§15. Будова й еволюція Всесвіту. Життя у Всесвіті

У безхмарну ніч у сузір'ї Андромеди неозброєним оком видно бліду невелику пляму — Туманність Андромеди. Інші подібні, але слабші об'єкти можна виявити за допомогою невеликого телескопа у сузір'ях Гончих Псів, Трикутника, Великої Ведмедиці, Лева тощо. Ще в кінці XVIII століття В. Гершель відкрив понад 2500 туманностей і виявив, що багато з них схожі на Туманність Андромеди. Вчений зробив сміливе припущення, що значна кількість виявлених ним об'єктів є самостійними величезними зоряними системами, схожими на нашу Галактику. Відстані до них колосальні, тому окремі зорі в них розрізнити неможливо, і вони виглядають туманними плямами. Так Гершель започаткував вивчення галактик — велетенських космічних систем, до яких входять об'єднані гравітацією зорі, їхні скупчення, газові та пилові хмари і міжзоряна речовина.

У 1923-1924 році американський астроном Е.Габбл (1889-1953), використовуючи фотографії, зроблені за допомогою телескопа-рефлектора обсерваторії Маунт-Вілсон, встановив, що спіральні гілки Туманності Андромеди складаються із зірок, серед яких є цефеїди. Відстань до цих змінних зір виявилася величезною —близько 2 млн. св. р. — тому вони не належать нашій Галактиці. Таким чином, було остаточно доведено, що Туманність Андромеди— галактика. У 1944 році на цьому ж телескопі В. Бааде (1893-1960) отримав фотографії, які допомогли встановити, що центральне згущення цієї галактики теж складається із зірок. Пізніше в галактиці Андромеди виявили розсіяні і кульові зоряні скупчення, групи гарячих гігантських зір, пилові та газові туманності — такі ж об'єкти, з яких складається і наша Галактика. Більша частина нашої Галактики схована пиловими хмарами, а Туманність Андромеди як «на долоні», тому, наприклад, нові зорі зручніше досліджувати саме в галактиці-сусідці. Зараз, крім галактики Туманність Андромеди, у Всесвіті виявлено десятки мільярдів інших аналогічних зоряних систем. Одні ближчі до нас, інші надзвичайно віддалені, одні величезні, інші порівняно малі. Світ галактик різноманітний.

Астрономи поділяють галактики за формою на три основні типи:

еліптичні;

спіральні;

неправильні:

Таку класифікацію запропонував у 1925 році Е. Габбл. Кожен тип галактик ділиться на кілька підтипів, або підкласів. Еліптичні галактики характеризуються еліпсоїдною чи сферичною формою, їхньою спільною рисою є поступове зменшення яскравості з віддаленням від центра. Підтипи еліптичних галактик позначають буквою Е з числом n, яке визначається за формулою:

, де а та b — велика та мала півосі видимого еліпса галактики.

Так, еліптична галактика Е0 має сферичну форму, а Е7 — дуже сплюснута еліптична галактика.

Спіральні галактики мають центральне згущення (його ще називають ядром) і кілька спіральних рукавів. У звичайних спіральних галактик типу-5 рукави виходять безпосередньо з центрального згущення, а у спіральних галактик із перемичкою (тип SВ) — від перемички (або бара), яка перетинає ядро.

Проміжними між E-галактиками та S-галактиками є лінзоподібні галактики типу SO. У них ядро сильно сплюснуте і схоже на двоопуклу лінзу, а гілки відсутні.

Неправильні галактики не мають ні ядра, ні симетричної форми. їх називають Ir (від англійського irregular — неправильний). Характерними представниками неправильних галактик є наші найближчі «сусіди» — галактики Велика Магелланова Хмара (ВМХ) та Мала Магелланова Хмара (ММХ). Їх добре видно неозброєним оком у південній півкулі неба. Вперше європейці виявили їх у 1519 році під час навколосвітньої подорожі Ф. Магеллана.

Класифікацію галактик, запропоновану Габблом, часто називають камертонною, бо зображення послідовності типів галактик схоже на камертон (див. рис. 1).

Дослідження світу галактик свідчить, що 25% із них — еліптичні, 25% - типу S, 25% — типу SB, 20% — типу SO і 5% — неправильні.

Якщо відстань між спостерігачем і джерелом електромагнітних коливань зменшується, то у спектрі лінії зміщуються в бік великих частот (фіолетове зміщення), а якщо збільшується — то у бік малих частот (червоне зміщення). Спостереження підтверджують, що переважна більшість галактик віддаляються від нас, про що свідчить червоне зміщення у їхніх спектрах. Використовуючи явище Допплера (X.Допплер (1803-1853) — австрійський фізик і астроном), можна визначити радіальну швидкість галактик.

При малих відносних швидкостях (v«c) зміна довжини хвилі визначається виразом: .

У 1929 році Е. Габбл встановив, .що швидкість віддалення галактик v прямопропорційна до відстані до неї r: v=Hr, де H — стала Габбла.

У наш час прийнято . Закон Габбла має величезне значення для вивчення Всесвіту, бо дає можливість визначити відстані до найвіддаленіших космічних об’єктів, випромінювання яких фіксується на Землі.

Відстань до об’єкта: .

Усі галактики, за винятком незначної кількості неправильних, мають ядра. Вони складаються з величезної кількості зір і тому надзвичайно яскраві. Щоправда, у більшості галактик і в нашої, зокрема, до складу ядра входить незначний відсоток усіх зір. Дослідження свідчать, що ядра обертаються як тверді тіла. Велика скупченість зірок у ядрі не дозволяє розрізнити там окремі світила навіть для найближчих галактик. Досліджувати ядра галактик дуже складно. У 1943 році американський астроном Карл Сейферт (1911-1960) відкрив клас надзвичайно яскравих галактик з активними ядрами. Зараз їх називають сейфертівськими галактиками. Бурхливі процеси у їхніх ядрах призводять до викидів гарячого газу зі швидкістю до 4000 км/с. Ядра сейфертівських галактик зазвичай є потужними радіоджерелами.

Радіоспостереження галактик підтвердили, що багато з них у радіодіапазоні випромінюють значно слабше, ніж у видимому. Проте існують зоряні системи, радіовипромінювання яких значно переважає їхнє світлове випромінювання. Це так звані радіогалактики. Найближча з них — Лебідь А, розташована на відстані 330 Мпк від нас. Потужність її радіовипромінювання у 107 разів вища від світності Сонця.

На початку 60-х років XX століття були відкриті надпотужні радіоджерела. Спочатку вчені називали їх «квазізоряними радіоджерелами». Згодом кількість виявлених подібних об'єктів зросла, і громіздку назву змінили на квазар (скорочено від англійського guasi-stellar adio source). У 1961 році на Паломарівському телескопі (США) був отриманий спектр найяскравішого квазара 3С273. Весь набір ліній був так зсунутий у червоний бік, що його ледь вдалося ідентифікувати. У спектрах інших квазарів червоне зміщення було ще більшим

Учених вразили значні швидкості (0,92-0,97 c), з якими згідно з ефектом Допплера, віддаляються квазари. Відповідно, за законом Габбла, відстані до квазарів сягають 3680-3880 Мпк. На таких відстанях непомітні навіть найяскравіші галактики. Світність квазара у сотні разів більша від потужності величезної галактики, у якій сотні мільярдів зір. У багатьох квазарів виявлена зміна блиску. У деяких випадках блиск змінюється дуже швидко — протягом доби. Це означає, що розміри квазарів відносно незначні — швидко змінний об'єкт не може бути великим.

Природа квазарів, джерела їхньої енергії дотепер залишаються остаточно не з'ясованими. Імовірно, квазари є ядрами галактик. У 1980-х роках відкриті слабкі туманності, які оточують квазари. У спектрах цих туманних об'єктів виявлені такі ж червоні зміщення, як і у самих квазарів. На думку вчених, ці туманні плями — галактики, центрами яких є квазари.

Ще у 1784 році В. Гершель виявив тенденцію галактик групуватися у скупчення. У XX столітті Е. Габбл уперше почав проводити кількісний аналіз розподілу галактик на небі. У Метагалактиці — доступній для спостереження частині Всесвіту — близько 100 млрд. галактик, видима величина яких m?30.

Галактики, як і зорі, утворюють групи і скупчення. Наша Галактика, Туманність Андромеди, галактика Трикутника, ВМХ, ММХ та ще понад два десятки невеликих зоряних систем утворюють Місцеву Групу. Її діаметр складає близько 3 млн. св. років, а найближчі групи розташовані на відстані 10-15 млн. св. років. Супутниками нашої Галактики є ВМХ, ММХ та ще вісім карликових галактик.

Зараз відомо близько 4000 скупчень галактик. Одним із найбільших є скупчення у сузір'ї Волосся Вероніки. Воно розташоване на відстані 70 Мпк. У ньому існує близько 40000 зоряних систем. Скупчення галактик об'єднуються у надскупчення. На думку астрономів, Всесвіт має комірчасту структуру. Галактики розташовані переважно на межах гігантських комірок, усередині яких зоряних систем майже немає. Якщо уявно зменшити галактику до розмірів людини, то модель Всесвіту набула б такого вигляду: дорослі (яскраві галактики) будуть віддалені на відстань 100 м одна від одної, а між ними розташовується невелика кількість дітей (карликових галактик). Лише у деяких місцях, де галактики збираються в тісні скупчення, наша модель Всесвіту схожа на міський тротуар. До речі, якби до масштабів людини зменшити зорі типової галактики, то найближчий сусід проживав би на відстані 100 000 км. Таке порівняння свідчить, що галактики у Всесвіті розкидані доволі рідко. Світ галактик величезний і майже порожній.

Значення середньої густини Всесвіту ρ є важливим параметром, який, згідно із сучасними космічними уявленнями, визначає його майбутнє. Якщо ρ > 10 г/см3 , то розширення Всесвіту (яке спостерігаємо зараз, і доказом якого є червоні зміщення у спектрі зір та галактик) колись зміниться його стисненням.

Якщо ж ρ ≤ 10 г/см3 , Всесвіт розширюватиметься вічно.

У першому випадку Всесвіт пульсує — розширившись, стискається, — він замкнений. У другому ж випадку Всесвіт відкритий, нескінчений. Таких висновків за загальною теорією відносності Ейнштейна дійшов у 20-х роках радянський математик О.Фрідман (1888-1925). Величина ρкр=10-29 г/см3 називається критичною густиною. Її значення визначається сталою Габбла, яку точно встановити не так легко. Зараз вважають, що , і відповідно ρкр=10-29 г/см3.

Визначення середньої густини Всесвіту — надзвичайно важка задача, адже є значна кількість об'єктів, які виявити неможливо, які нічим, крім гравітації, себе не проявляють. Учені схильні припускати, що відсоток «прихованої» маси у Всесвіті доволі високий. Тому поки що питання про майбутнє Всесвіту залишається відкритим.

Щодо минулого, то сучасні теорії ґрунтуються на понятті Великого вибуху. Близько 15 млрд. років уся речовина Всесвіту була сконцентрована в надзвичайно малому об'ємі — сингулярній точці. Ні галактик, ні зір не існувало, густина і температура були надто високими. Перехід космічної матерії зі стану точковості до стадії розширення і є Великим Вибухом.

Про походження життя на Землі, як і походження Всесвіту, існують різні гіпотези. Ті форми живого, що є на нашій планеті, визначаються умовами, у яких перебуває Земля, її параметрами. Існування розумного життя на нашій планеті робить її унікальною, але, напевно, не єдино можливою. У Галактиці існує 400 млрд. зір, із яких 28 млн. таких, як Сонце. Ці зорі, ймовірно, мають планетні системи, на яких за збігом сприятливих обставин, як колись на Землі, зародилося життя. У Всесвіті з його незліченною кількістю галактик, є всі передумови для того, щоб життя зароджувалось і розвивалось на інших, відмінних від Землі, планетах. До речі, у 1995 році швейцарський учений Д. Квелоц і М. Майор відкрили першу планету, що не належить до Сонця. Вона обертається біля зорі 51 Пегаса. У 1960 році розроблено програму СЕТІ (від англійського Connection with Extra Terrestrial Intelligence — контакт із позаземним розумом). Із часом цю оптимістичну назву змінили на SЕТІ (від англійського search — пошук). Роботи за програмою SETI тривають.




© 2008-2012 Лекції по астрономії | Povered by Nano-CMS | Бесплатный хостинг