Строение и происхождение галактик
Галактики представляют собой гигантские скопления звезд, связанных между собой силами гравитации. Галактики содержат от нескольких миллионов до многих сотен миллиардов звезд. Наряду со звездами в состав галактик входят межзвездный газ, межзвездная пыль, космические лучи.
Первую удачную классификацию галактик по их внешнему виду предпринял Э. Хаббл в 1925 году. Он предложил относить галактики к одному из следующих трех типов: 1) эллиптические, 2) спиральные и 3) неправильные. К эллиптическим были отнесены те галактики, которые имеют вид правильных кругов или эллипсов (шаровая или эллипсоидальная форма) и яркость которых плавно уменьшается от центра к периферии. Плотность звезд в единице объема увеличивается к центру и плавно спадает от центра к краю. В большинстве эллиптических галактик очень мало газа – менее 0,1 % всей массы. Для спиральных галактик характерно наличие двух (иногда и больше) спиральных рукавов, образующих плоскую систему – «диск». Кроме диска в спиральных галактиках имеется сферическая составляющая, которая образуется объектами, располагающимися примерно сферически-симметрично вокруг центра галактики. В спиральных рукавах сосредоточено много молодых ярких звезд и светящихся газовых облаков. Количество газа в спиральных галактиках меняется от одного до пятнадцати процентов от общей массы. К неправильным галактикам отнесены объекты, у которых отсутствует четко выраженное ядро и не обнаружена вращательная симметрия. Количество газа в неправильных галактиках может доходить до 50% общей массы. Предполагается, что эллиптические галактики составляют 17%, спиральные – 80 % и неправильные – 3% от общего числа.
В последние десятилетия обнаружены звездные системы, которые не укладываются в данную классификацию. Эти галактики получили название «пекулярных». К их числу относятся, например, «компактные» галактики, обладающие высокой поверхностной яркостью, а также карликовые звездные системы с низкой светимостью.
Вопрос об образовании галактик относится к одному из сложнейших вопросов современной астрофизики. К настоящему времени имеются несколько различных моделей образования галактик. Так Я.Б. Зельдовичем была предложена конденсационная модель образования галактик в результате сжатия (конденсации) газовых сгустков (теория адиабатических возмущений). Согласно этой теории в однородной и изотропной расширяющейся Вселенной возникают бесконечно малые адиабатические возмущения (неоднородности плотности вещества), которые в процессе расширения Вселенной усиливаются. Нарастание неоднородностей приводит к образованию мощных ударных волн, сжимающих газ в плотные газовые облака с массой 1013…1015 масс Солнца. Позже эти облака в результате охлаждения и гравитационной неустойчивости распадаются на отдельные сгустки. Локальное увеличение плотности вещества оказывается стабильным, если плотность достаточно велика, т.к. в этом случае создается локальное гравитационное поле, способствующее сохранению вещества в сжатом виде. Продолжая сжиматься и теряя при этом энергию на излучение, уплотнившееся вещество в результате своей эволюции превращается в современные галактики.
Эволюция звезд
Все небесные тела можно разбить на две группы: 1) испускающие энергию – звезды и 2) не испускающие энергию – планеты, кометы, метеориты, космическая пыль.
Звезды – это гигантские раскаленные, самосветящиеся шары. По своим характеристикам звезды очень многообразны.
В числе первых характеристик звезды следует указать на ее звездную величину. Уже во II в. до н. э. александрийский астроном Гиппарх составил каталог более чем из 1000 звезд. Все звезды Гиппарх разделил на шесть групп по их блеску. Звезды с наибольшим блеском он назвал звездами первой величины, звезды с несколько меньшим блеском – звездами второй величины и т.д. Чем слабее светится звезда, тем больше число, обозначающее ее звездную величину. Гиппарх считал, что звезды находятся от нас на одинаковом расстоянии и различие в их блеске зависит от размеров звезд. Но, на самом деле, звезды расположены от нас на различных расстояниях. Поэтому звезда, имеющая большие размеры, но находящаяся на огромном расстоянии может иметь звездную величину больше, чем звезда, имеющая малые размеры и находящаяся на меньшем расстоянии. Следовательно, к действительным размерам, как и светимости (см. ниже), звездная величина не имеет прямого отношения.
Светимость звезды – величина, принятая в астрономии для выражения мощности излучения звезды в сравнении с излучением Солнца. Если светимость звезды равна двум, то это означает, что она в действительности в два раза ярче Солнца, а если ее светимость 0,5, то она в два раза слабее Солнца.
Звезды различаются и по своему цвету: от голубого до красного. Установлено, что цвет звезды соответствует температуре ее поверхности. Самые горячие звезды имеют голубоватый цвет, температура их поверхности составляет десятки тысяч градусов. У белых звезд температура около 10000 К, у желтых (в том числе нашего Солнца) – 6000 К, у красных – 3000 К. В направлении к центру звезд температура растет и в центре достигает миллионов градусов. Здесь в центре звезды генерируется энергия, излучаемая звездами в результате протекания термоядерных реакций. Главную роль здесь играет превращения водорода в гелий в результате реакций протон-протонного и углеродно-азотного циклов.
Как и светимости звезд, так и их размеры весьма разнообразны. Существуют звезды гиганты и сверхгиганты, радиусы которых в тысячи и десятки тысяч раз превосходят радиус Солнца. Радиусы звезд карликов в десятки и сотни тысяч раз меньше солнечного, а у нейтронных звезд – в сотни тысяч раз.
Меньший разброс наблюдается в массах звезд. Так две наиболее массивные звезды, образующие двойную систему, звезда Пласкетта, имеют каждая в 50 раз большую массу, чем масса Солнца, а наименьшую массу имеет спутник звезды e – Эридана (0,006 массы Солнца).
Звезды различаются друг от друга и по своему спектру. В настоящее время принята Гарвардская классификация звезд по их спектрам. При этом звезды классифицируют по их принадлежности к одному из классов спектральной последовательности: O, B, A, F, G, K, M. На основе спектрального анализа удается исследовать химический состав звезд. У большинства звезд химический состав оказывается примерно одинаковым. В основном это водород и гелий. Доля других химических элементов очень мала.
В 1905–1918 годах Э. Герцшпрунгом (Дания) и Г.Н. Ресселом (США) была установлена связь между спектральными классами и светимостями звезд (диаграмма Герцшпрунга–Рессела). На этой диаграмме по оси абсцисс откладываются спектральные классы звезд, по оси ординат – светимости звезд. Большинство звезд из окрестности Солнца на диаграмме образуют главную последовательность в виде узкой полосы, протянувшейся от левого верхнего угла диаграммы вправо вниз.
Рассмотрим основные этапы эволюции звезд. Процесс формирования звезд типа Солнца можно описать следующим образом: первичное газопылевое облако, из которого формируется звезда, имеет начальную температуру 50 К, плотность – 10-20 г/см3 и прозрачно для излучения. В процессе сжатия облака происходит быстрое увеличение плотности и температуры в его центральной области, и образуется ядро протозвезды. Постепенно масса ядра в нем увеличивается и через 20000 лет от начала сжатия температура превышает 106 К. При этом в ядре начинается процесс «выгорания» дейтерия и превращения его в гелий. После «выгорания» дейтерия во внешних слоях ядра звезды начинается медленный процесс ее гравитационного сжатия. Температура звезды практически остается неизменной, а ее радиус уменьшается. Процесс длится около 9 млн. лет. Далее происходит горение изотопов лития, бериллия, бора, температура достигает порядка 14 · 106 К и начинаются реакции превращения водорода в гелий. Перестройка звезды продолжается примерно 40 млн. лет и только потом она выходит на главную последовательность.
В 1942 году М. Шенберг и С. Чандрасекар (США) показали, что на главной последовательности звезда находится до тех пор, пока в центре звезды не образуется гелиевое ядро с массой примерно 10–20% от общей массы звезды. Для Солнца время пребывания на главной последовательности составляет около десяти миллиардов лет, а для звезды с массой в десять раз больше – 10 млн. лет.
Дальнейшая эволюция звезды существенно зависит от ее массы. Так если масса звезды составляет 1 – 1,5 массы Солнца, то при достижении предела Шенберга–Чандрасекара (времени пребывания на главной последовательности) ядро звезды за время меньше миллиона лет сжимается, а оболочка звезды расширяется. Звезда превращается в красного гиганта. Затем на протяжении нескольких десятков тысяч лет оболочка ядра (планетарная туманность) плавно расширяется. На месте звезды (ядра) остается белый карлик. Белые карлики имеют массу приблизительно равную массе Солнца, а размеры, равные примерно размерам Земли.
Если масса звезды составляет 1,5…10 масс Солнца, то конечным этапом ее эволюции будет превращение в нейтронную звезду. Вещество звезды состоит в основном из нейтронов. Остальные элементарные частицы представляют собой просто примеси в пренебрежимо малых количествах. Радиусы нейтронных звезд составляют порядка 10 км, а плотность вещества звезды достигает миллиарда тонн в кубическом сантиметре.
В том случае, если масса звезды существенно превышает массу Солнца (больше чем в 10 раз), ее завершающем этапом эволюции будет превращение в черную дыру. В этом случае при сжатии звезды (с сохранением ее массы) радиус звезды уменьшается, а сила тяготения быстро увеличивается. Из ОТО А. Эйнштейна следует, что сила гравитационного притяжения становится бесконечно большой еще до того, как радиус звезды уменьшится до нуля (гравитационный радиус). Границей черной дыры является сфера с гравитационным радиусом (горизонт). Для того чтобы преодолеть силу гравитационного притяжения и оторваться от черной дыры, надо развить скорость, превосходящую скорость света. Поэтому черная дыра ничего не выпускает наружу, при этом втягивает в себя окружающее вещество, увеличивая свои размеры. В настоящее время ведется активный поиск черных дыр во Вселенной. Видимо наиболее продуктивным является поиск черных дыр в двойных звездных системах по обнаружению рентгеновского излучения, которое должно возникать при падении газа из атмосферы звезды на поверхность черной дыры.