разбрасывается в межзвездное пространство, обогащая его тяжелыми химическими элементами. Из обогащенной межзвездной среды образуются звезды следующих поколений. На месте взрыва может остаться либо нейтронная звезда, если масса остатка не превосходит 2,5 масс Солнца, либо черная дыра, если масса превосходит это значение.

Рис. 95. Крабовидная туманность - остаток вспышки сверхновой звезды

ОБРАЗОВАНИЕ СОЛНЕЧНОЙ СИСТЕМЫ . Согпасно современным представлениям, рождение Солнца и рождение планет - это единый процесс. Все объекты Солнечной системы сформировались из газопылевой туманности в результате гравитационной неустойчивости. По одной из гипотез, сжатие этой туманности было стимулировано ударными волнами, возникшими в результате взрыва сверхновой звезды, произошедшего вблизи Солнечной системы. Сжатие центральной части облака привело к образованию Солнца, а на периферии вращающегося и становящегося из-за этого все более плоским облака начали формироваться планеты. При этом строительным материалом планет служили относительно небольшие твердые куски вещества. Сталкиваясь, многие из них слипались, увеличиваясь в размерах, или разрушались. Крупные куски притягивали к себе мелкие. В результате примерно за 100 мпн лет вокруг Солнца образовались и Земля, и другие планеты, а также их спутники, астероиды, кометы.

Астрономы обнаружили десятки других планетных систем. Не все они похожи на нашу Солнечную систему. У большинства обнаруженных планетных систем большие планеты с массой, как у Юпитера, находятся по непонятным пока причинам вблизи центральной звезды, а не на периферии.

Основными процессами, связанными с эволюцией галактик, звезд, планетных систем, управляет гравитация. Сжатие обьектов прекращается, когда уравновешиваются силы гравитации и давления. В недрах нормальной звезды идут реакции термоядерного синтеза. Конечными стадиями эволюции звезд в зависимости от их массы могут стать белые карлики, нейтронные звезды или черные дыры. Газовые и газопылевые туманности, обладающие моментом вращения, порождают вращающиеся, достаточно плоские системы (спиральные галактики, планетные системы и др.)

К каким последствиям может привести ситуация гравитационной неустой чивости массивных газовых облаков?
При каких условиях прекращается сжатие протозвезды?
Что такое нормальная звезда?
Может ли стать звездой Юпитер, если его масса в тысячу раз меньше массы Солнца?

Жизни Возникновение и эволюция галактик Возникновение млекопитающих Возникновение христианства См. также Происхождение Инициализация Зарождение … Википедия

Космология Возраст Вселенной Большой взрыв Содвижущееся расстояние Реликтовое излучение Космологическое уравнение состояния Тёмная энергия Скрытая масса Вселенная Фридмана Космологический принцип Космологические модели Формирование гала … Википедия

Сталкивающиеся спиральные галактики NGC 3808A и NGC 3808B (Arp 87). Фото телескопа Hubble … Википедия

Активные ядра галактик ядра галактик, наблюдаемые процессы в которых нельзя объяснить свойствами находящихся в них звезд и газово пылевых комплексов. Активная гигантская эллиптическая галактика M87. Из центра галактики вырывается … Википедия

Морфологическая классификация галактик система разделения галактик на группы по визуальным признакам, используемая в астрономии. Существует несколько схем разделения галактик на морфологические типы. Наиболее известная была предложены… … Википедия

- (Сверхскопление Девы) система галактик размером около 200 млн. св. лет, включающая Местную группу галактик, скопление галактик в Деве и несколько других скоплений и групп галактик. Всего в состав Местного сверхскопления входят 100… … Википедия

Вселенная в пределах 1 млрд световых лет (307 Мпарсек), показывающая ближайшие сверхскопления Сверхскопление галактик многочисленные группы галак … Википедия

Hubble Ultra Deep Field показывает более чем 10 000 галактик в 0,000024 % неба … Википедия

Ниже приводится список известных галактик в пределах 3,6 мегапарсек (11,7 млн световых лет) от Земли в порядке удалённости от Земли (см. примечание ниже). 3,6 Мпк это расстояние до центра ближайших двух больших групп галактик: Группы… … Википедия

Скопления галактик гравитационно связанные системы галактик, одни из самых больших структур во вселенной. Размеры скоплений галактик могут достигать 108 световых лет. Скопления условно разделяются на два вида: регулярные скопления… … Википедия

Книги

Частотно-волновая стратегия природы. Формула жизни , Б. М. Мартынов. В настоящей книге содержится исследование, касающееся некоторых актуальных проблем физики и биологии. В ней представлен альтернативный взгляд на основные категории физики и философии, такие…

Галактикой называют крупные формирования звезд, газа, пыли, которые удерживаются вместе силой гравитации. Эти крупнейшие соединения во Вселенной могут различаться формой и размерами. Большая часть космических объектов входит в состав определенной галактики. Это звезды, планеты, спутники, туманности, черные дыры и астероиды. Некоторые из галактик обладают большим количеством невидимой темной энергии. Из-за того, что галактики разделяет пустое космическое пространство, их образно называют оазисами в космической пустыне..

	Эллиптическая галактика	Спиральная галактика	Неправильная галактика
Сфероидальный компонент	Галактика целиком	Есть	Очень слаб
Звёздный диск	Нет или слабо выражен	Основной компонент	Основной компонент
Газопылевой диск	Нет	Есть	Есть
Спиральные ветви	Нет или только вблизи ядра	Есть	Нет
Активные ядра	Встречаются	Встречаются	Нет
	20%	55%	5%

Наша галактика

Ближайшая к нам звезда Солнце относится к миллиарду звезд в галактике Млечный путь. Посмотрев на ночное звездное небо, тяжело не заметить широкую полосу, усыпанную звездами. Скопление этих звезд древние греки назвали Галактикой.

Если бы у нас была возможность посмотреть на эту звездную систему со стороны, мы бы заметили сплюснутый шар, в котором насчитывается свыше 150 млрд. звезд. Наша галактика имеет такие размеры, которые тяжело представить в своем воображении. Луч света путешествует с одной ее стороны на другую сотню тысяч земных лет! Центр нашей Галактики занимает ядро, от которого отходят огромные спиральные ветви, заполненные звездами. Расстояние от Солнца до ядра Галактики составляет 30 тысяч световых лет. Солнечная система расположена на окраине Млечного пути.

Звезды в Галактике несмотря на огромное скопление космических тел встречаются редко. Например, расстояние между ближайшими звездами в десятки миллионов раз превышает их диаметры. Нельзя сказать, что звезды разбросаны во Вселенной хаотично. Их местоположение зависит от сил гравитации, которые удерживают небесное тело в определенной плоскости. Звездные системы со своими гравитационными полями и называют галактиками. Кроме звезд, в состав галактики входит газ и межзвездная пыль.

Состав галактик.

Вселенную составляет также множество других галактик. Наиболее приближенные к нам отдалены на расстояние 150 тыс. световых лет. Их можно увидеть на небе южного полушария в виде маленьких туманных пятнышек. Их впервые описал участник Магеллановой экспедиции вокруг мира Пигафетт. В науку они вошли под названием Большого и Малого Магеллановых Облаков.

Ближе всего к нам расположена галактика под названием Туманность Андромеды. Она имеет очень большие размеры, поэтому видна с Земли в обычный бинокль, а в ясную погоду – даже невооруженным глазом.

Само строение галактики напоминает гигантскую выпуклую в пространстве спираль. На одном из спиральных рукавов за ¾ расстояния от центра находится Солнечная система. Все в галактике кружится вокруг центрального ядра и подчиняется силе его гравитации. В 1962 году астрономом Эдвином Хабблом была проведена классификация галактик в зависимости от их формы. Все галактики ученый разделил на эллиптические, спиральные, неправильные и галактики с перемычкой.

В части Вселенной, доступной для астрономических исследований, расположены миллиарды галактик. В совокупности их астрономы называют Метагалактикой.

Галактики Вселенной

Галактики представлены крупными группировками звезд, газа, пыли, удерживаемых вместе гравитацией. Они могут существенно отличаться по форме и размерам. Большинство космических объектов относятся к какой-либо галактике. Это черные дыры, астероиды, звезды со спутниками и планетами, туманности, нейтронные спутники.

Большинство галактик Вселенной включают огромное количество невидимой темной энергии. Так как пространство между различными галактиками считается пустотным, то их нередко называют оазисами в пустоте космоса. Например, звезда по имени Солнце – одни из миллиардов звезд в галактике «Млечный Путь», находящейся в нашей Вселенной. В ¾ расстояния от центра данной спирали находится Солнечная система. В этой галактике все беспрерывно движется вокруг центрального ядра, которое подчиняется его гравитации. Однако и ядро тоже движется вместе с галактикой. При этом все галактики двигаются на сверхскоростях.
Астроном Эдвин Хаббл в 1962 году провел логическую классификацию галактик Вселенной с учетом их формы. Сейчас галактики разделяются на 4 основные группы: эллиптические, спиральные, галактики с баром (перемычкой) и неправильные.
Какая самая большая галактика в нашей Вселенной?
Наиболее крупной галактикой во Вселенной является линзовидная галактика сверхгиганских размеров, находящаяся в скоплении Abell 2029.

Спиральные галактики

Они представляют собой галактики, которые по своей форме напоминают плоский спиралевидный диск с ярким центром (ядром). Млечный Путь – типичная спиральная галактика. Спиральные галактики принято называть с буквы S, они разделяются на 4 подгруппы: Sa, Sо, Sc и Sb. Галактики, относящиеся к группе Sо, отличаются светлыми ядрами, которые не имеют спиральных рукавов. Что касается галактик Sа, то они отличаются плотными спиральными рукавами, плотно обмотанными вокруг центрального ядра. Рукава галактик Sc и Sb редко окружают ядро.

Спиральные галактики каталога Мессье

Галактики с перемычкой

Галактики с баром (перемычкой) похожи на спиральные галактики, но все же имеют одно отличие. В таких галактиках спирали начинаются не от ядра, а от перемычек. Около 1/3 всех галактик входят в эту категорию. Их принято обозначать буквами SB. В свою очередь, они разделяются на 3 подгруппы Sbc, SBb, SBa. Разница между этими тремя группами определяется формой и длиной перемычек, откуда, собственно, и начинаются рукава спиралей.

Спиральные галактики с перемычкой каталога Мессье

Эллиптические галактики

Форма галактик может варьироваться от идеально круглой до вытянутого овала. Их отличительной чертой является отсутствие центрального яркого ядра. Они обозначаются буквой Е и разделяются на 6 подгрупп (по форме). Такие формы обознаются от Е0 до Е7. Первые имеют почти круглую форму, тогда как Е7 характеризуются чрезвычайно вытянутой формой.

Эллиптические галактики каталога Мессье

Неправильные галактики

Они не имеют какой-либо выраженной структуры или формы. Неправильные галактики принято разделять на 2 класса: IO и Im. Наиболее распространенным является Im класс галактик (он имеет только незначительный намек на структуру). В некоторых случаях прослеживаются спиральные остатки. IO относится к классу галактик, хаотических по форме. Малые и Большие Магеллановы Облака – яркий пример Im класса.

Неправильные галактики каталога Мессье

Таблица характеристик основных видов галактик

	Эллиптическая галактика	Спиральная галактика	Неправильная галактика
Сфероидальный компонент	Галактика целиком	Есть	Очень слаб
Звёздный диск	Нет или слабо выражен	Основной компонент	Основной компонент
Газопылевой диск	Нет	Есть	Есть
Спиральные ветви	Нет или только вблизи ядра	Есть	Нет
Активные ядра	Встречаются	Встречаются	нет
Процент от общего числа галактик	20%	55%	5%

Большой портрет галактик

Не так давно астрономы начали работать над совместным проектом для выявления расположения галактик во всей Вселенной. Их задача – получить более детальную картину общей структуры и формы Вселенной в больших масштабах. К сожалению, масштабы Вселенной сложно оценить для понимания многими людьми. Взять хотя бы нашу галактику, состоящую более чем из ста миллиардов звезд. Во Вселенной существуют еще миллиарды галактик. Обнаружены дальние галактики, но мы видим их свет таким, который был практически 9 млрд лет назад (нас разделяет такое большое расстояние).

Астрономам стало известно, что большинство галактик относятся к определенной группе (ее стали называть «кластер»). Млечный путь – часть кластера, который, в свою очередь, состоит из сорока известных галактик. Как правило, большинство таких кластеров представлены частью еще большей группировки, которую называют сверхскоплениями.

Наш кластер – часть сверхскопления, которое принято называть скоплением Девы. Такой массивный кластер состоит больше чем из 2 тыс. галактик. В то время, когда астрономы создали карту расположения данных галактик, сверхскопления начали принимать конкретную форму. Большие сверхскопления собрались вокруг того, что представляется как бы гигантскими пузырями или пустотами. Что это за структура, никто еще не знает. Мы не понимаем, что может находиться внутри этих пустот. По предположению, они могут быть заполнены определенным типом неизвестной ученым темной материи или же иметь внутри пустое пространство. Перед тем как мы узнаем природу таких пустот, пройдет много времени.

Галактические вычисления

Эдвин Хаббл является основоположником галактических исследований. Он первый, кому удалось определить, как можно вычислить точное расстояние до галактики. В своих исследованиях он опирался на метод пульсирующих звезд, которые более известны как цефеиды. Ученый смог заметить связь между периодом, который нужен для завершения одной пульсации яркости, и той энергией, которую выделяет звезда. Результаты его исследований стали серьезным прорывом в области галактических исследований. Помимо этого, он обнаружил, что есть корреляция между красным спектром, излучаемым галактикой, и расстоянием до нее (постоянная Хаббла).

В наше время астрономы могут измерять расстояние и скорости галактики посредством измерения количества красного смещения в спектре. Известно, что все галактики Вселенной движутся друг от друга. Чем дальше галактика находится от Земли, тем больше ее скорость движения.

Чтобы визуализировать данную теорию, достаточно представить себя за рулем авто, который двигается на скорости 50 км в час. Перед Вами едет авто быстрее на 50 км в час, что говорит о том, что скорость его передвижения составляет 100 км в час. Перед ним есть еще одно авто, которое движется быстрее еще на 50 км в час. Несмотря на то что скорость всех 3 машин будет разной на 50 км в час, первый автомобиль на самом деле движется от Вас на 100 км в час быстрее. Поскольку красный спектр говорит о скорости движения галактики от нас, получается следующее: чем больше красное смещение, тем, соответственно, галактика быстрее движется и тем большее ее расстояние от нас.

Сейчас мы располагаем новыми инструментами, помогающими ученым в поисках новых галактик. Благодаря космическому телескопу Хаббла ученым удалось увидеть то, о чем раньше оставалось только мечтать. Высокая мощность этого телескопа обеспечивает хорошую видимость даже мелких деталей в ближних галактиках и позволяет изучать более дальние, которые никому еще не были известны. В настоящее время новые инструменты наблюдения космоса находятся в стадии разработки, а в скором будущем они помогут получить более глубокое понимание структуры Вселенной.

Типы галактик

Спиральные галактики. По форме напоминают плоский спиралевидный диск с ярко выраженным центром, так называемым ядром. Наша галактика Млечный путь относится к этой категории. В данном разделе портала сайт Вы встретите много различных статей с описанием космических объектов нашей Галактики.
Галактики с перемычкой. Напоминают спиральные, только от них они отличаются одним существенным отличием. Спирали отходят не от ядра, а от так называемых перемычек. К этой категории можно отнести треть всех галактик Вселенной.
Эллиптические галактики обладают различными формами: от досконально круглой до овально вытянутой. Сравнительно со спиральными, у них отсутствует центральное ярко выраженное ядро.
Неправильные галактики не обладают характерной формой или структурой. Их нельзя отнести к какому-либо из перечисленных выше типов. Неправильных галактик насчитывается куда меньшее количество на просторах Вселенной.

Астрономы в последнее время запустили совместный проект по выявлению расположения всех галактик во Вселенной. Ученые надеются получить более наглядную картину ее структуры в большом масштабе. Размер Вселенной тяжело оценить человеческому мышлению и пониманию. Одна только наша галактика – это соединение сотней миллиардов звезд. А таких галактик насчитываются миллиарды. Мы можем видеть свет от обнаруженных дальних галактик, но не подразумевать даже того, что смотрим в прошлое, ведь световой луч доходит до нас за десятки миллиардов лет, настолько великое расстояние нас разделяет.

Астрономы также привязывают большинство галактик к определенным группам, которые называют кластерами. Наш Млечный путь относится к кластеру, который состоит из 40 разведанных галактик. Такие кластеры объединяют в большие группировки, называющиеся сверхскоплениями. Кластер с нашей галактикой входит в сверхскопление Девы. В составе этого гигантского кластера находится более 2 тысяч галактик. После того как ученые начали рисовать карту размещения данных галактик, сверхскопления получили определенные формы. Большинство галактических сверхскоплений окружали гигантские пустоты. Никто не знает, что может быть внутри этих пустот: космическое пространство наподобие межпланетного или же новая форма материи. Понадобится много времени, чтобы раскрыть эту загадку.

Взаимодействие галактик

Не менее интересным для взора ученых представляется вопрос о взаимодействии галактик как компонентов космических систем. Не секрет, что космические объекты находятся в постоянном движении. Галактики не исключение из этого правила. Некоторые из видов галактик могли бы стать причиной столкновения или слияния двух космических систем. Если вникнуть, какими представляются данные космические объекты, более понятными становятся масштабные изменения как результат их взаимодействия. Во время столкновения двух космических систем выплескивается гигантское количество энергии. Встреча двух галактик на просторах Вселенной – даже более вероятное событие, чем столкновение двух звезд. Не всегда столкновение галактик заканчивается взрывом. Небольшая космическая система может свободно пройти мимо своего более крупного аналога, изменив только незначительно его структуру.

Таким образом, происходит образование формирований, схожих внешним видом на вытянутые коридоры. В их составе выделяются звезды и газовые зоны, часто формируются новые светила. Бывают случаи, что галактики не ударяются, а только слегка соприкасаются друг с другом. Однако даже такое взаимодействие запускает цепочку необратимых процессов, которые приводят к огромным изменениям в структуре обеих галактик.

Какое будущее ожидает нашу галактику?

Как предполагают ученые, не исключено, что в далеком будущем Млечный путь сумеет поглотить крохотную по космическим размерам систему-спутник, которая расположена от нас на расстоянии 50 световых лет. Исследования показывают, что этот спутник имеет продолжительный жизненный потенциал, но при столкновении с гигантским соседом, вероятнее всего, закончит отдельное существование. Также астрономы предрекают столкновение Млечного пути и Туманности Андромеды. Галактики движутся друг другу навстречу со скоростью света. До вероятного столкновения ждать примерно три миллиарда земных лет. Однако будет ли оно на самом деле сейчас – тяжело рассуждать из-за нехватки данных о движении обеих космических систем.

Описание галактик на Kvant . Space

Портал сайт перенесет Вас в мир интересного и увлекательного космоса. Вы узнаете природу построения Вселенной, ознакомитесь со структурой известных больших галактик, их составляющими. Читая статьи о нашей галактике, нам становятся более понятными некоторые из явлений, которые можно наблюдать в ночном небе.

Все галактики от Земли находятся на огромном расстоянии. Невооруженным глазом можно увидеть только три галактики: Большое и малое Магеллановы облака и Туманность Андромеды. Все галактики сосчитать нереально. Ученые предполагают, что их количество составляет около 100 миллиардов. Пространственное расположение галактик неравномерно – одна область может содержать огромное их количество, во второй вовсе не будет ни одной даже маленькой галактики. Отделить изображение галактик от отдельных звезд астрономам не удавалось до начала 90-х годов. В это время насчитывалось около 30 галактик с отдельными звездами. Всех их причисляли к Местной группе. В 1990 году состоялось величественное событие в развитии астрономии как науки – на орбиту Земли был запущен телескоп Хаббла. Именно эта техника, а также новые наземные 10-метровые телескопы дали возможность увидеть значительно большее число разрешенных галактик.

На сегодняшний день «астрономические умы» мира ломают голову о роли темной материи в построении галактик, которая проявляет себя лишь в гравитационном взаимодействии. Например, в некоторых больших галактиках она составляет около 90% общей массы, в то время как карликовые галактики могут вовсе ее не содержать.

Эволюция галактик

Ученые считают, что возникновение галактик – это естественный этап эволюции Вселенной, который проходил под воздействием сил гравитации. Приблизительно 14 млрд. лет тому назад началось формирование протоскоплений в первичном веществе. Далее, под воздействием различных динамических процессов состоялось выделение галактических групп. Изобилие форм галактик объясняется разнообразием начальных условий в их формировании.

На сжатие галактики уходит около 3 млрд. лет. За данный период времени газовое облако превращается в звездную систему. Образование звезд происходит под воздействием гравитационного сжатия газовых облаков. После достижения в центре облака определенной температуры и плотности, достаточной для начала термоядерных реакций, образуется новая звезда. Массивные звезды образованы из термоядерных химических элементов, по массе превосходящих гелий. Данные элементы создают первичную гелиево-водородную среду. Во время грандиозных взрывов сверхновых звезд образуются элементы, тяжелее железа. Из этого следует, что галактика состоит из двух поколений звезд. Первое поколение – это наиболее старые звезды, состоящие из гелия, водорода и очень небольшого количества тяжелых элементов. Звезды второго поколения обладают более заметной примесью тяжелых элементов, поскольку они формируются из первичного газа, обогащенного тяжелыми элементами.

В современной астрономии галактикам как космическим структурам отводится отдельное место. В деталях изучаются виды галактик, особенности их взаимодействия, сходства и отличия, делается прогноз их будущего. Эта область содержит еще много непонятного, того, что требует дополнительного изучения. Современная наука решила много вопросов относительно видов построения галактик, но осталось также много белых пятен, связанных с образованием этих космических систем. Современные темпы модернизации исследовательской техники, разработка новых методологий исследования космических тел дают надежды на значительный прорыв в будущем. Так или иначе, галактики всегда будут в центре научных исследований. И основано это не только на человеческом любопытстве. Получив данные о закономерностях развития космических систем, мы сможем спрогнозировать будущее нашей галактики под названием Млечный путь.

Самые интересные новости, научные, авторские статьи об изучении галактик Вам предоставит портал сайт. Здесь Вы сможете найти захватывающие видео, качественные снимки со спутников и телескопов, которые не оставляют равнодушными. Погружайтесь в мир неизведанного космоса вместе с нами!

Содержание: Введение. Начало Вселенной. Рождение сверхгалактик и скоплений галактик. Рождение галактик. Газово-пылевые комплексы - колыбель звезд. Звездные ассоциации. Кратко о всем процессе рождения. Введение Процесс эволюции Вселенной происходит очень медленно. Ведь Вселенная во много раз старше астрономии и вообще человеческой культуры. Зарождение и эволюция жизни на земле является лишь ничтожным звеном в эволюции Вселенной. И все же исследования проведенные в нашем веке, приоткрыли занавес, закрывающий от нас далекое прошлое. Современные астрономические наблюдения свидетельствуют о том, что началом Вселенной, приблизительно десять миллиардов лет назад, был гигантский огненный шар, раскаленный и плотный. Его состав весьма прост. Этот огненный шар был на столько раскален, что состоял лишь из свободных элементарных частиц, которые стремительно двигались, сталкиваясь друг с другом. На протяжении десяти миллиардов лет после “большого взрыва” простейшее бесформенное вещество постепенно превращалось в атомы, молекулы, кристаллы, породы, планеты. Рождались звезды, системы, состоящие из огромного количества элементарных частиц с весьма простой организацией. На некоторых планетах могли возникнуть формы жизни. Начало Вселенной Вселенная постоянно расширяется. Тот момент с которого Вселенная начала расширятся, принято считать ее началом. Тогда началась первая и полная драматизма эра в истории вселенной, ее называют “большим взрывом” или английским термином Big Bang. Под расширением Вселенной подразумевается такой процесс, когда то же самое количество элементарных частиц и фотонов занимают постоянно возрастающий объем. Средняя плотность Вселенной в результате расширения постепенно понижается. Из этого следует, что в прошлом Плотность Вселенной была больше, чем в настоящее время. Можно предположить, что в глубокой древности (примерно десять миллиардов лет назад) плотность Вселенной была очень большой. Кроме того высокой должна была быть и температура, настолько высокой, что плотность излучения превышала плотность вещества. Иначе говоря энергия всех фотонов содержащихся в 1 куб. см была больше суммы общей энергии частиц, содержащихся в 1 куб. см. На самом раннем этапе, в первые мгновения “большого взрыва” вся материя была сильно раскаленной и густой смесью частиц, античастиц и высокоэнергичных гамма-фотонов. Частицы при столкновении с соответствующими античастицами аннигилировали, но возникающие гамма- фотоны моментально материализовались в частицы и античастицы. Рождение сверхгалактик и скоплений галактик С возникновением атомов водорода начинается звездная эра - эра частиц, точнее говоря, эра протонов и электронов. Вселенная вступает в звездную эру в форме водородного газа с огромным количеством световых и ультрафиолетовых фотонов. Водородный газ расширялся в различных частях Вселенной с разной скоростью. Неодинаковой была также и его плотность. Он образовывал огромные сгустки, во много миллионов световых лет. Масса таких космических водородных сгустков была в сотни тысяч, а то и в миллионы раз больше, чем масса нашей теперешней Галактики. Расширение газа внутри сгустков шло медленнее, чем расширение разреженного водорода между самими сгущениями. Позднее из отдельных участков с помощью собственного притяжения образовались сверхгалактики и скопления галактик. Итак, крупнейшие структурные единицы Вселенной - сверхгалактики - являются результатом неравномерного распределения водорода, которое происходило на ранних этапах истории Вселенной. Рождение галактик Колоссальные водородные сгущения - зародыши сверх галактик и скоплений галактик - медленно вращались. Внутри их образовывались вихри, похожие на водовороты. Их диаметр достигал примерно ста тысяч световых лет. Мы называем эти системы протогалактиками, т.е. зародышами галактик. Несмотря на свои невероятные размеры, вихри протогалактик были всего лишь ничтожной частью сверхгалактик и по размеру не превышали одну тысячную сверхгалактики. Сила гравитации образовывала из этих вихрей системы звезд, которые мы называем галактиками. Некоторые из галактик до сих пор напоминают нам гигантское завихрение. Астрономические исследования показывают, что скорость вращения завихрения предопределила форму галактики, родившейся из этого вихря. Выражаясь научным языком, скорость осевого вращения определяет тип будущей галактики. Из медленно вращающихся вихрей возникли эллиптические галактики, в то время как из быстро вращающихся родились сплющенные спиральные галактики. В результате силы тяготения очень медленно вращающийся вихрь сжимался в шар или несколько сплюнутый эллипсоид. Размеры такого правильного гигантского водородного облака были от нескольких десятков до нескольких сотен тысяч световых лет. Нетрудно определить, какие из водородных атомов вошли в состав рождающейся эллиптической, точнее говоря эллипсоидальной галактики, а какие остались в космическом пространстве вне нее. Если энергия связи сил гравитации атома на периферии превышала его кинетическую энергию, атом становился составной частью галактики. Это условие называется критерием Джинса. С его помощью можно определить, в какой степени зависела масса и величина протогалактики от плотности и температуры водородного газа. Протогалактика, которая вообще не вращалась, становилась родоначальницей шаровой галактики. Сплющенные эллиптические галактики рождались из медленно вращающихся протогалактик. Из-за недостаточной центробежной силы преобладала сила гравитационная. Протогалактика сжималась и плотность водорода в ней возрастала. Как только плотность достигала определенного уровня, начали выделятся и сжимается сгустки водорода. Рождались протозвезды, которые позже эволюционировали в звезды. Рождение всех звезд в шаровой или слегка приплюснутой галактике происходило почти одновременно. Этот процесс продолжался относительно недолго, примерно сто миллионов лет. Это значит, что в эллиптических галактиках все звезды приблизительно одинакового возраста, т.е. очень старые. В эллиптических галактиках весь водород был исчерпан сразу же в самом начале, примерно в первую сотую существования галактики. На протяжении последующих 99 сотых этого периода звезды уже не могли возникать. Таким образом, в эллиптических галактиках количество межзвездного вещества ничтожно. Спиральные галактики, в том числе и наша, состоят из очень старой сферической составляющей (в этом они похожи на эллиптические галактики) и из более молодой плоской составляющей, находящейся в спиральных рукавах. Между этими составляющими существует несколько переходных компонентов разного уровня сплюснутости, разного возраста и скорости вращения. Строение спиральных галактик, таким образом, сложнее и разнообразнее, чем строение эллиптических. Спиральные галактики кроме этого вращаются значительно быстрее, чем галактики эллиптические. Не следует забывать, что они образовались из быстро вращающихся вихрей сверхгалактики. Поэтому в создании спиральных галактик участвовали и гравитационная и центробежная силы. Если бы из нашей галактики через сто миллионов лет после ее возникновения (это время формирования сферической составляющей) улетучился весь межзвездный водород, новые звезды не смогли бы рождаться, и наша галактика стала бы эллиптической. Но межзвездный газ в те далекие времена не улетучился, и, таким образом гравитация и вращение могли продолжать строительство нашей и других спиральных галактик. На каждый атом межзвездного газа действовали две силы - гравитация, притягивающая его к центру галактики и центробежная сила, выталкивающая его по направлению от оси вращения. В конечном итоге газ сжимался по направлению к галактической плоскости. В настоящее время межзвездный газ сконцентрирован к галактической плоскости в весьма тонкий слой. Он сосредоточен прежде всего в спиральных рукавах и представляет собой плоскую или промежуточную составляющую, названную звездным населением второго типа. На каждом этапе сплющивания межзвездного газа во все более утончающийся диск рождались звезды. Поэтому в нашей галактике можно найти, как старые, возникшие примерно десять миллиардов лет назад, так и звезды родившиеся недавно в спиральных рукавах, в так называемых ассоциациях и рассеянных скоплениях. Можно сказать, что чем более сплющена система, в которой родились звезды, тем они моложе. Вселенная развивается и в наше время. В спиральных галактиках рождаются и умирают звезды. Вселенная продолжает расширятся. Газово-пылевые комплексы - колыбель звезд Откуда же берутся в нашей Галактике молодые и "сверхмолодые" звезды? С давних пор, по установившейся традиции, восходящей к гипотезе Канта и Лапласа о происхождении Солнечной системы, астрономы предполагали, что звезды образуются из рассеянной диффузной газово-пылевой среды. Было только одно строгое теоретическое основание такого убеждения - гравитационная неустойчивость первоначально однородной диффузной среды. Дело в том, что в такой среде неизбежны малые возмущения плотности, то есть отклонения от строгой однородности. в дальнейшем, однако, если массы этих конденсаций превосходят некоторый предел, под влиянием силы всемирного тяготения малые возмущения будут нарастать и первоначально однородная среда разобьется на несколько конденсаций. Под действием силы гравитации эти конденсации будут продолжать сжиматься и, как можно полагать, в конце концов превратятся в звезды. Характерное время сжатия облака до размеров протозвезды можно оценить по простой формуле механики, описывающей свободное падение тела под влиянием некоторого ускорения. Так, к примеру, облако с массой, равной солнечной, сожмется за миллион лет. В процессе только что описанной первой стадии конденсации газово- пылевого облака в звезду, которая называется "стадией свободного падения", освобождается определенное количество гравитационной энергии. Половина освободившейся при сжатии облака энергии должна покинуть облако в виде инфракрасного излучения, а половина пойти на нагрев вещества. Как только сжимающееся облако станет непрозрачным для своего инфракрасного излучения, светимость его резко упадет. Оно будет продолжать сжиматься, но уже не по закону свободного падения, а гораздо медленнее. Температура его внутренних областей, после того как процесс диссоциации молекулярного водорода закончится, будет непременно повышаться, так как половина освобождающейся при сжатии гравитационной энергии будет идти на нагрев облака. Впрочем, такой объект назвать облаком уже нельзя. Это уже самая настоящая протозвезда. Таким образом, из простых законов физики следует ожидать, что может иметь место единственный и закономерный процесс эволюции газово-пылевых комплексов сначала в протозвезды, а потом и в звезды. Однако возможность - это еще не есть действительность. Первейшей задачей наблюдательной астрономии является, во-первых, изучить реальные облака межзвездной среды и проанализировать, способны ли они сжиматься под действием собственной гравитации. Для этого надо знать их размеры, плотность и температуру. Во- вторых, очень важно получить дополнительные аргументы в пользу "генетической близости облаков и звезд (например, тонкие детали их химического и даже изотопного состава, генетическая связь звезд и облаков и прочее). В-третьих, очень важно получить из наблюдений неопровержимые свидетельства существования самых ранних этапов развития протозвезд (например, вспышки инфракрасного излучения в конце стадии свободного падения). Кроме того, здесь могут наблюдаться, и, по-видимому, наблюдаются совершенно неожиданные явления. Наконец, следует детально изучать протозвезды. Но для этого прежде всего надо уметь отличать их от "нормальных" звезд. Звездные ассоциации Эмпирическим подтверждением процесса образования звезд из облаков межзвездной среды является то давно известное обстоятельство, что массивные звезды классов О и В распределены в Галактике не однородно, а группируются в отдельные обширные скопления, которые позже получили название "ассоциации". Но такие звезды должны быть молодыми объектами. Таким образом, сама практика астрономических наблюдений подсказывала, что звезды рождаются не поодиночке, а как бы гнездами, что качественно согласуется с представлениями теории гравитационной неустойчивости. Молодые ассоциации звезд (состоящие не только из одних горячих массивных гигантов, но и из других примечательных, заведомо молодых объектов) тесно связаны с большими газово-пылевыми комплексами межзвездной среды. Естественно считать, что такая связь должна быть генетической, то есть эти звезды образуются путем конденсации облаков газово-пылевой среды. Процесс рождения звезд, как правило, не заметен, потому что скрыт от нас пеленой поглощающей свет космической пыли. Только радиоастромония, как можно теперь с большой уверенностью считать, внесла радикальное изменение в проблему изучения рождения звезд. Во-первых, межзвездная пыль не поглощает радиоволны. Во- вторых, радиоастрономия открыла совершенно неожиданные явления в газово-пылевых комплексах межзвездой среды, которые имеют прямое отношение к процессу звездообразования. Список использованной литературы: И. С. Шкловский. Звезды: их рождение, жизнь и смерть П. И. Бакулин. Курс общей астрономии Ю. Н. Ефремов. В глубины Вселенной Йосип Клечек и Петр Якеш «Вселенная и земля», © 1985 Артия, Прага. Издание на русском языке 1986. В.В. Кесарев «Эволюция вещества во вселенной», © 1976 Атомиздат, Москва.

Но в наблюдениях мы видим и прослеживаем структуры во Вселенной именно через исследование галактик.

Поэтому наблюдательное исследование эволюции Вселенной - это исследование эволюции галактик. Такой «экстремистский» тезис я буду доказывать, обосновывать, иллюстрировать на протяжении всей этой книги.

Исследование эволюции галактик сейчас переживает бурное развитие в связи с развитием техники астрономических наблюдений. Теория пока не поспевает за наблюдательными открытиями, поэтому ключевые концепции приходится пересматривать достаточно часто.

Я расскажу о текущем состоянии дел и немного о перспективных - весьма вероятных будущих изменениях в общепринятых взглядах на эволюцию галактик и, соответственно, на эволюцию всей Вселенной.

Три кита, на которых стоит теория эволюции галактик

Все исследования формирования и эволюции галактик опираются прежде всего на физическую модель. Хотя в перспективе это должна быть единая, самосогласованная модель, но исторически сложилось так, что до сих пор практически независимо рассматривается три класса физических механизмов, формирующих и изменяющих структуру и наблюдаемые характеристики галактик - их размер, блеск, цвет, внутренние движения. Эти три класса механизмов - три кита, на которых покоятся (или, напротив, быстро изменяются) наши представления об эволюции галактик, - следующие:

Динамическая эволюция,
-спектрофотометрическая эволюция,
-химическая эволюция галактик.

В классическом варианте теории динамическая эволюция понималась прежде всего как ранняя стадия эволюции, относящаяся собственно к формированию галактики. Эта традиция объяснялась тем, что большинство галактик вокруг нас выглядят как динамически устойчивые, прорелаксировавшие системы; судя по всему, в них выполняется теорема вириала, 2T + U = const, где T - кинетическая энергия системы, а U - ее потенциальная энергия. Поэтому сначала предполагалось, что бурные динамические процессы, оформившие в основном структуру галактик, относились к первому миллиарду лет их жизни, к эпохе коллапса протогалактического газового облака и основного звездообразования в нем.

А позже динамические эффекты лишь слегка изменяли структурные характеристики: например, из-за увеличения хаотических скоростей старых звезд («динамический нагрев») могли утолщаться диски галактик.

В последние десятилетия общее мнение о важности динамических процессов в структурной эволюции современных галактик стало радикально меняться. Прежде всего, зрелищный феномен взаимодействия галактик, хотя и достаточно редкий в нашу эпоху, все же навел астрономов на мысль, что галактики могут сливаться, а в давние времена, когда плотность вещества в расширяющейся Вселенной была выше, чем сейчас, и частота слияний тоже могла быть выше. Эту идею сейчас подхватили и успешно эксплуатируют космологи; согласно их сценариям, вся эволюция галактик - это череда последовательных слияний. Между тем, конечно, слияния («мержинг», как говорят западные коллеги) - это динамические катастрофы, которые полностью перестраивают галактику и дают начало ее новой жизни.

Кроме катастроф, могут существовать и плавные, монотонные, но тем не менее существенные изменения в структуре галактик под действием разного рода динамических неустойчивостей; такие изменения называют «вековой эволюцией».

В последнее время все более популярной становится идея о том, что даже такие глобальные структуры в галактиках, как бары (центральные перемычки), которые дали Хабблу основание выделить особую ветвь морфологической классификации галактик, SB-ветвь, на самом деле не являются пожизненным атрибутом галактики: в ходе вековой эволюции они могут возникать, потом рассасываться, потом возникать снова. Также вековая эволюция может изменять соотношение размеров балджа и диска в галактике и даже менять ее морфологический тип.

Спектрофотометрическая эволюция галактик - т. е. эволюция их светимости, цвета и спектра - определяется суммарным эффектом эволюции составляющих ее звезд. При наблюдениях мы можем разрешить на отдельные звезды только самые близкие к нам галактики; для подавляющего же большинства галактик доступны измерениям только интегральные потоки - сумма излучений всех звезд, составляющих данную галактику или данную область галактики.

Простейшим аналогом галактик как звездных систем являются звездные скопления, которые состоят из звезд одного возраста и одного химического состава, но разной массы. Галактика же в общем случае состоит из многих поколений звезд, т. е. как бы представляет собой сумму гиперскоплений разных возрастов; в самосогласованной (идеальной) модели и металличность поколений должна быть разной в соответствии с ходом химической эволюции в галактике.

На деле же пока более успешными, в плане сравнения с наблюдениями, являются модели звездных населений галактик с единым химическим составом для всех звезд - химическим составом, вероятно, соответствующим среднему, взвешенному по светимости звезд, обилию элементов в звездах галактики.

Спектрофотометрические модели галактик строятся численным интегрированием (сложением) спектров звезд, которые, в свою очередь, берутся из хорошо разработанной теории эволюции звезд. Определяющими параметрами эволюционных треков звезд на диаграмме Герцшпрунга - Рассела служат масса и металличность звезды, поэтому интегрирование проводится по массам и возрастам звезд, а металличность фиксируется как параметр модели галактики.

При этом, конечно, надо знать или задавать из априорных предположений распределения звезд в галактике по массам и возрастам. В самом простом случае предполагается, что в определенный момент времени образовался некий конгломерат звезд разных масс, но одинаковой металличности, и дальше он спокойно эволюционировал без добавления туда новых звезд.

Такой частный вариант модели еще называют «пассивной эволюцией» и довольно успешно применяют его для описания эволюции эллиптических галактик. Расчеты показывают, что пассивно эволюционирующая система звезд с возрастом тускнеет и краснеет, поскольку наиболее массивные, яркие голубые звезды заканчивают свой жизненный путь раньше, чем менее массивные. К возрасту около 10 млрд лет такая звездная система уже состоит только из звезд, менее массивных, чем Солнце, и ее спектрофотометрическая эволюция сильно замедляется.

Поэтому эллиптические галактики на красных смещениях z = 0 и z = 0,5 выглядят совершенно одинаковыми, хотя более далекие из них - на z = 0,5 - в среднем на 3–5 млрд лет моложе. А вот если в галактике в середине или на любом другом промежуточном этапе ее жизненного пути образовывались новые молодые звезды, то она в этот момент «омолаживалась», т. е. ярчала и голубела, и дальше эволюция должна была пойти уже немного по-другому, в частности - в более резвом темпе.

Если коротко охарактеризовать самые общие впечатления от современных цветов и светимостей близких галактик, то они хорошо описываются моделями, в которых практически все галактики - старые, т. е. первая вспышка звездообразования состоялась более 10 млрд лет назад, а дальше - чем более ранний морфологический тип у галактики, тем меньше было характерное время затухания ее глобального звездообразования. В эллиптических галактиках все должно было закончиться менее, чем за 1 млрд лет, а в Sc-галактиках звездообразование тлеет примерно на постоянном уровне все время ее жизни. В неправильных и карликовых галактиках вообще предполагается «вспышечный», т. е. сильно неравномерный ход глобального звездообразования.

Химическая эволюция галактик - это история происхождения химических элементов. Согласно современным представлениям, только самые легкие элементы - водород и его изотопы, гелий и литий - образовались в Большом взрыве, в первые несколько минут жизни Вселенной.

Все остальные элементы образуются в звездах в процессе их эволюции, в ходе термоядерных реакций.

Различают несколько классов ядерных реакций, характерных для звезд различных масс в разные периоды их жизни:

протон-протонную цепочку, CNO-цикл, горение гелия, горение углерода, s-процессы, г-процессы и т. д.

Мнения теоретиков о вкладе тех или иных реакций в производство каждого конкретного химического элемента еще окончательно не устоялись. Однако те, кто моделирует химическую эволюцию галактик, смело берут «state-of-art», т. е. самые свежие расчеты звездного нуклеосинтеза, а далее интегрируют производство химических элементов по времени и по массам звезд точно так же, как при спектрофотометрическом моделировании интегрировали светимости звезд.

Параметры модели, соответственно, те же самые - начальное распределение звезд по массам и история звездообразования в галактике, плюс теория звездного нуклеосинтеза, которая на данный момент считается заданной.

В астрономии все элементы тяжелее гелия традиционно называют «металлами», в этом мы терминологически расходимся с химиками. Поскольку металлы в звездах синтезируются, но практически не разрушаются, металличность галактики со временем всегда возрастает, но с какой скоростью и по какому закону - это уже зависит от деталей модели.

В области химической эволюции галактик у исследователей есть мощный эталон, которого нет в области спектрофотометрической эволюции, - это наша собственная Галактика. Посмотреть на нее со стороны и измерить светимость мы не можем, а вот измерить химический состав отдельных звезд - можем.

Химический состав звезд Галактики уже давно исследуется в массовом порядке, есть хорошая статистика, но нельзя сказать, что она сильно проясняет ситуацию. Вроде бы самые первые звезды должны образовываться из первичного газа, не прошедшего еще через цепь термоядерных реакций в недрах звезд, а потому имеющего нулевую металличность. Однако в нашей Галактике пока не найдено ни одной звезды с нулевой металличностью.

Куда же делись маломассивные долгоживущие первичные звезды с нулевой металличностью? Или откуда взялся ненулевой уровень начальной металличности в нашей Галактике? Вроде бы металличность газа и соответственно звезд, из него образующихся, должна монотонно возрастать со временем, но в диске Галактики до сих пор не найдено убедительной антикорреляции металличности звезд с их возрастом. Возраст Солнца - не менее 4,5 млрд лет, но современная металличность межзвездной среды очень близка к солнечной. Чем объяснить практически нулевой темп обогащения металлами межзвездной среды галактического диска?

А наблюдательная техника продолжает развиваться. Сейчас уже в звездах измеряют детальный химический состав - не общую металличность, а содержание отдельно железа, кислорода, магния, кальция и т. д. Соответственно, и от современной теории химической эволюции галактик теперь уже требуются сценарии, объясняющие не только общую металличность, но и соотношение содержаний отдельных химических элементов на каждом этапе эволюции и в разных типах галактик. Нельзя сказать, что задачи теории химической эволюции упрощаются со временем - а мы и прежние еще не решили…

Два способа изучать эволюцию, или Что мы знаем про далекие галактики

Чтобы наполнить картину эволюции галактик конкретным содержанием и выстроить последовательность и значимость различных возможных эволюционных этапов и механизмов, необходимы наблюдательные данные. Их можно получать двумя принципиально разными способами.

Во-первых, можно подробно изучать строение и характеристики близких галактик и строить физические модели эволюции, которые на финальной стадии, к моменту нулевого красного смещения, дают именно такие объекты, какие мы видим рядом с собой, полностью похожие по динамике, структуре и характеристикам звездного населения.

А во-вторых, учитывая колоссальную проницающую силу современных больших телескопов, можно заглядывать напрямую на большие красные смещения - там мы видим галактики, какими они были несколько миллиардов лет назад. Ведь скорость света конечна, и с очень далеких расстояний свет может идти от галактики до нас миллиарды лет.

На рисунке представлена связь красного смещения, на котором наблюдается галактика, и времени, прошедшего для нее от рождения Вселенной, т. е. от Большого взрыва до момента испускания галактикой тех квантов, которые мы сейчас принимаем.

Для расчета графика на рис. 1.4 использована самая популярная современная космологическая модель - с темной материей и темной энергией. Именно космологическая модель определяет геометрию Вселенной, шкалу расстояний и, соответственно, время, которое требуется лучу света, чтобы дойти от галактики на красном смещении z до нас, находящихся на z = 0. Из рис. 1.4 видно, что когда мы наблюдаем галактику на красном смещении z = 1, мы ее видим такой, какой она была 8 млрд лет назад. А на красном смещении z = 5, где сейчас идут самые массовые поиски и обзоры галактик, видна Вселенная всего через один миллиард лет после .

С современными наблюдательными средствами мы видим практически всю эволюцию Вселенной на просвет и, двигаясь по z, можем на прямую наблюдать эволюцию полного космического населения галактик.

Первый подход, когда мы изучаем в деталях близкие галактики, хорош тем, что мы видим в галактиках всё и с большой точностью измеряем все характеристики галактик. Ограничения первого подхода тоже ясны: мы можем заложить в модели только ту физику, которую уже знаем, а если в эволюции галактик есть то, чего мы себе пока не представляем, оно будет упущено, и модель получится неверной. Правда, тот факт, что модель неверна, мы рано или поздно обнаружим, когда появятся новые наблюдательные данные, которые в данную модель не укладываются.

Второй подход, на первый взгляд, кажется более прямым: выстраивая наблюдаемые характеристики галактик вдоль красного смещения, мы вроде бы получаем временной ход их эволюции, не опирающийся на априорные модельные предположения. Однако когда работа в этом направлении пошла активно, выяснилось, что и тут все непросто.

Допустим, в каком-то диапазоне спектра - например, в дальнем инфракрасном диапазоне - обнаруживается совершенно новый вид галактик; к примеру, удалось определить их красное смещение, хотя и это не всегда возможно, и это красное смещение оказалось большим: мы видим ранний этап эволюции.

Теперь надо понять: превратятся ли эти необычные галактики во что-то обычное к настоящей эпохе, к z = 0, и во что именно, или же с ходом эволюции исчезнут как класс, и мы не увидим рядом с нами их прямых потомков. Единственный известный пока нам способ сделать это, то есть выстроить наблюдаемые на разных красных смещениях совершенно разные по виду галактики в одну эволюционную цепочку, состоит в том, чтобы привлечь те самые физические модели эволюции, правильность которых еще никто не доказал. И все возвращается на круги своя.

Пока что чем больше наблюдательных данных о далеких галактиках собирается в копилках астрономов, тем менее ясной представляется общая картина. Есть и прямые противоречия: одни данные говорят за один сценарий эволюции, другие - за совершенно иной. Наука об эволюции галактик находится сейчас в том счастливом возрасте, когда фактов уже достаточно, чтобы было над чем поразмыслить, но полную картину еще предстоит построить.

Наиболее яркий пример прямого наблюдательного изучения эволюции галактик путем сопоставления их типичных характеристик на разных красных смещениях служит история исследования глубоких полей «Хаббла» (HDF, Hubble Deep Fields) - то есть площадок неба, снятых космическим телескопом «Хаббл» с очень длинными экспозициями.

Сейчас их уже несколько - Ультраглубокое поле «Хаббла» (2004), Крайне глубокое поле «Хаббла» (2012 г.), а началось все с двух небольших площадок - северной и южной. Северное глубокое поле «Хаббла» (HDF-N) было снято первым и на сегодняшний день исследовано досконально. Вся эта эпопея с глубокими полями «Хаббла» началась в 1994 году, когда после починки космического телескопа «Хаббл» (далее - HST) выяснилось, что теперь он может получать изображения с угловым разрешением 0,1″.

Астрономам захотелось посмотреть с таким разрешением на очень далекие галактики; для этого нужно было получить очень глубокий снимок, т. е. снимок с очень большой экспозицией. В созвездии Большая Медведица была выбрана небольшая, всего 5,3 кв. минуты дуги, и на первый взгляд совершенно пустая площадка, и с прибором WFPC2 (Wide-Field Planetary Camera-2) она экспонировалась в течение 10 суток.

Были получены снимки в четырех широких фотометрических полосах: использовались фильтры F300W, F450W, F555W и F814W, центрированные на длины волн, указанные в их именах (в нанометрах), и грубо соответствующие фотометрической системе Джонсона - Казинса, т. е. фильтрам U, B, V и I. Позднее площадку досняли с прибором NICMOS (Near-Infrared Camera and Multi-Object Spectrograph) в фильтрах F110W (1,1 мкм, J) и F160W (1,6 мкм, H).

Таким образом, для всех объектов площадки были получены не только широкополосные цвета, но и грубое распределение энергии в спектре в диапазоне от 3000 до 16 000 Å. Предельная звездная величина, достигнутая в экспозиции HDF-N, Vlim ≈ 30m. Площадка располагается на высокой галактической широте, поэтому несомненных звезд на ней мало - всего 9; есть еще несколько десятков слабых точечных голубых объектов, которые могут оказаться старыми белыми карликами.

Все остальные объекты площадки, а их около трех тысяч, - это галактики. Самой близкой к нам оказалась красивая эллиптическая галактика чуть выше центра кадра - ее красное смещение z = 0,09. На каком красном смещении располагается самая далекая галактика в HDF-N, пока сказать трудно. Есть один объект, широкополосные цвета которого намекают на z ≈ 12, однако все попытки снять спектр галактики, чтобы найти в нем эмиссионную линию для спектрального подтверждения красного смещения по эффекту Доплера, потерпели неудачу - уж слишком слабый у нее блеск.

Подавляющее большинство галактик, обнаруженных в HDF-N, находятся на красных смещениях меньше 1. Правда, надо иметь в виду: в основном это так называемые фотометрические красные смещения. Снять спектр галактики 25-й звездной величины, используя даже самые крупные наземные телескопы, - дело долгое, дорогое и трудное. Поэтому в поле HDF-N прямо измерили значения z только у 150 галактик из 3000, причем, естественно, у самых ярких.

Для остальных моделировали цвета: распределения энергии в спектрах близких галактик сдвигали в красную сторону, «сворачивали» с кривыми реакции фильтров и смотрели, как меняется видимый цвет в зависимости от z. Совпал при каком-то конкретном красном смещении модельный цвет с наблюдаемым для некоей галактики - вот вам и фотометрическое z.

По всем 150 галактикам, у которых красное смещение измерено спектрально, калибровки фотометрических z, естественно, были проверены; авторы методики уверяют, что точность фотометрических красных смещений, определенная как (zph − zspec) / (1 + zspec), лучше 5%.

Среди того большинства галактик, у которых z < 1, опять же большую часть представляют слабые голубые галактики с нерегулярной морфологией, и относительное количество таких галактик явно растет с z. Однако на z ≤ 1 наблюдаются и яркие представители всех хаббловских морфологических типов. Например спиральная галактика, развернутая плашмя; ее красное смещение z = 1,01. Статистический анализ показывает, что в интервале 1 > z > 0 ни число, ни характерные светимости и размеры эллиптических и спиральных галактик не изменились: все крупные галактики, которых мы видим рядом с нами, уже сформировались к эпохе z ≈ 1, т. е. 8 млрд лет назад.

Однако картина резко меняется на z > 1,5: в HDF-N нет ни одной галактики с большим z, которые имели бы правильную морфологию, а всего их там несколько десятков. Характерное изменение морфологии с z можно проследить, например, на рис. 1.6 (взят из обзора Ferguson et al., 2000): галактики на z > 2, как правило, «множественные», т. е. представляют собой скопления сгустков неправильной формы. Линейные размеры сгустков значительно меньше, чем типичные размеры современных галактик, - их диаметры меньше 1 кпк.

Сторонники иерархической концепции, т. е. гипотезы формирования больших галактик путем слияния мелких фрагментов, обрадовались, решив, что в HDF-N напрямую виден этот процесс на красных смещениях z = 2 ÷ 3.

Однако скептики тут же выдвинули свои возражения. Во-первых, существует космологическое ослабление поверхностной яркости - эффект Толмена, пропорциональный (1 + z)4, - и значит, на больших красных смещениях мы можем не увидеть обычные диски галактик, а будем видеть только самые яркие области звездообразования в них; у современных молодых звездных комплексов как раз подходящие размеры.

Во-вторых, на z > 2 в оптическую область спектра, где наблюдала WFPC2, из-за красного смещения попадает уже далекая ультрафиолетовая область спектра в собственной системе длин волн галактики, а ультрафиолетовая морфология галактики может сильно отличаться от оптической, опять же из-за очагов звездообразования.

Последнее возражение удалось отчасти снять после того, как HDF-N отнаблюдали с прибором NICMOS на 1,1 мкм и 1,6 мкм и посмотрели уже на оптическую (в системе длин волн галактик) морфологию тех же самых далеких объектов; оказалось, что она качественно не отличается от морфологии, наблюдавшейся с WFPC2 . Однако первое возражение пока еще никто не опроверг.

Вообще-то наблюдательные поиски галактик в процессе их формирования начались задолго до запуска космического .

Еще в 1970-х годах усилиями сначала Пиблса и Патриджа, а потом Беатрис Тинсли, которая изобрела метод эволюционного спектрофотометрического моделирования, стал очень популярен такой образ новорожденной эллиптической галактики: «10 миллионов Туманностей Ориона».

Действительно, цвета близких эллиптических галактик очень красные, и они свидетельствуют в пользу того, что все звездообразование в этих галактиках закончилось в первый миллиард лет их жизни. Между тем самые крупные из них содержат до 1012 М☉ звезд. Разделив одно на другое, получаем на заре формирования эллиптической галактики темп звездообразования (SFR, Star Formation Rate) до 1000 М☉ в год! Для сравнения - в современных крупных спиральных галактиках в среднем SFR ≈ 1М☉ в год.

Спектрофотометрические модели предсказывают, что при текущем SFR ≈ 1000 М☉ в год галактика должна быть очень яркой - примерно как квазар, т. е. на 4 звездные величины ярче, чем сегодня, - а также голубой и с мощной эмиссионной линией водорода Lyα в спектре.

Вот таких «зверей» и искали весьма активно на небе в 1970–1980-е годы, сначала с фотографической техникой, а потом уже и с помощью ПЗС-приемников. К 1978 году был закончен первый глубокий подсчет галактик Крона: он считал их в двух фильтрах, голубом и красном, и обнаружил, что в B-лучах слабых галактик 23–24-й звездной величины гораздо больше, чем можно было предсказать, исходя из парадигмы пассивной эволюции, т. е. из предположения, что на любом z галактики такие же и в том же количестве, что и рядом с нами.

Этот результат вдохновил Тинсли: она произвела необходимые модельные расчеты и объявила, что среди «избыточных» слабых голубых галактик Крона должно быть много далеких, на z > 3, эллиптических галактик в момент их основной эпохи звездообразования.

Она не дожила до результатов массовой спектроскопии слабых голубых галактик; всем остальным заинтересованным исследователям эти результаты принесли разочарование: «избыточные» слабые голубые галактики оказались все на z

Рис. 1.7 иллюстрирует технику поиска LBG-галактик, в данном случае на z = 7: в фильтре i (λc = 7500 Å) галактики не видно, а в фильтре J (11 000 Å) и в более красных она видна превосходно - значит, с большой долей вероятности это Ly-break галактика на z ≈ 7.

В основном благодаря усилиям Чарльза Стейделя (Steidel, 1999) сейчас известно уже несколько тысяч таких объектов и подведены первые статистические итоги. Так, по своим свойствам, в том числе и по характерной светимости (а значит, скорее всего, и по массе), LBG-галактики на z = 3, z = 4 и z = 5 идентичны друг другу. Это означает, что процесс формирования звездного населения в этих галактиках был достаточно затяжным. В спектрах половины LBG-галактик вовсе не оказалось Lyα-эмиссии, а в остальных она весьма скромная; да и темпы звездообразования, оцененные по потоку в ультрафиолете (в системе галактики), оказались в среднем весьма умеренными, от 8 до 25 М☉ / год, что согласуется с идеей о большой продолжительности у них эпохи звездообразования. Есть предположение, что LBG-галактики - это будущие балджи современных дисковых галактик ранних типов; впрочем, доказать это трудно. Любопытно, что после того как была оценена средняя плотность на небе пересчитанных на довольно больших площадях LBG-галактик, выяснилось, что в HDF-N количество LBG-галактик в несколько раз меньше среднеожидаемого (Steidel et al., 1996b). То есть в плане средней эволюции галактик на больших z Северное глубокое поле «Хаббла» оказалось совершенно нетипичным, что неудивительно, учитывая его малые размеры. Тогда насколько же репрезентативна статистика морфологических типов галактик, которую астрономы с энтузиазмом изучают по глубоким полям «Хаббла» в течение уже многих лет?!

Астрофизик, доктор физико-математических наук, заведующая отделом физики эмиссионных звезд и галактик Государственного астрономического института им. П. К. Штернберга МГУ им. М.В. Ломоносова – Ольга Касьяновна Сильченко.