Підручник з Астрономії. 11 клас. Сиротюк - Нова програма

Розділ 7. БУДОВА І ЕВОЛЮЦІЯ ВСЕСВІТУ

Всесвіт настільки великий, що його розміри важко уявити. Лише частина цього матеріального світу доступна дослідженню астрономічними засобами, що відповідають досягнутому рівневі розвитку науки. Часто цю частину всесвіту називають метагалактикою, вона простягається на 1,6 • 1024 км. Ви частково про нього дізнаєтесь у цьому розділі.

§ 28. ЗОРЯНІ СИСТЕМИ — ГАЛАКТИКИ. СВІТ ГАЛАКТИК

1. Типи галактик. У 1924 р. за допомогою найбільшого на той час телескопа (обсерваторія Маунт Вілеон, США) Едвін Габбл установив, що Туманність Андромеди утворена величезною кількістю зір, які зливаються в суцільну туманну пляму через величезну віддаленість. Більшість інших відомих туманностей виявилися такими самими гігантськими системами, що складаються з мільйонів і мільярдів зір. Гігантські гравітаційно пов’язані системи зір і міжзоряну речовину, розташовані поза нашою Галактикою, стали називати галактиками. Сучасні потужні телескопи зробили доступною реєстрацію сотень мільярдів галактик.

Фото показали, що галактики розрізняються за зовнішнім виглядом та структурою. Габбл запропонував класифікувати галактики за їхньою формою, його класифікація стала основою сучасної класифікаційної схеми (мал. 7.1). Відповідно до сучасної класифікації, розрізняють галактики таких основних типів: еліптичні (Е), спіральні (S), неправильні (Ir) і лінзоподібні (S0).

Еліптичні галактики у проекції на небесну сферу мають вигляд кола або еліпса (мал. 7.2). Число зір у них плавно зменшується від центра до краю. Зорі обертаються в таких системах у різних площинах. Самі еліптичні галактики обертаються дуже повільно. Вони містять тільки жовті й червоні зорі, практично не мають газу, пилу й молодих зір високої світності. Фізичні характеристики цих галактик мають досить широкий діапазон: діаметри - від 5 до 50 кпк, маси - від 106 до 1013 мас Сонця, світності - від 106 до 1012 світностей Сонця. Близько 25 % вивчених галактик належать до галактик еліптичного типу.

Мал. 7.1. Класифікація галактик (за Габблом)

Мал. 7.2. Молода еліптична галактика NGC2865 (фото телескопа «Габбл»)

Близько половини вивчених галактик належать до спірального типу.

Спіральні галактики - це сильно сплюснені системи із центральним згущенням (у якому є ядро галактики) і з помітною спіральною структурою. Розміри цих галактик сягають 40 кпк, а світності - 1011 світностей Сонця.

Навколо згущеного диска є дві або більше клоччастих спіральних гілок (рукавів, мал. 7.3). Так, до спіральних галактик Габбла належить галактика М81 типу Sa - система з туго закрученими спіральними краями, куляста частина якої яскрава й протяжна (мал. 7.3, a). Галактика М51 належить до типу Sb і має могутні й чіткі спіралі, центральна частина менше виділяється (мал. 7.3, б). Галактика М101 належить до типу Sc - система з розвиненою спіральною структурою, куляста частина якої слабо проглядається на загальному фоні (мал. 7.3, в).

Мал. 7.3. Спіральні галактики

Приблизно половина спіральних галактик у центральній частині має майже пряму зоряну перемичку — бар, від якої починають закручуватися спіральні рукави (мал. 7.4). Такі галактики називають спіральними з перемичкою.

У спіральних гілках галактик зосереджені найбільш яскраві й молоді зорі, яскраві газопилові туманності, молоді зоряні скупчення та зоряні комплекси. Тому спіральний візерунок чітко видно навіть у далеких галактик, хоча на частину спіральних рукавів припадає всього кілька відсотків маси всієї галактики. Наша Галактика є спіральною. Найближча зоряна система, схожа за структурою й типом на нашу Галактику, - це Туманність Андромеди (мал. 7.5). Світло від цієї галактики доходить до нас приблизно за 2 млн років.

До неправильних галактик належать галактики малої маси з неправильною структурою. У них не спостерігається чітко вираженого ядра та обертальної симетрії. Видиму яскравість таких галактик створюють молоді зорі високої світності та ділянки йонізованого водню. Маси неправильних галактик - від 108 до 1010 мас Сонця, розміри цих галактик сягають 10 кпк, а їхні світності не перевищують 1010 світностей Сонця. У таких галактиках є багато газу - до 50 % їхньої загальної маси. Найближчими до нас яскравими неправильними галактиками є Магелланові Хмари (Велика й Мала). Вони мають вигляд двох тьмяних хмарин, що сріблясто світяться в гарну погоду на нічному небі. Вони розташовані в Південній півкулі й тому невидимі з території України.

Мал. 7.4. Спіральна галактика Сомбреро з перемичкою (баром) NGC1300

Мал. 7.5. Туманність Андромеди

Мал. 7.6. Магелланові Хмари - одні з найближчих до нас Галактик

Мал. 7.7. Лінзоподібна галактика NGC5866 у сузір’ї Дракона

Велика Магелланова Хмара (мал. 7.6), що має в діаметрі 7 кпк, розташована від нас на відстані 52 кпк. На думку деяких астрономів, у Магелланових Хмарах можна розрізнити зачатки спіральної структури.

Лінзоподібні галактики зовні (якщо видно у площині) дуже схожі на еліптичні, але мають сплюснутий зоряний диск. За своєю структурою подібні до спіральних галактик, однак не мають плоскої та спіральних складових. Від спіральних галактик, спостережуваних з ребра, лінзоподібні галактики відрізняються відсутністю смуги темної матерії (мал. 7.7). Німецький астроном Карл Шварцшильд (1863-1916) висунув теорію, відповідно до якої лінзоподібні галактики можуть утворюватися зі спіральних у процесі «вимітання» газопилової матерії.

2. Відстані до галактик. Закон Габбла. Відстані до найближчих галактик визначаються за оцінками видимих зоряних величин цефеїд. Для довгоперіодичних цефеїд це залежність період коливань-світність. За допомогою цієї залежності визначають абсолютну зоряну величину за тривалістю коливань блиску: що коротший період коливань блиску, то цефеїда слабша за абсолютною зоряною величиною. Відстань r обчислюється за формулою: lgr = 0,2(m - M) + 1, де m і Μ - видима та абсолютна зоряні величини.

Для галактик, де не виявлено цефеїд або їх неможливо побачити, як індикатори відстаней використовують найяскравіші зорі - надгіганти, нові й наднові зорі, кулясті зоряні скупчення. Відстані визначають також за цією формулою. Видиму зоряну величину оцінюють зі спостережень, а абсолютну - вважають відомою (середньою) для цього класу об’єктів. Наприклад, наднові зорі, як це випливає зі спостережень, мають приблизно однакову абсолютну величину в максимумі блиску.

Відстані до далеких галактик визначають також за їхніми кутовими розмірами або за видимою зоряною величиною, а до дуже далеких галактик - винятково за червоним зміщенням у їхньому спектрі.

Червоне зміщення (z) вимірюється відносною зміною довжини хвилі спектральних ліній:

Ще в 1912-1914 рр. американський астроном Весто Слайфер (18751969) виявив, що лінії у спектрах далеких галактик зміщені відносно їхнього нормального положення в бік червоної області спектра. Це означало, що галактики віддаляються від нас зі швидкостями сотні кілометрів за секунду. Пізніше Габбл визначив відстані до деяких галактик та їхні швидкості. Зі спостережень випливало, що далі від нас перебуває галактика, то з більшою швидкістю вона віддаляється (графічно цю залежність показано на мал. 7.8). Закон, за яким швидкість віддалення галактики пропорційна відстані до неї, одержав назву закон Габбла:

відносне збільшення довжин хвиль ліній у спектрах галактик пропорційне відстані r до них, тобто r ~ (λ — λ0) : λ0.

Мал. 7.8. Залежність швидкості віддалення галактик від відстаней до них

Припускаючи, що явище червоного зміщення обумовлене рухом галактик зі швидкістю vr за променем зору в напрямку від спостерігача, можемо визначити швидкість галактики за виміряним відносним зміщенням довжини хвилі спектральних ліній: vr = c(λ — λ0) : λ0. З урахуванням закону Габбла, це рівняння можна записати так: vr = Hr, де H - коефіцієнт пропорційності - стала Габбла, яка показує, на скільки кілометрів за секунду збільшується швидкість галактик зі збільшенням відстані до них на 1 Мпк. Значення ί постійно уточнюється, за різними оцінками - це від 50 до 80 км/(с · Мпк). Під час розрахунків часто приймають H = 75 км/(с • Мпк). Закон Габбла виконується тільки для далеких галактик, відстань до яких перевищує 5-10 Мпк.

3. Маси галактик. Маси галактик можна оцінити на підставі лінійних швидкостей обертання їхніх зовнішніх частин. Швидкості обертання v встановлюють шляхом порівняння зміщень спектральних ліній у різних частинах галактики.

Для галактик, як і для зір, є певна залежність між масою і світністю. Ця залежність використовується для обчислення мас галактик. Однак оцінки мас галактик за їхніми світностями виходили значно меншими, ніж за обертаннями галактик. Це явище назвали парадоксом прихованої маси. Щоб пояснити його, потрібно припустити, що десь у галактиці є несвітлова, темна матерія.

У 70-х рр. XX ст. за допомогою методів рентгенівської астрономії було відкрито гарячий міжгалактичний газ. За температурою газу можна оцінити масу його скупчень. Перші результати рентгенівських спостережень гарячого газу в групах галактик підтвердили присутність у них прихованої маси, що не входить до складу окремих галактик. На сьогодні астрономи досить упевнено заявляють: Всесвіт переважно заповнений невидимою речовиною. Вона утворює протяжні гало галактик і заповнює міжгалактичний простір, концентруючись у скупченнях галактик.

Спектральні спостереження, зроблені космічним телескопом «Габбл» та великими сучасними наземними телескопами, підтвердили наявність великих мас (близько 50 млн мас Сонця) темної речовини в ядрах ряду галактик.

4. Галактики з активними ядрами. У більшості галактик можна виділити яскраву центральну частину - ядро (мал. 7.9). Ця область відрізняється великою зоряною густиною, що сягає 106-108 пк3. Але, незважаючи на це, зіткнень ядер і зір в цій області не відбувається.

Дослідження останніх років показали, що ядро - не просто велике густе місце галактики: у самому центрі його можна виявити ще одне згущення - ядерце. Так, під час спостереження ядра Туманності Андромеди (його розміри близько 100 пк) вдалося виділити яскраве ядерце діаметром 1-14 пк. Воно обертається як тверде тіло (з періодом обертання 500 тис. років).

Маса ядерця становить приблизно 13 млн сонячних мас. Густина - близько 1500 сонячних мас на 1 пк3, це в 20 тис. разів більше, ніж біля Сонця. Ядерце поводиться так, начебто це самостійне утворення, «вкладене» у галактику.

Радіодослідження нашої Галактики показали, що в її центрі також є ядерце розміром приблизно 6 пк.

У ядрах деяких галактик відбувається величезне виділення енергії, яке не можна пояснити випромінюванням або вибухами звичайних зір. Такі галактики одержали назву галактики з активними ядрами, або сейфертівські галактики (на честь американського астронома Карла Сейферта (1911-1960), який уперше описав їх в 1943 р.).

Форми прояву активності ядер сейфертівських галактик, або просто сейфертів, різні. Це може бути величезна потужність випромінювання в інфрачервоній, оптичній або рентгенівській області спектра, причому мінлива за порівняно невеликий час (за кілька років, місяців або навіть днів). У деяких випадках спостерігається швидкий рух газу в ядрі (зі швидкостями близькими до 1000 км/с).

Мал. 7.9. Ядра галактик містять масивні чорні діри

Мал. 7.10. Ядро галактики викидає газові струмені - джети

Іноді газ утворює довгі прямолінійні газові струмені - джети (мал. 7.10).

Найбільш імовірна гіпотеза, що пояснює активність ядер, припускає наявність чорної діри в центрі галактики.

5. Взаємодіючі галактики. Близько розташовані одна до іншої галактики іноді бувають пов’язані між собою смугою матерії, що світиться. Часто ці світлі блакитного кольору смуги є продовженням спіральних областей. Смуги складаються з гарячих молодих зір. Нерідко галактики занурені в загальний «зоряний туман», тоді їх називають взаємодіючими.

Багато дослідників вважають, що взаємодіючі галактики зближаються, а спостереження в сучасні великі телескопи показують, що серед цих галактик дуже багато таких, що зіштовхуються. Навіть наша Галактика є взаємодіючою.

Унікальне фото телескопа «Габбл» наблизило до таємниці зародження Всесвіту. Те, що було зафіксовано на кадрі, виглядало катастрофічно: зіткнення двох величезних галактик NGC4490 і NGC4485, що розташовані на відстані 24 млн св. років у сузір’ї Гончих Псів (мал. 7.11). Упродовж багатьох мільйонів років вони наближалися одна до одної, і зрештою - це сталося. Щоправда, нині ми побачили події далекого минулого: світло, що покинуло галактики 24 млн років тому, тільки зараз потрапило в об’єктив телескопа. Ця всесвітня катастрофа була осяяна рожевим світлом, що свідчить про скупчення йонізованого водню. За таким сценарієм, кажуть науковці Європейської космічної агенції, зароджуються зорі.

Галактики зіштовхуються під впливом гравітаційного стиснення, результатом цього може бути гравітаційний колапс - катастрофічно швидке стискання масивних тіл під дією гравітації.

Під впливом сил тяжіння в галактик з’явилися довгі «антени», що складаються з газу й зір, тому їх часто називають антенними галактиками. Ці утворення виникли в результаті зіткнення зоряних систем. Астрономи відкрили в антенних галактиках більше тисячі нещодавно утворених зоряних скупчень. У кожному з них міститься до мільйона зір. Вік скупчень не перевищує 100 млн років. Вони утворилися під дією припливних сил, збуджених зближенням двох систем.

Мал. 7.11. Зіткнення двох величезних галактик NGC4490 і NGC4485, що розташовані на відстані 24 млн св. років у сузір’ї Гончих Псів

Червоними кольорами світяться газопилові хмари, що падають на чорні діри в ядрах галактик, блакитним - молоді гарячі зорі, що народжуються завдяки збурюванням газопилових мас.

6. Квазари. На початку 60 рр. XX ст. за радіовипромінюваннями було виявлено об’єкти, подібні до активних ядер галактик, - квазари. Слово «квазар» утворено від словосполучення «квазізоряні радіоджерела», тобто подібні до радіовипромінюючих зір.

Спектри квазарів мають яскраві емісійні лінії, сильно зміщені в червоний бік, як у далеких галактик. Відстані, визначені за червоним зміщенням, становлять більше як 5 млрд св. років. На фото квазари мають вигляд дуже яскравих порівняно з віддаленими галактиками і в радіодіапазоні випромінюють так сильно, як близькі радіоджерела.

Природу активності радіовипромінювання квазарів точно не встановлено, однак упевнено можна стверджувати: 1) квазари - найвіддаленіші об’єкти, спостережувані у Всесвіті; 2) значна частина квазарів - ядра далеких галактик у стані дуже високої активності; 3) квазари - найпотужніші з відомих у природі джерел видимого й інфрачервоного випромінювань, тобто це космічні об’єкти з величезною поверхневою яскравістю випромінювання.

Вивчаючи велику кількість квазарів за допомогою космічного телескопа «Габбл», у 1995 р. вчені дійшли висновку, що недалекі квазари (із червоним зміщенням z = 0,5) пов’язані із взаємодіючими еліптичними галактиками. Багато квазарів розташовуються в центрах подібних зоряних систем. Це підтверджує припущення, що квазари є масивними чорними дірами в центрах галактик, які поглинають речовину.

ЧИ ЗНАЄТЕ ВИ, ЩО...

Наша Галактика виникла майже 14 млрд років тому, що приблизно дорівнює віку Всесвіту. Але видима її частина, світла смуга на темному небі, - лише дуже невелика частина Галактики. У ній налічується понад 300 млрд зір, і лише 0,0001 % їх занесено до каталогів. Центр Галактики - надмасивна чорна діра, навколо якої обертається чорна діра меншого розміру. Чумацький Шлях, відповідно до законів фізики, утворився під час зіткнення й злиття невеликих галактик. Свідченням цього, на думку астрономів, є «первісні» зорі, що виникли на надранньому етапі існування Всесвіту. Такі зорі вчені виявляють на околиці Чумацького Шляху, що тягнеться за межі його видимої частини.

Учені, керуючись законами фізики, отримали комп’ютерну модель процесу формування галактик у Всесвіті за останні понад 13 млрд років, узявши за відлік етап після Великого Вибуху. Моделювання показало, що зорі в галактичному гало Чумацького Шляху «випали» туди з карликових галактик під дією сил, що виникають під час їхнього зіткнення. Ці результати узгоджуються з теорією утворення Чумацького Шляху.

Виникає запитання: чи не загрожує в майбутньому катастрофа нашій Галактиці внаслідок зіткнення із сусідніми галактиками? Нещодавно астрофізики за допомогою комп’ютерного моделювання зробили припущення: наша Галактика та галактика Андромеди, які невпинно наближаються одна до одної, урешті-решт зіштовхнуться. I розпочнеться процес формування нової галактики, а зорі й планети, що зараз тут існують, загинуть.

Зараз наша Галактика поглинає одну карликову галактику, що перебуває на протилежному від нас боці галактичного диска. Через кілька мільярдів років наша Галактика «проковтне» Магелланові Хмари, а через 5 млрд років зіштовхнеться з Туманністю Андромеди (М31). Але при цьому дуже мала ймовірність того, що будуть зіштовхуватися окремі зорі тому, що вони віддалені одна від одної на відстані, яка в сотні мільйонів разів перевищує їхній діаметр.

ЗАПИТАННЯ ДО ВИВЧЕНОГО

  • 1. Схарактеризуйте типи галактик за класифікацією Габбла. Чим еліптичні й неправильні галактики відрізняються від спіральних? До якого типу належить наша Галактика?
  • 2. Як визначають відстань до галактик? Поясніть метод червоного зсуву, що застосовується для визначення відстаней до галактик.
  • 3. Сформулюйте й поясніть закон Габбла.
  • 4. Як оцінюють маси галактик?
  • 5. Чи існують подвійні галактики? Що таке скупчення галактик?
  • 6. У чому проявляється активність галактик? Чим пояснюється червоний зсув у спектрах галактик?
  • 7. Як ґрунтуючись на спостереженнях, можна відрізнити зорі від квазарів?
  • 8. Якими особливостями володіють квазари? Який квазар найближчий до Землі?