Вселенная

К середине 50-х годов на карте неба было отмечено почти 2000 отдельных источников космического радиоизлучения. Некоторая их часть явно вносила вклад в общее микрорадиоволновое излучение Млечного Пути. Но остальные примерно 1900 источников с этим общим излучением связаны не были. Это не были целые излучающие области, как источники радиоизлучения Млечного Пути. Наоборот, как доказал австралийский астроном Джон Болтон в 1948 г., они скорее представляли собой точечные источники — их излучение исходило из очень ограниченных областей неба.
Казалось логичным предположить, что такие радиоволны испускаются звездами, которые по той или иной причине излучают особенно сильно именно в этом диапазоне. Болтон даже назвал их радиозвездами.
Конечно, было ясно, что такие радиозвезды, если они действительно существуют, не могут быть обычными звездами: они скорее могли бы быть остатками Сверхновых. Во всяком случае, таким остатком была Крабовидная туманность — третья по мощности радиозвезда неба, а возможно, и Кассиопея А — самая мощная из них.
Беда была в том, что в первые годы существования радиоастрономии лишь очень немногие радиозвезды можно было связать с видимыми объектами или хотя бы со слабыми туманными пятнами вроде Кассиопеи А. Отчасти это объяснялось тем, что четкость изображения объекта зависит от длины волны того излучения, с помощью которою это изображение получается. Длинноволновое излучение дает размытое изображение. Микрорадиоволны, грубо говоря, в 400 000 раз длиннее световых волн, благодаря которым мы обычно видим звезды, и «изображение», получаемое с их помощью, соответственно расплывается. В результате изучать небо с помощью микрорадиоволн — это почти то же, что рассматривать его через сильно расфокусированный оптический инструмент. Вместо резкой точки видно туманное пятно — как же найти в этом тумане точку, которую мы пытаемся увидеть?
Радиоастрономам приходится по мере возможности определять положение своего радиоисточника в каком-то достаточно малом участке неба — малом для невооруженного глаза, но гигантском для мощного телескопа, — а потом с помощью оптических наблюдений пытаться установить, нет ли где-нибудь на этом участке чего-нибудь подозрительного. Если это что-то обнаруживается, то предпринимаются всяческие попытки сделать микро радиоволновое «изображение» более резким и посмотреть, куда при этом нацелится радиотелескоп. По мере того как радиотелескопы становились все крупнее, а приемники радиоизлучения — все чувствительнее, это стало получаться значительно лучше.
Но постепенно у астрономов начала вызывать сомнения сама идея радиозвезд. Как бы ни уточнялось положение радиозвезд, все равно, за исключением очень незначительного числа случаев, их не удавалось отождествить ни с какими видимыми объектами в пределах нашей Галактики. Хуже того: чем больше обнаруживалось радиозвезд, тем яснее становилось, что они распределяются по небу очень равномерно, в то время как все объекты внутри нашей Галактики, начиная от обыкновенных звезд и кончая остатками Сверхновых, тяготеют к плоскости Млечного Пути. А единственные видимые объекты, распределенные по небу равномерно, — это галактики Так, может быть, радиозвезды — это галактики? Может быть, следует говорить не о радиозвездах, а о радиогалактиках?
Первый реальный шаг вперед в этом направлении был сделан в связи со вторым по силе радиоисточником который называется «Лебедь А». Микрорадиоволновое излучение, приходящее откуда-то с этого направления, было замечено еще Ребером в 1944 г. а в 1948 г Болтон установил, что Лебедь А —одна из радиозвезд. Собственно говоря, это был первый объект, положение которого Болтону удалось определить с точностью, достаточной для того, чтобы иметь право так его назвать. К 1951 г. участок неба, в котором мог находиться Лебедь А, был сведен к площадке примерно в одну квадратную секунду дуги. Теперь оставалось найти что-нибудь в этом квадрате.
Бааде изучил его с помощью 200-дюймового телескопа и обнаружил в нем галактику странной формы. При ближайшем рассмотрении было решено, что это не одна деформированная галактика, а две, причем их ядра находились в тесном контакте.
Объяснение казалось бесспорным —столкновение двух галактик. Со звездами случались катастрофы, приводившие, как, например, в Крабовидной туманности, к мощному микрорадиоволновому излучению, и точно так же могли происходить еще более колоссальные катастрофы галактических масштабов, приводившие к еще более мощному излучению микрорадиоволн.
Казалось очевидным, что в сталкивающихся галактиках действительно происходят процессы чудовищных масштабов. Когда, наконец, удалось получить видимый спектр Лебедя А (задача нелегкая ввиду его чрезвычайной слабости), в этом спектре были обнаружены линии многократно ионизованных атомов — линии, которые говорили о чрезвычайно высоких температурах. (Бааде поспорил с Минковским на бутылку виски, что будет именно так, — и выиграл пари.)
Немедленно возникло подозрение, что все или почти все так называемые радиозвезды — в действительности сталкивающиеся галактики, и были предприняты поиски других таких случаев, да и вообще любых пекулярных (от латинского слова pecularis), т. е. странных галактик— с какими-нибудь отклонениями в форме или строении, которые могли бы означать, что там в огромных масштабах происходит что-то необычное.
Таких галактик было обнаружено много. К настоящему времени отождествлено с видимыми объектами более сотни радиогалактик, и многие из них оказались более чем странными. Например, галактика NGC5128 — шаровидная галактика с широкой полосой пыли, протянувшейся через ее середину. Высказывалось предположение, что и это, возможно, тоже сталкивающиеся галактики и что мы видим с ребра спиральную галактику (так что пыль ее ветвей закрывает ее центр), которая прокладывает себе путь сквозь шаровидную галактику.
Астрономы высчитали вероятность столкновения галактик и пришли к выводу, что она куда выше, чем вероятность столкновения звезд. Солнце, например, имеет в диаметре 1 390 000 км и находится от своей ближайшей соседки на расстоянии в 40 000 000 000 000 км. Если считать это типичным случаем, то среднее расстояние между звездами более чем в 30 000 000 раз превышает их диаметр. Поэтому гораздо более вероятно, что бесцельно блуждающая звезда пройдет по пустому пространству между звездами, а не угодит в относительно крохотное тело — другую звезду.
С другой стороны, диаметр нашей Галактики составляет 100 000 световых лет, а наша ближайшая соседка, галактика Андромеды, находится от нас на расстоянии в 2 300 000 световых лет. Если считать это типичным случаем, то среднее расстояние между галактиками оказывается примерно в 20 раз больше их диаметра. Пространство гораздо гуще населено галактиками, чем галактики— звездами, и соответственно столкновения между галактиками гораздо вероятнее столкновений между звездами.
После открытия сталкивающихся галактик в Лебеде было подсчитано, что в нашей части Вселенной на миллиард галактик должно приходиться по пять сталкивающихся пар и что в скоплениях галактик столкновения должны случаться еще чаще. В скоплении из 500 галактик в созвездии Волосы Вероники, согласно расчетам, в каждый данный момент должно происходить по крайней мере два столкновения и каждая галактика в нем на протяжении своего существования должна пережить по нескольку столкновений.
Разумеется, когда галактики сталкиваются и проходят друг сквозь друга, не может быть и речи о массовых столкновениях звезд. Расстояния между звездами чрезвычайно велики по сравнению с их собственными размерами, и когда одна галактика проходит через другую, можно не опасаться, что какие то звезды одной из них столкнутся со звездами другой. Однако пылевые облака одной из них почти непременно столкнутся с пылевыми облаками другой и пройдут друг сквозь друга, возможно, именно это и служит непосредственным источником микроволнового излучения.
Это предположение в известной мере подтверждается фактами когда положение радиоисточника в Лебеде было определено еще точнее, оказалось, что микрорадиоволны исходят не из свободных от пыли ядер, находящихся в процессе столкновения, а из двух точек, расположенных далеко по сторонам от этих ядер, — очевидно, из спиральных рукавов, где сконцентрирована пыль.