Вселенная, жизнь, разум

Раньше, когда в Галактике содержание межзвездного газа было значительно больше, чем сейчас, и скорость процесса образования звезд из него была много выше современной, сверхновые звезды вспыхивали гораздо чаще. Специально выполненные расчеты показывают, что когда возраст Галактики был меньше 1 млрд лет, частота вспышек сверхновых была примерно в 100 раз больше, чем сейчас.

Учитывая это обстоятельство, можно сделать вывод, что за всю историю развития Галактики в ней вспыхнуло примерно 1 млрд сверхновых звезд. Этого количества как будто бы достаточно для объяснения наблюдаемого содержания тяжелых и сверхтяжелых элементов в межзвездном газе и образовавшихся из него в разное время звезд «второго поколения». В то же время звезды, образовавшиеся в эпоху формирования Галактики (это субкарлики и звезды, входящие в состав шаровых скоплений, массы которых меньше одной солнечной), сохранили, по крайней мере в своих наружных слоях, «первоначальный» химический состав межзвездной среды, из которой они образовались. И действительно, у таких звезд «первого поколения» относительное содержание тяжелых элементов в десятки раз меньше, чем у Солнца, которое является звездой «второго поколения». Таким образом, наблюдаемые характерные различия в химическом составе звезд главной последовательности и субкарликов, о которых шла речь в гл. 2, находят естественное объяснение в рамках общей картины непрерывного обогащения вещества Галактики тяжелыми элементами.

До сих пор речь шла преимущественно о нашей звездной системе Галактике.

Общие сведения о нашей Галактике, а также о других галактиках уже излагались в первой главе. Здесь мы остановимся на морфологических различиях между галактиками. Подобно тому как была в свое время разработана классификация звезд, основывающаяся на их спектрах и светимостях и нашедшая свое выражение в знаменитой диаграмме Герцшпрунга — Рессела (см. рис. 15–17) был классифицирован и мир галактик. Известно, что классификация — это первый шаг к познанию закономерностей природы. Вспомним, например, Линнеевскую классификацию животного и растительного мира. Последующее развитие науки приводит к более глубокому пониманию чисто эмпирической классификации. Например, только спустя ~ 40 лет был правильно понят эволюционный смысл диаграммы Герцшпрунга — Рессела.

Общепринятая классификация галактик была предложена великим американским астрономом Хабблом еще в 20-х годах нашего столетия. Он же немного позже открыл знаменитое «красное смещение» в спектрах галактик (см. гл. 1), вытекающее из развитой несколькими годами раньше космологической теории выдающегося советского математика А. А. Фридмана. Таким образом, не будет преувеличением сказать, что Хаббл открыл Метагалактику — вот уже действительно самое большое открытие в истории науки…

Согласно Хабблу галактики делятся на три основных типа: а) эллиптические, б) спиральные, в) неправильные. Фотографии типичных представителей всех классов галактик приведены на рис. 6. Эллиптические галактики («Е-галактики») представляют собой сфероиды с разной степенью сплюснутости и с большой концентрацией яркости к центру. Как показали последующие спектроскопические исследования, Е-галактики состоят из огромного количества старых звезд малой массы с избыточным содержанием водорода. Такой же природы звезды, образующие сферическую составляющую нашей Галактики (см. гл. 1).

Спиральные галактики («S-галактики») наряду со сферической звездной составляющей характеризуются наличием нескольких спиральных рукавов неправильной, клочковатой структуры. Хотя суммарная масса этих рукавов в сотни раз меньше массы «сферической составляющей» соответствующей галактики, они резко выделяются из-за присутствия значительного количества молодых массивных звезд высокой светимости. Эти звезды непрерывно образуются из облаков межзвездной газопылевой среды, концентрирующейся к плоскости, в которой лежат спиральные рукава. Заметим, что у Е-галактик содержание межзвездного газа в сотни и тысячи раз меньше, чем у S-галактик. Поэтому процесс звездообразования в Е-галактиках практически давно уже прекратился.

Наконец, неправильные галактики характеризуются своей нерегулярной формой и сравнительно малой массой. Кстати, по своей массе (определяемой количеством находящихся в них звезд) галактики различаются в весьма широких пределах. Наша Галактика с ее массой в 10¹¹ солнечных масс принадлежит к числу гигантов. Туманность Андромеды (М 31), как уже говорилось в гл. 1, имеет приблизительно в три раза большую массу. Пожалуй, самой большой из известных масс обладает знаменитая галактика М 87, находящаяся в центральной части скопления галактик в созвездии Девы. По-видимому, масса этой галактики в сотню раз превышает массу нашей Галактики. На другом полюсе находятся карликовые галактики, массы которой ~ 10⁷ больше массы шаровых скоплений. солнечной, что только в несколько десятков раз больше массы шаровых скоплений.