Как открыли другие галактики

В последнее время ученым впервые, наконец-то, удалось заглянуть в загадочный центр нашей Галактики. Полной картины того, что там творится, пока нет. По мнению некоторых исследователей, в центре Галактики сосредоточено много массивных звезд и различных источников рентгеновского, инфракрасного и радиоизлучения. Там происходит рождение новых звезд. Очень может быть, что там притаилась и пока дремлет огромная "черная дыра". Словом, место весьма неспокойное, и хорошо, что мы находимся достаточно далеко от него.

Еще более двухсот лет назад пытливые наблюдатели обратили внимание на многочисленные туманные "пятнышки" на звездном небе. Некоторые из них видны невооруженным глазом, но большинство удается рассмотреть лишь в бинокли и телескопы.

 Что это? В 1771 году французский астроном Шарль Мессье опубликовал список (каталог), содержащий сотню таких объектов. Он сделал это для того, чтобы охотники за кометами (а Мессье сам был одним из них) не путали бы вновь открываемые кометы с туманными объектами, которые к кометам не имеют никакого отношения.

Известный астроном, знаменитый строитель больших самодельных телескопов Вильям Гершель, тоже составил каталог туманностей, в нем уже было свыше 2,5 тысячи новых объектов. Среди них, как потом выяснилось, оказались и звездные скопления, и настоящие туманности из газа и пыли, принадлежащие нашей Галактике, а кроме того - далекие звездные острова - другие галактики (о чем узнали значительно позже).

Астрономы не сразу поняли, что перед ними далекие звездные миры, похожие и не очень похожие на нашу собственную Галактику. Чтобы окончательно убедиться в этом, необходимо было решить две главные задачи: доказать, во-первых, то, что "кандидаты" в другие галактики находятся далеко за пределами нашей Галактики, а во-вторых, что они действительно состоят из множества звезд, а не представляют собой светлые облака разреженной космической материи в Галактике.

 В XIX веке ирландский астроном Вильям Парсонс (лорд Росс), прославившийся созданием очень больших телескопов, удвоил число известных туманностей. А самое главное то, что он рассмотрел в некоторых из них спиральную структуру. Но решающие открытия были сделаны лишь в ХХ веке. И путь к ним не был прямым и широким. Уж слишком невероятным казалось представление о том, что Вселенная простирается далеко за пределы нашего Млечного Пути. И правильно его размеры были определены тоже, конечно, не сразу.

 После того, как Гершель заметил, что некоторые "туманности" состоят из звезд (1785 год), он же, в 1820 году, на склоне лет своих пришел

к пессимистическому выводу: "Все, что за пределами нашей собственной системы, покрыто мраком неизвестности". Еще через 70 лет после этого Агнеса Кларк (тоже английский астроном) уверяла: "Вопрос о том, являются ли туманности внешними галактиками, едва ли нуждается в обсуждении. На него дан ответ самим прогрессом исследований. Можно с уверенностью сказать, что ни один компетентный ученый, располагающий всеми доказательствами, не станет придерживаться мнения, что хотя бы одна туманность является звездной системой, сравнимой по размерам с Млечным Путем"...

Действительность оказалась более интересной. Не успел завершиться XIX век, как стали появляться данные, противоречащие этому приговору. Сравнение спектра Солнца со спектром Туманности Андромеды показало, что эта "туманность", которую можно видеть невооруженным глазом, по-видимому, состоит из звезд, подобных нашему Солнцу. Вступающие в строй все более мощные, и совершенные телескопы помогли открыть тысячи новых туманностей. На фотографиях обнаруживали спиральную структуру многих из них. Так, снимки, полученные с помощью телескопа-рефлектора Ликской обсерватории (США), отчетливо показали спиральную структуру Туманности Андромеды. А ведь еще в начале ХХ века большинство астрономов, основываясь на оказавшихся ошибочными определениях расстояний до объекта в созвездии Андромеды, считали, что это одна из туманностей нашей Галактики...

 

Великий Спор»

По-настоящему, окончательно внегалактические туманности - другие галактики - были открыты в 20-х годах нашего столетия. В апреле 1920 года в Национальной академии наук США состоялась публичная дискуссия между двумя известными астрономами Харлоу Шепли и Гербертом Кертисом. Это был "великий спор" в основном о том, что представляют собой спиральные туманности.

 Кертис доказывал, что Туманность Андромеды - это другая галактика, что она удалена от нас на расстояние около 500000 световых лет (в действительности - 2300000 световых лет).

 Шепли придерживался иной точки зрения. Он считал, что диаметр нашей Галактики не менее 300000 световых лет (втрое больше, чем на самом деле) и большинство наблюдаемых нами туманностей размещается внутри Галактики. Внегалактические туманности, вероятно, где-то есть, но они так далеки от нас, что мы их просто не можем увидеть.

 У того и другого астронома были и другие доводы в пользу своих позиций. Однако каждый остался при своем мнении - спор закончился "вничью". Но стало очевидным, что нужны новые наблюдения

туманностей и новые уточненные данные о масштабах огромного звездного мира, в котором мы живем.

 И вскоре решающее слово было сказано. Его произнес великий американский астроном Эдвин Хаббл (1889-1953). Впрочем, этим человеком мог бы быть и Джордж Ричи. Он сделал снимки туманности в созвездии Треугольника (М 33, так обозначаются объекты, включенные в каталог Мессье). По ним было видно, что спиральные ветви этой "туманности" буквально усыпаны звездами. К сожалению, изображения звезд получились нерезкими, размытыми. И Ричи не сумел доказать, что открыл звезды в далекой звездной системе.

 То, что это действительно звезды, удалось доказать несколько лет спустя Хабблу, 35-летнему астроному, работавшему, как и Ричи, на той же знаменитой обсерватории Маунт Вилсон (США). 2,5-метровый телескоп-рефлектор (в ту пору крупнейший в мире) дал возможность Хабблу получить четкие изображения звезд в трех туманностях. Это звезды в Туманности Андромеды, в Треугольнике и в Печи.

 Хаббл не только убедительно показал, что внешние части этих "туманностей" состоят из звезд, но и первый увидел среди них переменные звезды - цефеиды. Теперь их называют "маяками Вселенной".

Английский любитель астрономии, глухонемой юноша Джон Гудрайк, в 1784 году открыл, что четвертая по блеску звезда в созвездии Цефея - переменная, то есть происходят строго периодические колебания ее блеска. Мог ли Гудрайк думать, что он не только обнаружил интереснейший, ныне насчитывающий тысячи, класс пульсирующих звезд - цефеид, но и нашел один из ключей от "дверей" бездны мироздания? Но именно так это оказалось. В ХХ веке астрономы научились с помощью цефеид определять расстояния до звездных систем (звездных скоплений, галактик), в которых находили цефеиды.

 Возвратимся к открытию цефеид в "туманностях", которые исследовал Хаббл. Предположив, что цефеиды действительно принадлежат "туманностям" (а не случайно видны на их фоне) и что мигают они в других звездных системах точно так, как и в нашей собственной, Хаббл определил расстояния до этих таинственных туманных пятен. Расстояния оказались настолько большими, что стало ясно: "туманности" - это огромные звездные системы, расположенные за пределами Галактики. Итак, "великий спор" был, наконец, завершен в середине 20-х годов нынешнего века.

 

Классификация Хаббла

 

Классификация Хаббла возникла как чисто морфологическая (связанная с формой) и была основана на том, как выглядят галактики в оптическом диапазоне.

 Встречаются галактики различных форм, размеров и светимостей; некоторые из них изолированные, но большинство имеет соседей или спутников, оказывающих на них гравитационное влияние. Как правило, галактики спокойны, но нередко встречаются и активные. В 1925 Хаббл предложил классификацию галактик, основанную на их внешнем виде. Позже ее уточняли Хаббл и Шепли, затем Сэндидж и наконец Вокулер. Все галактики в ней делятся на 4 типа: эллиптические, линзовидные, спиральные и неправильные.

Типы галактик

Эллиптические (E) галактики имеют на фотографиях форму эллипсов без резких границ и четких деталей. Их яркость возрастает к центру. Это вращающиеся эллипсоиды, состоящие из старых звезд; их видимая форма зависит от ориентации к лучу зрения наблюдателя. При наблюдении с ребра отношение длин короткой и длинной осей эллипса достигает ~ 5/10 (обозначается E5).

 

Линзовидные (L или S0) галактики похожи на эллиптические, но, кроме сфероидального компонента, имеют тонкий быстро вращающийся экваториальный диск, иногда с кольцеобразными структурами наподобие колец Сатурна. Наблюдаемые с ребра линзовидные галактики выглядят более сжатыми, чем эллиптические: отношение их осей достигает 2/10.

 

Спиральные (S) галактики также состоят из двух компонентов – сфероидального и плоского, но с более или менее развитой спиральной структурой в диске. Вдоль последовательности подтипов Sa, Sb, Sc, Sd (от «ранних» спиралей к «поздним») спиральные рукава становятся толще, сложнее и менее закручены, а сфероид (центральная конденсация, или балдж) уменьшается. У спиральных галактик, наблюдаемых с ребра, спиральные рукава не видны, но тип галактики можно установить по относительной яркости балджа и диска.

Неправильные (I) галактики бывают двух основных видов: магелланового типа, т.е. типа Магеллановых Облаков, продолжающие последовательность спиралей от Sm до Im, и немагелланового типа I0, имеющие хаотические темные пылевые полосы поверх сфероидальной или дисковой структуры типа линзовидной или ранней спиральной.

 

Типы L и S распадаются на два семейства и два вида в зависимости от наличия или отсутствия проходящей через центр и пересекающей диск линейной структуры (бар), а также центральносимметричного кольца. Существуют и другие схемы классификации

галактик, основанные на более тонких морфологических деталях (по форме), но пока еще не развита объективная классификация, основанная на фотометрических, кинематических и радиоизмерениях.

Состав. Два структурных компонента – сфероид и диск – отражают различие в звездном населении галактик, открытое в 1944 немецким астрономом В.Бааде (1893–1960).

Население I, присутствующее в неправильных галактиках и в рукавах спиралей, содержит голубые гиганты и сверхгиганты спектральных классов O и B, красные сверхгиганты классов K и M, а также межзвездные газ и пыль с яркими областями ионизованного водорода. В нем присутствуют и мало массивные звезды главной последовательности, которые видны вблизи Солнца, но неразличимы в далеких галактиках.

Население II, присутствующее в эллиптических и линзовидных галактиках, а также в центральных областях спиралей и в шаровых скоплениях, содержит красные гиганты от класса G5 до K5, субгиганты и, вероятно, субкарлики; в нем встречаются планетарные туманности и наблюдаются вспышки новых

Первоначально считалось, что эллиптические галактики содержат только Население II, а неправильные – только Население I. Однако выяснилось, что обычно галактики содержат смесь двух звездных населений в разных пропорциях. Детальный анализ населений возможен только для нескольких близких галактик, но измерения цвета и спектра далеких систем показывают, что различие их звездных населений может быть значительнее, чем думал Бааде.

Внешний вид галактик чрезвычайно разнообразен, и некоторые из них очень живописны. Э. Хаббл избрал самый простой метод классификации галактик по внешнему виду, и нужно сказать, что хотя в последствии другими выдающимися исследователями были внесены разумные предположения по классификации, первоначальная система, выведенная Хабблом, по прежнему остается основой классификации галактик.

 

Причины различия галактик

Еще со времен Хаббла астрономы пытались установить, под действием каких процессов галактики принимают ту или иную форму. В некоторых из ранних теорий предполагалось, что разные типы галактик представляют собой эволюционную последовательность.

Как только астрономы поняли процесс звездной эволюции и научились определять возраст звезд, (это стало возможно в 50-х годах), оказалось, что галактики всех типов имеют примерно одинаковый возраст. Почти в каждой галактике присутствует хотя бы несколько звезд с возрастом в несколько миллиардов лет. Отсюда следует, что ни эллиптические, ни неправильные галактики не могут быть старше остальных.

Однако эллиптические галактики состоят почти исключительно из старых звезд, в то время как галактики других хаббловских типов содержат относительно больше молодых звезд. Таким образом, хаббловская последовательность все же имеет некоторое отношение к возрастам. По-видимому, форма галактики связана со скоростью образования в ней новых молодых звезд уже после ее рождения, а следовательно, и с распределением звезд по возрастам. В эллиптических галактиках очень мало звезд возникло после стадии образования галактики и поэтому мы наблюдаем здесь ничтожное количество молодых звезд. В галактиках типа Sa звезды продолжают образовываться до сих пор, но скорость этого процесса невелика, в галактиках типа Sb темп звездообразования выше, галактики типа Sc очень активны, а наиболее бурно звездообразование протекает в галактиках типа Irr 1.

Эти результаты навели исследователей на мысль о том, что последовательность хаббловских типов упорядочивает галактики по степени сохранения ими газа и пыли: неправильные галактики сберегли большую часть своего газа и своей пыли для постепенного рождения все новых и новых звезд, в то время как эллиптические галактики израсходовали почти весь свой исходный газ на первую взрывную вспышку звездообразования. Согласно современным представлениям два важнейших фактора, определяющих форму галактики, это, во-первых, начальные условия (масса и момент вращения) и, во-вторых, окружение (т.е. членство в скоплении или наличие близких спутников). В этом отношении галактика похожа на человека: ее характер зависит как от наследственности, так и от общества, в котором она "вращалась".

 

Картина звездного неба все еще остается самою величественною изо всех картин, а книга о небе-самою занимательною из всех книг. Будем же любоваться этой картиной и вглядываться в нее все пристальнее и пристальнее; будем читать эту книгу, чтобы стать разумнее и совершеннее. К.Фламмарион.