![](/user_photo/_userpic.png)
книги из ГПНТБ / Иноземцев, Г. Г. Незатылованные шлицевые червячные фрезы-1
.pdfот галактики с z =0,2, и спущено около 2 • 109 лет назад, когда галатика могла иметь иную светимость). Последние определения [25J q0 этим методом дают
q0= 0,95 ± 0 , 4 . |
(1.36) |
Таким образом, q0 оказывается как раз вблизи границы водо раздела между разными фридмановскими моделями, и большая погрешность в определении q0 делает этот выбор крайне ненадеж ным. Использование же источников, находящихся в среднем на существенно больших г, где эффекты кривизны сильнее, невоз можно без знания эволюции источников. Эффекты эволюции извле каются из наблюдений квазаров и радиогалактик пока лишь в не известном сочетании с эффектами кривизны; выделение вклада кри визны станет возможным лишь при детально разработанной физи ческой теории этих источников.
Другой метод определения типа модели заключается в прямом сравнении р0 с р с . Величина р с дается формулой (1.21) и при су ществующей неопределенности (1.3а) в значении Я 0 :
0 , 5 - 1 0 - 2 9 < р с < 2 - 1 0 - 2 9 г/см3. |
(1.37) |
Для вычисления плотности вещества, содержащегося в галактиках, определяют функцию светимости галактик (распределение галактик по светимостям), а затем при известном для галактик каждого типа отношении массы к светимости находят р0 . Многочисленные работы этого рода дают сильно различающиеся результаты; наиболее упот ребительно значение [115] [для Н0 = 75 км/(сек-Мпс)\
р 0 « 5 - 1 0 - 3 1 г/см3, . |
(1.38) |
хотя оно, возможно, несколько занижено. В любом случае результат оказывается значительно ниже (1.37).
Между тем в любых возможных предположениях об образова нии галактик трудно допустить, чтобы все вещество сконденсирова лось в галактики, не оставив межгалактической диффузной среды. Рассмотрим, какую информацию о ней предоставляют наблюдения.
Г. М Е Ж Г А Л А К Т И Ч Е С К И Й Г А З
Многолетние поиски межгалактического газа пока не увенчались успехом. Имеются лишь многочисленные косвенные указания на его
существование и ряд ограничений на параметры газа. |
Перечислим |
|||
вкратце основные результаты (более подробные данные |
приведены |
|||
в обзорах [120, 120а]). |
|
|
|
|
Нейтральный |
межгалактический газ, |
Отсутствие |
депрессии |
|
в спектре квазаров с z ^ |
2 с коротковолновой стороны линии Lya |
|||
означает, что концентрация нейтрального водорода |
|
|||
n , ( 2 |
= 2 ) < 3 |
. 1 0 - 1 2 ( l + 2Q)1 /2 |
-^см-\ |
(1. 39) |
48
Ввиду отсутствия заметного фотоэлектрического поглощения мягкого фонового рентгеновского излучения концентрация нейтраль ного гелия должна удовлетворять условию
%е.< |
\0-^см~3. |
(1.40) |
Этот предел примерно вдвое выше, если гелий однократно ионизиро ван.
Ионизированный межгалактический газ. Ионизация и нагрев межгалактического газа могут осуществляться взрывами радио галактик [122, 123] или фоновым ультрафиолетовым и рентгенов-
Рис. 13. Полные потери энергии при излучении |
горя |
чего газа с нормальным содержанием тяжелых |
эле |
ментов (сплошная линия) и для смеси Н и |
10% |
(по числу |
атомов) Не (штриховая лния). Жирными |
участками |
отмечены области тепловой устойчиво |
|
сти [120]. |
ским излучением (см. гл. 6). Согласно работе [121], температура газа Т < 3 • Ю6 0 К для Q > 1, так как в противном случае его тор мозное излучение превысит наблюдаемое рентгеновское излучение.
Потери горячего газа в результате излучения показаны на рис. 13 [120]. Подобные расчеты излучения газа и их сопостав ление с наблюдаемым рентгеновским излучением проделаны в ра
боте [124]. |
Учет неоднородной структуры газа [120] сильно влияет |
на выводы, |
относящиеся к предполагаемым параметрам газа. |
Наблюдаемое рентгеновское излучение от скопления Coma [20] можно интерпретировать как излучение облаков межгалактического
газа со средней плотностью р > р0 . Как отмечалось в § 1.1, |
пре |
|
делы возможных параметров облаков газа в этом |
случае доволь |
|
но узкие [21]. |
|
|
Таким образом, имеющиеся в настоящее время |
наблюдательные |
|
данные не противоречат существованию межгалактического |
газа |
со средней плотностью, превосходящей плотность галактик (1.38), но прямые доказательства этого пока отсутствуют.
49
§ 1.5.
ПРОИСХОЖДЕНИЕ И ЭВОЛЮЦИЯ ГАЛАКТИК
В § 1.1 при описании принципиальных свойств наблюдаемой Вселенной указано, как это обычно и делается в книгах по космо логии, что Метагалактика имеет структуру (галактики и их скопления) только в малых масштабах, а в больших практически бесструктурна, близка к однородной и изотропной. Не следует за бывать, что одинаково важны обе половины этого утверждения, а не только вторая. Существование на приблизительно однородном космологическом фоне конденсированных форм материи в виде га
лактик различных |
типов |
является столь |
принципиальной осо |
|||
бенностью |
Метагалактики, |
что |
никакая |
космологическая теория |
||
не может |
обойти |
ее, не указав |
механизма образования |
галактик |
||
и не объяснив количественно их основные параметры. С |
решением |
проблемы происхождения галактик обоснованно связываются надеж ды проникнуть в сущность фундаментальных процессов Вселенной.
Астрономические наблюдения в сочетании с теорией внутренне го строения и эволюции звезд дают возраст самых старых звезд
нашей Галактики, не превосходящий |
(10-f-15) • 109 лет. Практи |
||
чески к тому же результату приводит простейшая оценка, |
основан |
||
ная на хаббловском законе красного |
смещения: время, |
протекшее |
|
с начала взаимного удаления систем галактик, равно Н~1 |
ж 18 |
• 109 |
|
лет. Это совпадение не случайно: оно показывает, что галактики |
об |
разовались на какой-то стадии расширения Метагалактики, когда ее плотность была много больше современной средней плотности, а физические условия сильно отличались от сегодняшних. Следо вательно, вопросы образования галактик тесно переплетаются с проблемами структуры, динамики и эволюции всей Метагалак
тики. Бурное развитие в последние годы релятивистской |
космо |
||
логии и релятивистской астрофизики |
позволило вплотную подойти |
||
к решению этих труднейших проблем естествознания. |
|
||
Как |
отмечалось в § 1.1, степень |
неоднородности бр/р = |
(р — |
<Р>)/<Р> |
растет с уменьшением масштаба. У галактик средняя |
плот |
ность отличается от «размазанной» по пространству плотности их
материи <р>, равной |
5 • 10~31 г/см3, согласно формуле (1.38), |
|
в 106—3 • 107 |
раз. Это означает, что когда характерные размеры рас |
|
ширяющейся |
Вселенной |
были в 102—3 • 102 раз меньше современ |
ных, галактики не имели своей индивидуальности, а были «раство рены» (кроме, может быть, их ядер) в однородном фоне. В более далеком прошлом степень неоднородности следует ожидать еще мень шей. Однако она не могла быть исчезающе малой. Какие-то исход ные «зародышевые» неоднородности необходимы, чтобы, возвра щаясь в настоящее, можно было получить наблюдаемую картину галактик и их скоплений.
Следовательно, теория образования галактик в первую очередь должна выяснить: 1) физическую природу исходных возмущений;
50
2) механизм их перехода в галактики с указанием основных пара метров галактик (массы, углового момента, дисперсии хаотических скоростей, крупномасштабного магнитного поля) и основных пара метров скоплений галактик; 3) происхождение исходных возму щений.
Вопрос о возникновении галактик перерос в важную физичес кую проблему, особенно в связи с последним пунктом. Вслед, за статьей [125], ставшей классической, во многих работах дока
зано, |
что упомянутые «зародышевые» |
неоднородности |
должны |
|||
сопровождаться |
конечными (не |
исчезающими |
при t - v 0) |
возмуще |
||
ниями |
метрики. |
Маловероятно, |
чтобы |
эти |
возмущения |
возникли |
из элементарного «теплового шума» (термодинамических |
флуктуа |
ции). Если же начальные возмущения представляли определенную структурность с нетепловым спектром, ее природа и происхожде ние были неотделимы от физических свойств ранней Вселенной как целого, о которых по существу почти ничего не известно. Тем самым, решение вопроса о происхождении галактик хотя бы в общих чер тах будет содержать и принципиальную космологическую инфор мацию.
В этой связи представляет интерес исследование максимальноширокого класса пространственных возмущений, способных при вести к современной неоднородной Вселенной. Подробный анализ природы и ранней эволюции этих возмущений содержится в моно графии [66] и обзорах [126, 127]. По-видимому, все возможные возмущения сводятся к следующим основным типам: А) полной плотности (или давления) и соответствующих потенциальных ско ростей; Б) состава (в том числе энтропии; барионного заряда; электрического заряда, токов и соответствующих магнитных по лей); В) вихревой скорости.
Хотя эти возмущения могли длительно сосуществовать (как «изначально», так и в результате порождения одних другими), вряд, ли они играли равноправную роль в формировании наблюдаемых структур. Различия в представлениях об образовании галактик ос нованы на априорном предпочтении того или иного типа исходных возмущений. Такое положение, конечно, возможно лишь постоль ку, поскольку игнорируются те или иные требования к теории, вы текающие из обширного фактического материала. Поэтому, схема тически очертив различные подходы к теории образования галак тик, мы укажем и на трудности, с которыми они сталкиваются при попытке интерпретировать наблюдаемые явления.
А . Э В О Л Ю Ц И Я А Д И А Б А Т И Ч Е С К И Х В О З М У Щ Е Н И Й В О Ф Р И Д М А Н О В С К О Й К О С М О Л О Г И Ч Е С К О Й М О Д Е Л И
В мировой литературе до последнего времени наибольшее внима ние уделялось гипотезе о происхождении галактик из адиабати ческих или энтропийных возмущений. Поэтому мы сконцентрируем внимание на изложении эволюции именно этого типа возмущений.
51
Эволюция адиабатических возмущений (флуктуируют одновре менно плотности излучения рг и вещества рт при постоянной удель ной энтропии) и энтропийных, или изотермических возмущений (флуктуирует только р т при 8ТГ = 0, т. е. удельная энтропия) рассмотрена многими авторами и суммирована в цитированных выше обзорах. Она определяется конкуренцией между ростом под действием гравитационной неустойчивости и затуханием за счет диссипативных процессов. Темп того и другого зависит от масштаба возмущений и, кроме того, различен на интервалах, разделенных двумя переломными моментами, предшествующими обособлению неоднородностей от расширяющегося фона.
Первый |
перелом |
приходится |
на момент te |
та 3 • 103Q~2 лет |
||||||
(красное смещение zeq та 2 • 104 Q), когда |
выполнялось |
равенство |
||||||||
Pm = |
Pr ~ Ю - 1 6 Qi г/см3, |
а температура |
в этом |
случае |
Teq та |
|||||
та 7 • 104Й° |
К. Второй перелом |
связан |
с началом |
рекомбинации |
||||||
водородной |
плазмы |
(trec |
та 2 |
• 10Б Q - 1 / 2 |
лет, zrec |
та 1,5 • 103, |
||||
р г е с |
« 3 • Ю - 2 0 г!см3, |
Ттес |
та 4 • 103° К). |
|
|
|
|
|||
Характер |
роста |
возмущения |
в зависимости |
от его |
масштаба |
определяется соотношением между массой возмущения и так назы
ваемой джинсовской |
массой |
M |
J , B |
которой градиент давления урав |
||||
новешен |
гравитационной |
силой. При pr > р т давление |
определя |
|||||
ется радиацией и Mj та 3 • 101 5 Q"2 |
(t/teq)3/2 |
М®, по порядку ве |
||||||
личины |
совпадая с массой, |
содержащейся внутри |
космологи |
|||||
ческого |
горизонта. |
При teq<^t<i |
trec |
имеем Mj = const та |
||||
та 3 • 1O15 Q~2 M0. Начиная |
с t = trec среда становится |
прозрачной |
||||||
для излучения и Mj (trec |
+ |
0) резко |
падает до 105 Q- 1 ^2 |
М&, буду |
чи теперь определяемой только давлением газа, которое много мень ше радиационного.
При t < teq |
возмущения |
всех масс |
М > Mj монотонно рас- |
|||||||
стут |
f(бр/р ос t] вследствие гравитационной неустойчивости. Это |
|||||||||
относится и к типичной галактической |
массе (М ~ |
1О1ОЛ10), пока |
||||||||
ее размеры больше |
горизонта. Но при t > OfiQ'2/3 |
лет эта масса, |
||||||||
«ныряя» под горизонт, |
оказывается меньше джинсовской, и адиа |
|||||||||
батические возмущения |
бр/р могут лишь осциллировать как звуко |
|||||||||
вые волны. В адиабатическом |
приближении их амплитуда |
постоян |
||||||||
на при t < teq и уменьшается |
как t'1/6 |
при t > teq. Лишь после |
||||||||
рекомбинации, |
когда Mj резко |
падает, рост таких |
возмущений |
|||||||
снова |
оказывается |
возможным. |
Теперь бр/р растет как |
(t/trec)2/3t |
||||||
и чтобы неоднородность успела |
вырасти до единицы, |
например, |
||||||||
к z та 10, необходимо |
«рукой» |
задать |
на момент |
trec |
амплитуду |
|||||
(бр/р) |
та 1 %. |
Существенно |
большие |
неоднородности |
плотности |
(или соответственно потенциальные скорости, большие чем 10 км/сек) приведут к обособлению объектов со средней плотностью, превышаю щей наблюдаемую у нормальных галактик.
Изложенную простую картину эволюции адиабатических воз мущений в галактики существенно осложняет диссипативное зату хание возмущений. Для адиабатических возмущений основной вклад в затухание вносит диффузия квантов из областей повышенного
52
давления. В линейной теории к моменту trec экспоненциально затухают возмущения вплоть до М т 1O12Q~5/4A10. При учете затяж ного хода рекомбинации, в течение которой возмущения постепен но становятся прозрачными, затухание распространяется на еще большие массы до М х- 5 • 101 3 Q~'/2 УИ0 [128] (аналогичное зна чение получено в работе [129] численным интегрированием). Этот результат приводит к большим трудностям тех вариантов теории адиабатических возмущений, по которым вначале проис ходит обособление галактик, а затем формирование скоплений (см., например, работу [130]).
Действительно, в результате затухания возмущений столь больших масс, как 1О1 4 М0, амплитуда адиабатических возмущений
в |
масштабах |
галактических |
касс |
может |
стать |
меньше, |
чем в |
масштабах |
наибольших скоплений галактик. В принципе |
раньше |
|||||
всего могли бы гравитационно обособиться от фона |
неоднородности |
||||||
самых больших масс с М > |
Mj (trec |
— 0), рост которых никогда |
|||||
не |
подавлялся затуханием и |
не сменялся |
осцилляциями. |
В этом |
случае теории предстоит объяснить, почему средняя плотность скопления галактик резко падает с размером скопления, а у самих галактик почти одинакова независимо от массы [131]. Существо вание сверхскоплений (скоплений второго порядка) (см., напри мер, [132]), создают дополнительную трудность для гипотезы о более раннем обособлении возмущений наибольших масс.
Независимо от хода спектра возмущений в области наибольших масс образование галактик приходится рассматривать, ввиду диссипативного затухания возмущений галактических масштабов, как результат дробления гораздо больших масс, чем у галактик.
Очень трудным местом в теории адиабатических возмущений оказывается объяснение вращения галактик и их групп. Согласно данной идее, развитой в работе [133], угловой момент галактик приобретен на догалактической стадии в результате приливного гравитационного взаимодействия с окружающими протогалактиками. Расчеты [133] дают для углового момента Галактики J « 2 • 1073 г • см?!сек, что в 6—10 раз меньше наблюдаемого зна чения. В работах [134—1371 показано, что действительное расхож дение расчетной и наблюдаемой величин углового момента должно быть еще большим. Основные критические аргументы состоят в сле дующем.
1. Форма возмущений не вычислялась в работе [133] самосог ласованным путем, а произвольно предполагалась дисковой*. В результате квадрупольный момент, приписанный протогалактике, оказался много больше индуцируемого приливными силами.
* В работе [138] показано, что адиабатические возмущения могут при обретать форму диска («блина») на нелинейной стадии гравитационного обо собления протогалактики от расширяющегося фона, т. е. существенно позже, чем это предполагается в статье [133].
53
При данном квадрупольном моменте приливные силы, |
действую |
||
щие на протогалактику радиуса R от соседних протогалактик, |
на |
||
ходящихся на расстоянии |
d, пропорциональны (Rid)9. |
Если |
же |
квадрупольный момент обусловлен приливными силами, |
пара |
сил |
|
пропорциональна (Rid)6. |
Поскольку предполагавшаяся |
[133] |
не |
сферичность больше вызываемой, то приливные эффекты были силь но завышены — в 10—50 раз [134].
2. В расчетах работы [133] не учтено, что возмущения галакти ческой массы затухают в процессе рекомбинации и могут быть ре дуцированы лишь на значительно более поздней стадии [139], что уменьшает интеграл по времени от приливных сил.
|
3. |
Приливные эффекты от |
соседних протогалактик приводят |
к |
деформированным движениям |
и к сильно асимметричной форме, |
|
а |
не |
к чисто круговым движениям [137]. Между тем расчеты [140] |
показывают, что наблюдаемое распределение удельного углового момента в дисках спиральных галактик с большой точностью сов падает с распределением углового момента в однородном сферои дальном облаке, обладающем жестким вращением и сжавшимся затем в диск. Это свидетельство того, что угловой момент галактик не приобретенный, а врожденный.
Таким образом, гипотеза о приливном происхождении враще ния галактик встречается и с теоретическими трудностями, и едва ли совместима с наблюдениями. Вместе с тем имеется интересная альтернативная возможность объяснить вращение галактик, оста ваясь в рамках концепции адиабатических возмущений. Если га лактики формируются в результате дробления существенно боль ших масс (газовых протоскоплений), то на нелинейной стадии (вообще говоря, несферического) сжатия последних могут обра
зоваться ударные волны и генерироваться |
турбулентные движе |
ния (в том числе и чисто вихревые) [139, |
1396]. Трудность этой |
альтернативы в том, что она приводит к ориентации осей враще
ния галактик, |
по-видимому, противоречащей наблюдаемой, а так |
|||
же, что более |
существенно, |
она |
не объясняет вращения |
скопле |
ний и сверхскоплений, в пользу |
существования которого |
свиде |
||
тельствует уже целый ряд |
фактов [141]. |
|
Б. Э В О Л Ю Ц И Я Э Н Т Р О П И Й Н Ы Х В О З М У Щ Е Н И Й
Энтропийными или изотермическими возмущениями принято называть возмущения плотности вещества, не сопровождающиеся изменением (однородного) распределения квантов. В отличие от от адиабатических эти возмущения не сглаживаются радиацией столь катастрофически, как адиабатические. К моменту рекомбина ции затухают лишь возмущения с М < 106Л1© [126]. Однако лу чистое трение очень быстро гасит любые движения энтропийных возмущений относительно фона излучения, так что к моменту реком54
бинации они оказываются практически статическими неоднородностями. Их судьба окончательно не выяснена. В работе [142] эти воз мущения положены в основу принципиально новой, многосту пенчатой схемы образования галактик. Предполагается, что первые конденсации с М ~ 10вМ® образуют неустойчивые «празвезды»,
взрывы которых нагревают |
окружающий нейтральный газ и увели |
чивают неустойчивую массу до 109 М©. Неоднородности этих масс |
|
авторы отождествляют с |
квазарами, чьи взрывы прогревают газ |
еще сильнее и, в свою очередь, создают неоднородности типа про- |
|
тоскоплений. Галактики |
предполагаются последним поколением, |
возникающим в результате фрагментации этих протоскоплений, т. е. образующимся аналогично (хотя и в силу разных причин) очер ченной выше схеме с адиабатическими возмущениями.
В другом варианте теории энтропийных возмущений [143] также предполагается, что «уцелевшие» от диссипации неоднородности имели падающий спектр, так что первыми выделяются массы по рядка \0вМ<7). Однако, в отличие от результатов работы [142], ав торы работы [143] считают, что первые объекты не образуют сверх массивные звезды, а из-за охлаждения на молекулярном водороде фрагментируют на множество звезд, давая шаровые скоп ления. Дальнейшая эволюция мыслится в главных чертах, как объединение шаровых скоплений в галактики, а тех, в свою оче редь, в скопления, но эти соображения еще недостаточно развиты.
В обоих вариантах теории энтропийных возмущений пока не
удалось получить характерный параметр типа массы |
галактики |
и развить сколько-нибудь подробную количественную |
схему. |
Мы не останавливаемся на эволюции других типов возмущений состава, перечисленных выше, для которых еще не показана воз можность их трансформации в галактики.
Изложенные соображения ни в какой мере не отрицают возмож ности существования первичных адиабатических и энтропийных возмущений. Они лишь подчеркивают недостаточную разработан ность гипотез о происхождении галактик из этих возмущений, про извол в выборе параметров возмущений и ряд трудностей, с которы ми сталкиваются имеющиеся исследования в рамках этих гипотез.
В. Э В О Л Ю Ц И Я В И Х Р Е В Ы Х В О З М У Щ Е Н И Й
Еще до открытия реликтового излучения высказывалось пред положение, что первичная структурность, из которой формирова лись галактики, носила характер турбулентности [144]. Однако высокая в прошлом плотность излучения оказывается несовмести мой с турбулентностью плазмы на невозмущенном фоне излучения: движения должны затухнуть за время, много меньшее космологи ческого. Чтобы сохранить идею о первичной турбулентности, следует рассмотреть совершенно иной тип совместных движений излучения и связанной с ним плазмы, носящих вихревой характер («фотон ные вихри»). Основные фазы эволюции таких вихрей, наложенных
55
на изотропно расширяющийся космологический фон, рассмотрены в работах [139, 145, 146].
В линейном гидродинамическом приближении вихревые (s) дви жения не сопровождаются неоднородностями плотности и соответ
ствующими потенциальными |
(р) |
движениями. Однако во втором |
|
порядке по vju имеем vp/vs — |
бр/р ~ (vs/u)2, |
где vs — скорость вих |
|
ревых движений, а и — скорость |
звука. На |
стадии преобладания |
излучения скорость звука и = с/]/3, a vs также не меняется во вре мени (в основном энергосодержащем масштабе движений) в силу закона сохранения углового момента. В результате если vs > и, то дозвуковые вихревые движения генерируют лишь квадратично малые неоднородности.
Но дозвуковой характер турбулентности возможен лишь до мо мента рекомбинации tTec, когда ситуация качественно меняется. После завершения рекомбинации скорость звука определяется упру гостью газа, а не излучения, вследствие чего она падает в К ^ й - 1 / 2 раз. Поскольку вихревая скорость тем выше, чем больше мас штаб вихря (как в обычной несжимаемой турбулентности), то вихри тех масштабов, где vs > и, генерируют потенциальные дви жения и соответствующие им неоднородности в распределении веществ.
Амплитуда неоднородностей, образующихся в некотором масш
табе /, зависит от соотношения |
между характерным |
гидродинами |
|||
ческим временем |
th =llv и характерным временем космологического |
||||
расширения |
texp |
= (d In p/dt)-1. |
Обратимся сначала к масштабам, |
||
где 4 <с 4 х р |
на |
момент trec (неоднородности таких |
масштабов не |
||
затухнут из-за вязкости, если |
начальное значение |
vs |
в основном |
||
масштабе достаточно велико). |
Для них в результате |
нелинейных |
эффектов в сверхзвуковой турбулентности можно ожидать vp — vs и соответственно относительно больших неоднородностей (бр/р) ~ 1. Такое равнораспределение между вихрями и потенциальными движениями не позволяет плоским ударным волнам схлопываться с образованием больших скачков плотности. Избыточная кинети ческая энергия на момент trec препятствует также немедленному обособлению этих неоднородностей. Отделение от расширяющегося фона станет возможным, когда кинетическая энергия упадет до зна чения, допускаемого теоремой вириала. В работе [139] в простей шем приближении адиабатического уменьшения энергии вихревых и потенциальных движений при расширении Вселенной рассчитаны основные космогонические параметры образующихся галактик: мо мент гравитационного обособления, соотношение радиус — масса, удельный момент вращения и дисперсия скоростей. Появление спи ральных галактик ожидается в участках среды с преимущественно вихревыми движениями, тогда как эллиптических галактик — в участках с преобладанием потенциальных скоростей. Доля массы, содержащейся в областях нулевых линий поля вихревых скоростей, позволяет оценить относительную численность Е- и S-галактик
56
идолю массы, вошедшей в шаровые скопления. Численные оценки,
вкоторых использовано естественное предположение, что харак терный масштаб и скорость в нем в момент teq равенства плотности
энергии |
вещества и излучения были близки соответственно к cteq |
и u e q « |
c/jAS, приводят к параметрам галактик, близким к наблю |
даемым. Интересно, что теория объясняет существование верхней
границы |
масс |
у |
галактик |
(как |
массы |
в |
масштабе, |
где |
4 |
= 4 х р |
||
в |
момент |
/ г е с |
) ; |
ее численное |
значение, |
близкое к |
наблюдаемому |
|||||
(около 10 1 2 М 3 ), |
зависит от фундаментальных |
физических |
постоян |
|||||||||
ных (с, G) и от удельной энтропии вещества во |
Вселенной. |
|
|
|||||||||
tTec |
Обратимся |
теперь к судьбе |
масштабов, где 4 > - 4 х р на |
момент |
||||||||
[146]. Потенциальные |
движения |
и |
соответствующие |
|
неодно |
родности плотности здесь относительно малы, и, в отличие от мень ших масштабов, их эволюция определяется не гидродинамической, а гравитационной неустойчивостью. Если в данном масштабе потен циальная скорость успела за время 4 х р вырасти до величины, достаточной для гашения скорости дифференциального космологи ческого расширения, соответствующая неоднородность «отключится» от фона с образованием гравитационно связанной системы. Оче видно, возмущения этих масштабов соответствуют агломератам (скоплениям) галактик различной численности. Пространственная корреляция скоростей в метагалактической турбулентности приве дет к тому, что неоднородности с преобладанием потенциальных скоростей над вихревыми (эллиптические галактики) окажутся преимущественно сгруппированными в сферические и притом более плотные скопления, чем скопления неправильной формы (отражаю щей наличие общего момента вращения), которые будут содержать
преимущественно |
спиральные |
галактики |
и обособятся |
позднее, |
т. е. при меньшей |
плотности |
фона из-за |
относительно |
меньшей |
потенциальной компоненты скорости. Принципиально,что галактики обособляются от фона независимо от завершения формирования их скоплений, которое в достаточно больших масштабах на се годняшний день еще не закончилось. Основные параметры скопле ний [146] удовлетворительно согласуются с наблюдаемыми.
Разумеется, вихревая модель, хотя и объяснила многие вопросы образования галактик, сделала лишь первые шаги в решении этой сложной и многосторонней проблемы. В разработку представлений о вихревом происхождении галактик сейчас включились многие исследователи из разных стран. В работе [136] показано, что образо вание галактик из вихревых возмущений может привести к продол жающемуся и поныне выпадению межгалактического газа на галак тики в количестве, близком к приносимому высокоскоростными облаками нейтрального водорода. Можно показать, что первичные вихри еще на стадии преобладающего излучения генерируют маг нитное поле [134]. Последующее усиление этого поля галактической турбулентностью, наложенной на дифференциальное вращение, могло бы, вероятно, объяснить происхождение галактических маг нитных полей.
57