Строение и эволюция солнечной системы

2.4.6. Столкновение  галактик

Галактики представляются нам совершенно неизменными и стабильными объектами, но на самом деле их жизнь полна  движения. Вселенная же подобна гигантскому  перекрестку, на котором отключили  светофоры. Правда, здесь многочисленные столкновения галактических объектов не разрушают их, а лишь способствуют эволюции галактик.

 Спиральная галактика  Водоворот (M51, NGC 5194/95). Ее ярко  выраженная спиральная структура,  по-видимому, возникла из-за гравитационного  влияния меньшей галактики NGC 5195 (справа), свет которой частично  заслоняется пылью на конце  спирального рукава M51.

 

 

 

 

 

 

Изучение галактик началось, как  это обычно бывает, с попытки систематизировать  их по внешнему виду. Так возникла знаменитая хаббловская классификация, о которой речь пойдет позже. Но когда в 50-х годах прошлого века астрономы стали пристально изучать галактики, расположенные близко друг к другу, выяснилось, что многие из них имеют весьма необычный, или, как говорят, пекулярный, вид. Иногда, даже одиночные, они выглядят настолько «непрезентабельно», что их невозможно пристроить ни в одно место приличной во всех отношениях хаббловской последовательности. Часто они как бы протягивают друг другу руки — тонкие звездные перемычки — или выбрасывают в противоположные стороны длинные закрученные хвосты. Такие галактики стали называть взаимодействующими. Правда, их тогда наблюдалось не более 5% от числа нормальных объектов, и потому редко встречающиеся уродцы долгое время не привлекали особого внимания.

Одним из первых всерьез занялся  их изучением Б.А. Воронцов-Вельяминов. С его легкой руки одна из самых  необычных пар NGC 4676 получила название сначала Играющие Мышки, а потом  и просто Мышки. Под таким прозвищем  она и фигурирует теперь в серьезных  научных статьях. Есть и другие интересные экземпляры пекулярных объектов, больше известные под своими «партийными  кличками», чем под паспортными  данными каталогов — Антенны (NGC 4038/39), Атом Мира (NGC 7252), Водоворот (M 51 или NGC 5194/95).

Как влияет гравитация на внешний  вид галактик, легче всего понять на примере тех объектов, у которых  есть хвосты и перемычки. Вспомним, как Луна заставляет «вспучиваться» земной океан с двух противоположных  сторон. Из-за вращения планеты эти  приливные волны бегут по земной поверхности. Точно так же у дисковой галактики при сближении с  другой галактикой возникают приливные  горбы, вытянутые как в направлении  возмутителя спокойствия, так и  в противоположном. Позже эти горбы закручиваются в длинные хвосты из звезд и газа из-за дифференциального вращения: периоды обращения звезд вокруг центра галактики растут с удалением от центра. Подобную картину удалось воспроизвести в компьютерных экспериментах, когда астрономы занялись численным моделированием гравитационного взаимодействия галактик.

Галактики Мышки (NGC 4676). Одна из самых знаменитых пар взаимодействующих галактик. Приливные силы вызвали у них образование длинных и тонких хвостов.

 

 

 

 

 

Настоящий прорыв в исследованиях  обеспечил космический телескоп «Хаббл». Одна из реализованных на нем исследовательских программ состояла в длительном — до 10 суток подряд — наблюдении двух небольших участков неба в Северном и Южном полушариях неба. Эти снимки получили название Глубоких полей «Хаббла». На них видно огромное количество далеких галактик. До некоторых из них больше 10 миллиардов световых лет, а значит, они на столько же лет моложе ближайших соседей нашей Галактики. Результат исследований внешнего вида, или, как говорят, морфологии далеких галактик, оказался ошеломляющим. Если бы Хаббл имел под рукой только изображения галактик из Глубоких полей, вряд ли он построил бы свой знаменитый «камертон». Среди галактик с возрастом около половины возраста Вселенной почти 40% объектов не укладываются в стандартную классификацию. Значительно больше оказалась и доля галактик с явными следами гравитационного взаимодействия, а значит, нормальные галактики должны были в молодости пройти через стадию уродцев. В более плотной среде ранней Вселенной столкновения и слияния оказались важнейшим фактором эволюции галактик.

Посмотрим, что происходит при слиянии  двух примерно одинаковых галактик дискового  типа. Их звезды практически никогда  не сталкиваются — слишком велики расстояния между ними. Однако газовый диск каждой галактики ощущает приливные силы, обусловленные притяжением соседки. Барионное вещество диска теряет часть углового момента и смещается к центру галактики, где возникают условия для взрывного роста скорости звездообразования. Часть этого вещества поглощается черными дырами, которые тоже набирают массу. В заключительной фазе объединения галактик черные дыры сливаются, а звездные диски обеих галактик теряют былую структуру и рассредоточиваются в пространстве. В итоге из пары спиральных галактик образуется одна эллиптическая. Но это отнюдь не полная картина. Излучение молодых ярких звезд способно выдуть часть водорода за пределы новорожденной галактики. В то же время активная аккреция газа на черную дыру вынуждает последнюю время от времени выстреливать в пространство струи частиц огромной энергии, подогревающие газ по всей галактике и тем препятствующие формированию новых звезд. Галактика постепенно затихает — скорее всего, навсегда.

Галактики неодинакового калибра  сталкиваются по-иному. Крупная галактика  способна поглотить карликовую (сразу  или в несколько приемов) и  при этом сохранить собственную  структуру. Этот галактический каннибализм  тоже может стимулировать процессы звездообразования. Карликовая галактика  полностью разрушается, оставляя после  себя цепочки звезд и струи  космического газа, которые наблюдаются  как в нашей Галактике, так  и в соседней Андромеде. Если же одна из сталкивающихся галактик не слишком превосходит другую, возможны даже более интересные эффекты.

 

2.5. Квазары

Квазары – самые далекие из тех  космических объектов, которые можно  наблюдать с Земли. По причине  невероятной светимости, их можно  наблюдать на расстоянии в 10 млрд лет. Самая удивительная особенность этих объектов в том, что они небольшие по размеру, но выделяют поистине чудовищную энергию во всех областях спектра электромагнитных волн, особенно в инфракрасной области.

Слово квазар образовано из слов QUAsi stellAR – псевдозвездный. Глядя в телескоп на эти светящиеся точки, можно принять их за звезды. Но звездами они не являются. Это – некий светящийся радиоисточник в чистом виде.

По своим свойствам эти псевдозвездные радиоисточники похожи на активные ядра галактик. Многие астрофизики считают, что светимость этих объектов поддерживается не термоядерным путем. Энергия квазаров – это гравитационная энергия, которая выделяется за счет катастрофического сжатия, происходящего в ядре галактики.

 

Впрочем, гипотез и предположений  относительно природы этих объектов существует множество.

Наибольшей популярностью на сегодняшний  день пользуется гипотеза, согласно которой  квазар является огромнейшей черной дырой, которая втягивает в себя окружающее пространство. По мере приближения  к черной дыре, частицы разгоняются, сталкиваются между собой – и  это приводит к мощнейшему радиоизлучению. Если у черной дыры есть и магнитное поле, то оно к тому же собирает частицы в пучки – так называемые джеты – которые разлетаются от полюсов. Другими словами, то сияние, которое наблюдают астрономы – это все, что остается от галактики, погибшей в черной дыре.

По другим версиям, квазары –  это молодые галактики, процесс  появления на свет которых мы наблюдаем.

Некоторые из ученых предполагают, что, да, квазар – это молодая галактика, но которую пожирает черная дыра.

 

Как бы там ни было, астрофизики  очень тесно связывают существование  квазаров и судьбу галактик.

Следовательно, встреча с квазаром ничего хорошего не предвещает, так  что нам остается только порадоваться тому, что ближайший из них, ЗС 273, находится на расстоянии 2 млрд световых лет.

Квазары, как уже говорилось, самые  далекие из наблюдаемых объектов. И, соответственно, самые древние. Благодаря  квазарам мы можем видеть Вселенную  такой, какой она была от 2 до 10 млрд лет назад. Открытие квазаров в 1963 году оказало существенное влияние на космологию, на разработку теорий о возникновении Вселенной.

 

Квазары – одна из самых больших  загадок, которые природа поставила  перед человеком. И если решение  этой загадки будет найдено –  быть может, человек познает, к тому же, новые способы превращения  материи и добычи энергии.

 

2.6. Сверхновые звезды

Сверхноовые звёзды — звёзды, блеск которых при вспышке увеличивается на десятки звёздных величин в течение нескольких суток. В максимуме блеска сверхновая сравнима по яркости со всей галактикой, в которой она вспыхнула, и даже может превосходить её. Например, светимость сверхновой SN 1972E в ~ 13 раз превышала интегральную светимость своей родной галактики NGC 5253. Поэтому сверхновые можно регистрировать из очень далёких галактик вплоть до красных смещений z ~ 1 (~ 1000 Мпк), и даже больше. Во время вспышкисверхновой выделяется энергия порядка 10⁵⁰ — 10⁵¹ эрг

 

 

Сверхновая SN 1994D в галактике NGC 4526 (яркая точка в нижнем левом углу)

 

Сверхновые I типа

Теоретическую модель сверхновых типа Ia в 1960 году разработали британский астрофизик Фред Хойл и американский физик-ядерщик Уильям Фаулер. Несколько позднее большой вклад в понимание их природы внес астроном из ГАИШ Юрий Псковский. С тех пор модель не раз совершенствовали, но в своей основе она так и не изменилась.

 «Взрывчаткой» для SN Ia служат белые карлики, легкие, но очень плотные звезды, потерявшие способность сжигать ядерное топливо. Чем тяжелее звезда, тем сильнее она может разогреть свою центральную зону. Звезды с массой не более восьми солнечных способны накалиться лишь до температуры, достаточной для образования углерода и кислорода. Затем звезда прекращает термоядерный синтез и сбрасывает внешние слои, содержащие более легкие элементы — водород и гелий. Остается остывающее кислородно-водородное ядро, по массе примерно равное Солнцу, но в сто раз меньшее по диаметру. Это и есть белый карлик.

Судьба одиночного белого карлика — медленное умирание. А вот при наличии обычной звезды-компаньона с сильно раздутой атмосферой карлик начинает увеличивать собственную массу, отсасывая своим тяготением ее вещество. Однако он способен сохранять устойчивость лишь в определенных границах. Вещество белого карлика — это атомные ядра, погруженные в газ, образованный обобществленными (как говорят физики, вырожденными) электронами.

Давление этого газа противостоит силе тяготения лишь до тех пор, пока масса карлика остается меньше предела  Чандрасекара (1,4 массы Солнца). По его достижении карлик сжимается, его недра быстро разогреваются, и там начинаются высокотемпературные термоядерные реакции, приводящие к образованию железа и его соседей. Поскольку радиус карлика очень невелик, процесс ядерного горения распространяется по направлению к его поверхности. Это не детонация, а именно сгорание, не сопровождающееся возникновением ударных волн (такой процесс называется дефлаграцией). Фронт дефлаграции порождает волны давления, направленные к поверхности звезды и буквально разрывающие ее изнутри. Звезда мгновенно превращается в расширяющееся облако плазмы, нагретое до миллиардов градусов.

Эта модель хорошо согласуется с  астрономическими наблюдениями. Легко  понять, почему типичные представители  семейства SN Ia не слишком различаются по абсолютной яркости: они рождаются из звезд с примерно одинаковой массой (правда, для точной калибровки их светимости приходится принимать в расчет форму световых кривых). Понятно также, почему в их спектрах отсутствуют линии водорода: его у белых карликов просто нет. Модель дефлаграции хорошо объясняет и начальную фазу свечения (подскок и быстрый спад), и наличие спектральных линий многих тяжелых элементов.

А в чём причина экспоненциального  падения яркости? Гибнущий карлик порождает  радиоактивный никель-56, который  переходит в радиоактивный кобальт-56, а тот — в стабильный изотоп железа (сверхновые этого типа как раз и служат космическими железоделательными фабриками). В ходе распада кобальта генерируется гамма-излучение, которое нагревает остатки взорвавшейся звезды и заставляет их интенсивно светиться в рентгеновском и видимом диапазонах. Период полураспада кобальта — 77 суток, и его концентрация падает именно на 1% в сутки.

Рождение  сверхновой типа II

Сверхновые типа II рождаются иначе. Их типичные предшественники — молодые звезды (более десяти солнечных масс), преимущественно обитающие в рукавах спиральных галактик. В финале короткой (несколько миллионов лет) жизни такой звезды у нее образуется железное ядро. Это ядро, как луковица чешуей, покрыто слоями кремния и других легких элементов и заключено в водородную оболочку. Если в окрестностях ядра продолжаются процессы термоядерного синтеза, его масса растет и достигает предела Чандрасекара. Поскольку железо не способно к термоядерному горению, ядро звезды под давлением вышележащих слоев сжимается со скоростью, составляющей до 20% световой. Электроны прижимаются к ядрам атомов железа и, образно говоря, сливаются с протонами, превращаясь в нейтроны и нейтрино. Нейтрино покидают звезду, унося с собой энергию и охлаждая сердцевину звезды, давление ее вещества падает, отчего темп сжатия только возрастает. Это происходит за считаные секунды, поэтому внешние слои звезды не успевают ничего почувствовать.

 

Предшественники сверхновых типа II — молодые звезды с массой более десяти солнечных, преимущественно обитающие в рукавах спиральных галактик. Они живут всего несколько миллионов лет, после чего у них образуется железное ядро, которое, как луковица чешуей, покрыто слоями кремния и других легких элементов и заключено в водородную оболочку. Изображение: «Популярная механика»

 

На этой стадии возможны два сценария. Звезды с массой от 20 до 100 солнечных масс коллапсируют полностью и дают начало черным дырам (порой даже без вспышки, то есть без рождения сверхновой). У звезд в диапазоне 10–20 солнечных масс образуются несжимаемые ядра из нейтронной материи, плотность которой в 100 трлн раз превышает плотность воды. Внешние слои звезды под действием тяготения обрушиваются на ядро и «отскакивают» от него со скоростью в десятки тысяч километров в секунду. Поскольку эта скорость значительно превышает скорость звука в звездном веществе, образуется ударная волна, буквально разрывающая звезду изнутри. Это уже настоящий взрыв — не дефлаграция, а детонация. По всей вероятности, ему помогают так называемые тепловые нейтрино, приходящие из нейтронного ядра, нагретого до сотен миллиардов градусов (их не следует путать с нейтрино первой волны, появившимися на свет в процессе нейтронизации ядра). Согласно модельным вычислениям, они уносят порядка 10⁴⁶ джоулей энергии. Плотность вещества звезды столь высока, что даже всепроникающие нейтрино частично (примерно 1%) поглощаются и нагревают внешние слои, увеличивая силу взрыва. От звезды остается деформированный нейтронный шар радиусом в несколько километров, окруженный разлетающимся облаком светящейся плазмы.