Предыдущая страница реферата | 1  2  3  4  5  6  7  8  9 | Следующая страница реферата

Более разумный набор начальных условий следующий: в ходе одного из рассмотренных выше процессов газовое облако уже сжалось до такой степени, что оно стало устойчивым, несмотря на расширение окружающей Вселенной; пусть это будет плотность около 10-28 г/см. Если принять массу равной 1011 солнечных масс, то указанная плотность дает для сферического облака начальный радиус около 200 кпк (против 30 кпк - типичного радиуса для этой массы после сжатия). Для того чтобы сжатие было возможным, кинетическая, магнитная и гравитационная энергии должны быть соответствующим образом сбалансированы. Другие начальные условия, необходимые для начала сжатия, следующие: скорость вращения должна быть мала - менее 40 км/с, температура
- меньше 2-105 К и напряженность магнитного поля должна быть разумно мала - меньше 2-107 гаусс.

Если распределение плотности облака остается однородным в ходе сжатия, то гравитационная энергия возрастает обратно пропорционально уменьшающемуся радиусу. С другой стороны, температура остается примерно одинаковой до тех пор, пока плотность вещества не станет настолько большой, что оно станет оптически толстым для излучаемых длин волн. До того, как это произойдет, тепловая энергия (величина энергии движения частиц газа, т. е. температура) газового облака не зависит от радиуса, но после достижения критического значения плотности тепловая энергия при уменьшении радиуса начинает сильно возрастать. Тепловая энергия может остановить сжатие лишь когда радиус меньше этого критического значения - теплового предела. Пока размеры облака больше, турбулентная энергия не важна, так как она быстро рассеивается.

Аналогично, магнитная энергия, возрастающая при сжатии облака, никогда не превышает гравитационную энергию, если она была меньше гравитационной энергии в начальный момент. В некоторый момент радиус становится достаточно малым, чтобы энергия вращения уравновесила гравитационную энергию - это определяет вращательный предел. При другом критическом размере из газа конденсируются звезды и начинается быстрый переход от газового облака к галактике, состоящей из звезд. Это конденсациочный предел. Окончательная судьба сжимающегося облака зависит от соотношения этих трех критических радиусов. В зависимости от того, какой из них наибольший, появляются три интересные возможности.

Если наибольший радиус соответствует вращательному пределу, то сжатие останавливается вращением (см. рис.). Однако центробежные силы ограничены плоскостью вращения, так что сжатие в направлении, перпендикулярном этой плоскости, продолжается до образования тонкого диска. Этот диск выделяется формой и наличием вращения - это спиральная галактика.

В случае, если наибольшим является конденсационный, предел, звездообразование начинается до того, как эффекты вращения становятся важным фактором торможения сжатия. По мере роста плотности темп звездообразования увеличивается, и большая часть газа проходит через этот процесс. В этом случае, когда сжатие останавливается на соответствующем пределе, для эффективной диссипации энергии почти не остается газа или его остается очень мало. Поэтому диск не образуется. Согласно энергетическим условиям, объект должен после этого несколько расшириться до достижения радиусом другого критического значения. Орбиты звезд будут таковы, что галактика станет почти сферической - в зависимости от величины и распределения начального углового момента. С этими свойствами - почти сферической формой, отсутствием газа и большим количеством звезд, образовавшихся вблизи начала его существования, объект явно будет эллиптической галактикой (см. рис.).

В третьем случае, когда ни вращательный, ни конденсационный предел не являются достаточно большими, чтобы остановить сжатие, облако все уменьшается и уменьшается, пока не образуется сверхмассивный звездообразный объект. Возможно, это будет черная дыра - невидимая и почти необнаружимая.

После обретения галактикой формы следующие стадии эволюции являются медленными и гораздо менее эффектными. Звезды образуются, умирают и выбрасывают богатое тяжелыми элементами вещество, образующее новые звезды, галактика постепенно тускнеет и краснеет, химический состав ее звездного населения медленно меняется по мере обогащения газа и пыли, из которых образуются последующие поколения звезд, тяжелыми элементами.

Мы не можем увидеть, как галактика меняется. Человеческая жизнь по меньшей мере в миллион раз короче, чем надо для этого. Но мы можем наблюдать эволюционные эффекты, глядя пазад на все более ранние стадии эволюции нашей Вселенной, когда галактики оказываются более молодыми. Самые далекие наблюдаемые нами нормальные галактики мы наблюдаем более молодыми, чем наших соседей. Свету от галактики на расстоянии 10 миллиардов световых лет, например, потребовалось 10 миллиардов лет, чтобы достичь нас, и, таким образом, мы наблюдаем и измеряем изображение галактики, которая на 10 миллиардов лет моложе нашей. Если возраст Вселенной составляет от 15 до 20 миллиардов лет (точное значение еще с уверенностью не установлено), то возраст наблюдаемой галактики составляет всего одну треть возраста галактик вблизи нас, свет от которых доходит до нас быстрее. Разумеется, это соображение опирается на веру в одновременное сжатие и образование всех галактик вскоре после Большого Взрыва, что подтверждается исследованиями близких галактик и предсказывается космологическими моделями.

Для того, чтобы увидеть эволюцию галактик, нужно смотреть все дальше и дальше. Расстояние в первые два миллиарда световых лет слишком мало, чтобы обнаружить изменения, но более далекие галактики демонстрируют реальные различия, особенно заметные в их цветах. Недавно при расстоянии около 10 млрд световых лет действительно обнаружено настоящее влияние эволюции на цвета галактик. Используя специальные детекторы на 200-дюймовом Паломарском телескопе, астрономы пронаблюдали галактики 23-й и 24-й величины с достаточной точностью, чтобы увидеть, как выглядят молодые галактики. В значительной степени, как это предсказывают теоретические модели, галактики в то время были более яркими и голубыми.

Расчеты Беатрис Тинсли, которая посвятила большую часть своей короткой, но творческой жизни изучению эволюции галактик, помогли астрономам понять детали этих возрастных эффектов. Из моделей, созданных
Тинсли с сотрудниками, нам известно, что скорость падения яркости и изменения цвета зависит от многих обстоятельств: распределения звезд по массам, скорости регенерации вещества в звездах, доли звезд, образованных при начальной вспышке и многих других. В настоящее время наблюдаемые далекие галактики начинают снабжать нас этими подробностями. Это поразительно - иметь возможность узнавать о событиях, происходящих на протяжении миллиардов лет. Мы делаем это, переводя часы на миллиарды лет назад, глядя на объекты на расстояниях в миллиарды световых лет.

Другим заметным отличием молодых галактик в далеких частях Вселенной от галактик, подобных современным, является наличие в прошлом значительно большего числа активных или взрывающихся галактик. Плотность квазаров и радиогалактик возрастает по мере того, как мы смотрим все дальше и дальше.
Поэтому эти объекты должны были быть гораздо более распространены в раннюю эпоху существования Вселенной. Современные теоретические модели предполагают, что они образуются при коллапсе сверхмассивных объектов - возможно, черных дыр - в центрах галактик. Черные дыры довольно безопасны, если в них нечего "бросить", но приводят в действие бурные энергетические процессы, если к их гравитационному полю слишком близко подходят звезды или газ.

Возможно, молодые галактики, все еще богатые непереработанным газом, были больше предрасположены к подаче этого газа в центральные ядра, чем это делают сейчас старые галактики. Если там притаились черные дыры, то эти галактики скорее вспыхнут, как квазары или радиогалактики. Теперь, по- видимому, подобная исключительно бурная активность по большей части прекратилась.

|5. Масса галактик |

Не так много лет назад одной из наиболее надежных областей внегалактической астрономии было определение масс галактик. Для этой цели были разработаны хорошие методы, собраны данные обширных измерений и мы имели значения масс, которым все доверяли. Несколько вызывающих беспокойство проблем возникло в 60-е годы, особенно в связи с массами, полученными по данным измерений скоростей галактик в скоплениях, которые казались слишком большими. Но в общем было чувство, что такие простые задачи, как определение массы Млечного Пути или галактики в Андромеде, решены.

Однако к 1980 г. произошел удивительный поворот, оставивший нас сейчас в состоянии полного недоумения в вопросе о массах галактик. По-видимому, ни один из полученных в прошлом ответов не верен по причине совершенно неожиданного и до тех пор не осознававшегося затруднения. Перед тем, как броситься с головой в эту загадку, сделаем обзор основных методов, использовавшихся астрономами в этих сложных исследованиях.

Нетрудно оценить общую массу галактики, используя очень простые предположения и опираясь на легко измеряемые величины. Например, масса нашей Галактики может быть оценена по ее известному радиусу и числу звезд вблизи Солнца. Все строится на простых, но не очень точных предположениях о том, что мы живем в области с типичной звездной плотностью и по форме наша
Галактика близка к сфере. Если сосчитать звезды в окрестности Солнца и добавить сюда массу газа и пыли, то получится плотность около 3/100 солнечной массы на кубический световой год. Радиус Галактики около 15 тысяч световых лет, так что в предположении сферической формы объем составляет около 13 триллионов кубических световых лет. Общая масса, заключенная в сфере, равна произведению объема на плотность, и таким образом наше приближение дает величину 400 миллиардов масс Солнца. Этот результат удивительно близок к значениям, получаемым более точными методами. На самом деле плотность звезд в нашей Галактике сильно меняется от места к месту и, разумеется, звезды не распределены равномерно внутри сферы. Тем не менее простой подсчет отдельных звезд вблизи нас и обобщение локальной плотности дают хорошее первое приближение и наглядное представление об огромности массы нашей Галактики.

Гораздо лучшим методом определения массы галактики является метод, основанный на измерении скорости вращения галактики. Метод ненамного сложнее определения массы Солнца по скоростям орбитального движения планет.
Если бы Солнце было массивнее, чем сейчас, то Земле пришлось бы быстрее двигаться вокруг него по орбите, иначе она упала бы на Солнце. Менее массивное Солнце с меньшей силой гравитационного притяжения означало бы необходимость более медленного движения Земли, в противном случае она улетела бы далеко в космическое пространство. Таким образом, скорость движения Земли по орбите в точности соответствует значению для устойчивой орбиты вокруг звезды с массой в одну солнечную.

Точно так же Солнце и другие звезды движутся по орбитам вокруг центра нашей Галактики со скоростями, определяемыми ее массой. Если измерить скорость и определить размер орбиты, то можно вычислить массу, управляющую орбитой. Однако имеется одно затруднение. В Солнечной системе почти вся масса сосредоточена в Солнце - в центре системы, в то время как в галактике звезды распределены таким образом, что на болыпииство из них действует значительная сила притяжения со стороны массы, расположенной вне (в противоположность той, что находится внутри) их орбит. Это значит, что общую массу галактики можно определить лишь по скоростям звезд во внешних частях, для которых вся галактика находится внутри орбиты звезды. Астроном должен определить скорости звезд или другого вещества (обычно это возбужденный газ, так как его скорость легче всего измерить) на всем протяжении от центра до края в поисках точки, где значения скоростей становятся похожими на те, что соответствуют только внутренней массе. Это называется кеплеровской частью кривой, так как именно Кеплер нашел связь между скоростями планет и расстояниями их до Солнца - открытие, приведшее
Ньютона к открытию закона тяготения. Внутри кеплеровской части кривой скорости звезд увеличиваются по мере удаления от центра (см. рис.). Потом скорость выходит на постоянный уровень, после чего кривая вращения начинает падать. За точкой поворота все скорости кеплеровские и они должны дать величину массы галактики. Для большей точности астрономы подгоняют под весь набор скоростей, измеряемых при различных положениях, разные модели распределения массы в галактике, узнавая таким образом кое-что об этом распределении, а также значение общей массы.

В 60-е годы эти исследования велись весьма интенсивно. Астрономы определили массы многих галактик и нашли зависимость между светимостью галактики и ее массой и между хаббловским типом и массой. Обычно галактики типов Sa и Sb имели большие массы на единицу светимости, чем галактики других типов, то есть их звезды в среднем менее яркие, чем звезды в галактиках типа Sc и Irr. Для всех типов было впечатление, будто кривая вращения загибается вниз вблизи границы наблюдаемой области. Казалось, природа так построила галактики, чтобы мы как раз могли увидеть на самых внешних их звездах начало кеплеровского движения. Кривые хорошо согласовывались с моделями распределения массы, и распределение вещества в галактиках выглядело весьма разумным.

Другой метод определения масс галактик может быть применен к тем из них, что являются членами двойных систем. Две обращающиеся вокруг друг друга галактики должны подчиняться закону тяготения Ньютона, утверждающего зависимость размеров орбит и скоростей от масс галактик. Наблюдая всего одну двойную галактику, нельзя надеяться использовать этот факт, так как орбитальные периоды составляют миллионы и миллиарды лет - это слишком долго, чтобы ждать. К тому же галактики видны лишь с одного направления, так что нельзя определить угол наклона орбиты к лучу зрения. Но эти трудности преодолимы, если мы наблюдаем много двойных галактик и определяем их параметры статистически. Хотя мы не можем проследить ни одну данную пару на протяжении всей орбиты, можно пронаблюдать достаточно много двойных галактик, чтобы получить их средние массы.

Чтобы учесть очень большое различие размеров двух галактик при наблюдении двойной системы, астрономы вместо индивидуальных масс вычисляют средние значения отношений массы к светимости. Это позволяет компенсировать то обстоятельство, что более яркая галактика будет также и более массивной.
Например, для двойной галактики, состоящей из эллиптической галактики очень высокой светимости и небольшой эллиптической галактики, можно принять одинаковые значения отношений массы к светимости, но их движение не будет одинаковым. Меньшая галактика будет двигаться вокруг общего центра масс быстро, а большая - медленно. Оценка средней массы будет примерно посередине и не будет характеризовать ни одну из галактик, но вычисленные для всей системы отношения массы к светимости позволят астроному определить индивидуальные массы каждой из галактик. На практике это следует проделать для многих пар эллиптических галактик - для учета разных углов наклона и форм орбит.

Результаты исследования пар галактик разных типов удивительны. Вместо того, чтобы получить отношения массы к светимости от 1 до 10 (это диапазон значений для отдельных галактик, исследованных при помощи упомянутых выше методов), астрономы получили гораздо большие величины. Типичное значение для пар эллиптических галактик около 75, а пары спиральных галактик попадают в интервал от 20 до 40. Эти значения поставили получивших их людей в тупик и настолько отличались от ожидаемых, что были предприняты значительные усилия, чтобы установить, каким образом результаты могли исказиться. Может быть, в чем-то предположения были неверными? Возможно, галактики в парах по какой-то причине эволюционного характера существенно массивнее (для своей светимости), чем уединенные галактики. Или, быть может, статистический подход оказался в чем-то порочен? Из-за этих сомнений астрономы старались относиться к результатам, полученным по двойным галактикам, с осторожностью. Этого не следовало делать, а надо было перенести свои подозрения на более традиционные методы. Как будет видно из следующих разделов, имеющиеся данные говорят о том, что двойные галактики дают лучшие результаты, чем мы думали.

Галактики обычно существуют в группах: они объединяются. Некоторые, вроде Млечного Пути, принадлежат к небольшим организациям наподобие Местной группы, в то время как другие являются членами огромных скоплений, содержащих тысячи галактик. Во всех случаях это обстоятельство дает нам в руки еще один метод определения масс галактик. В скоплении каждая галактика движется в соответствии с силой притяжения со стороны других объектов.
Насколько быстро они в среднем движутся, зависит от среднего расстояния между ними и от их масс. Ситуация аналогична ситуации с дисперсией скоростей звезд в галактике, но теперь мы рассматриваем движение отдельных галактик в скоплении. Если предположить, что скопления галактик устойчивы, то есть не охлопываются и не разлетаются, то движение отдельных членов и расстояния между ними должны дать оценку их масс.

Проблема с этим методом в том. что он тоже, как казалось. давал неправильный ответ. Когда в начале 60-х годов таким образом впервые были определены отношения массы к светимости, результаты оказались поразительными. Вместо значений около 1 - 10 были получены величины, равные сотням и даже тысячам. Как же этот метод может быть неправильным?
Предложенные многочисленные гипотезы включали возможность расширения скоплений, их сжатия, возможность, что они состоят из аномально массивных галактик, что в скоплениях много двойных галактик (что ведет к большим значениям измеренных скоростей) или что между галактиками в скоплениях много межгалактического вещества - достаточно, чтобы затмить гравитационное поле самих галактик. Сейчас мы с большим доверием смотрим на результаты, полученные по скоплениям, чем сначала. Нет сомнения, что все перечисленные факторы играют некоторую роль, но главное объяснение совершенно иное.
Галактики все время скрывали от нас ужасную тайну: они полны загадочным
"темным веществом".

Знание приходит к нам разными путями, но самый волнующий известен под названием "прорыв". Он происходит после того. как ученые на некоторое время как бы "застревают" и понимают, что чего-то не хватает: какой-то важный фрагмент знания на пороге, но ускользает и остается не найденным.
Исследование масс галактик прошло через подобную фазу, когда большинство астрономов чувствовало, что что-то в этой области науки не так, что какой- то важный факт ускользнул. Результаты измерений масс различными способами не согласовывались, и особенно острой была проблема для скоплений галактик.
Эта область науки определенно нуждалась в прорыве.

Рекомендуем скачать другие рефераты по теме: экзамен, красные дипломы.





Предыдущая страница реферата | 1  2  3  4  5  6  7  8  9 | Следующая страница реферата