Природа К изучена ещё мало. В зависимости от толкований природы красного смещения в их спектрах обсуждаются три гипотезы (начало 70-х гг.20 в). Наиболее правдоподобна космологическая гипотеза, согласно которой большие красные смещения свидетельствуют о том, что К. находятся на огромных расстояниях (до 10 гигапарсек) и принимают участие в расширении Метагалактики. На этом предположении основаны определения расстояний до К. (по красным смещениям) и оценки их масс и светимостей, В космологической гипотезе К. по абсолютным звёздным величинам (-27) и массам (около 10³⁸ кг, т.е.10⁸ масс Солнца) являются действительно сверхзвёздами. Физическая природа К. в этом случае связывается с гравитационным коллапсом массы газа, который остановлен вследствие магнитной турбуленции или вращения К.
Большой расход энергии на все виды электромагнитного излучения при этой гипотезе ограничивает активную стадию К.10⁴ годами. По мощности радиоизлучения (Квазары10¹² вт) К. сравнимы с радиогалактиками. Предполагается, что К. являются сверхмассивными звёздами радиусом порядка 10¹² м, плазма которых непрерывно, а также сильными взрывами выбрасывает потоки частиц различных энергий. В радиусе порядка 10¹⁶ м К. окружены облаками ионизованного газа, создающими яркие линии в спектрах К., а на расстояниях порядка 10¹⁹ м находятся облака релятивистских частиц, запертых в слабых магнитных полях, - радиоизлучающие области К.
Ближайшие К. находятся далее 200 мегапарсек. Относительные редкость и кратковременность их существования подтверждают предположение, что К. - это стадия эволюции крупных космических масс, например ядер галактик. Т.о., оказывается неслучайным сходство К. с N-галактиками, галактиками Сейферта и голубыми компактными галактиками по характеру спектров, вариациям блеска и радиоизлучения. Ближайшие К., у которых удалось рассмотреть на фотографиях структуру, оказались N-галактиками, на основании чего их объединили в один класс компактных сверхярких объектов. Загадочна природа объекта BL Ящерицы (и ещё нескольких), который по колебаниям блеска, радиоизлучению, показателям цвета и оптической структуре выглядит как типичный К., но в то же время не имеет в спектре никаких линий.
Согласно другой гипотезе, К. со скоростями, близкими к скорости света, разлетаются в результате взрыва в центре Галактики и выброса вещества массой около 10⁴⁰ кг, происшедших несколько млн. лет назад. По этой гипотезе массы К. составляют 10³¹ кг (5 масс Солнца), а расстояния до них 60-600 килопарсек. Однако неизвестны физические процессы, которые могли бы дать необходимую для взрыва энергию (10⁵⁸ дж).
В третьей гипотезе предполагается, что К. - компактные газовые объекты размерами 10¹⁶-10¹⁷ м и массами 10⁴²-10⁴³ кг, в спектрах которых линии имеют большие красные смещения гравитационного характера.

1.2 Пульсары

Даже по самым строжайшим критериям обнаружение пульсаров действительно является подлинным открытием. Это открытие, как это всегда бывает, с настоящим открытием, произошло случайно. Летом 1967 г. аспирантка известного английского радиоастронома Хьюиша мисс Бэлл неожиданно обнаружила на небе совершенно необычный радиоисточник. Этот источник излучал кратковременные радиоимпульсы, которые строго периодически, через каждые 1,33 секунды, повторялись. Вскоре были обнаружены еще три таких же источника с другими также "почти секундными" периодами.
Это открытие настолько ошеломило исследователей, что они, заподозрив, что эти сигналы имеют искусственное происхождение и посылаются некими "сверхцивилизациями", засекретили эти наблюдения и в течение почти полугода никто об этом не знал - случай беспрецедентный в истории астрономии... Только после того, как они убедились, что эти сигналы - не результат активности внеземных разумных цивилизаций, результаты наблюдений были опубликованы.
Не сразу было понято, что причиной строгой периодичности радиоимпульсов от этих новых источников (получивших название "пульсары") является быстрое вращение звездообразных объектов. Только вращение массивного тела может объяснить удивительное постоянство (с точностью до стомиллионной доли) периодов пульсаров. Более тщательные наблюдения показали, что на самом деле периоды не строго постоянны, а медленно растут. Представим себе, что излучение радиоволн не равномерно по всем направлениям, а сосредоточено внутри некоторого конуса, ось которого образует определенный угол с осью вращения. Теперь вообразим себе наблюдателя, который в какой-то момент времени находится на продолжении оси конуса. Ясно, что он сможет наблюдать радиоизлучение. Это будет возможно в течение некоторого времени до тех пор, пока из-за вращения звезды ось конуса уйдет, достаточно далеко. Однако через промежуток времени, равный периоду вращения звезды, радиоизлучение снова можно будет наблюдать. Эта простая модель пульсара изображена на рис.25.
Что же это за звезды, быстрое вращение которых есть причина наблюдаемого явления пульсаров? В 1967 г. был открыт пульсар с рекордно коротким периодом в 0,033 сек. (об этом замечательном пульсаре речь пойдет дальше). Так быстро вращаться может только очень маленькое тело. Ведь линейная скорость вращения на экваторе определяется школьной формулой: v = 2πR/T, где R - радиус вращающегося тела, T - период его вращения. Из этой формулы следует, что при T = 1/30 сек., учитывая, что скорость вращения никак не может превышать скорость света, радиус тела не превышает 1500 км, что в 4 раза меньше Земли. Но это является очень грубой оценкой верхней границы размеров вращающегося тела. Так как линейная экваториальная скорость вращения по простым причинам должна быть в десятки раз меньше скорости света, непосредственно ясно, что линейные размеры пульсаров не могут превышать несколько десятков километров. Но если это так, то пульсары - это не что иное, как нейтронные звезды!

Имеется и другое доказательство этого важнейшего вывода. Упомянутый выше рекордно-короткопериодический пульсар (получивший название NP 0532) расположен... в центре Крабовидной туманности! Другой пульсар, период которого всего лишь в три раза длиннее (0,089 с), также находится внутри туманности, являющейся более старым остатком вспышки сверхновой. Итак, пульсары находятся там, где положено находиться нейтронным звездам, которые должны образоваться при вспышках сверхновых! То обстоятельство, что не во всех остатках вспышек сверхновых наблюдаются пульсары и только малая часть пульсаров (их сейчас известно свыше трехсот) находится в остатках сверхновых, не должно нас смущать. Дело в том, что пульсар может быть обнаружен только при "благоприятной" по отношению к нам ориентации его оси вращения. Это ясно из рис.25. Если учесть это, оказывается, что едва ли 5% всех пульсаров можно хотя бы в принципе наблюдать. Поразительно, что Крабовидная туманность, помимо тех замечательных особенностей, о которых говорилось выше, еще имеет и пульсар, "удачно" ориентированный по отношению к Земле...
Пульсары - слабые источники космического излучения, всплески которого следуют друг за другом с очень медленно изменяющимся периодом. Первый П. был открыт в 1967 в Великобритании; к 1975 известно уже около 100 объектов этого вида. По типу радиоизлучения П. отличаются от всех известных ранее источников космического радиоизлучения, характеризующихся либо постоянной интенсивностью (галактики или радиогалактики), либо нерегулярными всплесками радиоизлучения (Солнце, некоторые вспыхивающие звёзды).
Для известных П. значения периода (т.е. интервала времени между двумя последовательными всплесками излучения) заключены в интервале между 0,033 сек и 3,75 сек. Первые наблюдения П. свидетельствовали о чрезвычайно высоком постоянстве их периодов. Однако при последующих наблюдениях было установлено, что периоды П. очень медленно возрастают.д.ля большинства П. время, в течение которого период возрастает вдвое, совпадает по порядку величины с их возрастом и составляет миллионы и десятки миллионов лет. Однако имеются два П., у которых время удвоения периода существенно меньше, а именно: у П., находящегося внутри Крабовидной туманности, являющейся остатком взрыва Сверхновой 1054, период удваивается за 2400 лет, а у П. внутри сверхновой в созвездии Паруса - за 24 тыс. лет. Эти П. - самые молодые и имеют наиболее короткие периоды. Существование у них оболочек, характерных для сверхновых звёзд, свидетельствует в пользу того, что П. образуются в результате взрыва сверхновых. Отсутствие же таких оболочек у других, более старых П. объясняется, по-видимому, тем, что они уже успели рассеяться в пространстве. Интересная особенность молодых П. - внезапные скачкообразные уменьшения периода в результате бурных процессов, происходящих в них. Практически все П. наблюдаются только в радиодиапазоне электромагнитного излучения. Исключение составляет только П. в Крабовидной туманности, который можно наблюдать также в оптическом, рентгеновском и гамма-диапазонах.
Исследования радиоизлучения П. в диапазоне радиоволн с длиной от 10 см до 10 м позволили установить, что максимум излучения приходится, как правило, на метровые волны. Было также обнаружено, что один и тот же импульс на разных длинах волн регистрируется при наблюдениях не одновременно: сначала Земли достигает излучение с более короткой длиной волны, а затем - с более длинной. Это разделение всплеска радиоизлучения объясняется тем, что при распространении радиоволн в плазме, заполняющей межзвёздное пространство, скорость коротковолнового излучения близка к скорости света в вакууме, а для длинноволнового - заметно меньше. Т.о., время запаздывания импульса, наблюдаемого в двух несовпадающих длинах волн, пропорционально расстоянию до П. и средней концентрации электронов на луче зрения. Поскольку концентрация электронов на луче зрения известна, то, измерив поток радиоизлучения на Земле и установив время запаздывания, можно определить расстояние до П. и оценить мощность радиоизлучения. Оказалось, что расстояния до известных сейчас П. заключены в интервале от десятков пс до нескольких кпс, а мощность радиоизлучения каждого из них в миллионы раз больше радиоизлучения Солнца даже в периоды его бурной активности.
Наиболее вероятное объяснение П. даёт теория вращающегося "маяка". Согласно данной теории, П. представляет собой вращающуюся звезду, излучающую узкий пучок радиоволн. Наблюдатель, попадающий в этот пучок, видит периодически повторяющиеся импульсы радиоизлучения. В теории "маяка" период П. равен периоду вращения звезды; это объясняет высокое постоянство периодов П. Модель "маяка" объясняет и многие др. данные наблюдений, в частности медленное увеличение периода является следствием замедления вращения звезды. Однако возникли серьёзные затруднения с выбором класса звёзд, который мог бы обеспечить наблюдаемые явления. Для того чтобы обеспечить очень высокую угловую скорость вращения, характерную для П., звезда должна быть весьма компактной, иметь малые размеры. Белые и красные карлики (компактные звёзды) не могут иметь таких угловых скоростей вращения: они были бы немедленно разорваны центробежными силами. Единственным приемлемым классом звёзд оказался известный только на основании теоретических исследований класс нейтронных звёзд (См. Нейтронные звёзды). Наблюдения П. явились, Т.о., подтверждением существования нейтронных звёзд. Нейтронные звёзды характеризуются очень малыми размерами: диаметр нейтронной звезды с массой, равной примерно массе Солнца, составляет всего несколько десятков км. Плотность вещества внутри таких звёзд достигает 10¹⁴ - 10¹⁵ г/см³, т.е. имеет порядок плотности вещества внутри атомных ядер. Нейтронная звезда - это как бы колоссальное атомное ядро, состоящее в основном из нейтронов. Источник энергии, излучаемой П., - кинетическая энергия вращения нейтронной звезды. Механизм излучения П. связан с существованием на их поверхности сильных магнитных полей с напряжённостью, достигающей тысяч млрд. э. Трансформация кинетической энергии вращения звезды в излучение происходит, по-видимому, вследствие того, что вращающаяся магнитная звезда индуцирует вокруг себя электрическое поле, ускоряющее частицы окружающей П. плазмы до высоких энергий. Эти ускоренные частицы и дают наблюдаемое излучение.
В 70-х гг. открыты П., излучающие главным образом в рентгеновском диапазоне. Эти П. оказались нейтронными звёздами, входящими в состав двойных звёздных систем. Второй компонент в этих системах - нормальная звезда. Газ из оболочки нормальной звезды течёт к нейтронной звезде, закручивается вокруг неё и в конце концов вдоль магнитных силовых линий поля нейтронной звезды падает на её поверхность. В результате возникает направленное рентгеновское излучение, которое и создаёт эффект пульсаций для наблюдателя, попадающего в пучок направленного излучения.

1.3 Излучение водорода. мистериум. мазеры

Значительное количество сведений о природе межзвездного газа было получено за последние три десятилетия благодаря весьма эффективному применению радиоастрономических методов. Особенно плодотворными были исследования межзвездного газа на волне 21 см. Что это за волна? Еще в сороковых годах теоретически было предсказано, что нейтральные атомы водорода в условиях межзвездного пространства должны излучать спектральную линию с длиной волны 21 см. Дело в том, что основное, самое "глубокое" квантовое состояние атома водорода состоит из двух очень близких уровней. Эти уровни различаются ориентациями магнитных моментов ядра атома водорода (протона) и вращающегося вокруг него электрона. Если моменты ориентированы параллельно, получается один уровень, если антипараллельно - другой. Энергия одного из этих уровней несколько больше другого (на величину, равную удвоенному значению энергии взаимодействия магнитных моментов электрона и протона). Согласно законам квантовой физики, время от времени должны самопроизвольно происходить переходы с уровня большей энергии на уровень меньшей энергии. При этом будет излучаться квант с частотой, пропорциональной разности энергий уровней. Так как последняя в нашем случае очень мала, то и частота излучения будет низкой. Соответствующая длина волны будет равна 21 см.
Расчеты показывают, что такие переходы между уровнями атома водорода происходят чрезвычайно редко: в среднем для одного атома имеет место один переход в 11 млн. лет! Чтобы почувствовать ничтожную величину вероятности таких процессов, достаточно сказать, что при излучении спектральных линий в оптическом диапазоне переходы происходят каждую стомиллионную долю секунды. И все же оказывается, что эта линия, излучаемая межзвездными атомами, имеет вполне наблюдаемую интенсивность.
Так как межзвездные атомы имеют различные скорости по лучу зрения, то из-за эффекта Доплера излучение в линии 21 см будет "размазано" в некоторой полосе частот около 1420 МГц (эта частота соответствует длине волны 21 см). По распределению интенсивности в этой полосе (так называемому "профилю линии") можно изучить все движения, в которых участвуют межзвездные атомы водорода. Таким путем удалось исследовать особенности галактического вращения межзвездного газа, беспорядочные движения отдельных его облаков, а также его температуру. Кроме того, из этих наблюдений определяется количество атомов водорода в межзвездном пространстве. Мы видим, таким образом, что радиоастрономические исследования на волне 21 см являются мощнейшим методом изучения межзвездной среды и динамики Галактики. В последние годы этим методом изучаются другие галактики, например туманность Андромеды. По мере увеличения размеров радиотелескопов будут открываться все новые возможности изучения более удаленных галактик при помощи радиолинии[5] водорода.
В конце 1963 г. была обнаружена еще одна межзвездная радиолиния, принадлежащая молекулам гидроксила OH, с длиной волны 18 см. Существование этой линии было теоретически предсказано автором этой книги еще в 1949 г. В направлении на галактический центр интенсивность этой линии (которая наблюдается в поглощении) оказалась очень высокой. (Линия OH состоит из четырех близких по частотам компонент 1612, 1665, 1667 и 1720 МГц). Это подтверждает сделанный выше вывод, что в отдельных областях межзвездного пространства газ находится преимущественно в молекулярном состоянии.
В 1967 г. была открыта радиолиния воды H2O с длиной волны 1,35 см. Исследования газовых туманностей в линиях OH и H2O привели к открытию космических мазеров
За последние 20 лет, протекшие после открытия межзвездной радиолинии OH, было открыто много других радиолиний межзвездного происхождения, принадлежащих различным молекулам. Полное число обнаруженных таким образом молекул уже превышает 50. Среди них особенно большое значение имеет молекула CO, радиолиния которой с длиной волны 2,64 мм наблюдается почти во всех областях межзвездной среды. Есть молекулы, радиолинии от которых наблюдаются исключительно в плотных, холодных облаках межзвездной среды. Довольно неожиданным было обнаружение в таких облаках радиолиний весьма сложных многоатомных молекул, например, CH3HCO, CH3CN и др. Это открытие, возможно, имеет отношение к волнующей нас проблеме происхождения жизни во Вселенной. Если открытия будут и дальше делаться в таком темпе, кто знает, не будут ли обнаружены нашими приборами межзвездные молекулы ДНК и РНК?
Весьма полезным является то обстоятельство, что соответствующие радиолинии, принадлежащие различным изотопам одной и той же молекулы, имеют довольно заметно различающиеся длины волн. Это позволяет исследовать изотопный состав межзвездной среды, что имеет большое значение для изучения проблемы эволюции вещества во Вселенной. В частности, раздельно наблюдаются такие изотопные комбинации окиси углерода: 12C16O, 13C16O и 12C18O.
Области межзвездной среды, окружающей горячие звезды, где водород полностью ионизован ("зоны HII"), весьма успешно исследуются при помощи так называемых "рекомбинационных" радиолиний, существование которых было теоретически предсказано еще до их открытия советским астрономом Н.С. Кардашевым, много занимавшимся также проблемой связи с внеземными цивилизациями "Рекомбинационные" линии возникают при переходах между весьма высоко возбужденными атомами (например, между 108 и 107 уровнями атома водорода). Столь "высокие" уровни могут существовать в межзвездной среде только по причине ее чрезвычайно низкой плотности. Заметим, например, что в солнечной атмосфере могут существовать только первые 28 уровней атома водорода; более высокие уровни разрушаются благодаря взаимодействию с частицами окружающей плазмы.
Уже сравнительно давно астрономы получили ряд косвенных доказательств наличия межзвездных магнитных полей. Эти магнитные поля связаны с облаками межзвездного газа и движутся вместе с ними. Напряженность таких полей около 10-5 Э, т.е. в 100 тыс. раз меньше напряженности земного магнитного поля на поверхности нашей планеты. Общее направление магнитных силовых линий совпадает с направлением ветвей спиральной структуры Галактики. Можно сказать, что сами спиральные ветви представляют собой гигантских размеров магнитные силовые трубки.
В конце 1962 г. факт существования межзвездных магнитных полей был установлен английскими радиоастрономами путем прямых наблюдений. С этой целью исследовались весьма тонкие поляризационные эффекты в радиолинии 21 см, наблюдаемой в поглощении в спектре мощного источника радиоизлучения - Крабовидной туманности. (Линия поглощения 21 см, обусловленная межзвездным водородом, образуется в радиоспектре какого-либо источника совершенно таким же образом, как линии межзвездного кальция в спектрах удаленных горячих звезд) Если межзвездный газ находится в магнитном поле, можно ожидать расщепления линии 21 см на несколько компонент, отличающихся поляризацией. Так как величина магнитного поля очень мала, это расщепление будет совершенно ничтожным. Кроме того, ширина линии поглощения 21 см довольно значительна. Единственное, что можно ожидать в такой ситуации, - это небольшие систематические различия поляризации в пределах профиля линий поглощения. Поэтому уверенное обнаружение этого тонкого эффекта - замечательное достижение современной науки. Измеренное значение межзвездного магнитного поля оказалось в полном соответствии с теоретически ожидаемым согласно косвенным данным.
Для исследований межзвездных магнитных полей применяется и радиоастрономический метод, основанный на изучении вращения плоскости поляризации радиоизлучения внегалактических источников (радиоизлучение от метагалактических источников линейно поляризовано, причем степень поляризации обычно порядка нескольких процентов. Поляризация этого радиоизлучения объясняется его синхротронной природой при его прохождении через "намагниченную" межзвездную среду ("явление Фарадея"). Этим методом уже сейчас удалось получить ряд важных данных о структуре межзвездных магнитных полей. В последние годы в качестве источников поляризованного излучения для измерения межзвездного магнитного поля таким методом используются пульсары.
Межзвездные магнитные поля играют решающую роль при образовании плотных холодных газопылевых облаков межзвездной среды, из которых конденсируются звезды.
С межзвездными магнитными полями тесно связаны первичные космические лучи, заполняющие межзвездное пространство. Это частицы (протоны, ядра более тяжелых элементов, а также электроны), энергии которых превышают сотни миллионов электрон вольт, доходя до 1020 - 1021 эВ. Они движутся вдоль силовых линий магнитных полей по винтовым траекториям. Электроны первичных космических лучей, двигаясь в межзвездных магнитных полях, излучают радиоволны. Это излучение наблюдается нами как радиоизлучение Галактики (так называемое "синхротронное излучение"). Таким образом, радиоастрономия открыла возможность изучать космические лучи в глубинах Галактики и даже далеко за ее пределами. Она впервые поставила проблему происхождения космических лучей на прочный научный фундамент.
В 1966 г. совершенно неожиданно выявилась возможность наблюдать протозвезды на ранних стадиях их эволюции. Мы уже упоминали в третьей главе этой книги об открытии методом радиоастрономии ряда молекул в межзвездной среде, прежде всего гидроксила OH и паров воды H2O. Велико же было удивление радиоастрономов, когда при обзоре неба на волне 18 см, соответствующей радиолинии OH, были обнаружены яркие, чрезвычайно компактные (т.е. имеющие малые угловые размеры) источники. Это было настолько неожиданно, что первое время отказывались даже верить, что столь яркие радиолинии могут принадлежать молекуле гидроксила. Была высказана гипотеза, что эти линии принадлежат какой-то неизвестной субстанции, которой сразу же дали "подходящее" имя "мистериум". Однако "мистериум" очень скоро разделил судьбу своих оптических "братьев" - "небулия" и "корония". Дело в том, что многие десятилетия яркие линии туманностей и солнечной короны не поддавались отождествлению с какими бы то ни было известными спектральными линиями. Поэтому их приписывали неким, неизвестным на земле, гипотетическим элементам - "небулию" и "коронию". Не будем снисходительно улыбаться над невежеством астрономов начала нашего века: ведь теории атома тогда еще не было! Развитие физики не оставило в периодической системе Менделеева места для экзотических "небожителей": в 1927 г. был развенчан "небулий", линии которого с полной надежностью были отождествлены с "запрещенными" линиями ионизованных кислорода и азота, а в 1939 - 1941 гг. было убедительно показано, что загадочные линии "корония" принадлежат многократно ионизованным атомам железа, никеля и кальция.
Если для "развенчания" "небулия" и "корония" потребовались десятилетия, то уже через несколько недель после открытия стало ясно, что линии "мистериума" принадлежат обыкновенному гидроксилу, но только находящемуся в необыкновенных условиях.
Дальнейшие наблюдения, прежде всего, выявили, что источники "мистериума" имеют исключительно малые угловые размеры. Это было показано с помощью тогда еще нового, весьма эффективного метода исследований, получившего название "радиоинтерферометрия на сверхдлинных базах". Суть метода сводится к одновременным наблюдениям источников на двух радиотелескопах, удаленных друг от друга на расстояния в несколько тысяч км. Как оказывается, угловое разрешение при этом определяется отношением длины волны к расстоянию между радиотелескопами. В нашем случае эта величина может быть ~ 3 • 10-8 рад или несколько тысячных секунды дуги! Заметим, что в оптической астрономии такое угловое разрешение пока совершенно недостижимо.
Такие наблюдения показали, что существуют по крайней мере три класса источников "мистериума". Нас здесь будут интересовать источники 1 класса. Все они находятся внутри газовых ионизованных туманностей, например в знаменитой туманности Ориона. Как уже говорилось, их размеры чрезвычайно малы, во много тысяч раз меньше размеров туманности. Всего интереснее, что они обладают сложной пространственной структурой. Рассмотрим, например, источник, находящийся в туманности, получившей название W3.

На рис.13 приведен профиль линии OH, излучаемый этим источником. Как видим, он состоит из большого количества узких ярких линий. Каждой линии соответствует определенная скорость движения по лучу зрения излучающего эту линию облака. Величина этой скорости определяется эффектом Доплера. Различие скоростей (по лучу зрения) между различными облаками достигает ~ 10 км/с. Упомянутые выше интерферометрические наблюдения показали, что облака, излучающие каждую линию, пространственно не совпадают. Картина получается такая: внутри области размером приблизительно 1,5 секунды дуги движутся с разными скоростями около 10 компактных облаков. Каждое облако излучает одну определенную (по частоте) линию. Угловые размеры облаков очень малы, порядка нескольких тысячных секунды дуги. Так как расстояние до туманности W3 известно (около 2000 пк), то угловые размеры легко могут быть переведены в линейные. Оказывается, что линейные размеры области, в которой движутся облака, порядка 10-2 пк, а размеры каждого облака всего лишь на порядок величины больше расстояния от Земли до Солнца.
Возникают вопросы: что это за облака и почему они так сильно излучают в радиолиниях гидроксила? На второй вопрос ответ был получен довольно скоро. Оказалось, что механизм излучения вполне подобен тому, который наблюдался в лабораторных мазерах и лазерах.
Итак, источники "мистериума" - это гигантские, природные космические мазеры, работающие на волне линии гидроксила, длина которой 18 см. Именно в мазерах (а на оптических и инфракрасных частотах - в лазерах) достигается огромная яркость в линии, причем спектральная ширина ее мала. Как известно, усиление излучения в линиях благодаря такому эффекту возможно тогда, когда среда, в которой распространяется излучение, каким-либо способом "активирована". Это означает, что некоторый "сторонний" источник энергии (так называемая "накачка") делает концентрацию атомов или молекул на исходном (верхнем) уровне аномально высокой. Без постоянно действующей "накачки" мазер или лазер невозможны. Вопрос о природе механизма "накачки" космических мазеров пока еще окончательно не решен. Однако, скорее всего "накачкой" служит достаточно мощное инфракрасное излучение. Другим возможным механизмом "накачки" могут быть некоторые химические реакции.
Поток радиоизлучения от некоторых космических мазеров настолько велик, что мог бы быть обнаружен даже при техническом уровне радиоастрономии лет 35 тому назад, т.е. еще до изобретения мазеров и лазеров! Для этого надо было "только" знать точную длину волны радиолинии OH и заинтересоваться проблемой. Кстати, это не первый случай, когда в естественных условиях реализуются важнейшие научно-технические проблемы, стоящие перед человечеством. Термоядерные реакции, поддерживающие излучение Солнца и звезд, стимулировали разработку и осуществление проектов получения на Земле ядерного "горючего", которое в будущем должно решить все наши энергетические проблемы. Увы, мы пока еще далеки от решения этой важнейшей задачи, которую природа решила "запросто". Полтора века тому назад основатель волновой теории света Френель заметил (по другому поводу, конечно): "Природа смеется над нашими трудностями". Как видим, замечание Френеля еще более справедливо в наши дни.

1.4 Туманности

В 1949 г. было обнаружено, что Крабовидная туманность является мощным источником радиоизлучения. Вскоре удалось объяснить природу этого явления: излучают сверхэнергичные электроны, движущиеся в магнитных полях, находящихся в этой туманности. Раньше мы уже упоминали, что та же причина объясняет общее радиоизлучение Галактики. Таким образом, при вспышке сверхновой звезды каким-то способом (пока еще до конца не понятным) образуется огромное количество частиц сверхвысоких энергий - космических лучей. Применяя теорию "синхротронного" излучения релятивистских электронов, по измеренному потоку радиоизлучения и известным расстояниям и размерам туманности удалось оценить полное количество находящихся в ней космических лучей. По мере расширения и рассеяния туманности заключенные в ней космические лучи выходят в межзвездное пространство. Если учесть, как часто вспыхивают сверхновые звезды в Галактике, то образующихся при этих вспышках космических лучей оказывается достаточно для заполнения ими всей Галактики с наблюдаемой плотностью.


Таким образом, впервые со всей очевидностью удалось доказать, что вспышки сверхновых звезд являются одним из основных источников пополнения Галактики космическими лучами; кроме того, они обогащают межзвездную среду тяжелыми элементами. Это имеет огромное значение для эволюции звезд и всей Галактики в целом.
Крабовидная туманность обладает еще одной удивительной особенностью. Как показал автор этой книги в 1953 г., ее оптическое излучение, по крайней мере на 95%, обусловлено также сверхэнергичными электронами, т.е. имеет "синхротронную" природу. Энергия электронов, излучающих в оптическом диапазоне длин волн, в сотни раз больше энергии электронов, излучающих радиоволны, она достигает 1011 - 1012 эВ. На основе новой теории оптического излучения Крабовидной туманности удалось предсказать, что это излучение должно быть поляризованным. Советские и американские наблюдения полностью подтвердили этот вывод теории. Тем самым все теоретические выводы, касающиеся природы радиоизлучения и оценок количества космических частиц, нашли полное подтверждение. В настоящее время синхротронное оптическое излучение обнаружено еще у нескольких объектов, преимущественно радиогалактик. Его исследование имеет очень большое значение для астрономии и физики.
В 1963 г. при помощи ракеты с установленными на ней приборами удалось обнаружить довольно мощное рентгеновское излучение от Крабовидной туманности.
В следующем, 1964 г., во время покрытия этой туманности Луной удалось показать, что этот источник рентгеновского излучения протяженен, хотя его угловые размеры в 5 раз меньше угловых размеров "Краба". Следовательно, рентгеновское излучение испускает не звезда, некогда вспыхнувшая как сверхновая, а сама туманность. Было доказано, что рентгеновское излучение Крабовидной туманности имеет также синхротронную природу и обусловлено сверхэнергичными релятивистскими электронами с энергией порядка 1013 - 1014 эВ. Дальнейшие наблюдения показали, что все без исключения туманности - остатки вспышек сверхновых звезд - оказываются более или менее мощными источниками радиоизлучения, имеющего ту же природу, что и у Крабовидной туманности. Особенно мощным источником радиоизлучения является туманность, находящаяся в созвездии Кассиопеи. На метровых волнах поток радиоизлучения от нее в 10 раз превышает поток от Крабовидной туманности, хотя она дальше последней. В оптических лучах эта быстро расширяющаяся туманность очень слаба. Как сейчас доказано, туманность в Кассиопее - остаток вспышки сверхновой, имевшей место около 300 лет назад. Не совсем ясно, почему вспыхнувшую звезду тогда не заметили. Ведь уровень развития астрономии в Европе был тогда довольно высок. Туманности - остатки вспышек сверхновых звезд, случившихся даже десятки тысяч лет назад, выделяются среди других туманностей своим мощным радиоизлучением.

1.5 Радиогалактики

Иногда среди галактик попадаются удивительные объекты, например "радиогалактики"[6]. Это такие звездные системы, которые излучают огромное количество энергии в радиодиапазоне. У некоторых радиогалактик поток радиоизлучения в несколько раз превышает поток оптического излучения, хотя в оптическом диапазоне их светимость очень велика - в несколько раз превосходит полную светимость нашей Галактики. Напомним, что последняя складывается из излучения сотен миллиардов звезд, многие из которых в свою очередь излучают значительно сильнее Солнца. Классический пример такой радиогалактики - знаменитый объект Лебедь А. В оптическом диапазоне это два ничтожных световых пятнышка 17-й звездной величины. На самом деле их светимость очень велика, примерно в 10 раз больше, чем у нашей Галактики. Слабой эта система кажется потому, что она удалена от нас на огромное расстояние - 600 млн. световых лет. Однако поток радиоизлучения от Лебедя А на метровых волнах настолько велик, что превышает даже поток радиоизлучения от Солнца (в периоды, когда на Солнце нет пятен). Но ведь Солнце очень близко - расстояние до него "всего лишь" 8 световых минут; 600 млн. лет - и 8 мин! А ведь потоки излучения, как известно, обратно пропорциональны квадратам расстояний!
Термин "Радиогалактики" был введен в результате отождествления в 1949 г. мощных источников космического радиоизлучения с относительно слабыми источниками оптического излучения - далекими галактиками. Таким образом, галактики, отождествленные с сильными радиоисточниками, и стали называть радиогалактиками. В литературе 70-х (Пахольчик, 1977), посвященной радиогалактикам, иногда под этим термином понимаются просто внегалактические радиоисточники. Общую классификацию наблюдаемых характеристик галактик можно найти, например, у Засова (1993), наc же интересуют свойства именно радиогалактик. Следует заметить, что выделение радиогалактик в особый класс условно, так как практически все галактики излучают в радиодиапазоне, но с большим различием в мощности излучения. С другой стороны, многие квазары, являющиеся радиоисточниками, также представляют собой звездные системы и могут называться радиогалактиками. Радиогалактики и квазары очень похожи по многим параметрам. Например, по радиоизображениям практически невозможно сказать, к какому из этих двух классов объектов принадлежит источник. Кроме того, существуют объединяющие модели, объясняющие разницу свойств объектов их ориентацией по отношению к лучу зрения.

1.5.1 Наиболее известные радиогалактики

Среди наиболее известных радиогалактик следует упомянуть Лебедь А, Центавр А, Дева А, Печь А, с которых и началось исследование этого класса объектов.
Лебедь А
Лебедь А - самый мощный внегалактический источник радиоизлучения, расположенный в созвездии Лебедя. Отождествлен в 1951 г. с эллиптической галактикой 16-ой звездной величины. Красное смещение галактики z=0.057. Газово-пылевой слой в центре галактики обусловливает характерное раздвоение ее оптического изображения. Оптическими методами обнаружено излучение сильно ионизованной плазмы в области ядра галактики. Галактика вращается вокруг оси, лежащей в картинной плоскости и направленной вдоль прямой, соединяющей два ярких компактных компонента радиоизлучения. Угловое расстояние между яркими областями компонентов двойной структуры около 2' (приблизительно 80 кпк). Верхний предел скорости разлета компонентов равен 0.02 скорости света. В ядре галактики обнаружен компактный радиоисточник с плоским спектром. Полная радиосветимость доминирующей в радиоизлучении двойной структуры - порядка 3x10⁴⁴эрг/с и сравнима с радиосветимостью двойных структур многих квазаров.
Центавр А
Центавр А (NGC 5128) - радиоисточник в созвездии Центавра, ближайшая к нам радиогалактика (расстояние до нее около 4 Мпк). Галактика имеет сфероидальную форму, разделенную поглощающим свет звезд газово-пылевым диском, наблюдаемым практически с ребра. Радиоизображение галактики показывает, что Центавр А содержит протяженный радиоисточник, который представляет собой старую, сильно расширившуюся структуру. Общая протяженность источника вдоль большой оси около 500кпк. Помимо протяженного источника в центральной области (в пределах оптического изображения галактики), обнаружена сравнительно компактная двойная радиоструктура с расстоянием между компонентами около 12 кпк. В самом центре галактики (в ее ядре) находится очень компактный радиоисточник, интенсивность излучения которого резко растет с уменьшением длины волны в сантиметровом и миллиметровом диапазонах. Радиосветимость протяженного радиоисточника - около 10⁴²эрг/с, а заключенная в нем энергия - около 10⁵⁹ эрг.
Орбитальный телескоп "Чандра" получил снимок гигантских плазменных струй, выбрасываемых из центра галактики Центавр А, где находится сверхмассивная черная дыра. Такие струи образованы из вещества аккреционного диска вокруг сверхмассивной черной дыры и ориентированы вдоль оси ее вращения.
Дева А
Дева А (NGC 4486, M 87) - радиоисточник сравнительно небольшой радиосветимости (~10⁴²), принадлежащий массивной E-галактике (тип cD), расположенный в созвездии Девы на расстоянии около 15 Мпк. Галактика особенно интересна тем, что с одной стороны от ее ядра наблюдается выброс вещества ("джет"), излучение которого имеет синхротронную природу. Выброс имеет длину около 20 секунд дуги (около 1.5кпк), он разбивается на отдельные сгустки (узлы) и излучает не только в радио, но и в оптическом диапазоне.
Свидетельством несомненной синхротронной природы излучения выброса является сильная (до 20-35%) линейная поляризация оптического излучения. Сильно линейно поляризовано (до 12-17%) и радиоизлучение. Выброс погружен в более широкий (около 40" дуги) "радиококон". Симметрично этому радиоисточнику с противоположной стороны от центра галактики расположен второй компонент радиоизлучения точно такой же конфигурации, однако в нем нет никаких заметных оптических следов контрвыброса. Односторонний вид выброса в радиогалактике Дева А, скорее всего, есть результат направленного на наблюдателя его движения и излучения. При этом либо сгустки струи движутся с релятивистской (близкой к скорости света) скоростью, и поэтому из-за эффекта Доплера их излучение более интенсивно, чем излучение контрвыброса, либо мы имеем дело с анизотропно излучающими потоками релятивистских электронов в сложных петлеобразных элементах структуры биполярного магнитного поля радиогалактики, что также может обусловить односторонний вид выброса. Помимо выброса в двух сравнительно компактных радиоисточниках по обе стороны от центра галактики, Дева А имеет еще и протяженный радиоисточник размером 12’x16' относительно низкой поверхностной яркости. Он обнаруживает сложную структуру, а его наблюдаемая вытянутость с севера на юг, так же как и заметная деформация в этом направлении центрального двойного радиоисточника, обусловлена, вероятно, движением галактики через сравнительно плотную межгалактическую среду скопления галактик в Деве.
Печь А
Радиоисточник Печь А (NGC 1316) состоит из двух больших компонентов, имеющий сложную структуру размеров около 200 кпк каждый. Все энергичные электроны и магнитное поле в компонентах переносятся с помощью эффективного пучка. Эта энергия в центре NGC 1316 выделяется за счет "пленения" маленьких соседних галактик. Ударные волны и остатки поглощенных галактик создают кольцеподобную структуру и другие особенности в окружающем веществе.

1.5.2 Сейфертовские галактики

Галактики, для которых характерно радиоизлучение аномально большой мощности по сравнению с нормальными галактиками (такими, например, как наша Галактика или Большая галактика Андромеды). Радиогалактики составляют наиболее многочисленную группу внегалактических радиоисточников и по характеру радиоизлучения примыкают, с одной стороны, к квазарам (См. Квазары), а с другой - к нормальным (спиральным) галактикам. Однако не установлено (1975), составляют ли радиогалактики особую группу объектов или это лишь особая стадия эволюции любой галактики. Подавляющее большинство радиогалактик относится к типу гигантских эллиптических галактик, к их числу принадлежат также галактики с особенностями в ядрах: сейфертовские[7] и N-галактики. Примерно для 100 радиогалактик измерено Красное смещение, и, Т.о., может быть определено и расстояние. Самый удалённый объект из них - радиогалактика ЗС 295 с красным смещением 0,46. Светимость радиогалактики в радиодиапазоне составляет 10⁴⁰-10⁴⁵ эрг/сек (для нормальных галактик - 10³⁷-10³⁸ эрг/сек).
Примерно 1% всех спиральных галактик является сейфертовским. Все говорит о том, что сейфертовские галактики - это более или менее часто повторяющийся этап в развитии нормальных спиральных галактик. Мы можем еще сказать, что это нормальные галактики, у которых ядра находятся в активном состоянии.
Вполне возможно и даже весьма вероятно, что много миллионов лет назад ядро нашей Галактики было "сейфертовским", т.е. активным. Так как Солнце и вся наша планетная система находятся очень близко от галактической плоскости, где много космической пыли, мы не можем методами оптической астрономии наблюдать ядро нашей Галактики. Однако в радио - и инфракрасном диапазоне это оказывается возможным. На рис.31 приведено "радиоизображение" области галактического центра. Компактный источник размерами в 10 секунд дуги в центре рис.31 и есть ядро нашей Галактики. Так как оно находится от нас на расстоянии около 30000 световых лет, его линейные размеры оказываются меньше одного парсека. Недавние радиоастрономические наблюдения показали, что в центре ядра имеется еще меньшее образование, размеры которого меньше нескольких тысячных парсека. По всем признакам в настоящее время ядро нашей Галактики "спокойно", хотя следы его довольно высокой активности в прошлом можно и сейчас наблюдать в виде газовых струй, поднимающихся над плоскостью Галактики на расстояние в несколько сотен парсек.
Интересно, что галактическое ядро также является источником инфракрасного излучения. Угловые размеры этого источника 10 секунд дуги, т.е. такие же, как и у совпадающего с ним радиоисточника. Из-за огромной величины поглощения света межзвездной пылью оптическое излучение ядра нашей Галактики наблюдать нельзя. Тем не менее из анализа инфракрасного излучения ядра можно сделать вывод, что там, в области поперечником всего лишь в 1 пк, находится несколько миллионов звезд. Это означает, что звездная плотность ядра нашей Галактики в десятки миллионов раз больше, чем в "галактических" окрестностях Солнца!
В центре туманности Андромеды в оптических лучах наблюдается компактный объект с угловыми размерами 1" x 1,5". Его видимая звездная величина около 12 m. Так как расстояние до этой гигантской звездной системы около 700000 пк, то линейные размеры ее ядра 3 x 5 пк, а светимость соответствует нескольким десяткам миллионов Солнц. Заметим, что оптические наблюдения ядра туманности Андромеды возможны потому, что ее экваториальная плоскость наклонена к лучу зрения под большим углом, так что протяженность поглощающего свет слоя межзвездной пыли сравнительно невелика. Между тем из-за того, что Солнце находится очень близко от галактической плоскости, к которой концентрируется межзвездная пыль, излучение от центра нашей Галактики проходит через огромную толщу поглощающего свет вещества.


Радиоизлучающие области обычно имеют довольно сложную структуру; для них характерно наличие протяжённых (прозрачных) и компактных (непрозрачных) областей. Большинство Р. состоит из 2 источников радиоизлучения, удалённых от оптической компоненты галактики на значительное расстояние. Часто область радиоизлучения содержит несколько компонент меньшего размера. Радиоизлучение Р. обычно линейно поляризовано, что свидетельствует об однородности магнитного поля в большом масштабе. Для многих объектов характерна переменность радиоизлучения, относящаяся в основном к компактным областям. У некоторых Р. наряду с переменностью радиоизлучения наблюдаются изменения их блеска в оптическом диапазоне.
Радиоизлучение Р., по-видимому, имеет синхротронную природу, т.е. возникает при движении ультрарелятивистских (движущихся со скоростями, близкими к скорости света) электронов в слабых магнитных полях. В соответствии с наблюдаемым потоком радиоизлучения энергия, приходящаяся на долю релятивистских частиц, оказывается чрезвычайно большой: около 10⁵² эрг в компактных источниках и 10⁵⁷-10⁶¹ эрг в протяжённых. Последнее составляет примерно 10^-4 от полной энергии галактики. Характер переменности (изменение интенсивности и поляризации с длиной волны и временем) свидетельствует о периодических выбросах плотных облаков релятивистских частиц; эти облака в дальнейшем расширяются и становятся прозрачными. Мощность таких взрывов - около 10⁵² эрг. Для поддержания протяжённого источника требуется около 1 взрыва в год в течение примерно 10⁸ лет (при взрыве обычной сверхновой звезды выделяется около 10⁴⁸ эрг).
Самыми трудными являются проблемы эволюции Р., природы источников энергии и перехода её в энергию релятивистских частиц. Гипотезы, предложенные для объяснения явления Р., пока нельзя считать удовлетворительными.

1.5.3 Морфологические особенности радиогалактик

Радиогалактики очень разнообразны по морфологическим свойствам. Первичными (наблюдаемыми) особенностями радиогалактик (и квазаров) являются ядро, протяженные структуры (lobes), горячие пятна и джеты (Кембави, Нарликар, 1998). Не все эти особенности наблюдаются во всех источниках, и довольно часто морфология объектов слишком сложна, чтобы уверенно выделить эти части. Тем не менее, удобно рассматривать источник "построенным" из этих "кирпичей", а сложные или плохо определяемые особенности рассматривать как возмущения в самом объекте либо как взаимодействие с окружающей средой.
Ядро - это компактный компонент, неразрешимый при наблюдениях на угловых масштабах до 0.1 сек. дуги и совпадающий с ядром оптического объекта. Ядро обычно имеет плоский или сложный радиоспектр, что в последнем случае указывает на синхротронное самопоглощение. С помощью интерферометров со сверхдлинными базами (VLBI) ядро может разрешаться на отдельные субкомпоненты, часто состоящие из неразрешенного ядра, имеющего плоский спектр, и джетоподобную структуру, в которой может быть более чем один узел. Кроме того, встречаются также компактные источники с крутыми радиоспектрами и компактные двойные. Ядра хорошо определяются на гигагерцовых частотах, потому что они часто имеют плоские спектры, в то время как протяженные компоненты имеют крутые спектры. Ядра найдены почти во всех радиоквазарах и в ~80% радиогалактик. Вклад ядра в полную радиосветимость источника меняется от одного процента у некоторых объектов до почти 100% у ряда квазаров.
Протяженные структуры ("радиопузыри" или "лобы" от английского слова "lobe" - "доля") являются протяженными областями радиоизлучения. Эти компоненты очень часто располагаются симметрично по противоположным сторонам от галактики или квазара. Иногда они содержат области, называемые горячими пятнами, с усиленным излучением. Размер этих структур от одного различимого края до противоположного может быть от нескольких килопарсек до нескольких мегапарсек. Радиогалактика 3C236 имеет размер ~4 Мпк. Протяженные структуры часто показывают вращательную симметрию и имеют Z - или S-образную структуру. Эти формы наиболее естественно интерпретируются как результат прецессии осей джетов, которые переносят энергию от центрального источника к протяженным областям. Светимости двух "пузырей" в типичном радиоисточнике обычно сравнимы, хотя максимальное различие в светимостях может достигать 2-х раз. Если источник наблюдается с одним компонентом, то это может быть вызвано тем, что двойная структура ориентирована близко к лучу зрения так, что компоненты просто накладываются друг на друга.
Джеты (струи) - тонкие вытянутые структуры, которые связывают компактное ядро с внешними областями. Джет может интерпретироваться как радиоизлучение вдоль луча, переносящего энергию от AGN к протяженным областям. Радиоджет существует на масштабах от парсека до килопарсека и может быть гладким или иметь узельную структуру. Джеты называют двусторонними, когда они наблюдаются с обеих сторон от центрального источника.
Горячие пятна ("hot spots") - это максимумы интенсивности, расположенные во внешних пределах протяженных структур радиоисточников. Когда эти структуры наблюдаются с недостаточным разрешением, горячие пятна видны на уярченных краях. Горячие пятна обычно имеют линейный размер ~1кпк и крутой спектр, но более плоский, чем интегральный спектр протяженных структур. Горячие пятна интерпретируются как место, где джет, идущий от ядра, разогревает окружающую среду и производит ударную волну, в которой кинетическая энергия струи трансформируется в случайное движение. Энергичные частицы рассеиваются от горячих пятен по протяженной области, обеспечивая непрерывный поток энергии. Горячие пятна не всегда наблюдаются, а в ряде случаев в структуре присутствует даже несколько максимумов интенсивности. Джеты также могут состоять из узлов, которые наблюдаются как уярчения, и при сложной структуре источника трудно сделать различие между узлами и горячими пятнами, несмотря на то, что они имеют различную физическую природу. В литературе есть ссылки на первичные и вторичные горячие пятна, когда существует более одного максимума. Бридл в 1994 предложил следующее определение горячих пятен: если в источнике не обнаружен джет, то горячее пятно должно (a) быть ярчайшей особенностью в протяженной структуре, (b) иметь поверхностную яркость более чем в 4 раза выше по сравнению с окружением, и (c) иметь линейный размер на половине максимума не более пяти процентов от максимального размера источника. Если джет обнаружен, тогда добавляются следующие условия: (d) горячее пятно должно быть дальше от ядра, чем конец джета. Окончание джета определяется по (d1) его исчезновению, (d2) по переломному изменению в направлении или (d3) или деколлимации с фактором более чем 2. Условие (d) показывает, как горячие пятна могут быть отличны от узлов. Кроме приведенных морфологических особенностей, обсуждаемых выше, есть и другие, такие как перья, хвосты, мосты и гало.