§ 169. Космические лучи, галактическая корона и магнитное поле Галактики
Диффузная среда, которую мы рассмотрели в предыдущих параграфах, состоит главным образом из газа, образующего плоскую подсистему в Галактике. Возникает вопрос, какова природа межзвездной среды на больших расстояниях от плоскости Галактики? О том, что там может иметься газ, пусть даже очень разреженный, можно судить хотя бы на том основании, что сбрасывающие с себя газовые оболочки планетарные туманности встречаются на значительных расстояниях от галактической плоскости. Наиболее важные результаты о природе межзвездной среды в этой области Галактики получаются на основании изучения космических лучей, представляющих собой весьма энергичные элементарные частицы и атомные ядра, движущиеся с огромными скоростями, близкими к скорости света. Энергии этих частиц поистине колоссальны (сотни миллиардов электрон-вольт!). Проходя через земную атмосферу, космические лучи сталкиваются с молекулами воздуха и порождают много новых энергичных частиц (вторичные космические лучи). По химическому составу первичные космические лучи отличаются от вещества большинства звезд относительно большим содержанием некоторых элементов (табл. 13), особенно лития, бериллия и бора, которые практически отсутствуют в космосе, так как легко выгорают в звездах из-за ядерных реакций. Содержание в космических лучах наиболее тяжелых элементов, таких как Са, Fe, Ni, превышает среднее содержание их в космосе в несколько десятков раз.
ТАБЛИЦА 13 Содержание химических элементов в космических лучах и в среднем во Вселенной (относительное число атомов)
Аномально высокое содержание лития, бериллия и бора в космических лучах объясняется расщеплением более тяжелых ядер из-за столкновений с ядрами атомов межзвездного газа (в основном с протонами и альфа-частицами). Эти столкновения увеличивают относительное количество легких ядер и уменьшают содержание тяжелых элементов (особенно железа). Для того чтобы в потоке космических лучей образовалось наблюдаемое количество Li, Be и В, необходимо, чтобы они прошли слой вещества, содержащий не менее 3 г/см2. Поскольку кос-мические лучи обладают изотропией, в отличие от распределе-ния горячих звезд и межзвездной среды, для оценки величины пройденного ими пути необходимо принять плотность межзвездной среды, усредненную по всему сферическому объему с диаметром, равным поперечнику диска Галактики. Такое среднее значение плотности составляет около 10-26 г/см3 или 0,01 атома водорода в 1 см3. Цилиндр сечением в 1 см2, заполненный газом такой плотности и содержащий 3 г вещества, имеет высоту что в тысячи раз превышает размеры Галактики. Как мы увидим в следующей главе, некоторые источники космических лучей могут находиться далеко за пределами Галактики. Однако мощность известных из них недостаточна для объяснения наблюдаемого количества космических лучей. Следовательно, необходимо принять, что космические лучи проделывают огромный путь внутри нашей Галактики, постоянно меняя свое направление. Причиной, способной изменить направление траектории заряженной частицы, движущейся со скоростью, близкой к скорости света, является магнитное поло, которое, как нам уже известно, беспрепятственно позволяет двигаться заряженным частицам вдоль силовых линий, не пропуская их, однако, в поперечном направлении. В общем случае движение заряженной частицы происходит по спирали вокруг силовых линий магнитного поля. Для типичной частицы космических лучей, движущейся в магнитном поле напряженностью 10-6 э, радиус витка такой спирали составляет около стотысячной доли парсека (3Ч1013 см), или две астрономические единицы, что ничтожно мало по сравнению с размерами Галактики. Поскольку силовые линии магнитного поля Галактики должны замыкаться в ней, космическим лучам трудно уйти из Галактики. Для удержания космических лучей напряженность поля должна быть не менее 10-6-10-5 э. Имеется еще одно свидетельство существования магнитного поля в Галактике, а именно поляризация света удаленных звезд. Точные измерения показали, что излучение многих звезд, наблюдаемых в больших областях на небе, одинаково поляризовано, причем плоскость поляризации плавно изменяет свое направление в пределах всей области. Характер и величина (~10%) поляризации говорят о том, что межзвездное поглощение, которое испытывает свет далеких звезд, вызывается удлиненными частицами (пылинками), одинаково ориентированными в больших областях Галактики. Естественно предположить, что подобной ориентирующей силой является магнитное поле. Изотропия космических лучей, т.е. тот факт, что нельзя видеть испускающие их источники, свидетельствует о сильной запутанности силовых линий межзвездного магнитного поля, вследствие чего движение космических лучей в них сходно с явлением диффузии газов. Среднее время, за которое одна частица проходит свой сложный путь от источника до Земли, получится, если найденное выше значение пути (1027 см) поделить на скорость, близкую к световой, т.е. 3Ч1010 см/сек. Тогда получим, что это время порядка 3Ч1016 сек, т.е. составляет миллиарды лет. Зная время, в течение которого существуют наблюдаемые космические лучи, легко рассчитать необходимую мощность их источников. Принимая концентрацию космических лучей 10-11 см -3, а среднюю их энергию 1010 эв " 10-2 эрг, получим, что плотность энергии космических лучей равна 10-11 см -3Ч10-2 эрг = 10-13 эрг/см3. Объем сферы с поперечником, равным диаметру Галактики (30 кпс = 1023 см), составляет V = 5Ч1068 см3. Поэтому полная энергия космических лучей в Галактике порядка 10-13 эрг/см3Ч 5Ч1068 см3 = 5Ч1055 эрг. За время 3Ч1016 сек такое количество энергии возникает, если мощность источников равна В Галактике имеется лишь один источник сравнимой мощности - это сверхновые звезды. По-видимому, взрывы сверхновых приводят к образованию быстрых электронов и космических лучей, которые по мере рассасывания оболочки сверхновой вливаются в общий поток галактических космических лучей. Космические лучи нагревают разреженный газ (вплоть до больших расстояний от плоскости Галактики) до температуры в несколько миллионов градусов, подобно тому как волны, возникающие в конвективной зоне на Солнце, нагревают солнечную хромосферу и корону (см. § 123). Этот горячий разреженный газ, образующий обширное гало (см. рис. 220), относится к сфероидальной подсистеме Галактики и называется галактической короной. Существование релятивистских электронов с огромными скоростями и энергиями подтверждается радионаблюдениями. На метровых и более длинных волнах интенсивность космического радиоизлучения такая же, как если бы газ был нагрет до температуры в сотни тысяч и миллионы градусов. Это излучение распределено по небу не так, как радиоизлучение ионизованного водорода, которое, как мы видели, имеет тепловую природу и сильно возрастает по мере приближения к галактической плоскости. На метровых волнах радиоизлучение значительно медленнее ослабевает с удалением от Млечного Пути и несколько усиливается к галактическому центру. Это говорит о том, что на длинных волнах космическое радиоизлучение имеет иную природу. Спектр этого радиоизлучения сильно похож на спектр некоторых дискретных источников, в частности, туманностей, образовавшихся в результате вспышек сверхновых звезд. Природа радиоизлучения последних рассматривалась в § 159 и объяснялась излучением релятивистских электронов в магнитных полях. Как мы только что видели, частицы космических лучей совершают движение вокруг силовых линий магнитного поля Галактики и образуют в ней сферическую подсистему. Очевидно, что разреженный газ этой короны помимо космических лучей содержит и релятивистские электроны, небольшое количество которых, около 1%, было обнаружено в составе первичных космических лучей. Излучение этих электронов, возникающее при их торможении в галактических магнитных полях, регистрируется радиотелескопами, принимающими длинные волны. В отличие от теплового излучения межзвездного газа, излучение галактической короны называется нетепловым. К нему следует отнести вызываемое теми же причинами излучение остатков вспышек сверхновых звезд.
§ 170. Общая структура Галактики
Итак, наша Галактика представляет собой огромное плоское образование с центральным утолщением, имеющее поперечник около 30 тыс. пс и состоящее из звезд, разреженного газа, космических лучей и пыли. Мы находимся почти в плоскости ее симметрии на расстоянии примерно 2/3 радиуса от центра. Теперь подведем итоги свойствам Галактики, рассмотренным в предыдущих параграфах, с целью получить более общие представления о ее структуре.
Нам уже приходилось упоминать о важнейших элементах структуры Галактики, которыми являются ее центральное сгущение, спиральные рукава, или ветви, и диск. Центральное сгущение занимает внутреннюю область Галактики и большей частью скрыто от нас темной непрозрачной материей. Лучше всего видна южная его половина в виде яркого звездного облака в созвездии Стрельца. В инфракрасных лучах, значительно слабее поглощаемых межзвездной пылью, удается наблюдать и вторую, северную его половину. Разделяющая их мощная полоса пылевой материи непрозрачна даже для инфракрасных лучей. Центральное сгущение занимает на небе область 28° ґ 18°, что соответствует линейным размерам 4,8 ґ 3,1 кпс.
Млечный Путь в направлении на центр Галактики поразительно похож на спиральную звездную систему NGC891, видимую с ребра (рис. 231) . Учитывая размеры центрального сгущения, нашу Галактику можно отнести к спиралям промежуточного типа Sb (см. гл. XIII). В центральном сгущении туманности Андромеды (см. § 161 и рис. 219) обнаружено огромное быстро вращающееся образование типа шарового скопления. По-видимому, подобный объект имеется и в центральном сгущении нашей Галактики, где инфракрасными приемниками излучения обнаружено эллиптическое образование размером около 10 пс. Скорее всего, это весьма компактное скопление, содержащее миллионы звезд, окруженное мощным облаком газово-пылевой материи, сильно поглощающей ультрафиолетовое и видимое излучение И доступное наблюдениям только в инфракрасной области спектра. Не исключено, что здесь мы имеем дело с объектом необычной и неизвестной еще природы. На расстоянии 3 кпс от центра Галактики методами радиоастрономии обнаружен водородный рукав, расширяющийся в направлении от центра со скоростью около 50 км/сек. Дальше от центрального сгущения распределение межзвездного водорода, получаемое на основании радионаблюдений (см. рис. 230), оказывается весьма сложным и непохожим на спиральную структуру, выявляемую по распределению горячих звезд. В целом, нейтральный водород в Галактике образует широкое кольцо. В той части Галактики, где находится Солнце, имеется несколько спиральных рукавов, вдоль которых располагаются скопления молодых звезд и облака межзвездного газа и пыли (рис. 232). Горячие звезды, которые наблюдаются в созвездии Ориона, образуют так называемый Орионов рукав, на краю которого находится и наше Солнце. Выявлены еще два рукава - Персеев рукав (дальше от центра Галактики) и рукав Стрельца - ближе к центру. Возможно, что эти рукава - различные ответвления от одной и той же спирали. Однако не исключено, что наша Галактика имеет несколько спиральных ветвей, связанных с центральным сгущением. Описанные представления об общей структуре Галактики большей частью сложились в последние годы и во многом имеют предварительный характер. Предстоит еще выяснить многие важные проблемы структуры Галактики.
§ 171. Классификация галактик и их спектры
В темную безлунную ночь в созвездии Андромеды можно различить даже невооруженным глазом слабое туманное пятнышко, называемое туманностью Андромеды. На фотографиях, полученных при помощи телескопа, оно оказывается большой звездной системой, имеющей спиральную структуру и, как уже упоминалось, во многом сходной с нашей Галактикой (см. рис. 219). На южном небе значительно заметнее две другие ближайшие к нам звездные системы - Большое и Малое Магеллановы Облака (рис. 233 и 234). При помощи телескопов сфотографировано очень много подобных объектов. Их называют внегалактическими туманностями или галактиками.
Обычно галактики обозначаются сокращенным названием каталога и номера, под которым они в нем зарегистрированы. Например, туманность Андромеды в каталоге Мессье стоит под № 31, а в "Новом общем каталоге" Дрейера - под № 224 (см. § 93). Поэтому она обозначается М 31 или NGC 224. Строение галактик изучают по их фотографиям. Несмотря на многообразие форм, основные элементы структуры галактик такие же, как и у нашей звездной системы. Большинство из них в центре имеет более яркое уплотнение - центральное сгущение, в то время как внешние части во многих случаях имеют спиральное строение, иногда едва заметное, а иногда и ярко выраженное. По внешнему виду галактики делятся на эллиптические, спиральные, неправильные и пекулярные. Эллиптические галактики (Е) имеют форму эллипсоидов без резких границ (рис. 235). Яркость плавно увеличивается от периферии к центру, а внутренняя структура, как правило, отсутствует. Спиральные галактики (S) - наиболее многочисленны. К ним принадлежит более половины наблюдаемых галактик. Типичными представителями являются наша Галактика и туманность Андромеды. В отличие от эллиптических галактик, в них наблюдается структура в виде характерных спиральных ветвей. Различаются два типа спиралей. У одних, подобных нашей Галактике и обозначаемых SA или S, спиральные ветви выходят непосредственно из центрального уплотнения (рис. 236). У других (рис. 237) они начинаются у концов продолговатого образования, в центре которого находится овальное уплотнение. Создается впечатление, что две спиральные ветви соединены перемычкой, почему такие галактики и называются пересеченными спиралями; они обозначаются символом SB.
Рис. 235. Эллиптическая галактика NGC 205 - спутник туманности Андромеды.
Спиральные галактики различаются степенью развитости своей спиральной структуры, что в классификации отмечается добавлением к символам S (или SA) и SB букв а, b, с. Например, обозначение Sa характеризует галактику с мало развитой или только намечающейся спиральной структурой. У систем Sb ветви уже хорошо заметны, как и у туманности Андромеды, а спирали Sc отличаются наличием клочковатых спиральных ветвей, отходящих от сравнительно небольшого центрального уплотнения. Как правило, чем сильнее развита спиральная структура, тем размеры центрального уплотнения оказываются меньшими. Особенно хорошо спиральная структура может быть изучена, если плоскость, в которой расположена спираль, перпендикулярна лучу зрения (см. рис. 236). Когда же луч зрения лежит в этой плоскости, спиральная структура не видна, но хорошо заметно, что галактика является плоским образованием, напоминающим чечевицу с утолщением в центральной части (см. рис. 231). Вдоль средней линии такой чечевицы тянется полоса поглощающей свет материи, которая у спиралей, как и в нашей Галактике, сильно концентрируется к основной плоскости. Спиральные ветви галактик являются областями преимущественного звездообразования. Об этом свидетельствует наличие в них молодых горячих звезд, на больших расстояниях вокруг себя ионизующих водород. Неправильные галактики (I). Примером галактик этого типа являются Магеллановы Облака (см. рис. 233 и 234), хотя в одном из них были обнаружены следы спиральной структуры. Неправильные галактики характеризуются отсутствием центральных уплотнений и симметричной структуры, а также низкой светимостью и относительно высоким содержанием нейтрального водорода, Пекулярные галактики. Так называются галактики, которые обладают теми или иными особенностями, не позволяющими отнести их ни к одному из перечисленных выше классов. Спектры галактик. Внегалактические туманности имеют спектры с линиями поглощения, напоминающие спектры звезд, чаще всего спектральных классов A, F или G, на которые иногда накладываются эмиссионные линии, характерные для свечения газовых туманностей. Это доказывает, что внегалактические туманности представляют собой системы, состоящие из звезд и диффузной материи. Неправильные галактики по спектру, как правило, напоминают звезды спектральных классов А и F, спиральные - F и G, а эллиптические - G и К. Это означает, что в спиральных и неправильных галактиках содержится относительно много молодых горячих звезд ранних спектральных классов, в то время как эллиптические галактики состоят из старых звезд поздних спектральных классов, подобно сферической подсистеме нашей Галактики.
По цвету излучения также можно судить о спектральных классах, к которым принадлежит большинство звезд галактики. Для галактик, а когда это возможно, и для отдельных их частей, находят показатели цвета теми же методами, что и для звезд. Однако при этом следует учитывать красное смещение (см. ниже), а также покраснение, вызванное поглощением света в них и в нашей Галактике. Большой интерес представляют взаимодействующие галактики, состоящие из двух и более (до 8) звездных систем - компонентов. Компоненты соединены между собой полосами светлой материи (рис. 238) или оказываются погруженными в облако звезд, создающих вокруг них как бы туман.
Рис. 238. Взаимодействующие галактики VV21. В большинстве случаев особенности взаимодействующих галактик удается объяснить гравитационными приливными воздействиями со стороны членов системы.
§ 172. Определение расстояний до галактик
Существует несколько способов определения расстояний до галактик. Легче всего это можно сделать, если в галактике наблюдаются хорошо изученные объекты, светимость которых мы знаем. Так, например, светимость цефеид известна по соотношению период - светимость. У новых звезд абсолютная звездная величина в максимуме около -8m,5, а у шаровых скоплений в среднем -8m. В этих случаях для определения расстояний достаточно найти видимую звездную величину такого объекта и вычислить модуль расстояния, не забывая при этом учитывать влияние межзвездного поглощения света. О расстояниях до удаленных галактик, в которых перечисленные объекты не видны, судят по их видимым угловым размерам или по видимой звездной величине. Для этого необходимо, очевидно, знать размеры или светимости галактик данного типа. Наконец, еще один способ основан на определении величины красного смещения. Это явление заключается в том, что все спектральные линии в спектрах далеких галактик оказываются смещенными к красному концу. Как мы увидим в последнем параграфе настоящей главы, это смещение линий нужно интерпретировать как увеличение средних расстояний между галактиками во Вселенной. В результате нам кажется, что галактики как бы убегают от нас. Из наблюдений следует, что скорость удаления галактик от нас Vr , соответствующая красному смещению Dl , увеличивается с расстоянием, так что между lg Vr и видимой звездной величиной галактик одинаковой светимости обнаруживается линейная зависимость. Она показана на рис. 239, на котором каждая точка соответствует среднему значению видимой звездной величины нескольких наиболее ярких галактик, принадлежащих соответствующему скоплению галактик (см. § 175). Средние светимости наиболее ярких членов скоплений значительно меньше должны различаться между собою, чем светимости отдельных галактик вообще, для которых разброс точек получился бы значительно больше, чем на рис. 240.
Вместе с тем одинаковая светимость объектов соответствует одинаковой величине М в формуле (11.5), из которой в этом случае следует линейная зависимость между т и lg r. Поэтому линейная зависимость между т и означает также линейное соотношение между скоростью удаления и расстоянием, т.е.
(13.1)
В этой формуле расстояние r выражено в мегапарсеках (Мпс), а число Н постоянная Хаббла, играющая важную роль в космологии, о которой речь пойдет в § 181. Наиболее надежное значение постоянной Хаббла, полученное в последнее время, составляет 55 км/секЧ Мпс. Если для некоторой галактики известно ее красное смещение, то по формуле (13.1) легко определить расстояние до нее. Заметим, однако, что при эта формула перестает быть верной и требуется использовать более сложное выражение. Наиболее удаленные известные в настоящее время галактики находятся на расстояниях в несколько миллиардов парсеков.
§ 173. Физические свойства галактик
Галактики, даже одного и того же типа, могут сильно различаться по своим размерам, светимостям, массам и другим характеристикам. Линейные размеры внегалактических туманностей с известными расстояниями получаются непосредственно на основании видимого углового их размера. Поскольку у большинства галактик нет резких границ и звездная плотность постепенно убывает с расстоянием от центра, результат определения видимых их размеров зависит от того, до какой предельной поверхностной яркости они наблюдаются. В наиболее крупных спиральных и эллиптических галактиках звезды наблюдаются на расстояниях 15-20 кпс от центра. Встречаются, однако, и карликовые системы, размеры которых на порядок меньше. Знание расстояния r позволяет по формуле (11.5) найти светимость галактики, если измерена ее видимая звездная величина т. Наиболее крупные галактики имеют фотографическую абсолютную звездную величину Mpg = -21m, для галактик типа Е и S в среднем Mpg = -19m,3, что соответствует светимости десятка миллиардов солнц. Неправильные галактики раз в 100 слабее. Вращение галактик. Сравнивая смещение спектральных линий в различных частях одной и той же внегалактической туманности или измеряя расширение линий во всем ее спектре, можно обнаружить, что галактики вращаются. Периоды вращения внешних частей галактик оказываются порядка 108 лет. Центральные части галактик, как правило, вращаются с одной угловой скоростью, т.е. как твердые тела. Направление вращения спиральных галактик происходит, по-видимому, в сторону закручивания спиральных ветвей. Массы галактик определяются на основании скоростей вращения внешних их частей. Для грубой оценки массы предполагается, что это вращение происходит по закону Кеплера. Если линейную скорость вращения обозначить через V, то, приравнивая центростремительное и гравитационное ускорения, получим, что масса галактики равна
(13.2)
Если известна зависимость скорости вращения от расстояния до центра, то, в принципе, удается вычислить распределение масс в галактике. Массы двойных галактик оцениваются тем же методом, что и массы двойных звезд, т.е. по скоростям их относительных. движений, которые можно определить по доплеровским смещениям спектральных линий. Как и для звезд, для галактик имеется определенная зависимость между массой и светимостью, которая также может быть использована для определения масс. У спиральных и неправильных галактик отношение массы к светимости, выраженное в солнечных единицах, колеблется от 1 до 10. Для эллиптических галактик это отношение составляет несколько десятков. Следовательно, основная доля массы в галактиках приходится на звезды поздних спектральных классов, для которых отношение массы к светимости больше единицы. Массы большинства наблюдаемых галактик заключены в пределах 109-1012 масс Солнца. Если исключить карликовые системы, то среднее значение масс оказывается равным 1011 масс Солнца или 2Ч1044 г. В табл. 14 приведены рассмотренные выше основные физические характеристики для некоторых наиболее интересных галактик. Центральные сгущения галактик. Весьма важной и сравнительно мало еще изученной частью галактик являются их центральные сгущения, иногда называемые ядрами, которые содержат в себе незначительную долю массы всей галактики и состоят из звезд, напоминающих звезды сферической составляющей нашей Галактики. В спектрах центральных сгущений спиральных галактик наряду с линиями поглощения наблюдаются эмиссионные линии газовых туманностей. Часто эти линии оказываются весьма широкими, что говорит о наличии в самом центре галактики объекта или объектов, возможно незвездной природы, обладающих громадными запасами энергии. Расширение спектральных линий определяется скоростями, с которыми происходит выброс газа, сопровождающий это выделение энергии. На основании характера и скоростей этих движений, а также светимости ядер галактик говорят об их активности. У галактик, подобных нашей, ядра имеют сравнительно небольшую активность. Это означает, что из их центра происходит относительно медленное истечение газа со скоростью в десятки километров в секунду.