Курс общей астрономии

Бакулин Павел Иванович

составляет около 5Ч106 солнечных масс. Здесь явно наблюдается результат взрыва, сообщившего газу кинетическую энергию, превышающую 1055 эрг. Активные ядра галактик часто отличаются усилением мощности инфракрасного и рентгеновского излучений. У сейфертовских галактик мощность рентгеновского излучения составляет 1042 эрг/ сек, что превышает мощность излучения всей галактики в видимой области спектра.

Радиогалактики. Радиоволны в той или иной степени излучают все галактики. Однако у большинства обычных галактик на радиоизлучение приходится лишь ничтожная доля всей их мощности, в то время как поток радиоволн от некоторых галактик оказывается сравнимым с мощностью их оптического излучения. Такие галактики называются радиогалактиками. Мощность их радиоизлучения часто в тысячи и десятки тысяч раз больше, чем у обычных галактик. Примером очень мощной радиогалактики может служить галактика, связанная с одним из источников радиоизлучения в созвездии Лебедя, называемым Лебедь-А. Между двумя его компонентами находится слабая галактика 18m, пересеченная широкой темной полосой (возможно, две галактики). Расстояние до источника Лебедь-А составляет 170 Мпс. Мощность его радиоизлучения в шесть раз превышает мощность оптического излучения, больше половины которого приходится на эмиссионные линии. Имеется также несколько десятков других радиогалактик, которые удалось отождествить с оптическими объектами – гигантскими, чаще всего эллиптическими галактиками (с абсолютной фотографической величиной –20m ё –22m). Область, откуда приходит радиоизлучение, чаще всего значительно превышает размеры галактик в оптических лучах. Очень часто источники радиоизлучения выглядят двойными, причем максимумы яркости располагаются по обе стороны от связанной с ними галактики. Это говорит в пользу того, что источниками радиоизлучения являются два облака быстрых частиц, возникшие в результате взрыва, подобного тем, которые наблюдаются во взрывающихся галактиках. Энергия такого взрыва

может достигать 1060 эрг, что в десятки миллиардов раз больше, чем энергия вспышки сверхновой звезды. Частицами, излучающими радиоволны, являются релятивистские электроны, движение которых тормозится магнитными полями. Вследствие торможения интенсивность излучения уменьшается со временем, Причем особенно сильно для больших частот (более коротких волн). Область спектра, где начинается резкое уменьшение интенсивности, зависит от того, сколько времени уже длилось высвечивание электронов, т.е. как давно произошел взрыв. Оказалось, что возраст многих источников всего лишь несколько миллионов лет, если считать, что после взрыва релятивистские электроны больше не возникают.

§ 174. Квазары

В 1963 г. некоторые источники радиоизлучения с угловыми размерами в 1» или меньше были отождествлены со звездообразными объектами в оптическом диапазоне, иногда окруженными диффузным ореолом или выбросами вещества. Изучено более 200 подобных объектов, названных квазарами (квазизвездными радиоисточниками). Такие же оптические объекты, но не обладающие сильным радиоизлучением, были открыты в 1965 г. и названы квазизвездными галактиками (квазагами), а вместе с квазарами их стали называть квазизвездными объектами. Квазары, как и активные ядра галактик, обладают избытком излучения в инфракрасной и рентгеновской областях спектра. В спектрах квазаров наблюдаются эмиссионные линии, типичные для диффузных туманностей, а иногда и резонансные линии поглощения. В первое время отождествление этих линий было затруднено необычайно сильным красным смещением: линии, обычно расположенные в ультрафиолетовой области спектра, в ряде случаев оказываются в видимой области. Хотя высказывалась возможность того, что причина красного смещения линий в спектрах квазаров иная, чем у далеких галактик, скорее всего оно говорит об огромных скоростях удаления квазаров. Расстояния, найденные по красным смещениям, показывают, что квазары – самые далекие из известных нам объектов. Если это действительно так, то они позволяют изучить свойства вещества на протяжении огромных расстояний более 109 пс, которым соответствуют масштабы времени в миллиарды лет. Ближайший квазар 3С 273 (номер по Третьему Кембриджскому каталогу), наблюдаемый как объект 13m, удален от нас на 500 млн. пс. Гигантские галактики с такого расстояния выглядели бы слабее 18m; следовательно, мощность оптического излучения квазаров в сотни раз больше, чем у самых ярких галактик. Наряду с мощным оптическим излучением квазары излучают много энергии и в радиодиапазоне, примерно столько же, сколько такие радиогалактики, как Лебедь-А. До сих пор никакими оптическими наблюдениями не удается непосредственно измерить угловой диаметр квазаров. Наиболее удивительным свойством квазаров оказалась переменность излучения некоторых из них, открытая сначала в оптическом, а затем и в радиодиапазоне. Колебания светимости происходят неправильным образом за время порядка года и даже меньше (до недели!). Отсюда можно сделать вывод, что размеры квазаров не превышают пути, проходимого светом за время существенного изменения светимости (иначе переменность не наблюдалась бы) и заведомо меньше светового года, т.е. не более десятков тысяч астрономических единиц. Квазары во многом напоминают активные ядра галактик. Об этом говорят их малые угловые размеры, распределение энергии в спектре, переменность их оптического и радиоизлучения, наблюдаемая в некоторых случаях. Ряд особенностей сближает квазары с ядрами сейфертовских галактик. К ним прежде всего относится сильное расширение эмиссионных линий в спектрах, указывающее на движения со скоростями, достигающими 3000 км/сек. У некоторых квазаров наблюдаются облака выброшенного вещества, что говорит о взрывном характере происходящих в них явлений, приводящих к высвобождению огромных энергий, по порядку величины сравнимых с излучением радиогалактик. По-видимому, аналогичные процессы происходят в мощных радиогалактиках типа Лебедь-А и вызывают взрывы ядер некоторых других галактик. Интерпретация поразительных свойств квазаров встречается с большими трудностями. В частности, если эти объекты действительно очень далеки, то необходимо найти пока еще не известные процессы, приводящие к выделению огромных энергии. Чтобы избежать этих трудностей, иногда делаются попытки рассматривать квазары как сравнительно близкие тела, а большие красные смещения спектральных линий отнести за счет явлений, не связанных с быстрым удалением. Возможно, квазары – огромные плазменные образования с массами порядка миллиарда солнечных, которые излучают энергию и выбрасывают горячий газ в результате своего гравитационного сжатия.

§ 175. Пространственное распределение галактик

Обычно галактики встречаются небольшими группами, содержащими по десятку членов, часто объединяющимися в обширные скопления сотен и тысяч галактик. Наша Галактика входит в состав так называемой Местной группы, включающей в себя три гигантские спиральные галактики (наша Галактика, туманность Андромеды и туманность в созвездии Треугольника), а также более 15 карликовых эллиптических и неправильных галактик, крупнейшими из которых являются Магеллановы Облака. В среднем размеры скоплений галактик составляют около 3 Мпс. В отдельных случаях диаметр их может превышать 10-20 Мпс. Они делятся на рассеянные (неправильные) и сферические (правильные) скопления. Рассеянные скопления не обладают правильной формой и имеют нерезкие очертания. Галактики в них весьма слабо концентрируются к центру. Примером гигантского рассеянного скопления может служить ближайшее к нам скопление галактик в созвездии Девы (рис. 241). На небе оно занимает примерно 120 кв. градусов и содержит несколько тысяч преимущественно спиральных галактик. Расстояние до центра этого скопления составляет около 11 Мпс. Сферические скопления галактик более компактны, чем рассеянные, и обладают сферической симметрией. Их члены заметно концентрируются к центру. Примером сферического скопления является скопление галактик в созвездии Волос Вероники, содержащее очень много эллиптических и линзообразных галактик (рис. 242). Его диаметр составляет почти 12 градусов. В нем содержатся около 30 000 галактик ярче 19 фотографической звездной величины. Расстояние до центра скопления составляет около 70 Мпс.

С многими богатыми скоплениями галактик связаны мощные протяженные источники рентгеновского излучения, природа которого, скорее всего, связана с наличием горячего межгалактического газа, подобного коронам отдельных галактик. Есть основания полагать, что скопления галактик в свою очередь также распределены неравномерно. Согласно некоторым исследованиям, окружающие нас скопления и группы галактик образуют грандиозную систему – Сверхгалактику. Отдельные галактики при этом, по-видимому, концентрируются к некоторой плоскости, которую можно называть экваториальной плоскостью Сверхгалактики. Только что рассмотренное скопление галактик в созвездии Девы находится в центре такой гигантской системы. Масса нашей Сверхгалактики должна составлять около 1015 масс Солнца, а ее диаметр порядка 50 Мпс. Однако реальность существования подобных скоплений галактик второго порядка в настоящее время остается спорной. Если они и существуют, то лишь как слабо выраженная неоднородность распределения галактик во Вселенной, так как расстояния между ними немногим могут превышать их размеры.

§ 176. Космогонические проблемы

Вопросы происхождения и эволюции небесных тел изучаются особым разделом астрономической науки, называемым космогонией. Космогонические проблемы имеют большое значение для развития научного мировоззрения в целом, и естественно, что они интересуют не только астрономов. Вместе с тем космогонические проблемы относятся к числу наиболее трудных астрономических задач. И в самом деле, то, что мы сейчас наблюдаем, – это моментальный снимок Вселенной. Можно определить с помощью этого снимка, какова она сейчас, но гораздо труднее судить о ее прошлом и будущем. И все-таки за последнее время удалось многое узнать о происхождении и развитии небесных тел. Для решения космогонических проблем использовались два основных подхода. Первый подход является чисто теоретическим: исходя из общих законов физики, можно определить, какие именно условия должны были существовать в прошлом, чтобы некоторое небесное тело приобрело именно те характеристики, которыми оно сейчас обладает, какой путь развития оно должно было пройти. Второй подход наблюдательный: сравнивая характеристики небесных тел, находящихся на разных стадиях развития, можно установить, в какой последовательности эти стадии сменяли друг друга. Второй подход можно применить, конечно, только к объектам многочисленным, таким как звезды, звездные скопления, газовые туманности, галактики. В случае планетной системы положение гораздо труднее: мы знаем только одну такую систему – Солнечную. Поэтому в планетной космогонии приходится пользоваться лишь первым подходом, и ее результаты менее уверенны.

§ 177. Происхождение и эволюция звезд

Сейчас твердо установлено, что звезды и звездные скопления имеют разный возраст, от величины порядка 1010 лет (шаровые звездные скопления) до 106 лет для самых молодых (рассеянные звездные скопления и звездные ассоциации). Мы будем подробно говорить об этом ниже. Многие исследователи предполагают, что звезды образуются из диффузной межзвездной среды. В пользу этого говорит положение молодых звезд в пространстве – они сконцентрированы в спиральных ветвях галактик, там же, где

и межзвездная газопылевая материя. Диффузная среда удерживается в спиральных ветвях галактическим магнитным полем. Звезды этим слабым полем удерживаться не могут. Поэтому более старые звезды меньше связаны со спиралями. Молодые звезды образуют часто комплексы, такие, как комплекс Ориона, в который входит несколько тысяч молодых звезд. В комплексах наряду со звездами содержится большое количество газа и пыли. Газ в этих комплексах быстро расширяется, а это значит, что раньше он представлял собой более плотную массу. Сам процесс формирования звезд из диффузной среды остается пока не вполне ясным. Если в некотором объеме, заполненном газом и пылью, масса диффузной материи по каким-то причинам превзойдет определенную критическую величину, то материя в этом объеме начнет сжиматься под действием сил тяготения. Это явление называется гравитационной конденсацией. Величина критической массы зависит от плотности, температуры и среднего молекулярного веса. Расчеты показывают, что необходимые условия могут создаться лишь в исключительных случаях, когда плотность диффузной материи становится достаточно большой. Такие условия могут возникать в результате случайных флуктуаций, однако не исключено, что увеличение плотности может происходить и в результате некоторых регулярных процессов. Наиболее плотными областями диффузной материи являются, по-видимому, глобулы и «слоновые хоботы» – темные компактные, непрозрачные образования, наблюдаемые на фоне светлых туманностей. Глобулы имеют вид круглых пятнышек, «слоновые хоботы» – узких полосок, которые вклиниваются в светлую материю (рис. 243). Глобулы и «слоновые хоботы» являются наиболее вероятными предками звезд, хотя прямыми доказательствами этого мы не располагаем. В качестве косвенного подтверждения могут рассматриваться кометообразные туманности. Эти туманности выглядят подобно конусу кометного хвоста. В голове такой туманности обычно находится звезда типа Т Тельца – молодая сжимающаяся звезда. Возникает мысль, что звезда образовалась внутри туманности. В то же время сама туманность напоминает по форме и расположению «слоновые хоботы». Очень многое в процессе звездообразования остается не ясным. Не все исследователи соглашаются, например, с тем, что звезды образуются из диффузной межзвездной материи. Советский астроном акад. В. А. Амбарцумян считает, что звезды образуются в результате расширения плотных тел неизвестной природы, которые непосредственно не наблюдаются. Мы будем придерживаться в дальнейшем более общепринятой гипотезы образования звезд из межзвездной диффузной среды.

Рис. 243. Часть туманности NGC 6611 со «слоновым хоботом» и глобулами.

Итак, пусть по каким-то причинам облако межзвездной материи достигло критической массы и начался процесс гравитационной конденсации. Пылевые частицы и газовые молекулы падают к центру облака, потенциальная энергия гравитации переходит в кинетическую, а кинетическая энергия в результате столкновений – в тепло. Облако нагревается и вследствие увеличения температуры возрастает его излучение. Оно превращается в протозвезду (звезда в начальной стадии развития). Судя по тому, что молодые звезды наблюдаются группами, можно думать, что в начале процесса гравитационной конденсации облако межзвездной материи разбивается на несколько частей и одновременно образуется несколько протозвезд. Полный поток энергии, излучаемой протозвездой, определяется, как можно показать, обычным законом масса – светимость, но размеры протозвезды значительно больше. Поэтому температура ее поверхности много меньше, чем у обычной звезды такой же массы, и на диаграмме спектр – светимость протозвезды должны располагаться справа от главной последовательности. По мере сжатия протозвезды температура ее увеличивается, и она перемещается по диаграмме Герцшпрунга – Рессела сначала вниз, потом влево, почти параллельно оси абсцисс. Когда температура в недрах звезды достигает нескольких миллионов градусов, начинаются термоядерные реакции. Сначала «выгорает» дейтерий, а затем литий, бериллий и бор. Сжатие в результате выделения дополнительной энергии замедляется, но не прекращается совсем, так как эти элементы быстро оказываются израсходованными. Когда температура повышается еще больше, начинают действовать протон-протонные реакции (для звезд с массой, меньшей 1,5 M¤) или углеродно-азотный цикл (для звезд с большей массой). Эти реакции могут поддерживаться длительное время, сжатие прекращается и протозвезда превращается в обычную звезду главной последовательности. Давление внутри звезды уравновешивает притяжение, и она оказывается в устойчивом состоянии. ТАБЛИЦА 15 Время гравитационного сжатия звезд и их пребывания на главной последовательности

Время гравитационного сжатия сравнительно невелико. Оно зависит от массы протозвезды. Чем больше масса, тем быстрее протекает процесс гравитационной конденсации. Протозвезды, имеющие такую же массу, как Солнце, сжимаются за 108 лет. Время гравитационного сжатия для звезд разных классов приведено в табл. 16. Так как сжатие происходит быстро, наблюдать звезды в этой первой наиболее ранней стадии эволюции трудно. Предполагается, что в этой стадии находятся неправильные переменные звезды типа Т Тельца. Известно несколько рассеянных

звездных скоплений, состоящих из звезд классов О и В и переменных типа Т Тельца. На рис. 244 показана диаграмма «показатель цвета – звездная величина» для звездного скопления NGC 6530. Линия, идущая приблизительно по диагонали, отмечает положение главной последовательности. Звезды, имеющие показатель цвета (В – V)> 0, – это, главным образом, переменные типа Т Тельца. Они расположены справа от главной последовательности как раз там, где должны находиться сжимающиеся звезды. По-видимому, звезды скопления NGC 6530 образовались примерно 107 лет назад. Более массивные члены скоплений (О и В звезды) уже успели перейти на главную последовательность, менее массивные – еще находятся в фазе гравитационной конденсации. Звезды типа Т Тельца еще не пришли в состояние равновесия, и этим, вероятно, объясняется типичный для них неправильный характер изменения блеска. Эти звезды связаны с пылевыми туманностями, которые являются остатками первоначальных скоплений диффузной материи. Находясь на главной последовательности, звезды длительное время излучают энергию благодаря термоядерным реакциям, почти не испытывая каких-либо внешних изменений: радиус, светимость и масса остаются почти постоянными. Положение звезды на главной последовательности определяется ее массой. Ниже главной последовательности на диаграмме спектр – светимость проходит последовательность ярких субкарликов. Они отличаются от звезд главной последовательности химическим составом: содержание тяжелых элементов в субкарликах в несколько десятков раз меньше. Причина этого отличия, связанная с тем, что субкарлики являются звездами сферической составляющей, будет объяснена ниже. В результате термоядерных реакций, протекающих в недрах звезды, происходит постепенная переработка водорода в гелий, или, как говорят, «выгорание» водорода. Время пребывания на главной последовательности зависит от скорости термоядерных реакций, а скорость реакций-от температуры. Чем больше масса звезды, тем выше должна быть температура в ее недрах, чтобы газовое давление могло уравновесить вес вышележащих слоев. Поэтому ядерные реакции в более массивных звездах идут быстрее и время пребывания на главной последовательности для них меньше, так как быстрее расходуется энергия. В табл. 16 дано время пребывания на главной последовательности, вычисленное для звезд разных спектральных классов. Из таблицы видно, что звезды В0 остаются на главной последовательности менее 107 лет, в то время как для Солнца и звезд более поздних спектральных классов период пребывания на главной последовательности превышает 1010 лет. Ядерные реакции идут только в центральной части звезды. В этой области (конвективное ядро звезды) вещество все время перемешивается. При выгорании водорода радиус и масса конвективного ядра уменьшаются. Расчеты показывают, что звезда при этом перемещается по диаграмме спектр – светимость вправо. Более массивные звезды перемещаются быстрее, и в результате верхний конец главной последовательности постепенно отклоняется вправо. На рис. 245 показано, как с течением времени изменяется вид главной последовательности для некоторой группы одновременно образовавшихся звезд.

Когда весь водород в ядре звезды превратится в гелий, вторая стадия эволюции (стадия главной последовательности) заканчивается. Реакции превращения водорода в гелий продолжают идти только на внешней границе ядра. Расчеты показывают, что при этом ядро сжимается, плотность и температура в центральной части звезды возрастают, увеличивается светимость и радиус звезды. Звезда сходит с главной последовательности и становится красным гигантом, вступая в третью стадию эволюции. Все, о чем говорилось выше, представляет собой результаты теоретических работ по внутреннему строению звезд. Эти результаты можно проверить, сопоставляя их с диаграммами спектр – светимость для звездных скоплений. Можно полагать, что звезды одного и того же скопления образовались совместно и имеют одинаковый возраст, иначе трудно было бы объяснить само существование скоплений. На рис. 246 приведены диаграммы цвет – светимость для 11 звездных скоплений. Два из них, М3 и М 92, шаровые. Мы видим, что главные последовательности отклоняются вправо и вверх у разных скоплений по-разному. Понятно, что чем больше отклонение, тем старше должно быть скопление. С помощью этих диаграмм можно легко выяснить, какое скопление образовалось раньше, какое позже, и определить приблизительно их возраст. Можно воспользоваться для этого, например, табл. 16, находя по диаграммам цвет – светимость типы звезд, которые ушли с главной последовательности. Скопление NGC 2362 самое молодое из всех, его возраст несколько десятков миллионов лет. У шаровых скоплений главная последовательность едва намечается. Верхняя часть отсутствует из-за того, что соответствующие звезды уже прошли вторую стадию эволюции, а нижняя – из-за невозможности наблюдения слабых звезд (на самом деле главная последовательность, по-видимому, продолжается вниз). Зато у шаровых и старых рассеянных скоплений хорошо представлена ветвь красных гигантов. Это означает, что большинство наблюдаемых звезд этих скоплений находится в третьей стадии эволюции.