Фотографии спиральных галактик

Рис. 8.

У неправильных галактик полностью отсутствует осевая симметрия в распределении яркости, они имеют неправильную клочковатую форму (рис. 9). Их разделяют на два типа. К первому типу Ir1 относят галактики, распределение массы внутри которых обладает осевой симметрией. Неправильный вид таких галактик обусловлен в основном несимметричным распределением яркости. Ко второму типу Ir2 относят галактики, у которых и распределение яркости, и распределение массы является сильно несимметричным.

Фотографии неправильных галактик

Рис. 9. Фотографии

Сильнее всего различаются по массам эллиптические галактики: от карликовых с массой около 10⁶ М_* до гигантских с массой 10¹²10¹³ М_*. Массы спиральных галактик лежат в более узких пределах: от 10⁷ М_* до 10¹² М_*. Массы неправильных галактик не превышают 10¹⁰ М_*. Существует такая характеристика галактик, как отношение её светимости L к её массе М. И наиболее яркими на единицу галактической массы являются неправильные галактики, затем идут спиральные, а затем – эллиптические. Больше всего в наблюдаемой Вселенной спиральных галактик – около 75%, меньше эллиптических – около 20% и совсем мало неправильных – около 5%.

Галактики, как и звёзды, заполняют пространство не равномерно, а образуют группы и скопления. Скопления галактик образуют гигантские сверхскопления. А сверхскопления, в свою очередь, образуют крупномасштабную структуру Вселенной. Объяснение происхождения галактик, их скоплений и крупномасштабной структуры Вселенной является основной задачей современной космологии.

Глава 2 современная космология

2.1. Расширение Вселенной

В 1929 году Э. Хаббл, определив расстояния до большого числа галактик, расположенных в радиусе 50 миллионов световых лет от нас, открыл закон, названный впоследствии его именем. Чем дальше находится от нас галактика, тем больше величина красного смещения в её спектре. В настоящее время общепринято, что красные смещения в спектрах далёких галактик вызваны доплеровским эффектом. Если это действительно так, то расстояния между галактиками должны увеличиваться со временем, то есть наша Вселенная расширяется. Согласно этой точке зрения в далёком прошлом вся материя Вселенной находилась в сверхплотном состоянии, занимая малый объём пространства. И время, прошедшее с тех пор, называется возрастом Вселенной.

По современным астрономическим данным значение постоянной Хаббла Н (коэффициент пропорциональности между расстоянием до галактики и скоростью её удаления от нас) равно:

Н = 20  2 км/с на каждый миллион световых лет (2.1)

Например, если галактика находится на расстоянии 50 миллионов световых лет, то скорость её космологического удаления от нас будет равна 1000  100 км/с. Это, конечно же, не означает, что все галактики, находящиеся на расстоянии 50 миллионов световых лет должны двигаться с такими скоростями. Постоянная Хаббла позволяет рассчитать скорость удаления галактики, вызванную расширением Вселенной. Но, кроме того, что любая галактика участвует в расширении Вселенной, она также может иметь локальную (местную) скорость, вызванную, например, её гравитационным взаимодействием с соседними галактиками. Такая скорость называется пекулярной (особенной). Если пренебречь пекулярными скоростями галактик, то закон расширения Вселенной, открытый Хабблом, можно записать так:

V = Hr (2.2)

Здесь V – скорость удаления галактики, вызванная расширением Вселенной, r – расстояние до неё.

Зная значение постоянной Хаббла, нетрудно оценить возраст Вселенной. Например, если пренебречь гравитационным взаимодействием между галактиками и предположить, что галактики удаляются друг от друга с постоянными скоростями, то можно получить верхнюю границу возраста Вселенной:

(2.3)

Гравитационное взаимодействие между галактиками замедляет расширение Вселенной и, следовательно, в прошлом скорости, с которыми галактики удалялись друг от друга, были больше, чем в настоящее время. Поэтому возраст Вселенной Т меньше, чем Т_max:

(2.4)

Одним из основных космологических вопросов является вопрос о дальнейшей судьбе Вселенной. Будет ли Вселенная расширяться вечно или расширение в конце концов прекратится из-за действия гравитационных сил, и начнётся сжатие?

Ответ на этот вопрос зависит от величины средней плотности Вселенной. Если плотность Вселенной достаточно велика и гравитационная энергия связи между галактиками больше, чем их кинетическая энергия, то расширение со временем прекратится. В этом случае говорят о закрытой Вселенной. Если же плотность Вселенной мала и кинетическая энергия галактик больше, чем их гравитационная энергия связи, то расширение будет продолжаться вечно. В этом случае говорят об открытой Вселенной.

В астрономии существует понятие критической плотности _с. При такой плотности кинетическая энергия галактик в точности равна их гравитационной связи. Величину критической плотности нетрудно рассчитать либо исходя из закона Всемирного тяготения (см., например, [194,с.173]), либо по формулам общей теории относительности (см., например, [88,с.476]), ответ при этом получается один и тот же:

(2.5)

Если плотность Вселенной больше критической, то Вселенная замкнута, если меньше, то открыта. По современным астрономическим данным средняя плотность Вселенной близка к критической, а, точнее, больше её на несколько процентов. При этом погрешность, с которой она оценивается, также составляет несколько процентов. Поэтому вопрос о дальнейшей судьбе Вселенной остаётся открытым.

Кроме того, возникает новая проблема. Почему средняя плотность Вселенной близка к критической? Случайное ли это совпадение или за ним скрывается какой-то новый закон? Если это совпадение случайное, то вероятность его ничтожно мала, а если нет, то какой именно закон скрывается за ним? Эта тема подробно обсуждается в [194].

Зная величину средней плотности Вселенной, нетрудно рассчитать её возраст. Например, если плотность равна критической, как предполагается в современной космологии, то возраст Вселенной ровно в 1,5 раза меньше, чем T_max [194,с.174;88,с.476]:

(2.6)

Учитывая (2.3), получаем, что возраст Вселенной равен:

T = 10,5  1 млрд. лет (2.7)

И здесь возникает следующее противоречие. Полученный возраст Вселенной оказался существенно меньше, чем возраст шаровых звёздных скоплений, наиболее древних объектов нашей Галактики. Например, существуют шаровые скопления, возраст которых составляет и двенадцать, и четырнадцать, и даже шестнадцать миллиардов лет [78,25]. Но возраст звёздных скоплений никак не может превышать возраст Вселенной! Одно из возможных решений этого противоречия изложено в [194,с.192].