Рассеянные звёздные скопления

 

Рассеянные скопления имеют неправильную форму (отсюда и их название) и относительно небольшой возраст – от 1 миллиона до 1 миллиарда лет. Лишь около 10% рассеянных скоплений старше 1 миллиарда лет. Таким образом, рассеянные звёздные скопления значительно моложе шаровых. По массе и размерам они также сильно уступают шаровым скоплениям. Рассеянные скопления содержат от нескольких сотен до нескольких тысяч звёзд общей массой 100 – 3000 М _*, имея при этом размеры порядка 3 – 30 световых лет. В рассеянных скоплениях часто встречаются голубые гиганты, полностью отсутствующие в шаровых скоплениях. Светимость такого гиганта может превышать 10⁴ L _*, то есть превышать светимость небольшого шарового скопления. Большинство звёзд в рассеянных скоплениях ещё находится на главной последовательности.

В настоящее время известно около 1500 рассеянных скоплений, а общее их число оценивается в десятки тысяч. Все они расположены в галактическом диске, толщина которого составляет около 3 тысяч световых лет. Поэтому иногда рассеянные скопления называют галактическими. Они не встречаются на больших расстояниях от галактической плоскости, в отличие от шаровых скоплений.

Ещё одна важная черта рассеянных скоплений – это высокое содержание в них тяжёлых (тяжелее гелия) химических элементов: около 2%. Содержание тяжёлых элементов в шаровых скоплениях во много раз меньше.

 

Галактики

 

Звёзды и звёздные скопления заполняют всё пространство не равномерно, а группируются в гигантские звёздные структуры – галактики. Ещё в середине восемнадцатого века немецкий философ Иммануил Кант предположил, что некоторые маленькие туманные пятнышки, видимые на небе, как раз и являются такими структурами, удалёнными от нас на громадные расстояния [70]. И почти два столетия между астрономами шёл ожесточённый спор: является ли наша Галактика всей Вселенной или существуют другие галактики, подобные нашей? И что представляют собой туманные пятнышки на небе: газовые туманности, находящиеся внутри нашей Галактики, или гигантские звёздные структуры, расположенные далеко за её пределами?

Спор разрешил в 1924 году американский астроном Эдвин Хаббл, после того, как ему удалось с помощью крупнейшего телескопа того времени получить фотографии высокого качества некоторых спиральных туманностей. Края этих туманностей оказались состоящими из множества слабых звёзд – туманность была разрешена на отдельные звёзды. В результате стало ясно, что, по крайней мере, некоторые туманности – это не облака газа, а гигантские звёздные структуры подобные нашей Галактике.

По массе и светимости галактики очень сильно (в миллионы раз) отличаются друг от друга. Существуют карликовые галактики, лишь не намного превосходящие шаровые звёздные скопления и галактики-сверхгиганты, в десятки раз превосходящие нашу Галактику, которая относится к разряду гигантских.

По внешнему виду галактики разделяют на три класса: эллиптические (Е), спиральные (S) и неправильные (Ir). Впервые такое разделение предложил Э. Хаббл, и оно оказалось настолько удачным, что до сих пор используется в астрономии.

Эллиптические галактики – это наиболее упорядоченные звёздные системы, они обладают осевой симметрией и по форме напоминают шаровые звёздные скопления. Внутри эллиптических галактик не наблюдается каких-либо структур. Светимость их плавно уменьшается от центра к периферии. В них практически отсутствуют молодые яркие звёзды и межзвёздный газ. Эллиптические галактики подразделяют на восемь классов в зависимости от степени их сплюснутости от Е0 до Е7 (рис. 6).

 

Фотографии эллиптических галактик

 

 

Рис. 6.

 

 

Спиральные галактики также обладают осевой симметрией, но имеют более сложное строение, чем эллиптические. В них выделяют сферическое (или эллиптическое) гало, плоский галактический диск и ядро. В галактическом диске выделяют спиральные рукава, состоящие из молодых и ярких звёзд. Но основная масса диска приходится не на яркие звёзды, а на более слабые, которые равномерно распределены по всему диску. Именно эти небольшие звёзды и составляют основную массу галактики. Типичным представителем спиральной галактики является наша Галактика (рис. 7).

 

 

 

Рис. 7. Вид нашей Галактики «сбоку», то есть со стороны галактической плоскости. Диаметр галактического диска примерно 100 тыс. св. лет. В центральной части диск имеет утолщение – балдж. Размеры балджа порядка 25 тыс. св. лет. Наиболее старые звёзды входят в состав шаровых скоплений и изотропно распределены по всему объёму Галактики, образуя гáло. В центре Галактики находится ядро – сверхплотный массивный объект незвёздной природы. Положение Солнечной системы помечено крестиком.

 

Спиральные галактики подразделяют на три класса Sa, Sb, Sc. При переходе от класса c к классу a увеличивается в процентном отношении ядро галактики и возрастает степень закрученности спиральных рукавов (рис. 8).

 

Фотографии спиральных галактик

 

 

Рис. 8.

У неправильных галактик полностью отсутствует осевая симметрия в распределении яркости, они имеют неправильную клочковатую форму (рис. 9 ). Их разделяют на два типа. К первому типу Ir1 относят галактики, распределение массы внутри которых обладает осевой симметрией. Неправильный вид таких галактик обусловлен в основном несимметричным распределением яркости. Ко второму типу Ir2 относят галактики, у которых и распределение яркости, и распределение массы является сильно несимметричным.

 

Фотографии неправильных галактик

 

Рис. 9. Фотографии

 

Сильнее всего различаются по массам эллиптические галактики: от карликовых с массой около 10⁶ М _* до гигантских с массой 10¹²¸10¹³ М _*. Массы спиральных галактик лежат в более узких пределах: от 10⁷ М _* до 10¹² М _*. Массы неправильных галактик не превышают 10¹⁰ М _*. Существует такая характеристика галактик, как отношение её светимости L к её массе М. И наиболее яркими на единицу галактической массы являются неправильные галактики, затем идут спиральные, а затем – эллиптические. Больше всего в наблюдаемой Вселенной спиральных галактик – около 75%, меньше эллиптических – около 20% и совсем мало неправильных – около 5%.

Галактики, как и звёзды, заполняют пространство не равномерно, а образуют группы и скопления. Скопления галактик образуют гигантские сверхскопления. А сверхскопления, в свою очередь, образуют крупномасштабную структуру Вселенной. Объяснение происхождения галактик, их скоплений и крупномасштабной структуры Вселенной является основной задачей современной космологии.

 

ГЛАВА 2

 

СОВРЕМЕННАЯ КОСМОЛОГИЯ

 

 

Расширение Вселенной

 

В 1929 году Э. Хаббл, определив расстояния до большого числа галактик, расположенных в радиусе 50 миллионов световых лет от нас, открыл закон, названный впоследствии его именем. Чем дальше находится от нас галактика, тем больше величина красного смещения в её спектре. В настоящее время общепринято, что красные смещения в спектрах далёких галактик вызваны доплеровским эффектом. Если это действительно так, то расстояния между галактиками должны увеличиваться со временем, то есть наша Вселенная расширяется. Согласно этой точке зрения в далёком прошлом вся материя Вселенной находилась в сверхплотном состоянии, занимая малый объём пространства. И время, прошедшее с тех пор, называется возрастом Вселенной.

По современным астрономическим данным значение постоянной Хаббла Н (коэффициент пропорциональности между расстоянием до галактики и скоростью её удаления от нас) равно:

Н = 20 ± 2 км/с на каждый миллион световых лет (2.1)

Например, если галактика находится на расстоянии 50 миллионов световых лет, то скорость её космологического удаления от нас будет равна 1000 ± 100 км/с. Это, конечно же, не означает, что все галактики, находящиеся на расстоянии 50 миллионов световых лет должны двигаться с такими скоростями. Постоянная Хаббла позволяет рассчитать скорость удаления галактики, вызванную расширением Вселенной. Но, кроме того, что любая галактика участвует в расширении Вселенной, она также может иметь локальную (местную) скорость, вызванную, например, её гравитационным взаимодействием с соседними галактиками. Такая скорость называется пекулярной (особенной). Если пренебречь пекулярными скоростями галактик, то закон расширения Вселенной, открытый Хабблом, можно записать так:

V = Hr (2.2)

Здесь V – скорость удаления галактики, вызванная расширением Вселенной, r – расстояние до неё.

Зная значение постоянной Хаббла, нетрудно оценить возраст Вселенной. Например, если пренебречь гравитационным взаимодействием между галактиками и предположить, что галактики удаляются друг от друга с постоянными скоростями, то можно получить верхнюю границу возраста Вселенной:

(2.3)

Гравитационное взаимодействие между галактиками замедляет расширение Вселенной и, следовательно, в прошлом скорости, с которыми галактики удалялись друг от друга, были больше, чем в настоящее время. Поэтому возраст Вселенной Т меньше, чем Т _max:

(2.4)

Одним из основных космологических вопросов является вопрос о дальнейшей судьбе Вселенной. Будет ли Вселенная расширяться вечно или расширение в конце концов прекратится из-за действия гравитационных сил, и начнётся сжатие?

Ответ на этот вопрос зависит от величины средней плотности Вселенной. Если плотность Вселенной достаточно велика и гравитационная энергия связи между галактиками больше, чем их кинетическая энергия, то расширение со временем прекратится. В этом случае говорят о закрытой Вселенной. Если же плотность Вселенной мала и кинетическая энергия галактик больше, чем их гравитационная энергия связи, то расширение будет продолжаться вечно. В этом случае говорят об открытой Вселенной.

В астрономии существует понятие критической плотности r_с. При такой плотности кинетическая энергия галактик в точности равна их гравитационной связи. Величину критической плотности нетрудно рассчитать либо исходя из закона Всемирного тяготения (см., например, [194,с.173]), либо по формулам общей теории относительности (см., например, [88,с.476]), ответ при этом получается один и тот же:

(2.5)

Если плотность Вселенной больше критической, то Вселенная замкнута, если меньше, то открыта. По современным астрономическим данным средняя плотность Вселенной близка к критической, а, точнее, больше её на несколько процентов. При этом погрешность, с которой она оценивается, также составляет несколько процентов. Поэтому вопрос о дальнейшей судьбе Вселенной остаётся открытым.

Кроме того, возникает новая проблема. Почему средняя плотность Вселенной близка к критической? Случайное ли это совпадение или за ним скрывается какой-то новый закон? Если это совпадение случайное, то вероятность его ничтожно мала, а если нет, то какой именно закон скрывается за ним? Эта тема подробно обсуждается в [194].

Зная величину средней плотности Вселенной, нетрудно рассчитать её возраст. Например, если плотность равна критической, как предполагается в современной космологии, то возраст Вселенной ровно в 1,5 раза меньше, чем T _max [194,с.174;88,с.476]:

(2.6)

Учитывая (2.3), получаем, что возраст Вселенной равен:

T = 10,5 ± 1 млрд. лет (2.7)

И здесь возникает следующее противоречие. Полученный возраст Вселенной оказался существенно меньше, чем возраст шаровых звёздных скоплений, наиболее древних объектов нашей Галактики. Например, существуют шаровые скопления, возраст которых составляет и двенадцать, и четырнадцать, и даже шестнадцать миллиардов лет [78,25]. Но возраст звёздных скоплений никак не может превышать возраст Вселенной! Одно из возможных решений этого противоречия изложено в [194,с.192].

 

Теория горячей Вселенной

(общепринятый сценарий образования галактик)

 

После того как в середине девятнадцатого века был сформулирован закон сохранения энергии, перед астрономами встал вопрос об источниках звёздной энергии и о происхождении звёзд. Ведь звезда излучает огромное количество энергии и ясно, что этот процесс не может продолжаться бесконечно. Следовательно, время существования звезд ограничено, и они каким-то образом возникают. Как образуются звёзды?

После того как в начале двадцатого века было открыто, что звёзды Вселенной группируются в гигантские звёздные скопления – галактики, проблема образования звёзд стала рассматриваться совместно с проблемой образования галактик. И эти проблемы встали особенно остро, когда стало ясно, что Вселенная расширяется, и её возраст не превосходит 15-16 миллиардов лет.

В настоящее время общепринятым является следующий сценарий образования галактик и звёзд.

Во-первых, предполагается, что приблизительно пятнадцать миллиардов лет назад (эта цифра может в будущем уточняться) вся материя Вселенной находилась в сверхплотном состоянии, и тогда же произошёл так называемый «Большой взрыв». Почему произошёл этот взрыв, неизвестно (хотя гипотез на эту тему выдвинуто немало), он просто постулируется в качестве начального момента эволюции Вселенной.

Во-вторых, предполагается, что практически вся энергия Вселенной, возникшая после Большого взрыва, находилась в тепловой форме. Поэтому общепринятая гипотеза происхождения Вселенной обычно называется теорией горячей Вселенной.

Если экстраполировать расширение Вселенной в прошлое и при этом предположить, что вся её энергия находилась в тепловой форме, то нетрудно оценить температуру ранней Вселенной. Например, предполагается, что спустя одну сотую секунды после начала расширения температура Вселенной была порядка 100 миллиардов градусов [34,с.113]. При такой высокой температуре энергия частиц была настолько велика, что не могли образовываться атомные ядра, и вещество Вселенной состояло из отдельных элементарных частиц.

По мере расширения Вселенной её температура падала, и начали образовываться ядра атома гелия – наиболее устойчивые из атомных ядер. Предполагается, что примерно четверть всех нуклонов (общее название для протонов и нейтронов) успели объединиться в ядра гелия по истечении первых трёх минут, а затем, в результате расширения Вселенной, её температура и плотность уменьшились настолько, что термоядерный синтез прекратился. Поэтому предполагается, что атомные ядра тяжелее гелия могли быть синтезированы только в недрах звёзд, то есть значительно позже.

Затем Вселенная продолжала расширяться и остывать, и спустя сотни тысяч лет после начала расширения её температура упала примерно до 3000° К, вследствие чего отрицательно заряженные электроны стали объединяться с положительно заряженными атомными ядрами, образуя нейтральные атомы. Пока Вселенная состояла из заряженных частиц – электронов и атомных ядер, она была непрозрачна для излучения, так как излучение интенсивно взаимодействует с заряженными частицами. Но когда всё вещество Вселенной стало в основном нейтральным, подавляющая часть излучения отделилась от вещества.

В 1964 году радиоастрономы А. Пензиас и Р. Вильсон занимались настройкой новой антенны со сверхнизким уровнем шума для исследования радиоволн, излучаемых нашей Галактикой на волне 7,35 см. Они обнаружили неизвестный радиошум, интенсивность которого не зависела от направления. Дальнейшие исследования показали, что спектр этого шума соответствует спектру электромагнитного излучения абсолютно чёрного тела с температурой 2,7° К.

И в настоящее время общепринято, что открытое Пензиасом и Вильсоном космическое микроволновое излучение, идущее на Землю со всего неба, возникло в ранней Вселенной, когда её температура была примерно 3000° К, а размеры в тысячу раз меньше, чем сейчас. Поэтому это излучение называется реликтовым. При движении в расширяющейся Вселенной температура (энергия) реликтового излучения всё время понижалась и к настоящему времени достигла 2,7° К.

После того как было открыто реликтовое излучение, теория горячей Вселенной стала общепринятой среди космологов, а интерес к альтернативным теориям (например, к теории стационарной Вселенной) быстро угас.

Как же образовались галактики в рамках теории горячей Вселенной?

Предполагается, что в ранней Вселенной имели место флуктуации плотности – небольшие отклонения плотности от среднего значения. Далее предполагается, что по мере расширения Вселенной эти отклонения возрастали и, в конце концов, из них образовались галактики. То есть галактики образовались в результате гравитационной конденсации разреженных масс газа вокруг областей повышенной плотности.

Этот сценарий образования галактик, на первый взгляд, кажется вполне правдоподобным. Однако все попытки разработать его в деталях потерпели неудачу.

 

2.3 Бюраканская астрофизическая обсерватория (альтернативный сценарий образования галактик)

 

В конце первой половины двадцатого века в Бюраканской астрофизической обсерватории (Армения) под руководством В. Амбарцумяна проводились исследования звёздных ассоциаций – небольших групп, состоящих из очень ярких бело-голубых звёзд. Как оказалось, звёздные ассоциации являются гравитационно неустойчивыми объектами. Более того, звёзды, входящие в ассоциации, быстро удаляются друг от друга! Некоторые наиболее близкие к нам звёздные ассоциации росли прямо на глазах! Например, было обнаружено расширение звёздных ассоциаций в созвездии Персея и в созвездии Ориона. Была также обнаружена интересная тройка высокоскоростных звёзд. Они находились в разных созвездиях и двигались со скоростями от 73 до 128 км/с (в то время как средняя скорость звёзд друг относительно друга в галактическом диске – порядка 20 км/с). Продолженные назад во времени пути этих звёзд пересекались в звёздной ассоциации, находящейся в созвездии Ориона. Расчеты показывали, что они были выброшены оттуда всего лишь несколько лет назад! [33,с.198].

Как образовались эти звёздные ассоциации?

Если бы ассоциации образовывались в результате гравитационного сжатия разреженных газовых масс, то они были бы гравитационно устойчивыми объектами и уж, тем более, не могли бы расширяться с большими скоростями. И В. Амбарцумян делает сенсационный вывод, идущий вразрез со всей космологической традицией.