Сталкивающиеся галактики - Вселенная - От плоской Земли до квазаров

Вселенная

От плоской Земли до квазаров
Главная


Земля


Солнечная система


Звезды


Галактика


Размеры Галактики


Другие галактики


Возраст Земли


Энергия Солнца


Типы звезд


Эволюция звезд


Взрывы звезд


Эволюция галактик


Удаляющиеся галактики


Наблюдаемая Вселенная


Начало Вселенной


Бомбардировка частицами


Фотоны большой энергии


Радиоастрономия


Окраины Вселенной



Сталкивающиеся галактики
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.
 
< Пред.