Вселенная, жизнь, разум

Наряду с массой важнейшей характеристикой галактики является мера ее осевого вращения – вращательный момент на единицу массы. Мера вращения у Е-галактик гораздо меньше, чем у S-галактик. Очень медленное вращение Е-галактик не может объяснить их наблюдаемую эллиптичность, т.е. сплюснутость, подобно, например, тому, как действием центробежной силы можно объяснить сплюснутость земного шара у полюсов. По-видимому, сплюснутость Е-галактик объясняется самим характером звездных движений в таких галактиках. В противоположность этому влияние центробежной силы у сравнительно быстро вращающихся рукавов S-галактик весьма существенно. Следует подчеркнуть, что различия между Е- и S-галактиками не являются эволюционным эффектом. Другими словами, галактики рождаются либо как S, либо как Е, и в процессе эволюции тип галактики сохраняется. Структура галактики определяется начальными условиями ее образования (например, характером вращения того сгустка газа, из которого она образовалась).

В настоящее время имеются уже довольно хорошо разработанные модели превращения огромного облака газа, сжимающегося в результате действия закона всемирного тяготения сперва в протогалактику, а потом в галактику. Построение таких моделей оказалось возможным только благодаря введению в практику исследований быстродействующих электронно-вычислительных машин (ЭВМ).

В самом начале следует представить себе огромный газовый шар, сжимающийся по закону свободного падения к центру. Первоначальная температура этого газа могла быть достаточно высокой, быстро уменьшалась, причем из-за гравитационной неустойчивости образовывались больших размеров сгущения, эволюционировавшие в облака. Благодаря беспорядочным движениям, эти облака сталкивались, что вело к их дальнейшему уплотнению. На этом довольно раннем этапе из облаков стали образовываться звезды «первого поколения». Наиболее массивные из них успевали проэволюционировать задолго до того, как прекратилось сжатие протогалактик. Взрываясь как сверхновые, они обогащали межзвездную среду металлами.

По этой причине звезды следующих поколений имели уже другой химический состав. Это привело, например, к тому, что звезды вблизи центра эллиптических галактик более богаты тяжелыми элементами, чем находящиеся на периферии, что как раз и наблюдается.

Обрисованная сейчас картина эволюции относится к Е-галактикам. В прото- S- галактиках звездообразование шло медленнее. Поэтому в них смог образоваться газовый диск довольно значительной массы. Этому способствовало также довольно быстрое вращение прото- S-галактик, препятствующее стеканию всего газа в область ядра и превращению его там в звезды. Другими словами, вращение протогалактик уменьшает скорость звездообразования.

Резюмируя, мы можем сказать, что разные типы галактик происходят от протооблаков с разными плотностями и разным разбросом скоростей внутренних движений. В частности, Е-галактики образовались из более плотных облаков газа, находящегося в состоянии довольно быстрого беспорядочного движения. Этим, в частности, объясняется, почему «богатые», сравнительно плотные скопления галактик содержат преимущественно Е-галактики, в то время как в «бедных» разреженных скоплениях наблюдаются преимущественно S-галактики. Когда же происходил важнейший процесс превращения огромных сжимающихся облаков газа сначала в протогалактики, а затем в галактики? Несомненно, это было очень давно – даже по астрономическим масштабам. Возраст галактик (во всяком случае, их подавляющего большинства) практически равен возрасту Вселенной. Это означает, что галактики образовались тогда, когда Вселенная была совсем еще юной. Ниже мы увидим, что величина красного смещения для наиболее удаленных из наблюдаемых объектов λ/λ₀ = 1+z = 4,5 (λ – измеренная длина волны какой-нибудь спектральной линии, λ₀ – ее лабораторное значение). С другой стороны, имеет место простое соотношение R/R₀ = 1+z, где R₀ и R – характерные размеры расширяющейся Вселенной в эпоху, когда была излучена наблюдаемая спектральная линия, и в современную эпоху. Мы видим, что в ту отдаленную от нас эпоху размеры расширяющейся Вселенной были приблизительно в пять раз меньше, чем сейчас. А ведь галактики образовались еще раньше.

Когда же?

В следующей главе мы увидим, что при z ~ 1000 никаких галактик во Вселенной еще не было. Значит, скорее всего, они образовались где-то между z = 10 и z = 100. Средняя плотность Вселенной тогда была в 10³ – 10⁶ раз больше современного значения. И вообще Вселенная была совсем непохожа на нынешнюю. И едва ли не величайшим достижением науки является то, что мы имеем сейчас реальнейшую возможность «заглянуть» в далекое прошлое Вселенной, когда она была совсем еще юной. Об этом будет идти речь в следующей главе.