Модель Вселенной






КРУПНОМАСШТАБНАЯ СТРУКТУРА ВСЕЛЕННОЙ – структура, образуемая гигантскими звездными островами – галактиками и их системами на различных пространственных масштабах. Современные представления о к.с.в. базируются как на изучении отдельных систем галактик, так и на статистическом исследовании распределения по небу галактик, находящихся на различном расстоянии от нас. Само существование к.с.в. отражает неоднородный характер распределения вещества во Вселенной вплоть до масштабов в cотни миллионов световых лет. Изучение к.с.в. необходимо для понимания процессов образования галактик и скоплений галактик в расширяющейся Вселенной и их последующей эволюции.




Даже поверхностное знакомство с астрономическим объектами и их положением на небе и в пространстве показывает, что космические тела входят в состав систем различного масштаба.









Основные элементы наблюдаемых космических структур. Все планеты (кроме двух самых близких к Солнцу) окружены спутниками и вместе с ними обращаются вокруг Солнца, образуя Солнечную систему. Обнаружены планетные системы и вокруг многих других звезд. Более половины наблюдаемых звезд входит в состав звездных пар или кратных звездных систем (Солнце в этом отношении – нетипичная звезда, поскольку она одиночная). Звезды также образуют скопления. Внимательный наблюдатель может найти их на небе даже невооруженным глазом или с помощью бинокля, а телескопы позволяют запечатлеть многие сотни звездных скоплений, находящихся на различном расстоянии от нас.




Вся совокупность наблюдаемых на небе звезд образует обширную систему - Галактику, К пониманию этого астрономы пришли не сразу. Чем звезды слабее, а, значит, чем больше среднее расстояние до них, тем больше они концентрируются к плоскости Млечного Пути, сливаясь вдали с его бесчисленными звездами, не различимыми по отдельности. Поэтому представление о том, что совокупность звезд образует сплюснутую систему, выглядело вполне убедительным. Но какова форма Галактики, протянулась ли она в бесконечность или имеет свои размеры, и каково место Солнца в ней? Первую научную попытку решения этого вопроса предпринял в 18 в. английский астроном Вильям Гершель, вошедший в историю как автор многих фундаментальных открытий. Например, он открыл планету Уран, первым доказал движение Солнечной системы в пространстве, первым обнаружил существование невидимых (инфракрасных) лучей. Для изучения структуры звездного мира он предложил оригинальный метод (метод звездной статистики), основанный на скрупулезных подсчетах звезд различной яркости в избранных областях неба, и реализовал его с помощью собственноручно построенных телескопов. Гершель пришел к выводу об ограниченности в пространстве нашего звездного мира и очень грубо оценил размеры нашей звездной системы. Стоит заметить, что во времена Гершеля не были известными даже расстояния до ближайших звезд. При этом Гершель был убежден в существовании множественности звездных островов – галактик во Вселенной, хотя это предположение удалось окончательно доказать только в 1920-х, когда были измерены расстояния до нескольких ближайших к нам галактик.




Галактики, действительно, оказались основными «кирпичиками» Вселенной, именно в них сосредоточена подавляющая часть всех звезд, существующих в природе, а также большие массы межзвездного газа. Современным крупным телескопам потенциально доступны наблюдения многих сотен миллионов галактик, разбросанных по всему небу и находящихся в пределах 10–12 млрд. световых лет от нас.




То, что галактики распределены на небе, как и звезды, неравномерно, выяснилось даже раньше, чем была установлена их физическая природа. Уже наблюдения с небольшими телескопами привели к выводу, что в некоторых областях неба туманных пятен (так выглядят галактики в окуляр телескопа) много, а в некоторых – они практически отсутствуют. Тенденция туманных пятен скапливаться в «пласты» отмечал еще Гершель. Правда, наблюдаемое распределение галактик на небе оказалось связанным не только с особенностью их пространственного скучивания, но и с тем, что в направлении на полосу Млечного Пути межзвездная пыль сильно поглощает свет далеких объектов, и, как удалось выяснить уже в 20 в., галактики там практически отсутствуют просто из-за непрозрачности межзвездного пространства. Но вдали от Млечного Пути поглощение мало, а наблюдаемые галактики тем не менее распределены неравномерно. Так большое число сравнительно ярких галактик (10–13 звездной величины) наблюдается в созвездии Девы, где они образуют крупное скопление. Его так и называют – скоплением в Деве или латинским именем скопления – Virgo (читается: Вирго). С помощью больших телескопов удается выделить тысячи скоплений галактик на различном расстоянии от нас. Обнаружены и более крупные образования, чем скопления (см. ниже).




Структуры, образуемые галактиками и их системами, называют крупномасштабными структурами. Вопрос об их существовании и их свойствах оказался тесно связанным с фундаментальной научной проблемой возникновения и эволюции всей наблюдаемой Вселенной.









Пары, группы и скопления галактик как физически связанные системы. Поскольку многие звезды нашей Галактики образуют парные и кратные системы, и даже целые звездные скопления, неудивительно, что это же относится и к галактикам. Со временем астрономы убедились, что найти одиночную галактику даже труднее, чем одиночную звезду. Были обнаружены обособленные системы галактик с самым различным количеством членов, с размером от нескольких десятков тысяч до нескольких десятков миллионов световых лет.




Самые маленькие системы, образуемые галактиками – это двойные и кратные системы, содержащие всего несколько сравнимых по яркости членов, за ними идут группы галактик из несколько десятков членов и, наконец, скопления галактик, объединяющие сотни и тысячи отдельных звездных островов. Вместе с галактиками концентрируется также и разреженная газовая среда. Она играет важную роль в формировании и эволюции этих систем. Газ между галактиками в группах или скоплениях, как правило, очень сильно нагрет, его температура – миллионы или десятки миллионов градусов. Из-за низкой плотности он практически не испускает видимые лучи, но его свечение, тем не менее, улавливается космическими телескопами, принимающими потоки рентгеновских квантов, которые излучаются газом при такой температуре. Несмотря на высокую разреженность (плотность в сотни и тысячи раз меньше, чем плотность межзвездной среды в окрестности Солнца), межгалактический газ может заключать в себе очень большую массу. В некоторых скоплениях масса газа существенно превышает суммарную массу звезд всей совокупности галактик.




Основная сложность поисков и выделения систем галактик связана с тем, что мы видим мир галактик двумерным, в проекции на небо. Любая область неба содержит и близкие, и далекие галактики, причем не всегда легко отличить одни от других. Отдельные галактики или даже системы галактик могут случайно проектироваться друг на друга. Таких «ложных» членов группировок известно очень много, поэтому требуется независимое определение расстояний до каждой галактики, чтобы убедиться, что она действительно входит в состав данной системы (см. ГАЛАКТИКИ). В большинстве случаев достаточно надежным критерием принадлежности галактик к системе является, помимо их близости на небе, сходное значение лучевых скоростей, отличающихся от средней скорости членов системы не более чем на несколько сотен км/с для кратных систем и не более чем на 2–3 тыс. км/с для богатых скоплений галактик.




Первый каталог двойных и кратных галактик, насчитывающий более 8 сотен систем, составил шведский астроном Эрик Хольмберг в 1937, тщательно изучив положение галактик примерно на 6000 снимках неба, полученных на Гейдельбергской обсерватории. Во время составления этого каталога лучевые скорости были измерены лишь у немногих галактик, поэтому Хольмберг исходил только из близости галактик друг к другу на небе. По его данным, около четверти всех галактик относится к двойным системам. Впоследствии, правда, оказалось, что ощутимая доля систем Хольмберга фиктивна, что связано, в основном, с недостатком фотографических изображений. Однако общая доля галактик в кратных системах была оценена более или менее верно, а некоторые статистические закономерности, найденные Хольмбергом, сохранили свою важность и в наше время. Оценка большой доли галактик, находящихся в двойных системах, была в 1970-х подтверждена советским астрономом Игорем Караченцевым. Он составил современный каталог изолированных пар галактик, включающий информацию о более чем 600 парах северного неба. Многие из этих парных галактик после составления каталога были включены в программы исследования на крупнейших телескопах мира. В несколько раз больше галактик, чем образующих пары, входит в состав систем, содержащих три (триплеты), четыре (квартеты), пять (квинтеты), шесть (секстеты) или большее число членов. Такие образования обычно называют кратными системами или небольшими группами галактик. Их изучение дает ключ к пониманию того, как формировались галактики и как они влияют на эволюцию друг друга.




(6.23 Кб)




В целом, к двойным и кратным системам, группам и скоплениям принадлежит абсолютное большинство существующих галактик.




Между кратными системами и группами галактик, как и между группами и скоплениями, нет четкой границы по размерам или числу галактик. Определить полное число членов в системе вообще можно лишь приблизительно. Дело не только в том, что для этого надо иметь оценки расстояния до каждой галактики, предположительно относящейся к данной системе. Многие слабые галактики, принадлежащие системе, могут быть просто пропущены. Число членов, как правило, возрастает при более тщательных исследованиях, когда удается выявить трудно наблюдаемые карликовые галактики низкой яркости, часто встречающиеся вблизи гигантских галактик.




Некоторые сравнительно близкие галактики (например, спиральная галактика М81 в Большой Медведице) являются ярчайшими членами групп. Наша Галактика также принадлежит к довольно большой группе, получившей название Местная группа. Общее число членов в Местной группе – более сорока, и они разбросаны в области диаметром более 5 миллионов световых лет. Среди них выделяются две гигантских спиральных галактики – туманность Андромеды (М 31) и наша Галактика. Третья спиральная галактика – туманность в Треугольнике (М33) – значительно уступает этим двум по светимости. Найдена и одна большая эллиптическая галактика, по-видимому, принадлежащая Местной группе (хотя это еще нуждается в подтверждении), но находящаяся на ее периферии. Она по чистой случайности расположена на небе в направлении полосы Млечного Пути, в созвездии Кассиопеи, где межзвездная пыль очень сильно ослабляет свет далеких источников, поэтому несмотря на сравнительно небольшое расстояние эта галактика была открыта довольно поздно (в 1968), причем в инфракрасных лучах, для которых поглощение не столь сильное. Названная именем первооткрывателя, итальянского астронома Паоло Маффея, она известна как объект Маффей-1. Недалеко от нее находится спиральная галактика, получившая обозначение Маффей-2. Пока еще не выяснено, удерживаются ли эти галактики в Местной группе или движутся независимо от нее. Есть в Местной группе несколько неправильных галактик, самые большие из которых являются спутниками нашей Галактики, и хорошо видны на небе невооруженным глазом, но… только к югу от экватора. Это – Большое и Малое Магеллановы Облака. Остальные галактики Местной группы – карликовые галактики очень низкой поверхностной яркости. Часть из них тяготеет к нашей Галактике, часть – к туманности Андромеды, а часть образует подгруппу вблизи Маффей-1. Таким образом, группы галактик могут иметь свою структуру, в них нередко наблюдаются отдельные подгруппы, члены которых не отходят далеко друг от друга.




В парах и кратных системах часто наблюдаются галактики (обычно – спиральные) с искаженными формами, окруженные общим светящимся туманом из не различимых по отдельности звезд. Реже наблюдаются длинные звездные или газовые «хвосты» и перемычки, соединяющие соседние звездные системы. Подобные галактики (или их системы) называют взаимодействующими. Встречаются они не только в парах и группах, но и в скоплениях галактик, хотя сравнительно реже (за исключением центральных областей скоплений), что связано с более высокими относительными скоростями галактик. В общей сложности, явные признаки взаимодействия наблюдаются у нескольких процентов всех известных галактик, причем есть основания полагать, что в далеком прошлом, миллиарды лет назад, процесс взаимодействия и слияния галактик шел более интенсивно.

Структура Вселенной, модель Вселенной, квантовая модель Вселенной,