44. СТРУКТУРА ВСЕЛЕННОЙ
Космология изучает отдельные небесные тела, их системы, строение Вселенной в целом и происходящие в ней процессы. Основатель современной космологии А. А. Фридман сформулировал упрощенную математическую модель строения Вселенной, которая называется однородной и изотропной. Современные представления о крупномасштабной структуре Вселенной не противоречат такой модели. Структура и эволюция Вселенной наверняка гораздо сложнее упрощенных математических схем и моделей.
Исследования ученых показали, что Вселенная имеет крупномасштабную структуру. Она состоит из множества галактик – звездных систем. Причем галактики, подобно звездам, наблюдаются группами. Например, наша Галактика (в которую входит Солнечная система), Магеллановы Облака и еще около 20 небольших спутников нашей Галактики рассматриваются космологами как кратная система. Кратной оказалась и ближайшая к нам Туманность Андромеды, окруженная несколькими эллиптическими галактиками-спутниками. Наша Галактика и Туманность Андромеды входят в Местную группу – систему галактик, размеры которой достигают сотен тысяч парсек. Местная группа представляет собой сравнительно небольшую систему, так как существуют скопления, содержащие сотни и тысячи галактик. Ближайшее к Земле и Солнечной системе в целом скопление галактик находится в созвездии Девы и насчитывает сотни крупных галактик. Расстояние до него порядка 20 Мпк, это система диаметром более 6 Мпк. Крупные скопления галактик находятся в созвездиях Волосы Вероники, Северная Корона, Геркулес и др.
Данные внегалактической астрономии указывают на то, что, возможно, существует Местное сверхскопление галактик, насчитывающее примерно 10 тыс. галактик и имеющее диаметр около 50 Мпк. В его центре расположено скопление галактик в созвездии Девы. Открыто несколько десятков других сверхскоплений, причем два ближайших находятся от нас на расстоянии 100 Мпк.
Таким образом, Вселенной на самых разных уровнях присуща структурность: от ядер атомов до гигантских сверхскоплений галактик.
В конце 70-х гг. XX в. астрономы обнаружили, что галактики в сверхскоплениях не распределены равномерно, а сосредоточены вблизи границ ячеек, внутри которых галактик почти нет. Теоретики предвидели возможность такого распределения галактик, а потому открытие не было неожиданным. Следовательно, согласно современным представлениям для Вселенной характерна ячеистая структура, ее еще определяют как сетчатую или пористую, которую можно видеть на специально обработанных фотографиях участков звездного неба. Она также напоминает паутинную сетку.
Вся охваченная современными методами астрономических наблюдений часть Вселенной называется Метагалактикой, или нашей Вселенной. В Метагалактике пространство между галактиками заполнено чрезвычайно разреженным межгалактическим газом, существуют гравитационные и электромагнитные поля и невидимые массы вещества – не только обычного, но и, например, состоящего из нейтрино.
От наиболее удаленных метагалактических объектов свет идет до нас миллиарды лет. И все-таки нет оснований отождествлять Метагалактику со всей Вселенной. В принципе, возможно существование других, пока неизвестных нам метагалактик.
45. ЭВОЛЮЦИЯ И СТРОЕНИЕ ГАЛАКТИК
Эволюция галактик – процесс очень сложный. В начале галактики содержат много молодых массивных и ярких звезд, со временем от ранних эпох остаются лишь менее массивные и более долго живущие звезды. В результате молодые галактики, по-видимому, являются очень яркими, а затем постепенно с возрастом их яркость уменьшается. Поскольку далекие галактики ярче, чем ожидалось, видимые расстояния до них оказываются заниженными, что в свою очередь дает завышенную плотность галактик. Поэтому Вселенная кажется нам закрытой в большей степени, чем это есть на самом деле. Учет эффектов эволюции галактик повышает оценки расстояний, соответственно, понижая оценки плотности, и приводит к выводу о том, что Вселенная более открыта, чем можно было бы предположить.
Возможно, что самое яркие галактики в далеком прошлом были более тусклыми. Такая возможность вытекает из процесса «пожирания» галактик. Если галактики проглатывали своих более мелких соседей в огромном скоплении, то они должны были бы расти и с течением времени становиться более яркими. В таком случае наши оценки расстояний до далеких галактик оказались бы завышенными. Соответствующая поправка перетягивала бы чашу весов в сторону закрытой модели Вселенной.
Основной характеристикой определенного этапа эволюции галактик является частота звездообразования, а также возраст звезд, их составляющих.
Галактики по своему строению, как показали многочисленные исследования последних десятилетий, имеют сложную структуру и разновидности. Во Вселенной имеется большое число галактик, подобно нашей Галактике, в которую входит Солнечная система. В частности, исследованы спиральные галактики, обладающие дисковой подсистемой со спиральным узором. Ближайшей к Солнечной системе гигантской спиральной галактикой является Туманность Андромеды. Кроме спиральных существуют эллиплитические галактики, по своему строению и звездному скоплению подобные сферической подсистеме нашей Галактики. В них практически нет газопылевого вещества и молодых ярких звезд. Очень часто эллиптические галактики, особенно самые массивные, имеют плотные ядра, которые по своим проявлениям обычно больше и активнее ядер спиральных галактик.
Еще один тип галактик – неправильные. Их массы и светимости в десятки раз меньше, чем у Галактики. Звездный состав их подобен скоплениям в дисках спиральных галактик. Но эти звезды, а также значительные массы газопылевого вещества не образуют регулярной структуры и не обладают выраженным общим вращением. Кроме ярких молодых звезд, в неправильных галактиках имеются еще и звезды старые, менее яркие, подобные звездам сферической подсистемы Галактики, также образующие общий сферический состав. Перечисленные три типа галактик были впервые обнаружены и изучены Э. Хабблом и другими астрономами в 20-30-е гг. XX в. В последние десятилетия стали известны также галактики иных типов, не всегда укладывающиеся в первоначальную классификацию. Это относится в первую очередь к галактикам с активными ядрами и значительным радиоизлучением. В них звездная составляющая не обнаруживается; она либо вообще отсутствует, либо, что более вероятно, имеется, но незаметна на фоне огромной светимости плотного ядра.
Звезды возникали в ходе эволюции галактик.
Большинство астрономов считают, что это происходило в результате сгущения (конденсации) облаков диффузной материи, которые постепенно формировались внутри галактик. Одна из исходных предпосылок такой гипотезы состоит в том, что, как показывают инструментальные многочисленные наблюдения, «молодые» звезды всегда тесно связаны с газом и пылью. Эти звезды и диффузная материя концентрируются в спиральных ветвях галактик. Местами наиболее интенсивного звездообразования считаются массы холодного межзвездного вещества, которые называются газово-пылевыми комплексами. Наиболее изученный газово-пылевой комплекс нашей Галактики находиться в созвездии Ориона. Силы тяготения сжимают холодное газово-пылевое облако, при этом оно принимает шарообразную форму. Далее в процессе сжатия возрастает плотность и температура облака. В результате сжатия возникает будущая рождающаяся звезда (протозвезда), которая дает излучение в инфракрасном диапазоне, и поэтому рождающиеся молодые звезды обнаруживаются с помощью инструментальных наблюдений среди многочисленных источников инфракрасного излучения. Одно из основных отличий протозвезды от звезды заключается в том, что в ней еще не происходят термоядерные реакции, т. е. в ней нет основного источника энергии обычных звезд.
Термоядерные реакции начинаются, когда в процессе сжатия протозвезды температура в ее недрах станет порядка 107 К. С этого времени стадия сжатия звезды прекращается: сила внутреннего давления газа теперь уже может уравновесить силу тяготения внешних частей звезды. Стадия сжатия звезд, массы которых значительно больше массы Солнца, продолжается всего лишь сотни тысяч лет, а звезды, массы которых меньше солнечной, сжимаются сотни миллионов лет. Стадию сжатия сменяет стационарная стадия, сопровождающаяся постоянным «выгоранием» водорода. В стационарной стадии звезда находится большую часть своего существования. Таких звезд во Вселенной больше всего. Время пребывания звезды на главной последовательности пропорционально массе звезды, так как от этого зависит запас ядерного горючего, и обратно пропорционально светимости, которая определяет темп расхода ядерного горючего. А поскольку светимость звезды пропорциональна примерно четвертой степени ее массы, то массивные звезды эволюционируют быстрее. Они находятся в стационарной стадии только несколько миллионов лет, а звезды, подобные Солнцу, – миллиарды лет. Когда весь водород в центральной области звезды превратится в гелий, внутри звезды образуется гелиевое ядро. Теперь уже водород превращается в гелий не в центре звезды, а в слое, прилегающем к очень горячему гелиевому ядру. Пока внутри гелиевого ядра нет источников энергии, оно будет постепенно сжиматься и при этом еще более разогреваться. Когда температура внутри звезды превысит 1,5 X 107°К, гелий начнет превращаться в углерод с последующим образованием все более тяжелых элементов. Как показывают расчеты, светимость и размеры звезд будут возрастать. В результате обычная звезда постепенно превращается в красного гиганта, или сверхгиганта.
