Министерство образования и науки РФ федеральное агентство по образованию

Государственное образовательное учреждение высшего профессионального образования

«Таганрогский государственный  педагогический институт»

Физико-математический факультет

Кафедра теоретической физики


















Курсовая работа



Камертон Хаббла

















Выполнила:

студентка четвертого курса 42 группы

физико-математического факультета

Дученко Е.В.

Научный руководитель:

Донских

























Таганрог 2008г.
Содержание
Эдвард Хаббл . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 2

Столкновение галактик . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 8

Классификация Хаббла . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .13

Камертон Хаббла . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .17

Два в одном . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 19

Охота на темную материю . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 22

В поисках пропавших кроликов . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .25

Список литературы . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 27
Эдвин Хаббл

"Астрономия подобна пасторскому служению – нужно услышать зов."
Эдвин Хаббл

Эдвин Хаббл родился 20 ноября 1889 года в небольшом городке Маршфилд в штате Миссури, США,  в многодетной семье, где было 8 детей (Генри, Люси, Эдвин, Билл, Вирджиния, Элен, Эмма и Элизабет). Его отцом был Джон Пауэл Хаббл, адвокат, а позже страховой агент. Родители были строги и внимательны к детям, стремились их хорошо воспитать. В детстве Эдвин увлекался спортом, любил читать, увлекался научно-фантастическими романами Жюля Верна. Он рано и  совсем не случайно заинтересовался астрономией: любителем астрономии был его дед Уильям Джеймс (отец матери), который сам построил телескоп и увлекал внука загадками Марса.

В 1906 г. Эдвин Хаббл окончил среднюю школу и, получив стипендию, 16-летним юношей поступил в Чикагский университет. Он изучал астрономию, математику и физику. В числе наиболее способных студентов он получил стипендию для продолжения образования в Великобритании. Однако, прибыв туда осенью 1910 г., Хаббл не стал специализироваться в области астрономии, а решил изучать (по настоянию отца) в Оксфордском университете международное право. Получив степень бакалавра права, Хаббл летом 1913 г. вернулся домой в Америку. Но его влечёт к занятиям астрономией, а не юриспруденцией. И Хаббл переезжает в Чикаго, где поступает на работу на Йеркскую обсерваторию. На ней был установлен 40-дюймовый (102-сантиметровый) телескоп – последний величайший рефрактор в мире (работа А.Кларка, 1896 г.), а также 24-дюймовый (60-сантиметровый) телескоп-рефлектор.

Первая научная работа Хаббла была посвящена собственным движениям звёзд. Его докторская диссертация называлась "Фотографические исследования слабых туманностей". Хотя тогда и было уже открыто около 20 тыс. туманностей, природа их оставалась неизвестной. Хаббл открыл 512 новых туманностей на крупномасштабных фотографиях неба. Его научные исследования прервала Первая мировая война. Хаббл к тому времени получил приглашение от директора обсерватории Маунт-Вилсон Джорджа Эллери Хейла перейти к нему на работу, чтобы начать наблюдения на новом, самом большом тогда в мире, 100-дюймовом рефлекторе. Но, к сожалению, Хаббл не смог принять его предложение – в 1917 г. он ушёл на войну.

После войны, в 1919 г.,  Хаббл вернулся в Америку в чине майора. Демобилизовавшись, он приехал в Пасадену, принял предложение Хейла и приступил к работе в обсерватории Маунт-Вилсон. Он был зачислен в группу фотографирования туманностей, что соответствовало его научным интересам. Хаббл много наблюдал, но работ публиковал мало. В работе 1922 г. "Общее исследование диффузных галактических туманностей" он разделил все туманности на два типа:

галактические, связанные с Млечным Путём,

внегалактические, видимые, в основном, в стороне от него.

В начале 20-х гг. Хаббл рассмотрел механизмы свечения диффузных и планетарных галактических туманностей. Он доказал, что диффузные туманности светят отражённым светом близлежащих горячих звёзд, а свечение планетарных туманностей сродни флуоресценции: от центральной звезды исходит интенсивное ультрафиолетовое излучение, которое затем переизлучается туманностью в видимом диапазоне спектра. Хаббл нашёл также зависимость между яркостью отражательных туманностей и блеском освещающих их звёзд.

Особый интерес Хаббл проявил к знаменитой туманности Андромеды (М31). Он получил ряд её фотографий на 60- и 100-дюймовых рефлекторах. На пластинке, снятой 4 октября 1923 г. на крупнейшем рефлекторе, внутри туманности обнаружены вспышки двух новых звёзд и одна слабая переменная звезда. Эту переменную Хаббл нашёл ещё на нескольких десятках негативов, полученных начиная с осени 1909 г. После дальнейших наблюдений она оказалась цефеидой, представителем класса звезд, период колебания блеска которых тесно связан с их светимостью. По зависимости "период – светимость", установленной по цефеидам Галактики, можно было оценить абсолютную светимость обнаруженной звезды, а тогда видимый блеск сразу же указывал на её расстояние и, тем самым, на расстояние до Туманности Андромеды.

Хаббл оценил её удалённость в 1 млн. световых лет (по современным данным – около 2 млн. световых лет). Окончательно было доказано, что спиральные туманности являются самостоятельными звёздными системами, расположенными на огромных расстояниях от Галактики и похожими на неё. Концепция островных вселенных получила блестящее подтверждение.

Впервые результаты Хаббла были доложены 1 января1925 г. на заседании Американского астрономического общества. За это исследование он получил премию Ассоциации развития науки ($500) и его имя впервые появилось в справочнике "Кто есть кто в Америке" за 1924-1925 гг.  

Хаббл продолжил исследования галактик. Он изучал их состав, структуру и вращение, их распределение в пространстве и движения. Им была предложена первая научная классификация галактик по их формам, которая легла в основу современной классификации. Все внегалактические туманности Хаббл подразделил на три типа:

эллиптические - E

спиральные – S

иррегулярные(неправильные) - Irr

В ближайших галактиках Хаббл открыл новые звёзды, цефеиды, шаровые скопления, газовые туманности, красные и голубые сверхгиганты.  Хаббл разработал методику оценки расстояний до самых далёких из них по их яркости и уточнил шкалу внегалактических расстояний.
Исследовательская деятельность Хаббла получила высокую оценку в научных кругах. В 1927 г. он был избран в Национальную академию наук США, а Королевское астрономическое общество Великобритании избрало его своим действительным членом.

Хаббла интересовал вопрос об общем строении нашего мира – Вселенной. Ещё в своей статье "Внегалактические туманности" в 1926 г. он рассматривал как возможную релятивистскую модель (от лат. relativus – "относительный") расширяющейся Вселенной голландского астронома Виллема де Ситтера. Но, не очень доверяя теоретикам и теории, Хаббл полагал, что только наблюдения могут привести к пониманию истинной природы вещей. В моделях расширяющейся Вселенной скорость взаимного удаления галактик должна быть прямо пропорциональна расстоянию между ними. Он считал необходимым с помощью наблюдений убедиться в том, что у галактик с ростом расстояний растут и лучевые скорости. Хаббл составил список наиболее слабых галактик, которые, естественно, предполагались наиболее далёкими, и измерил их лучевые скорости. Для одной очень далёкой галактики (NGC 7616) он получил по смещениям спектральных линий в красную сторону лучевую скорость 3779 км/с. Это огромное значение сказало Хабблу о многом.
В марте 1929 г. в очередном номере "Трудов Национальной академии наук США" была опубликована статья Хаббла «связь между расстоянием и лучевой скоростью внегалактических туманностей». Он накопил сведения о лучевых скоростях и удаленности 46 туманностей. На основе сопоставления наблюдательных данных ученный пришел к выводу: «далекие галактики уходят от нас со скоростью, пропорциональной отдаленности от нас. Чем дальше галактика, тем больше ее скорость». Вскоре Хабблом был сформулирован закон:  коэфициэнт пропорциональности H в этом законе Хаббла, где v – скорость и r  – расстояние, был назван   постоянной Хаббла   и в его честь стал обозначаться латинской буквой Н (сам Хаббл обозначил его латинской буквой K).
Он оценил значение постоянной в 500 (км/с)/ Мпк;
по современным оценкам, Н = 75 (км/с)/Мпк.
Это значит, что галактики, удалённые на 1 млн. парсек (3,26 млн. световых лет), "убегают" от нас со средней скоростью 75 км/с, а те, что в 100 раз дальше, разлетаются в 100 раз быстрее.

Открытие Хаббла легло в основу концепции расширяющейся Вселенной. Его имя в истории науки встало в один ряд с именем Николая Коперника. Оба они совершили революционные перевороты в наших представлениях о Вселенной.  
В начале 30-х гг. к Хабблу приходит мировая слава. В конце 1930 г. его лекцию слушает Альберт Эйнштейн и даёт ей высокую оценку. Весной 1934 г. Хаббл читает в Оксфорде Галлеевскую лекцию и получает степень почётного доктора наук Оксфордского университета. На основе курса лекций в Иельском университете Хаббл написал книгу "Мир туманностей", которая вышла в 1935 г. Осенью 1936 г. он читает три лекции в Оксфорде под названием "Наблюдательный подход к космологии". Под тем же названием в 1937 г. выходит вторая его книга. В 1940 г. он получил Золотую медаль Королевского астрономического общества.

В новых послевоенных условиях Хаббл понял, что человеческая цивилизация не сможет пережить ещё одну, третью, мировую войну. Он считал, что человечество выживет, только если создаст мировое правительство с сильной международной полицией.

Но и  после войны главным для Хаббла, конечно, осталась научная работа, в которую он сразу же включился, вернувшись на обсерваторию. Он планировал подготовить "Атлас галактик". Но закончить эту работу он не успел. Не удалось ему провести и широкую программу наблюдений на новом 200-дюймовом (5-метровом) телескопе-рефлекторе на обсерватории Маунт-Паломар. Этот телескоп вступил в строй 26 января 1949 г. В этот день Хаббл получил первый "почётный" негатив на новом телескопе.  Главную задачу обсерватории Хаббл видел в решении космологической проблемы. Хаббл не сомневался, что именно ему и предстоит главная работа в этом направлении на новом инструменте. Однако его коллеги считали, что задуманные Хабблом подсчёты слабых галактик – недостаточно эффективное средство решения проблемы, общее значение которой сомнению никто не подвергал. По существу, Хаббл был отстранён от активной работы на двухсотдюймовом рефлекторе.

В июле 1949 г. Хаббл слёг с тяжёлым инфарктом. Могучий организм учёного, казалось, справился с недугом. Он вновь приступил к наблюдениям. Вместе с Сэндиджем он обнаружил новый, неизвестный ранее науке тип переменных звёзд, так называемых объектов Хаббла – Сэндиджа. Авторы направили статью в печать в конце июня 1953 г., а вышла она в ноябре, когда Эдвина Хаббла уже не было в живых. Хаббл ушел из жизни от инсульта 28 сентября 1953 года совершенно неожиданно, когда в обеденный час вместе с женой он из обсерватории подъезжал на машине к своему дому.

Алан Сэндидж так вспоминал о Хаббле: "Абсолютная сила духа, моральная стойкость, никаких безрассудств, дворянин по облику".

Именем Хаббла названы:

кратер на Луне (диаметр 80 км)

астероид № 2069

космический телескоп (диаметр главного зеркала 2,4 м)

закон, связывающий скорость разбегания галактик с расстоянием до них и коэффициент в этом законе

морфологическая классификация галактик

отражательная туманность NGC 2261 в созвездии Единорог

В 1938 г. Хаббл был награждён медалью Брюса – высшей наградой в астрономии за научные заслуги.
Столкновения 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 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.

Изучение галактик началось, как это обычно бывает, с попытки систематизировать их по внешнему виду. Так возникла знаменитая хаббловская классификация. 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 знаменитах пар галактик.приливные силы вызвали у низ образование длинных и тонких хвостов.
Первые модели были почти игрушечными. В них движение пробных частиц, распределенных на круговых орбитах вокруг массивной точки, возмущалось пролетающей мимо другой массивной точкой. На таких моделях в 1972 году братья Алар и Юри Тумре (Alar & Juri Toomre) всесторонне изучили, как зависит образование приливных структур от параметров столкновения галактик. Например, оказалось, что звездные мосты, соединяющие галактики, хорошо воспроизводятся при взаимодействии объекта с маломассивной галактикой, а хвосты — при столкновении дисковой системы с галактикой сравнимой массы. Другой интересный результат получался при пролете возмущающего тела мимо диска спиральной галактики в одном направлении с его вращением. Относительная скорость движения оказывалась небольшой, спиральной галактики последствиям. Братья Тумре построили модели ряда известных взаимодействующих систем, в том числе Мышек, Антенн и Водоворота, и высказали важнейшую мысль, что итогом столкновения галактик может быть полное слияние их звездных систем — мержинг.

Но игрушечные модели не могли даже проиллюстрировать эту идею, а эксперимент над галактиками не поставишь. Астрономы могут лишь наблюдать разные стадии их эволюции, постепенно восстанавливая из разрозненных звеньев всю цепочку событий, растянутую на сотни миллионов и даже миллиарды лет. Когда-то Гершель очень точно сформулировал эту особенность астрономии: «[Небо] мне представляется теперь чудесным садом, в котором размещено огромное количество самых разнообразных растений, высаженных на различные грядки и находящихся на разных стадиях развития; из такого состояния вещей мы можем извлечь, по крайней мере, одну пользу: наш опыт растянуть на огромные отрезки времени. Ведь не все ли равно, будем мы последовательно присутствовать при зарождении, цветении, одевании листьями, оплодотворении, увядании и, наконец, окончательной гибели растений или одновременно будем наблюдать много образцов, взятых на разных ступенях развития, через которые растение проходит в течение своей жизни?»

Алар Тумре сделал целую подборку из 11 необычных галактик-мержеров, которые, будучи выстроенными в определенную последовательность, отражали разные стадии взаимодействия — от первого близкого пролета и распускания хвостов до последующего слияния в единый объект с торчащими из него усами, петлями и клубами дыма.



Галактики на разных стадиях слияния из последовательности Тумре
Но 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.

Но для понимания этих процессов было уже недостаточно первых игрушечных моделей взаимодействия галактик. В первую очередь потому, что они не воспроизводили эффекты динамического трения звездных систем, которые в конечном счете приводят к потере энергии орбитального движения и слиянию галактик. Требовалось научиться полноценно рассчитывать поведение систем из миллиардов притягивающих друг друга звезд.
Классификация Хаббла.

Фотографические снимки показывают, что структура галактик крайне разнообразна, и все же большинство их можно объединить в несколько основных типов, т.е. создать классификацию галактик. Впервые такую классификацию предложил в 1925 г. Э. Хаббл. В последствии было разработано несколько классификации, но все они оказались сложными,  так что до сих пор астрономы используют классификацию Э. Хаббла, несколько усовершенствованную им в 1936 г. По этой классификации галактики объединяются в пять основных типов:

эллиптические (Е);

линзообразные (SO);

обычные спиральные (S);

пересеченные спиральные (SB);

неправильные (1r).

Каждый тип галактик подразделяется на несколько подтипов, или подклассов. Так, эллиптические галактики, имеющие вид эллипсов различного сжатия, подразделены на 8 подклассов – от Е0 (шаровая форма, сжатие отсутствует) до Е7 (наибольшее сжатие). Размеры больших  a  и  малых  b осей эллиптических галактик измеряют по фотографиям и по ним определяют сжатие галактик



Эллиптические галактики сравнительно медленно вращаются, заметное вращение наблюдается только у галактик со значительным сжатием. Отсутствие в этих галактиках газа и пыли и голубовато белых массивных звезд указывает на то, что в них не идет процесс звездообразования.

Спиральные галактики имеют центральное сгущение и несколько спиральных ветвей, или рукавов. У обычных спиральных галактик типа S ветви отходят непосредственно от центрального сгущения, а у пересеченных спиральных галактик типа SB – от перемычки, пересекающей центральное сгущение. Отсюда возник символ SB, обозначающий спираль (S) и перемычку, или бар (B; англ. bar – полоса, перемычка). В зависимости от развития ветвей и их размеров относительно центрального сгущения галактики подразделяются на подклассы Sa, Sb, и Sc (соответственно, на Sba, на SBb и SBc). У галактик Sa и SBa основное число звезд сосредоточено в центральном сгущении, а спиральные ветви слабо выражены. У галактик Sb и SBb ветви достаточно развиты. В галактиках Sc и SBc основное число звезд содержится в сильно развитых и часто разбросанных ветвях, а центральное сгущение имеет небольшие размеры. Так, галактика М 31 в созвездии Андромеды принадлежит к типу Sb, а галактика М 33 в созвездии Треугольника – к типу Sc. Наша Галактика похожа на Туманность Андромеды и тоже относится к типу Sb.

Рукава спиральных галактик имеют голубоватый цвет, так как в них присутствует много молодых гигантских звезд. Эти звезды возбуждают свечение диффузных газовых туманностей, разбросанных вместе с пылевыми облаками вдоль спиральных ветвей. Цвет центральных сгущений – красновато-желтый, свидетельствующий о том, что они состоят в основном из звезд спектральных классов G, K и M. Все спиральные галактики вращаются со значительными скоростями, поэтому звезды, пыль и газы сосредоточены у них в узком диске. Обилие газовых и пылевых облаков и  присутствие ярких голубых гигантов спектральных классов О и В говорит об активных процессах звездообразования, происходящих в спиральных рукавах этих галактик.

Промежуточными между Е-галактиками и S-галактиками являются линзообразные галактики типа S0. У них центральное сгущение сильно сжато и похоже на линзу, а ветви отсутствуют.

Неправильные галактики обозначение Ir от англ. irregular (неправильные, беспорядочные) за отсутствие правильной структуры. Характерными представителями таких галактик являются Большое Магелланово Облако и Малое Магелланово Облако. Они находятся в южном полушарии неба вблизи Млечного Пути, хорошо видны невооруженным глазом в виде туманных пятен размерами 6 и 3⁰ соответственно. Впервые европейцы обнаружили их в 1519 г. во время кругосветного плавания Ф. Магеллана (1480 - 1521). Но даже в небольшой телескоп видно, что оба Облака состоят из множества звезд. В них также содержатся газ и пыль.

Классификацию галактик, предложенную Хабблом, часто называют камертонной, так как последовательность расположения в ней типов галактик напоминает вилку камертона.

Вся звездные системы – галактики настолько далеки, что их тригонометрические параллаксы ничтожно малы и не подаются измерениям. Поэтому для определения расстояния до галактик применяют другие способы, точность которых не очень велика.

Обозначив расстояние до галактики через r, линейный  диаметр – D,   угловой   диаметр – d”, легко вывести следующую формулу для определения диаметра галактики:

,

где D и r выражены в парсеках, а d” – в секундах дуги.

Линейный диаметр ближайшей к нам галактики (Туманности Андромеды) не менее 40 кпк, т.е. превышает диаметр нашей Галактики.

Один из методов определения расстояния до галактики основан на определении видимых и абсолютных звездных величин цефеид, новых и сверхновых звезд, открываемых в других галактиках. По формуле можно вычислить расстояние до тех галактик, в которых обнаружены цефеиды, новые и сверхновые звезды.

Смещение спектральных линий, наблюдаемое в различных частях какой-нибудь близкой к нам галактики, свидетельствует о том, что галактики вращаются. Если область галактики, расположенная на окраине (на расстоянии R от ее центра), имеет линейную скорость вращения v, то центростремительное ускорение этой области будет . Приравниваем его к гравитационному ускорению, полу4чаемому из закона всемирного тяготения , где М – масса ядра галактики:

,

отсюда найдем массу ядра галактики:.

Масса всей галактики на один-два порядка больше массы ее ядра. Например, масса ядра галактики в созвездии Андромеды порядка 10⁴⁰ кг (примерно 10¹⁰ масса Солнца), а всей галактики – примерно в 100 раз больше (такова же примерно и масса нашей Галактики).

Камертон Хаббла

Классификацию галактик по их морфологии Эдвин Хаббл предложил в 1936 году. На левом конце этой последовательности расположены эллиптические галактики — сфероидальные системы разной степени сплюснутости. Далее она тянется к плоским спиральным галактикам, выстроенным в порядке уменьшения степени закрутки их спиральных ветвей и массы их сферической подсистемы — балджа. Отдельно стоят неправильные галактики, вроде двух самых заметных спутников Млечного Пути, видимых на небе Южного полушария, — Большого и Малого Магеллановых Облаков. При переходе к спиральным галактикам хаббловская последовательность раздваивается, давая начало самостоятельной ветви спиральных галактик с перемычками, или барами, — гигантскими звездными образованиями, пересекающими ядро галактики, от концов которых отходят спиральные ветви. Считается даже, что это не просто самостоятельная ветвь классификации, а чуть ли не основная, так как барами обладают от половины до двух третей спиральных галактик. По причине раздвоенности эту классификацию часто называют «камертоном Хаббла».
Результаты проекта Millenium Simulation. Моделировалось движение 10 млрд материальных точек на протыжении 13 млрд лет. На верхнем кадре яркое пятнышко соответствует галактике.
По мере накопления наблюдательного материала стало ясно, что внешний вид галактик тесно связан с их внутренними свойствами — массой, светимостью, структурой звездных подсистем, типами населяющих галактику звезд, количеством газа и пыли, скоростью рождения звезд и др. Казалось, отсюда всего полшага до разгадки происхождения галактик различных типов — все дело в начальных условиях. Если первоначальное протогалактическое газовое облако практически не вращалось, то в результате сферически-симметричного сжатия под действием сил тяготения из него образовывалась эллиптическая галактика. В случае вращения сжатие в направлении, перпендикулярном оси, останавливалось благодаря тому, что тяготение уравновешивалось возросшими центробежными силами. Это приводило к формированию плоских систем — спиральных галактик. Считалось, что сформировавшиеся галактики в дальнейшем не испытывают никаких глобальных потрясений, в одиночестве производя на свет звезды и неспешно старея и краснея по цвету за счет их эволюции. В 50–60-х годах прошлого века считалось, что в этом описанном сценарии так называемого монолитного коллапса остается уточнить лишь некоторые детали. Но как только взаимодействие галактик было признано двигателем их эволюции, эта упрощенная картина стала неактуальной.  



Два в одном.

Проблема предсказания движения большого числа массивных точек, взаимодействующих по закону всемирного тяготения, получила в физике название задачи N тел. Решить ее можно только методом численного моделирования. Задав массы и положения тел в начальный момент, можно по закону тяготения вычислить действующие на них силы. Полагая эти силы неизменными в течение короткого отрезка времени, легко рассчитать новое положение всех тел по формуле равноускоренного движения. А, повторяя эту процедуру тысячи и миллионы раз, можно смоделировать эволюцию всей системы.
Секстет Сейферта. Четыре сливающиеся галактики плюс приливный выброс из одной из них (справа внизу) и далекая спиральная галактика (в центре)
В галактике вроде нашей более ста миллиардов звезд. Напрямую рассчитать их взаимодействие не под силу даже современным суперкомпьютерам. Приходится прибегать к разного рода упрощениям и ухищрениям. Например, можно представлять галактику не реальным числом звезд, а таким, какое может осилить компьютер. В 1970-х годах брали всего по 200–500 точек на галактику. Но расчет эволюции таких систем приводил к нереалистичным результатам. Поэтому все эти годы шла борьба за увеличение числа тел. Сейчас обычно берут по нескольку миллионов звезд на галактику, хотя в отдельных случаях при моделировании зарождения первых структур во Вселенной используют до десяти миллиардов точек.

Другое упрощение состоит в приближенном расчете взаимного притяжения тел. Так как сила тяготения быстро убывает с расстоянием, притяжение каждой далекой звезды не обязательно вычислять слишком точно. Далекие объекты можно сгруппировать, заменив одной точкой суммарной массы. Эта методика получила название TREE CODE (от англ. tree— дерево, поскольку группы звезд собираются в сложную иерархическую структуру). Сейчас это самый популярный подход, многократно ускоряющий вычисления.
Столкновение галактик NGC 2207 и IC 2163 продолжается уже 40 миллионов лет. В будущем их ждет полное слияние

Но и на этом астрономы не успокоились. Они даже разработали специальный процессор GRAPE, который не умеет делать ничего, кроме расчета взаимного гравитационного притяжения N тел, но зато с этой задачей справляется чрезвычайно быстро!

Численное решение задачи N тел подтвердило идею Тумре о том, что две спиральные галактики при столкновении могут слиться в один объект, весьма похожий на эллиптическую галактику. Интересно, что совсем незадолго до получения этого результата известный астроном Жерар де Вокулер на симпозиуме Международного астрономического союза скептически заявлял: «После столкновения вы получите искореженный автомобиль, а не новый тип автомобиля». Но в мире взаимодействующих галактик два столкнувшихся автомобиля, как это ни странно, превращаются в лимузин.

Последствия слияния галактик оказываются еще более поразительными, если учесть наличие у них газовой составляющей. В отличие от звездной составляющей газ может терять кинетическую энергию: она переходит в тепло, а потом в излучение. При слиянии двух спиральных галактик это приводит к тому, что газ «стекает» к центру продукта слияния — мержера. Часть этого газа очень быстро превращается в молодые звезды, что приводит к феномену ультраярких инфракрасных источников.

Интересен также эффект от столкновения маленького «спутника» с большой спиральной галактикой. Последняя в итоге увеличивает толщину своего звездного диска. Статистика наблюдательных данных подтверждает результаты численных экспериментов: спиральные галактики, входящие в состав взаимодействующих систем, в среднем в 1,5–2 раза толще, чем одиночные. Если маленькая галактика умудряется «въехать» буквально в лоб крупной спиральной, перпендикулярно ее плоскости, то в диске возбуждаются расходящиеся кольцеобразные волны плотности, как от камня, брошенного в пруд. Вместе с обрывками спиральных ветвей между гребнями волн галактика становится похожей на тележное колесо. Именно так и называется один из уродцев мира галактик. Лобовые столкновения очень редки, тем более удивительно, что в спокойной галактике Туманность Андромеды обнаружены две такие волны. Об этом в октябре 2006 года сообщила команда астрономов, обрабатывающая наблюдения космического телескопа «Спитцер». Кольца хорошо видны в инфракрасном диапазоне в той области, где излучает пыль, связанная с газовым диском. Компьютерное моделирование показало, что причиной необычной морфологии нашей ближайшей соседки является ее столкновение с галактикой-спутником M32, который около 200 миллионов лет назад пронзил ее насквозь.

Судьба самих спутников галактик более печальна. Приливные силы, в конце концов, буквально размазывают их по орбите. В 1994 году в созвездии Стрельца был обнаружен необычного вида карликовый спутник Млечного Пути. Частично разрушенный приливными силами нашей Галактики, он вытянулся в длинную ленту, состоящую из движущихся групп звезд протяженностью на небе около 70 градусов, или 100 тысяч световых лет! Кстати, карликовая галактика в Стрельце теперь числится ближайшим спутником нашей Галактики, отняв это звание у Магеллановых Облаков. До нее всего около 50 тысяч световых лет. Другая гигантская звездная петля обнаружена в 1998 году вокруг спиральной галактики NGC 5907. Численные эксперименты очень хорошо воспроизводят такие структуры.

Модель столкновения спиральных галактик. Третий кадр очень напоминает галактики Мышки (Т — время в миллионах лет)

Охота на темную материю

Еще в начале 1970-х годов появились серьезные доводы в пользу того, что галактики помимо звезд и газа содержат так называемые темные гало. Теоретические аргументы следовали из соображений устойчивости звездных дисков спиральных галактик, наблюдательные — из больших, не спадающих к краю скоростей вращения газа на далекой периферии галактических дисков (звезд там уже почти нет, и поэтому скорость вращения определяют по наблюдениям газа). Если бы вся масса галактики содержалась преимущественно в звездах, то орбитальные скорости газовых облаков, расположенных за пределами звездного диска, становились бы с расстоянием все меньше и меньше. Именно это наблюдается у планет в Солнечной системе, где масса в основном сосредоточена в Солнце. В галактиках это зачастую не так, что указывает на наличие какого-то дополнительного, массивного, а главное — протяженного компонента, в чьем гравитационном поле газовые облака приобретают большие скорости.

Численные модели звездных дисков также преподносили сюрпризы. Диски оказались очень «хрупкими» образованиями — они быстро и порой катастрофически изменяли свою структуру, самопроизвольно сворачиваясь из плоской и круглой лепешки в батон, по-научному — бар. Ситуация отчасти прояснилась, когда в математическую модель галактики ввели массивное темное гало, не дающее вклада в ее общую светимость и проявляющее себя лишь через гравитационное воздействие на звездную подсистему. О структуре, массе и других параметрах темных гало мы можем судить лишь по косвенным признакам.

Результаты проекта Millenium Simulation. Моделировалось движение 10 млрд материальных точек на протяжении 13 млрд лет. На верхнем кадре каждое яркое пятнышко соответствует галактике

Один из способов получить информацию о строении темных гало — изучение протяженных структур, которые образуются у галактик при их взаимодействии. Например, иногда при близком пролете одна галактика «крадет» у другой часть газа, «наматывая» его на себя в виде протяженного кольца. Если повезет и кольцо окажется перпендикулярным плоскости вращения галактики, то такая структура — полярное кольцо — может довольно долго просуществовать не разрушаясь. Но сам процесс формирования подобных деталей сильно зависит от распределения массы на больших расстояниях от центра галактики, где звезд уже почти нет. Например, существование протяженных полярных колец удается объяснить, только если масса темных гало будет примерно вдвое превышать массу светящегося вещества галактики.

Приливные хвосты также служат надежными индикаторами присутствия темной материи в периферийных областях галактик. Их можно назвать термометрами «наоборот»: чем больше масса темного вещества, тем короче «ртутный столбик», в роли которого выступает приливной хвост.

Два замечательных открытия внегалактической астрономии — существование темной материи и мержинг галактик — сразу взяли на вооружение космологи, тем более что ряд космологических наблюдательных тестов тоже указывал: темного вещества в природе примерно на порядок больше, чем обычного. Пожалуй, первое свидетельство существования скрытой массы было получено еще в 1933 году, когда Ф. Цвикки заметил, что галактики в скоплении Волос Вероники двигаются быстрее, чем ожидалось, а значит, должна быть какая-то невидимая масса, удерживающая их от разлета. Природа темной материи остается неизвестной, поэтому обычно говорят о некоем абстрактном холодном темном веществе (cold dark matter, CDM), которое с обычным веществом взаимодействует только гравитационно. Но именно оно благодаря своей большой массе служит тем активным фоном, на котором разыгрываются все сценарии зарождения и роста структур во Вселенной. Обычное же вещество лишь пассивно следует предлагаемому сценарию.

Эти представления легли в основу так называемого сценария иерархического скучивания. По нему первичные возмущения плотности темной материи возникают за счет гравитационной неустойчивости еще в молодой Вселенной, а затем умножаются, сливаясь друг с другом. В итоге образуется множество гравитационно-связанных темных гало, различающихся по массе и угловому (вращательному) моменту. Газ скатывается в гравитационные ямы темных гало (этот процесс называется аккрецией), что и приводит к появлению галактик. История слияний и аккреции каждого сгустка темной материи во многом определяет тип галактики, которая в нем зарождается.

Привлекательность сценария иерархического скучивания в том, что он очень неплохо описывает крупномасштабное распределение галактик. Самый впечатляющий численный эксперимент, проведенный в рамках этого сценария, носит название Millenium Simulation. О его результатах астрономы доложили в 2005 году. В эксперименте решалась задача N тел для 10 миллиардов (!) частиц в кубике с ребром 1,5 миллиарда парсек. В итоге удалось проследить эволюцию перепадов плотности темной материи от момента, когда Вселенной было всего 120 миллионов лет, до наших дней. За это время почти половина темной материи успела собраться в темные гало различных размеров, которых насчитывалось около 18 миллионов штук. И хотя полного и безоговорочного согласия с результатами наблюдений крупномасштабной структуры получить не удалось, все еще впереди.



В поисках пропавших карликов

Сценарий иерархического скучивания предсказывает, что в гало больших спиральных галактик, вроде нашей, должны существовать сотни «мини-ям», служащих зародышами карликовых галактик-спутников. Отсутствие такого количества небольших спутников создает некоторые трудности для стандартной космологии. Однако не исключено, что все дело просто в недооценке реального числа карликовых галактик. Именно поэтому так важен их целенаправленный поиск. С появлением больших цифровых обзоров неба, хранящихся в специальных электронных архивах и доступных всем желающим, астрономы все чаще ведут такой поиск не на небе, а на экране монитора.

В 2002 году команда исследователей под руководством Бет Вилман начала поиск неизвестных спутников Млечного Пути в Слоуновском цифровом обзоре неба. Поскольку поверхностная яркость у них ожидалась очень низкая — в сотни раз слабее ночного свечения атмосферы, — искать решили участки неба со статистически значимым избытком далеких красных гигантов — ярких звезд, находящихся на завершающей стадии своей эволюции. Первый успех пришел в марте 2005 года. В созвездии Большой Медведицы на расстоянии 300 тысяч световых лет от нас была открыта карликовая сфероидальная галактика. Она стала тринадцатым спутником Млечного Пути, причем с рекордно низкой светимостью — вместе все ее звезды излучают как один сверхгигант, например Денеб — ярчайшая звезда в созвездии Лебедя. Обнаружить эту галактику удалось на пределе возможностей метода. Чрезвычайно урожайным на спутники нашей Галактики оказался 2006 год, когда двумя другими командами исследователей было открыто сразу семь карликовых сфероидальных галактик вокруг Млечного Пути. И это, по-видимому, не предел.

Итак, галактики вырастают из маленьких систем, которые через множественные слияния образуют большие. Одновременно с процессом слияния происходит «осаждение» (аккреция) газа и маленьких галактик-спутников на большие галактики. Пока до конца неясно, в какой степени оба эти процесса определяют современный взрослый вид галактик — хаббловские типы.

Но и после взросления галактики продолжают меняться. С одной стороны, изменения вызываются гравитационными взаимодействиями между ними, которые могут даже приводить к смене типа галактики, а с другой — медленными процессами динамической эволюции уже вполне сформировавшихся объектов. Например, звездные диски спиральных галактик подвержены разного рода неустойчивостям. В них могут самопроизвольно образовываться бары«перемычки», при посредстве которых газ эффективно «сгоняется» в центральные области галактик, что ведет к перераспределению вещества в системе. Сами бары также медленно эволюционируют — растут как в длину, так и в ширину. Да и сама спиральная структура галактики — это результат действия неустойчивости.

Когда-то Хаббл разделил галактики следующим образом. Эллиптические были отнесены к ранним типам, а линейка спиральных — ко все более и более поздним. Возможно, из-за этого «камертону Хаббла» придавали эволюционный смысл. Однако динамическая эволюция галактик идет, скорее, в обратном направлении — от поздних типов к ранним в сторону медленного роста центральной сфероидальной подсистемы — балджа. Но так или иначе все три процесса — слияния, аккреции и медленной вековой эволюции — ответственны за внешний вид галактик. Многое в этой картине мы уже понимаем, но еще больше нам предстоит узнать и понять.
Список литературы

1 «Астрономия»

    Е.П. Левитан  1994 г. Издательство «Просвещение»

2 «Проблеммы современной астрофизики»

    И.С. Шкловский 1982 г.  Издательство «Наука»

3 «Гипотезы о звездах и Вселенной»

   В.А. Бронштейн 1974 г.  Издательство «Наука»

4 Интернет- ресурсы