Rambler's Top100Astronet    
  по текстам   по ключевым словам   в глоссарии   по сайтам   перевод   по каталогу
 

На первую страницу И.С.Шкловский "Разум, Жизнь, Вселенная"
Оглавление | Новеллы и статьи

Взрывающиеся звезды и их остатки

Звезды, более или менее сходные с нашим Солнцем, длительно и устойчиво излучают практически на постоянном уровне. Геологические и палеонтологические данные доказывают, что на протяжении нескольких миллиардов лет мощность солнечного излучения не могла отличаться от современной больше, чем на 50%. Можно сказать (и это доказывается теоретической астрофизикой - см. нашу книгу "Звезды: их рождение, жизнь и смерть", Наука, 1977), что такие звезды представляют собой великолепно "отлаженные" машины, обеспечивающие их совершенную устойчивость. Малейшее повышение температуры звезды приводит почти мгновенно к ее расширению, сопровождающемуся падением температуры до прежнего значения. Поэтому говорят, что нормальная звезда представляет собой "систему с отрицательной теплоемкостью". Так продолжается до тех пор, пока звезда не исчерпает запасов своей ядерной энергии, т.е. до тех пор, пока находящийся в ее центральной области водород не превратится в гелий. У Солнца, которое уже "живет" около 5 миллиардов лет, это произойдет через 7 - 8 миллиардов лет. После "выгорания" водорода свойства звезды сильно изменятся: она "раздуется" до размеров орбиты Земли, а мощность ее излучения увеличится в сотни раз. Другими словами, из "звезды главной последовательности" она превратится в "красного гиганта", а через сравнительно короткое время, потеряв наружную оболочку, превратится в белого карлика, представляющего собой, как правило, весьма устойчивый объект.

Многие звезды, может быть, большая их часть, меняют мощность своего излучения либо периодически (как, например, цефеиды), либо более или менее беспорядочно. К числу последних относится наиболее многочисленная группа звезд, называемых "красными карликами": это - звезды малой массы (раз в 10 меньше, чем у Солнца) и соответственно низкой светимости. По этой причине они эволюционируют очень медленно. Свое ядерное горючее (водород!) такие карлики исчерпают только через сотни миллиардов лет. Вселенная же существует около 20 миллиардов лет, следовательно, за время ее существования красные карлики еще не успели проэволюционировать. Вещество красных карликов находится в состоянии бурных конвективных движений. На их поверхности происходят интенсивные вспышки, длительность которых порядка минут и часов. Во время таких вспышек мощность излучения красного карлика может увеличиться во много десятков раз.


Рис.1. Кривая белска звезды SS Лебедя (типа U Близнецов)


Значительно белее грандиозные изменения светимости наблюдаются во время вспышек "новых" и "новоподобных" звезд. При таких вспышках светимость звезды увеличивается в отдельных случаях в десятки миллионов раз. Длительность такой вспышки исчисляется днями и неделями. Сейчас доказано, что все эти звезды входят в состав тесных двойных систем, где "активным" (т.е. вспыхивающим) компонентом является белый карлик. На его поверхность все время "натекает" богатое водородом вещество от второго компонента системы и когда его накопится достаточное количество, происходит термоядерный взрыв. Взрывы повторяются почти периодически через промежутки времени от нескольких дней (звезды типа U Близнецов) до многих тысяч лет (классические новые).

Отличительной особенностью описанных выше изменений мощности излучения звезд является то обстоятельство, что такие изменения не затрагивают их внутренней структуры. Речь идет о "поверхностных" явлениях, происходящих в наружных слоях звезд. Даже в случае новых звезд термоядерная вспышка на их поверхности практически не отражается на недрах. Тем больший интерес представляют такие катастрофические изменения мощности излучения звезды, которые сопровождаются радикальной перестройкой ее внутренней структуры. Речь идет о грандиозном явлении взрыва звезд, исторически получившего на наш взгляд крайне неудачное название "вспышки сверхновой звезды".

Из старинных хроник известно, что изредка на небе внезапно появлялись звезды исключительно большой яркости. После достижения максимума блеска такая звезда медленно угасала, пока через несколько месяцев не переставала быть видимой. Вблизи максимума блеска эти звезды (в древних китайских хрониках они образно назывались "звезды- гостьи") могли наблюдаться даже днем, что сразу же указывает на то, что их видимый блеск превосходил блеск Венеры - ярчайшего после Солнца и Луны светила. В новое время такая звезда вспыхнула в 1572 г. в созвездии Кассиопеи и наблюдалась выдающимся астрономом Тихо Браго. В последний раз в нашей Галактике сверхновая звезда вспыхнула в 1604 г. в южном созвездии Змееносца. Ее видел великий Кеплер, который через пять лет после этого ввел в практику астрономических наблюдений телескоп. Появление таких звезд на небе (так же, как и комет) привлекало к себе пристальное внимание ученых и философов, так как нарушало аристотелево представление об "идеальности", "совершенстве" и неизменности небес.

После 1604 г. в нашей Галактике вспышки сверхновых звезд не наблюдались. Это, конечно, не означает, что таких вспышек за последние без малого четыре столетия "телескопической" эры в истории астрономии в нашей звездной системе не было. Доподлинно известно, например, что вспышка сверхновой была около 1668 г. в созвездии Кассиопеи, но почему-то не наблюдалась. Следует иметь в виду, что межзвездное пространство вблизи плоскости симметрии Галактики наполнено поглощающими свет пылевыми частицами. Так как большинство звезд в Галактике концентрируется к этой плоскости, то лучи света будут проходить большие отрезки в межзвездном пылевом слое и испытывать очень сильное поглощение. Поэтому удаленные вспышки не будут наблюдаться.

Казалось бы, при такой редкости явления вспышек сверхновых мы мало что можем знать об их природе. Но это не так. Астрономы уже давно наблюдают вспышки сверхновых в других звездных системах - галактиках. В первый раз это случилось в 1885 г., когда на отечественной обсерватории в Тарту наблюдалась вспышка звезды в туманности Андромеды. Сама туманность Андромеды имеет видимую величину около 4,5 и видна невооруженным глазом. Вспыхнувшая звездочка имела 6-ю величину, т.е. поток излучения от нее был всего в 4 раза меньше, чем от всей туманности Андромеды. В те времена этот результат астрономов не удивил: ведь они же не имели ни малейшего представления о природе туманности Андромеды, равно как и других спиральных туманностей! Только на рубеже 20-х годов ХХ в. была понята внегалактическая природа М31 (так обычно астрономы называют туманность Андромеды - N 31 по известному каталогу туманностей, составленному французским астрономом Шарлем Месье в конце ХVIII в.), а также других спиралей. Оказалось, что это - гигантские агрегаты, состоящие ив сотен миллиардов звезд, межзвездной среды и огромного количества туманностей. Каждый такой "звездный остров" вполне подобен нашей Галактике.

И тут невольно поразило воображение астрономов то обстоятельство, что мощность излучения вспыхнувшей в 1885 г. в М31 звезды была вполне сравнима с суммарной мощностью миллиардов звезд, создающих светимость этой галактики! Ничего подобного астрономы до этого не наблюдали! Мощность излучения вспыхнувшей звезды в десятки тысяч раз превосходила мощность излучения обычных новых звезд. Любопытно, что это обстоятельство известный американский астроном Шепли использовал как аргумент против метагалактической природы М31. Вскоре, однако, в туманности Андромеды были обнаружены обычные новые звезды, которые с такого расстояния наблюдались как объекты 16 - 17-й величины. Таких звезд в М31 вспыхивает по нескольку десятков в год. Звезды, подобные вспыхнувшей в 1885 г. в Андромеде, астрономы стали называть "сверхновыми".

Вспышки сверхновых в других галактиках наблюдались не только в сравнительно близкой к нам туманности Андромеды (удаленной на расстояние "всего лишь" около миллиона парсек). В 1895 г. в карликовой галактике NGС 5253 вспыхнула очень яркая сверхновая, имевшая в максимуме блеска 7,5 звездную величину, в то время как "материнская" галактика была на 4,5 величины слабее. Интересно, что в 1972 г. в этой же галактике вспыхнула еще одна сверхновая, которая была со всей тщательностью исследована астрономами при помощи весьма совершенной техники. Может возникнуть естественный вопрос: почему большинство вспышек сверхновых в нашей Галактике ускользает от наблюдений, а вспышки в далеких галактиках наблюдаются? Дело в том, что в последнем случае свет от вспыхнувшей сверхновой идет обычно к земному наблюдателю под большим углом к плоскости симметрии удаленной галактики, к которой концентрируются поглощающие излучение пылевые облака. Поэтому он будет значительно меньше ослаблен, чем свет сверхновой, вспыхнувшей в центральной части диска нашей "собственной" Галактики (см. выше).

Вспышки сверхновых звезд - явление чрезвычайно редкое. В гигантской галактике типа нашей одна вспышка случается приблизительно один раз в несколько десятков лет, а всего за последние десятилетия наблюдалось около 500 вспышек.

В случае вспышки сверхновой астрономы столкнулись с ситуацией, когда в течение короткого времени одна звезда излучает столько же энергии, сколько миллиарды звезд той галактики, в которой это явление случилось. Полное количество энергии, излученное звездой за время вспышки, порядка 1050 эрг, что близко к солнечному излучению за миллиард лет! Заметим, что запас тепловой энергии солнечных недр, нагретых до температуры в несколько миллионов градусов, » 1048, т.е. в сотню раз меньше энергии, излученной сверхновой за время вспышки. Гравитационная энергия связи звезды, похожей на Солнце, также порядка 1048 эрг. Отсюда видно, что освободившейся при вспышке сверхновой энергии более чем достаточно, чтобы полностью рассеять в окружающее пространство вещество звезды, похожей на Солнце. Следовательно, можно сделать вывод, что взрыв звезды должен сопровождаться коренным изменением ее структуры.

За последние полвека проблема сверхновых звезд стала одной из центральных в астрономии. Постепенно становилось ясным, что ряд фундаментальных проблем естествознания (например, происхождение элементов, происхождение космических лучей, даже происхождение жизни) в большей или меньшей степени связан с различными аспектами проблемы вспышек сверхновых звезд.

Еще перед войной выяснилось, что сверхновые звезды отнюдь не являются группой однородных объектов. Наблюдаются по крайней мере два типа сверхновых: сверхновые I типа и сверхновые II типа. Они отличаются, прежде всего, своими спектрами и так называемыми "кривыми блеска", т. е. зависимостью мощности излучения звезды от времени. Существует также важная зависимость типа сверхновой от морфологических характеристик галактик, в которых происходят вспышки. Сверхновые I типа наблюдаются во всех галактиках: как спиральных, так и эллиптических, а также неправильных. Между тем, сверхновые II типа вспыхивают только в спиральных галактиках. Эта связь между типом сверхновых и типом галактик, в которых происходят вспышки, как увидим ниже, очень важна для понимания природы взрывающихся звезд.

Как уже говорилось выше, спектры сверхновых обоих типов сильно отличаются. Следует также иметь в виду, что эти спектры значительно меняются со временем. Сравнительно легко удалось разобраться в спектрах сверхновых II типа. После максимума блеска в этих спектрах наблюдаются широкие линии излучения и поглощения, принадлежащие водороду, кальцию, железу и другим элементам. Анализ этих спектров позволяет сделать вывод, что они образуются в весьма протяженной оболочке, расширяющейся с огромной скоростью, обычно превышающей 5000 км/с. Существенно, что химический состав разлетающихся оболочек сверхновых примерно такой же, как у солнечной атмосферы. Преобладающим элементом является водород, на втором месте - гелий.

Совершенно иначе выглядят спектры сверхновых I типа. Начать с того, что в течение трех десятилетий совершенно не удавалось отождествить широкие полосы, характерные для этих спектров. Только после того, как выяснилось, что эти полосы суть не что иное, как участки непрерывного спектра между широкими и довольно глубокими линиями поглощения, отождествление спектров сверхновых I типа сдвинулось с мертвой точки. Был отождествлен ряд линий поглощения и прежде всего линии ионизированных кальция и кремния. Длины волн этих линий сдвинуты в фиолетовую сторону спектра из-за эффекта Доплера в расширяющейся со скоростью 10 - 15 тыс. км непрозрачной оболочке - фотосфере. В спектрах сверхновых I типа очень много линий и они накладываются друг на друга, так что пока значительная их часть еще не имеет однозначного отождествления. Тем не менее анализ этих спектров позволяет сделать очень важный вывод: в оболочках, выброшенных во время вспышки сверхновых I типа, почти нет водорода. Температура фотосферы сверхновых обоих типов, определяющая их непрерывный спектр около максимума, очень высока, 10 - 20 тыс. градусов. После максимума она падает, достигая через 1 - 2 месяца значения 5 - 6 тыс. градусов.


Рис.2. Фотографические кривые блеска сверхновых I типа.


Кривые блеска сверхновых I типа очень сходны (рис.2). Вслед за крутым подъемом блеска наблюдается максимум длительностью в 1 - 2 дня, после чего блеск довольно быстро убывает. После того, как он упадет примерно на 2 1/2 величины (т.е. приблизительно в 10 раз), характер кривой блеска меняется. Звездная величина сверхновой с удивительным постоянством слабеет на 0,013 величины в сутки. Это означает, что на поздней фазе развития (обычно » 50 дней после максимума) светимость убывает со временем по экспоненциальному закону L µ e-t/ t, где t - время, а t=85 дней. Этот закон изменения блеска выполняется вплоть до t » 500 дней - наиболее долгий срок наблюдений сверхновой, вспыхнувшей в NGС5253 в 1972 г.

Кривые блеска сверхновых II типа обнаруживают значительное разнообразие. Иногда они близки к кривым блеска сверхновых I типа; чаще всего после максимума блеска у них наблюдается пологое "плато" длительностью в 50-70 дней, после чего блеск обычно быстро падает (рис.3).


Рис.3. Фотографические кривые блеска сверхновых II типа.


Анализ спектров и кривых блеска сверхновых, выполненный различными исследователями в последние годы, позволяет сделать важные выводы о природе звезд, которые вспыхивают, как сверхновые. Из того факта, что оболочки сверхновых I типа практически лишены водорода, можно сделать вывод, что перед вспышкой эти звезды прошли долгий эволюционный путь, в итоге которого они потеряли богатые водородом наружные слои, превратившись в компактные объекты, более или менее сходные с белыми карликами. Между тем звезды, вспыхивающие как сверхновые II типа, - это красные гиганты и сверхгиганты, раздувшиеся до размеров, превышающих расстояние от Земли до Солнца, масса которых довольно велика, - в несколько раз больше массы Солнца. С этим выводом хорошо согласуются оценки масс выброшенных при взрывах звезд оболочек. У сверхновых I типа массы оболочек сравнительно невелики, » 0,3 солнечной массы, в то время как у сверхновых II типа массы оболочек составляют 1 - 2 массы Солнца.

Становится понятной зависимость между типом сверхновой и морфологическими характеристиками галактик, в которых происходят вспышки. Очевидно, звезды, вспыхивающие как сверхновые II типа, будучи сравнительно массивными, должны быть "молодыми". Это непосредственно видно из сосредоточения таких вспышек в "рукавах" спиральной структуры - верный признак молодости, ибо "новорожденные" звезды возникают из облаков газовопылевой межзвездной среды, которые сосредоточены преимущественно в таких рукавах. Между тем, в эллиптических галактиках очень мало газово-пылевой межзвездной среды и процесс звездообразования там почти прекратился много миллиардов лет назад. Но это означает, что звезд с массой, превосходящей солнечную, в этих галактиках нет - они давным-давно там проэволюционировали. А раз так, то не может там быть и сверхновых II типа, которые ассоциируются с довольно массивными звездами. Что касается сверхновых I типа, то они связаны с проэволюционировавшими звездами и поэтому могут наблюдаться во всех галактиках - спиральных, эллиптических и неправильных.

Каковы же причины взрыва звезд, наблюдаемых как грандиозное явление вспышек сверхновых? Сразу же оговоримся, что полной теории, описывающей все стороны явления взрыва звезд, пока нет - проблема эта слишком сложна и фактических наблюдательных данных, которые бы позволили эту проблему решить эмпирически, пока все еще недостаточно. Однако "суть дела", по-видимому, состоит в следующем. После того, как в центральных областях сильно проэволюционировавшей звезды ядерное горючее "выгорело", может наступить критическая ситуация. Лишенное источников энергии ядро при некоторых условиях (например, достаточно большой массе) начинает катастрофически сжиматься, так как внутреннее давление уже не в состоянии противодействовать стремящейся сблизить все образующие ядро частицы силе гравитации. Это явление называется "гравитационный коллапс". Лишенные поддержки наружные слои звезды-гиганта как бы "рухнут" на продолжающее сжиматься ядро звезды. После того, как ядро перестанет сжиматься, образуя сверхплотную конфигурацию нейтронной звезды, падающие наружные слои ударятся о него, причем произойдет мгновенный разогрев вещества. По этой причине изнутри наружу пойдет сильная ударная волна. Выходя наружу, она будет разогревать холодную внешнюю оболочку красного гиганта и "сорвет" ее самые внешние слои.

В случае сверхновых I типа также имеет место катастрофическое сжатие звезды. Такое сжатие может начаться при массе звезды - разновидности белого карлика, - превышающей некоторое критическое значение (так называемый "чандрасекаровский предел", который близок к 1,4 солнечной массы). Как же можно представить образование белого карлика с массой, превышающей критическую? Здесь имеются по крайней мере две возможности.

Анализируя проблему вспышек сверхновых в эллиптических галактиках, исследователи уже давно столкнулись с одной трудностью. Дело в том, что за более чем 10 миллиардов лет эволюции звезд в таких галактиках там успели проэволюционировать все звезды с массой, превышающей одну солнечную, в то время как процесс звездообразования в этих галактиках из-за практического отсутствия межзвездной среды давно прекратился. Между тем взрываться как сверхновая I типа может только объект с массой, превышающей 1,4 солнечную. Эта трудность снимается остроумным предположением, что звезды, вспыхивающие в эллиптических галактиках как сверхновые, всегда находятся в двойных системах. Предполагается, что в таких системах более массивный компонент давно уже проэволюционировал, превратившись в белого карлика. Между тем, второй, менее массивный компонент стал "сходить" с главной последовательности, превращаясь в красного гиганта уже в современную эпоху. Когда он в процессе такого "разбухания" достигает некоторого критического радиуса, начнется перетекание его наружных слоев на давно уже проэволюционировавший первый компонент - белый карлик. При этом масса последнего превысит критическое значение, после чего наступит гравитационный коллапс и сопутствующая ему вспышка сверхновой I типа. Хотя эта гипотеза сталкивается с известными трудностями, вряд ли можно представить себе другой какой-нибудь механизм, способный объяснить вспышку сверхновых в эллиптических галактиках. Очевидно, этот механизм действует и в спиральных галактиках, но является ли он там единственно возможным?

Другой механизм образования белого карлика с массой, превышающей критическую, по нашему мнению связан с обстоятельствами "рождения" белых карликов путем отделения наружной оболочки красного гиганта, превращающейся в планетарную туманность. Образующийся при этом "промежуточный" компактный горячий объект - ядро планетарной туманности - будет эволюционировать в белый карлик. Вполне возможна такая ситуация, когда ядро планетарной туманности (это еще не белый карлик!) будет иметь массу, превышающую чандрасекаровский предел. В процессе сжатия и уплотнения, "на пути" к превышению в белый карлик такой объект может сколлапсировать.

То, что механизм "двойной звезды" далеко не всегда действует в спиральных галактиках (в частности, в нашей Галактике), видно хотя бы из того, что на месте вспышек исторических сверхновых 1572 и 1604 гг., принадлежащих, как это следует из их кривых блеска, к I типу, нет звезд-субгигантов - компонент двойных систем, в которые входили взорвавшиеся звезды. Автор этой статьи, таким образом, приходит к выводу, что 1 - 2% ядер планетарных туманностей после сравнительно короткой эволюции вспыхивает как сверхновые I типа.

Серьезную проблему представляет объяснение заключительной, "экспоненциальной" части кривых блеска сверхновых I типа. Еще в 1956 г. группа американских астрономов высказала гипотезу, что основным источником энергии на поздней стадии вспышки сверхновых I типа может быть радиоактивное деление сверхтяжелых трансурановых ядер калифорния-256. Этот элемент был выбрал просто потому, что его период полураспада близок к показателю экспоненты кривых блеска t. Непреодолимой трудностью, ставшей на пути этой гипотезы, является недопустимо большое количество экзотического калифорния, образование которого нужно допустить при взрыве сверхновых I типа.

В последние годы появились более реалистические модификации гипотезы "калифорния-256". Наиболее перспективной представляется гипотеза об образовании во время вспышки сверхновых I типа большого количества ( » массы Солнца) радиоактивного изотопа никель-56. Последний, распадаясь с периодом около 6 дней, даст радиоактивный изотоп кобальт-56, который, в свою очередь распадаясь с периодом 88 дней, переходит в стабильный изотоп железо-56, причем при каждом акте распада возникают g-кванты с энергией » 1 мегавольт. Здесь мы сталкиваемся с трудностью: спустя несколько месяцев после вспышки, расширившаяся и, следовательно, ставшая менее плотной оболочка будет прозрачна для жестких g-квантов и, следовательно, перестанет при поглощении "усваивать" их. Возможно, однако, что эту трудность удастся преодолеть, если принять во внимание, что при радиоактивном распаде кобальта-56 образуются наряду с g-квантами позитроны, которые вполне могут поглощаться оболочкой. Значительно более серьезной трудностью является отсутствие сильных линий ионизованного кобальта в спектрах сверхновых I типа сразу же после максимума. Ведь если "радиоактивная" гипотеза справедлива, кобальта в оболочках должно быть очень много, в тысячи раз больше, чем кальция, который даст весьма заметные линии поглощения во всех спектрах сверхновых I типа.

Однако несколько лет тому назад неожиданно появился довольно сильный аргумент в пользу "никелевой" модификации радиоактивной гипотезы. Выяснилось, что спектр сверхновой 1972 г., вспыхнувший в NGС5253 (который исследован лучше других), на заключительной стадии своего развития состоит только из широких полос излучения. Эти полосы удалось отождествить с линиями ионизованного железа. Из анализа интенсивности указанных полос можно сделать вывод, что железо - наиболее обильный химический элемент в оболочке: его масса составляет несколько десятых солнечной. Все же окончательное торжество "радиоактивной" гипотезы еще не наступило. С ней конкурирует другая гипотеза, согласно которой источником "накачки" энергии в оболочку сверхновой I типа является быстро вращающаяся, сильно намагниченная звезда - конечный продукт гравитационного коллапса (см.ниже).

Таким образом, ряд важных вопросов, связанных с причинами и характером взрывов звезд, все еще остается без ответа. Прогресс в этой важной области астрономии определяется существующими наблюдательными данными, касающимися различных аспектов явления вспышки сверхновой.

До сих пор мы ограничивались информацией, полученной из наблюдений спектров и блеска вспыхивающих в других галактиках сверхновых звезд. Однако уже довольно давно выяснилось, что сверхновые, после того как они "погасли", т.е. перестали быть наблюдаемыми, надолго оставляют на небе следы своей краткой, но очень "бурной" жизни. Выброшенные при взрывах довольно массивные оболочки, движущиеся с огромной скоростью » 10 000 км/с, взаимодействуют со средой, через которую они проходят, сильнейшим образом возмущая ее. Это приводит к возникновению ряда новых явлений, которые весьма успешно наблюдаются астрономами при помощи современных средств. Наряду с этим, в отдельных случаях можно наблюдать и сами движущиеся оболочки, пока они еще не "растворились" в окружающей межзвездной среде. Так в астрономии возникла новая, очень важная и перспективная область исследований остатков вспышек сверхновых звезд.

Исторически первым космическим объектом, который астрономы отождествляли с некогда вспыхнувшей сверхновой, была знаменитая Крабовидная туманность. Подозрения на этот счет возникли еще в 1919 г., когда было обращено внимание на близость координат этой туманности и известной из старинных китайских и японских хроник "звезды- гостьи", вспыхнувшей в 1054 г. в созвездии Тельца, и в силу своей большой яркости наблюдавшейся средь бела дня. Однако только в 1928 г. величайший астроном нашего века Хаббл определенно высказался в пользу этого отождествления, которое вскоре было полностью доказано. Помимо совпадения координат, решающее значение имеет анализ собственных движений волокон туманности. Если экстраполировать эти движения назад, получится, что примерно за 900 лет до наших дней туманность, угловые размеры которой сейчас превышают 5 минут дуги ( » 1/3 солнечного радиуса), была "точкой", т.е. расширение ее началось в эпоху вспышки наблюдавшейся китайцами "звезды-гостьи".

В истории астрономической науки Крабовидная туманность сыграла совершенно исключительную роль. Недаром среди астрономов бытует шутка, что современную астрофизику можно разделить на две части: физику Крабовидной туманности и... все остальное. Эта туманность, например, была первым отождествленным космическим радиоисточником (не считая Солнца, конечно). Она же была первым отождествленным космическим рентгеновским источником. Внутри нее находится самый короткопериодический и во всех отношениях замечательный пульсар (см.ниже). Наконец, ее оптическое свечение в непрерывном спектре имеет совершенно особую, до того времени нигде в Космосе не встречавшуюся природу. Не подлежит сомнению, что Крабовидная туманность преподнесет астрономам еще не один сюрприз.

Кроме яркого непрерывного спектра, о котором сейчас упоминалось, Крабовидная туманность излучает еще спектральные линии. Источником этого излучения является сеть волокон, охватывающая центр Крабовидной туманности и расширяющаяся со скоростью, превышающей 1000 км/с. Эти волокна и есть бывшая оболочка. Химический состав волокон сходен с химическим составом солнечной атмосферы с той существенной разницей, что в волокнах относительное количество гелия в несколько раз больше, чем на Солнце. Все же наиболее обильным (по числу атомов) элементом является водород - обстоятельство, исключающее возможность отождествлении сверхновой 1054 г. с I типом. Весьма вероятно, что эта сверхновая хотя и была не совсем типичной, принадлежала ко II типу. В настоящее время электромагнитное излучение с непрерывным спектром от Крабовидной туманности охватывает огромный диапазон от метровых радиоволн до сверхжестких квантов с энергией, превышающей 1012 электрон-вольт. Доказано, что всю эту радиацию излучают заключенные в Крабовидной туманности релятивистские электроны, движущиеся в магнитном поле, напряженность которого в тысячу раз меньше земного. Менее энергичные из этих электронов с энергией  » 108-109 электрон-вольт излучают радиоволны, электроны с энергией 1011-1012 эВ - видимый свет, а еще более энергичные электроны - рентгеновские и гамма-кванты. Излучая кванты при своем движении в магнитном поле, релятивистские электроны теряют энергию. Особенно быстро теряют энергию "сверхэнергичные" электроны, вызывающие оптическое и, тем более, рентгеновское излучение Крабовидной туманности. У таких электронов время жизни ощутимо меньше возраста туманности. Поэтому совершенно необходим механизм, непрерывно возобновляющий эти электроны, которые, будучи "заперты" в ней магнитным полем, не могут "вытечь" в окружающее пространство. Что же это за механизм? Оказывается, что таким механизмом (вернее "машиной") является находящаяся в центре Крабовидной туманности нейтронная звезда, образовавшаяся после вспышки сверхновой 1054 г.

Уже давно в центральной части Крабовидной туманности астрономы наблюдали две близко расположенные друг к другу слабые звездочки 16-й величины. И вот оказалось, что южная из этих звезд - отнюдь не обычная звезда, а нечто совершенно особенное! Это стало ясно только в 1969 г., спустя год с небольшим после одного из величайших открытий в астрономии ХХ века - открытия пульсаров. Последние были обнаружены на Кембриджском радиотелескопе совершенно случайно и их природа была понята только спустя несколько месяцев. Наблюдались строго периодические радиоимпульсы, причем периоды были порядка секунды. Оказалось, что эти импульсы излучаются сильно намагниченными (напряженность поля » 1012 эрстед!) объектами ничтожно малых размеров ( » 10 км). Так были открыты нейтронные звезды, существование которых было предсказано астрономами еще в 1934 г., когда была высказана гипотеза, что в процессе вспышки сверхновой более или менее обычная звезда превращается в нейтронную. В последующие годы видными теоретиками были выполнены расчеты структуры нейтронных звезд. Становилось все более ясным, что нейтронные звезды наряду с белыми карликами имеют фундаментальное значение для звездной эволюции, представляя собой ее конечные стадии. Тем более "обидно" было, что никаких шансов наблюдать реальные нейтронные звезды на горизонте астрономической науки не было. Например, из-за своих ничтожных размеров они никак не могут быть источниками наблюдаемого оптического излучения. И вдруг их открыли и притом самым неожиданным образом! Ведь ниоткуда же не следовало, что нейтронные звезды могут быть источниками мощного радиоизлучения и притом - направленного, подобно прожекторному лучу! Заметим, что и сейчас, спустя 15 лет после открытия пульсаров, природа их радиоизлучения не ясна. Так что открытие пульсаров для астрономов действительно явилось "подарком".

Вскоре после открытия первых четырех ("кембриджских") пульсаров был открыт пульсар в Крабовидной туманности. До этого он, что называются, "стучался в двери" (то-бишь, в радиотелескопы) астрономов, которые еще в начале шестидесятых годов обнаружили в центральной части Крабовидной туманности переменный радиоисточник малых угловых размеров, особенно интенсивный на низких частотах. Измеренный период пульсара в Крабовидной туманности (равный периоду вращения соответствующей нейтронной звезды), оказался рекордно малым - 0,033 секунды. Дальнейшие измерения показали, что этот период все время растет, т.е. вращение нейтронной звезды замедляется. Что же ее тормозит? Оказывается, собственное весьма длинноволновое излучение, вызванное тем, что нейтронная звезда сильно намагничена. Эта непрерывно теряемая нейтронной звездой кинетическая энергия вращения в конечном итоге, через посредство магнитного поля, переходит в энергию релятивистских электронов. Таким образом "инжектором" релятивистских электронов в Крабовидной туманности является находящийся внутри нее пульсар. Если бы пульсар "выключился" (например, остановилось бы его вращение), через несколько месяцев прекратилось бы жесткое рентгеновское излучение Крабовидной туманности, через сотню лет кончилось бы ее оптическое излучение и только радиоизлучение продолжалось бы до тех пор, пока туманность окончательно не рассеялась бы.

Пульсар в Крабовидной туманности замечателен еще тем, что он излучает не только радиоволны (как остальные пульсары), но и оптические, а также рентгеновские кванты. В частности, оптический объект в центре Крабовидной туманности - это вовсе не звезда, а пульсар. Это доказывается наблюдаемой периодичностью его оптического излучения, причем период в точности равен периоду радиопульсара. На рис.4 приведена кривая блеска этого пульсара в видимых лучах.


Рис.4. "Кривая блеска" оптического излучения пульсара в Крабовидной туманности.


Теперь уже с полным правом можно сказать, что пульсары - звездные "остатки" вспышек сверхновых звезд. Другим видом остатков вспышек являются особые туманности, образующиеся при взаимодействии выброшенных при взрывах звезд оболочек с межзвездной средой. Что касается пульсаров, то их в настоящее время известно около 350. Во всех случаях периоды пульсаров растут, следовательно, их вращение тормозится. Зная период и скорость изменения периода, легко определить возраст пульсара.

Так, возраст пульсара в Крабовидной туманности получается около 1000 лет, что хорошо согласуется с результатом, получаемым при отождествлении этой туманности со "звездой-гостьей" 1054 г. Средний возраст пульсаров порядка нескольких миллионов лет. Это намного больше, чем возраст связанных с ними туманностей, образовавшихся при вспышках. Последний исчисляется десятками тысяч лет. В тех немногих случаях, когда "молодой" пульсар удачно ориентирован по отношению к земному наблюдателю (т.е. ось его диаграммы излучения проходит через Землю), можно наблюдать пульсар в туманности. Такой редкий случай наблюдается в Крабовидной туманности, а также в туманности в созвездии Парусов. Там находится один из самых короткопериодических пульсаров с периодом 0,089 секунды, возраст которого (определяемый по его торможению) - около 10000 лет. Он, подобно пульсару в Крабовидной туманности, является источником очень слабого оптического и g-излучения.

Существует несколько методов определения расстояний до пульсаров, на которых мы здесь останавливаться не будем. Зная расстояния и характер диаграммы радиоизлучения пульсаров, можно найти полное количество пульсаров в Галактике, которое порядка сотни тысяч. При известном среднем возрасте пульсаров (см. выше) мы получаем среднюю скорость рождения новых пульсаров в Галактике - один пульсар каждые 20-30 лет. Очевидно, это есть частота вспышек сверхновых звезд в Галактике. Заметим, что другие методы, а также статистический анализ вспышек в галактиках разных морфологических классов, дают для частоты вспышек сверхновых то же значение. Эта частота в 20-30 раз меньше частоты образования белых карликов - наиболее часто встречающего "конечного" продукта звездной эволюции.

Возросшая точность радиоастрономических наблюдений позволила в отдельных случаях, для наиболее близких к нам пульсаров, измерять их собственные движения по небесной сфере, исчисляемые долями секунды дуги в год. Зная расстояния до пульсаров, можно в этих случаях определить составляющую их скорости, перпендикулярную лучу зрения. Таким образом выяснилось, что большинство пульсаров движется в пространстве со скоростью, превышающей 100 км/с, причем некоторые имеют скорости 200 - 400 км/с. При таких скоростях пульсары должны были образовывать вокруг Галактики сферическую "корону", чего не наблюдается. Причина, по-видимому, кроется в сравнительной краткости радиоизлучающей фазы нейтронных звезд. Грубо говоря, последние не успели "пройти" Галактику, как перестают излучать радиоволны. Причина этого пока не известна, но несколько гипотез на этот счет уже имеется. Почему же у пульсаров такие высокие скорости? Скорое всего они приобретают их в момент образования, т.е. при вспышке сверхновой звезды. Так как масса сброшенной оболочки составляет заметную долю ( » 30%) массы взорвавшейся звезды, а скорость выброса достигает 10 000 км/с, то даже при небольшой асимметрии в выброшенной оболочке ядро звезды, сжимающейся в нейтронную звезду, по закону сохранения импульса приобретает "скорость отдачи", превосходящую сотни километров в секунду. Не представляет труда понять причину сильной намагниченности нейтронных звезд. Ведь при катастрофическом сжатии электропроводной среды должен сохраняться магнитный поток, а это означает, что магнитное поле будет при таком сжатии расти обратно пропорционально квадрату радиуса ядра.

Замечательной особенностью пульсаров является то обстоятельство, что за редкими исключениями они не входят в состав двойных звездных систем. Из 350 известных пульсаров только 3 входят в состав таких систем. Между тем, двойственность системы, куда входит пульсар, легко была бы обнаружена по периодическим изменениям периода, обусловленным эффектом Доплера. Заметим, что по крайней мере 30% всех звезд Галактики входят в состав кратных (прежде всего - двойных) систем.

Отсутствие кратности, по-видимому, частично объясняется большими скоростями, которые приобретают пульсары в момент своего образования. Это может привести к разрыву звездной пары, если скорости пульсаров превышают параболическую. Все же, тесные пары таким способом разорвать нельзя. По-видимому, отсутствие двойственности пульсаров отражает тот факт, что большинство сверхновых, вспыхивающих в нашей Галактике, до вспышки были одиночными звездами (см. выше).

Перейдем теперь к другому виду остатков вспышек сверхновых - особому типу туманностей, образующихся при взаимодействии выброшенных при взрыве оболочек с межзвездной средой. Прежде всего, все такие туманности являются довольно мощными источниками радиоизлучения, а также мягкого рентгеновского излучения. Механизм радиоизлучения - такой же как в Крабовидной туманности. Часто этот механизм называется "синхротронным", так как он наблюдается в ускорителях и в настоящее время широко используется в экспериментальной физике. Различают два типа "радиотуманностей" - остатков вспышек сверхновых.

Первый тип радиотуманностей, к которому принадлежит подавляющее их большинство, имеет явно выраженную оболочечную структуру. Оболочечную же структуру имеют и рентгеновские источники, связанные с такими остатками, а также часто встречающиеся в таких объектах наблюдаемые в оптические телескопы волокна (иногда даже нити), излучающие различные линии. В центре такой оболочки следует представить себе вспыхнувшую звезду. Радиусы оболочек обычно порядка нескольких десятков световых лет, скорости расширения их исчисляются десятками и сотнями километров в секунду.

То обстоятельство, что оболочечные остатки вспышек являются источниками мягкого рентгеновского излучения, означает, что там имеется весьма горячая плазма, нагретая до температуры в десятки миллионов градусов. Прямым доказательством справедливости этого пред- положения является наличие в рентгеновских спектрах таких объектов линий высокоионизованных элементов, например, двадцатипятикратно ионизованного железа Fe XXV.

Горячая плазма в окрестностях вспыхнувшей звезды образуется в результате распространения сильной ударной волны в межзвездной среде, вызванной быстро движущейся оболочкой сверхновой. Первое время, пока такая оболочка, действующая на окружающую межзвездную среду, как поршень, еще не "нагребла" достаточное количество массы, она движется без торможения, сохраняя свою "индивидуальность". Однако, спустя сотни лет, когда масса "нагребенного" газа уже значительно превзойдет массу оболочки, оболочка теряет свою "индивидуальность", полностью растворяется в окружающей среде, и мы наблюдаем только распространение более или менее сферической сильной ударной волны. Процесс носит адиабатический характер. Это означает, что первичная кинетическая энергия оболочки E=Mn2/2 распределяется в виде тепловой энергии частиц, находящихся за фронтом ударной волны, причем количество излученной энергии пренебрежимо мало. По мере распространения такой волны в среде, растет количество частиц за ее фронтом. Следовательно, уменьшается кинетическая энергия, приходящаяся на одну частицу, т.е. температура. Математически процесс описывается формулами Л.И.Седова

где R2 - радиус ударной волны, r2 плотность среды за границей фронта, r1 плотность в невозмущенной среде, k- постоянная Больцмана. Автор этой статьи около 20 лет тому назад применил эту теорию к проблеме сверхновых и на ее основе впервые предсказал необходимость рентгеновского излучения от горячей плазмы, образующейся за фронтом волны. По нашим оценкам величина энергии оболочек E » 3 ×1050 эрг, откуда следует, что при скорости » 10000 км/с ее масса M » 0,3 солнечной. В настоящее время эта теория получила значительное развитие и служит основой при анализе данных о рентгеновском излучении остатков вспышек сверхновых.

Наряду с "оболочечными" остатками вспышек наблюдаются также остатки с концентрацией яркости к центру. Типичным представителем этого класса является Крабовидная туманность. В настоящее время известно около 10 таких остатков вспышек сверхновых, получивших название "плерионов". Встречаются и остатки, представляющие собой плерионы, окруженные оболочкой. Плерионы отличаются от оболочечных источников своим радиоспектром, а также значительной степенью поляризации их синхротронного радиоизлучения, что указывает на сравнительную однородность магнитного поля. Основным источником энергии плерионов является расположенный внутри них пульсар. Хорошим тому примером является рассмотренная выше Крабовидная туманность. Заметим в этой связи, что магнитное поле в последней, так же как и в других плерионах, обусловлено активностью пульсаров.

Автор этой статьи считает, что плерионы - это остатки вспышек сверхновых II типа, между тем как вспышки сверхновых I типа порождают только оболочечные остатки. Следует, однако, иметь в виду, что остатки сверхновых II типа также наряду с центральным плерионом могут иметь оболочку. С течением времени плерион может "погаснуть" (т.е. сильно уменьшить мощность своего радиоизлучения), между тем оболочка останется. Такие старые остатки вспышек сверхновых II типа не будут отличаться от остатков вспышек сверхновых I типа.

Можно сейчас считать доказанным, что после вспышек сверхновых II типа образуются нейтронные звезды - пульсары. Образуются ли после вспышек сверхновых I типа нейтронные звезды? На этот простой вопрос однозначного ответа нет. Некоторые теоретики считают, что при взрыве сверхновых I типа белый карлик полностью разрушается, а его вещество рассеивается в окружающем пространстве. В пользу этого вывода говорит тот простой факт, что в центре остатков молодых сверхновых I типа, вспыхнувших в 1572 и 1604 гг., не наблюдаются нейтронные звезды, хотя методами рентгеновской астрономии они могли бы быть обнаружены по их жесткому тепловому излучению. Однако эти нейтронные звезды могли сильно охладиться за несколько сот лет и не излучать достаточно для наблюдений количества жесткой радиации. Все же, по мнению ряда специалистов, после вспышек сверхновых I типа также образуются нейтронные звезды.

Активность этих нейтронных звезд может объяснить "экспоненциальную" часть кривой блеска сверхновых I типа. В некоторых отношениях эта гипотеза имеет преимущества перед "радиоактивной" гипотезой. Одним из аргументов в пользу образования нейтронных звезд после вспышек сверхновых I типа является сравнительно малая масса их оболочек - всего лишь » M а масса взорвавшегося белого карлика должна превышать критическое значение 1,4M

Мы не затронули большое количество проблем, связанных с вспышками сверхновых звезд. Например, весьма интересен круг вопросов, относящихся к вспышкам сверхновых звезд в двойных системах. В результате таких вспышек в кратных системах образуются нейтронные звезды, на которые с огромной скоростью падают струи газа. По этой причине вокруг нейтронной звезды образуется очень горячий плотный газовый диск, чрезвычайно мощно излучающий в рентгеновском диапазоне. Это - "рентгеновские пульсары", исследование излучения которых является одним из основных направлений рентгеновской астрономии.

Большой интерес представляет анализ вспышек сверхновых как главного источника космических лучей в Галактике. На основе развитой в нашей стране теории синхротронного излучения можно вычислить содержание релятивистских частиц в остатках. Зная, с другой стороны, частоту вспышек сверхновых, можно найти среднюю мощность "впрыскиваемых" в Галактику релятивистских частиц, т.е. "свежих" космических лучей. Оказывается, что это количество вполне компенсирует количество "гибнущих" при столкновениях с ядрами межзвездных атомов галактических космических лучей. Тем самым обеспечивается динамическое равновесие космических лучей в Галактике.

Так же интересен вопрос о связи вспышек сверхновых с процессом звездообразования. По-видимому, процесс, разрушающий звезды, одновременно может стимулировать их образование. Дело в том, что на периферии остатков вспышек могут уплотняться облака холодного межзвездного газа, что повлечет за собой их последующую конденсацию под влиянием сил всемирного тяготения.

В заключение этой статьи остановимся еще на одном интересном вопросе. Легко показать, что при сжатии ядра звезды до размеров нейтронной звезды (т.е. до » 10 км) освобождается гравитационная энергия » 3 ×1052 эрг. Между тем, полная энергия, излучаемая сверхновой за все время вспышки, » 1050, а кинетическая энергия оболочки » 3 ×1050 эрг. Куда же девается 99% освободившейся гравитационной энергии? В какую форму она превращается? Оказывается, она превращается в нейтрино, которые свободно покидают недра взорвавшейся звезды. Расчеты показывают, что длительность такой "нейтринной вспышки", сопутствовавшей взрыву звезды и уносящей » 99% освободившейся энергии, всего лишь около секунды. Средства современной физики позволяют обнаружить такие нейтринные всплески, даже если они случаются при вспышках сверхновых далеко за пределами нашей Галактики. Остается надеяться, что эти всплески будут скоро обнаружены.

("Земля и Вселенная", 1981, NN 4 и 5.)

От редакторов

23 февраля 1987 г. произошло астрономическое событие чрезвычайной важности - вспыхнула Сверхновая в Большом Магелановом Облаке. Эта сверхновая, получившая "имя" СН 1987а, заслуженно стало "объектом номер один" сегодняшней астрофизики. Впервые за последние три столетия наблюдалась столь близкая сверхновая, впервые она была видна невооруженным глазом, впервые известно, как именно звезда взорвалась! За несколько часов до оптической вспышки были зарегистрированы нейтринные события - взрыв СН 1987а явился вторым, кроме Солнца, известным источником нейтринного излучения. Большинство астрономов привыкло считать время тысячами - миллионами лет. При наблюдении Сверхновой СН 1987а единицами счета времени стали доли суток.

Близкую вспышку сверхновой ждали уже давно, последняя яркая сверхновая в нашей Галактике была зарегистрирована в 1604 г., и наука остро нуждалась в проверке данных путем прямых наблюдений близкой и яркой сверхновой звезды. Говорить о том, что дала в этом отношении СН 1987а, пока рано, но уже сейчас ясно, что феномен сверхновой гораздо богаче наших представлений о нем.

В спектре СН 1987а вблизи максимума наблюдались сильные линии водорода, т.е. вспышка относится к типу СНII, но кривая блеска на ранней стадии отличалась и от предсказаний теории и от явлений других СНII. Вспыхнула звезда голубой сверхгигант класса ВЗ I, хотя до сих пор считалось, что звезды этого класса не являются непосредственными предшественниками сверхновых II типа. Спектр СН 1987а менялся быстрее, чем у обычных СНII. Радиоизлучение СН 1987а было зарегистрировано неожиданно рано, оно было в сотни раз слабее, чем у других радио-сверхновых, и перестало наблюдаться через несколько дней после вспышки. Богатую информацию дают внеатмосферные наблюдения СН 1987а в ультрафиолетовой области спектра, в том числе с борта советской обсерватории "Астрон". В конце августа 1987 г. с советского и японского космических аппаратов было обнаружено неожиданно сильное жесткое рентгеновское излучение СН 1987а, и наблюдения в этом диапазоне раньше, чем в других, ответят на вопрос, сопровождалось ли явление Сверхновой образованием пульсара.

Современная метагалактическая астрономия и проблема активности ядер галактик

1. Общие сведения о Метагалактике

На протяжении долгих веков развития астрономии представления людей о размерах окружающего Землю мира претерпели радикальные изменения. Вплоть до первой половины ХVI в. господствовало освященное авторитетом Аристотеля и поддерживавшееся христианской церковью представление об исключительном положении Земли - центра и средоточия мироздания. Правда, еще в античную эпоху отдельные мыслители усомнились в "срединном" положении Земли во Вселенной. Первая в истории культуры гелиоцентрическая система была выдвинута еще Аристархом Самосским. Однако идеи Аристарха практически не оказали влияния на развитие философии и науки в последующие века. Окончательное торжество гелиоцентрической системы мировоззрения связано с великим именем Коперника, положившего начало первой революции в астрономии. В ту эпоху, однако, Вселенная и ее масштабы ограничивались только Солнечной системой, точнее - ее самой внутренней частью, ибо Уран и Нептун еще не были открыты... Представления о звездах и их природе практически не отличались от Аристотелевых. Пожалуй, первый, кто понял чудовищную огромность расстояний до самых близких звезд по сравнению с размерами Солнечной системы, был Ньютон. Однако истинным пионером звездной астрономии справедливо считают Гершеля.

В течение последующих полутора столетий постепенно был накоплен огромный наблюдательный материал о "звездной" Вселенной. И хотя еще в ХVIII в. отдельные мыслители высказывали очень смелые идеи об "островной Вселенной" (Ламберт), т.е. о Вселенной, состоящей из бесконечного количества гигантских звездных ансамблей ("островов"), господствовало представление, что вся Вселенная состоит из звезд, причем более крупные структурные единицы в ней отсутствуют. Непонятной оставалась природа открытых еще Гершелем спиральных туманностей, хотя среди гипотез, объясняющих их природу, были и более или менее близкие к современным представлениям. Заметим, однако, что в те времена некоторые астрономы даже Крабовидную туманность считали состоящей из звезд... Как и во всякой другой науке о природе, в астрономии следует отличать гипотезы от доказанных фактов.

Вплоть до начала двадцатых годов нашего века вопрос о природе спиральных туманностей и самое главное - о расстояниях до них, по существу, оставался открытым. Решить этот вопрос путем умозрительных заключений, даже самых остроумных, было невозможно. Такое решение могли дать только астрономические наблюдения, для чего требовалось серьезное усовершенствование имевшихся тогда телескопов. Разрешение внешних рукавов спиральной туманности Андромеды (или, как чаще обозначают ее астрономы, М31) на звезды наглядно продемонстрировало внегалактическую природу этого объекта. Среди звезд, наблюдавшихся в М31, оказалось много "старых знакомых", например, цефеид, новых звезд и др. Вскоре были разрешены на звезды и другие сравнительно близкие к нам "острова Вселенной" - галактики. И в течение немногих лет перед астрономами открылся удивительный мир удаленных на колоссальные расстояния звездных агрегатов - галактик. Возникла метагалактическая астрономия, в огромной степени раздвинувшая границы наблюдаемой Вселенной. Одновременно вырисовывались контуры и того "Острова Вселенной", в котором находится и наша Солнечная система. Этот "Остров" давно уже получил название "Галактики" (с большой буквы), в то время как для всех остальных "островов" удержалось название "галактики" (с маленькой буквы). Исследование нашей Галактики оказалось далеко не простой задачей, в некоторых отношениях даже более трудной, чем исследование метагалактических объектов. И виною тому межзвездное поглощение света, обусловленное малыми пылинками, делающее почти ненаблюдаемыми более или менее удаленные от нас области Галактики. В частности, это поглощение скрывает от нас область галактического центра. Все же в предвоенные годы были получены правильные представления об основных свойствах Галактики - ее массе и размерах. Последние исчисляются многими десятками тысяч световых лет, в то время как масса, приблизительно, в сто миллиардов раз больше солнечной. Эта масса на 99% состоит из входящих в состав Галактики 1012 звезд, преимущественно слабых красных карликов.

Выдающаяся роль в открытии и исследовании Метагалактики принадлежит замечательному американскому астроному Э.Хабблу. Много лет он работал на величайшем в те времена оптическом телескопе-рефлекторе с диаметром зеркала 2.5 метра, в основном ориентированном на метагалактические исследования. Хабблу принадлежит до сих пор принятая классификация галактик на морфологические типы: эллиптические Е, спиральные S и неправильные Ir. Эта классификация играет такую же важную роль для метагалактической астрономии, как знаменитая диаграмма Рессела - Герцшпрунга для звездной.

Еще Слайфер до открытия Метагалактики обнаружил, что линии поглощения в спектрах спиральных туманностей систематически смещены в красную сторону по сравнению с лабораторными стандартами. Это удивительное явление со всей тщательностью на большом материале исследовал Хаббл, который обнаружил в этом смещении замечательную закономерность: оно тем больше, чем больше удалена от нас соответствующая туманность, а точнее говоря - галактика. Так впервые было обнаружено расширение Вселенной, выведенное теоретически советским математиком А.А.Фридманом за несколько лет до этого из анализа уравнений релятивистской космологии Эйнштейна. Открытие расширения Вселенной следует отнести к числу величайших открытий науки за все века ее существования.

Что означает такое расширение? Как его следует представлять? Проще всего расширение Вселенной надо понимать как разлет галактик (точнее, скоплений галактик), приводящий к непрерывному увеличению расстояния между ними. При этом размеры самих галактик практически не меняются, так как они представляют собой систему объектов (звезд, туманностей), гравитационно связанных. Таким образом, масштабы Вселенной непрерывно меняются. Важнейший смысл закона расширения Вселенной Хаббла состоит в том, что он утверждает конечность времени существования Вселенной. Скорость расширения Вселенной определяется из астрономических наблюдений. Однако для ее определения нужно знать по возможности точное расстояние до галактик с измеренным красным смещением спектральных линий, а это далеко не простая задача. Поэтому величина этого расширения, определяемого так называемой "постоянной Хаббла" измеряемой в единицах км/(с × мегапарсек) ) известна с точностью в несколько десятков процентов. Ее значение близко к 70(км/(с × мегапарсек) ). Это означают, что две галактики, удаленные одна от другой на расстояние в 1 миллион парсек (т.е. 3,2 миллиона световых лет - "чуть" подальше, чем близкая к нам М31, до которой расстояние » 0,7 мегапарсека), только из-за красного смещения удаляются друг от друга со скоростью 70 км/с. Заметим, что на общее расширение Вселенной накладываются беспорядочные скорости отдельных галактик, достигающие сотен километров в секунду и даже больше. Поэтому близкие галактики, у которых относительная скорость удаления, обусловленная красным смещением, сравнительно мала, могут даже сближаться. Именно такой случай наблюдается у нашей "ближайшей соседки" М31. Однако для галактик, удаленных на расстояние, превышающее 10 мегапарсек, скорость разлета, обусловленная расширением Вселенной, всегда превышает беспорядочную (или, как говорят, "пекулярную") скорость их "случайных" движений. Из наблюдаемого красного смещения галактик было бы неверно делать вывод о каком-то "выделенном" центральном положении нашей Галактики, по отношению к которой все галактики удаляются. Легко понять, что такую же картину однородного расширения можно наблюдать из любой точки Вселенной (аналогия: расстояние между двумя любыми точками на раздувающейся резиновой камере всегда растет).

Зная постоянную Хаббла, определяющую скорость расширения Вселенной, можно при разных предположениях о средней плотности Вселенной определить ее возраст. Этот возраст оказывается близким к 15 - 20 миллиардам лет. Много ли это или мало? Смотря, с чем сравнивать. Обычные, "человеческие сроки", конечно, на много порядков меньше возраста Вселенной. Но, с другой стороны, возраст Солнца и Солнечной системы, который сейчас определяется довольно уверенно, близок к 5 миллиардам лет, что уже сравнимо с возрастом Вселенной.

Наконец, возраст Галактики заведомо превышает 10 миллиардов лет, а скорее всего отличается не больше, чем на 10% от возраста Вселенной. Поэтому мы с полным основанием можем сказать, что в астрономическом смысле Вселенная - молодой объект!

Совершенно очевидно, что если Вселенная 15 - 20 миллиардов лет тому назад занимала весьма малый объем, то ее физические свойства должны были резко отличаться от современных. Прежде всего, средняя плотность Вселенной должна была быть на много порядков больше, чем в современную эпоху. Если, например, сейчас "размазанная" по большому объему (например, внутри сферы радиусом в несколько сот мегапарсек) плотность близка к 10-31 г/см3 (что соответствует одному атому водорода на несколько кубометров объема), то при возрасте в десятки тысяч лет, когда размеры Вселенной были в » 1000 раз меньше современных, ее средняя плотность была в миллиард раз больше и соответствовала нескольким сотням атомов на кубический сантиметр. Если по меньшей мере 90% вещества в современной Вселенной находится в недрах звезд, из которых, в основном, состоит сотня миллиардов образующих ее галактик, то в ту отдаленную эпоху, как оказывается, никаких звезд и галактик, равно как и химических элементов более тяжелых, чем водород и гелий, не было. Была только простейшая водородно-гелиевая плазма, нагретая до температуры » 5000?тиызжK. Ее тепловое излучение, сильнейшим образом "деформированное" красным смещением, наблюдается сейчас как "реликтовое" излучение в радиочастотном диапазоне. Открытие этого излучения в 1965 г. было принципиально важным этапом в космологии, так как этим, в частности, была доказана эволюция вещества во Вселенной от простого к сложному. После этого уже никак нельзя было рассматривать Вселенную как нечто вечно неизменное.

Современная космология имеет возможность путем анализа наблюдательных данных изучать и более ранние стадии эволюции Вселенной, когда ее возраст исчислялся минутами и даже секундами. Что касается теоретической космологии, то ее "не пугают" возрасты Вселенной порядка микросекунд и даже 10-43 с. Пока, однако, для ее зачастую весьма смелых построений наблюдательных данных еще нет.

В этой статье мы будем преимущественно говорить об эпохах развития Вселенной, хотя и весьма удаленных от нашей, но качественно от нее не отличающихся. Это означает, что, как и сейчас, тогда основная часть вещества Вселенной была сосредоточена в звездах, образующих разного типа галактики. Метагалактическая астрономия накопила огромный наблюдательный материал, позволяющий сделать вывод, что большая часть галактик входит в состав структурных единиц более высокого порядка - скоплений галактик. Другими словами, галактики во Вселенной распределены не равномерно, а в виде более или менее значительных групп, скорое всего связанных силой всемирного тяготения. Именно поэтому характерный объем, в пределах которого можно говорить о средней ("размазанной") плотности, должен включать достаточное количество скоплений галактик, средние размеры которых исчисляются мегапарсеками.

В каждом скоплении галактик насчитывается несколько сот (реже - несколько тысяч) членов. В этом отношении скопления галактик резко отличаются от более "низких" структурных единиц Вселенной - галактик, в каждой из которых насчитывается 109 - 1014 звезд. Изучению скоплений галактик метагалактическая астрономия в последние годы уделяет особенное внимание. Об этом речь будет идти ниже.

2. Радиогалактики

Послевоенные годы ознаменовались стремительным развитием новой ветви астрономии - радиоастрономии. Это развитие носило поистине взрывной характер. В течение каких-нибудь 7 - 8 лет (1946 - 1954), по существу, была открыта новая Вселенная. Во многом этот бурный период развития астрономии напоминал эпоху великих географических открытий. Более близкой аналогией будет сравнение с возникновением и бурным развитием квантовой механики во второй половине двадцатых годов нашего столетия. Вчера еще никому не известные отставные офицеры радиолокационной службы королевских военно-воздушных сил Англии делали с помощью весьма несовершенных экспериментальных средств удивительные открытия, значение которых становилось ясным далеко не сразу.

Тот факт, что некоторые космические объекты могут быть источниками мощного радиоизлучения, совершенно не следовал из всей системы довоенной астрофизики, базирующейся исключительно на оптических методах исследования. Можно было, конечно, ожидать теплового излучения от звезд и туманностей в радиодиапазоне. И действительно, спустя несколько лет после начала развития радиоастрономии, тепловое излучение от ионизованных газовых туманностей было обнаружено. Что касается теплового излучения от ближайших звезд, то даже в наши дни, несмотря на огромное повышение чувствительности современной радиоастрономической аппаратуры, его обнаружение находится на пределе возможностей. Тот факт, что радиоизлучение от ряда космических объектов было обнаружено на самой заре развития радиоастрономии, означает, что механизм радиоизлучения никоим образом не является тепловым. На этих удаленных объектах с огромной эффективностью должны работать природные, естественные "антенны". Выяснение природы этих "антенн" было одним из крупнейших достижений послевоенной теоретической астрофизики. Здесь особенно велики заслуги советских физиков и астрономов (см. ниже).

Датой открытия космических радиоисточников следует считать 1946 г., когда английские исследователи Хей, Филиппс и Парсон совершенно неожиданно на метровых волнах обнаружили в созвездии Лебедя ярчайший источник, получивший название "Лебедь-А". Поток радиоизлучения от него на метровом диапазоне всего лишь в два раза меньше, чем от "спокойного" Солнца, радиоизлучение которого в то время было предметом интенсивных исследований. Через два года после этого никому тогда неизвестные австралийские астрономы Болтон и его коллеги открыли при помощи новой интерференционной техники несколько радиоисточников, из которых три сразу же удалось отождествить с оптическими объектами. Среди них - знаменитая Крабовидная туманность и две яркие, сравнительно близкие к ним галактики NGC4486 и NGC5128. Уже эти первые отождествления выявили два класса космических объектов, являющихся мощными источниками радиоизлучения. Во-первых, это галактические (т.е. сравнительно близкие к нам) объекты, аналогичные Крабовидной туманности, являющиеся остатками вспышек сверхновых (т.е. взрывающихся) звезд. Во-вторых, - это отдельные галактики, причем далеко не все. Например, поток радиоизлучения от близкой к нам туманности Андромеды, как показали наблюдения, выполненные через несколько лет в Англии, приблизительно в десять раз меньше, чем от NGC 4486 (иначе обозначаемой как М 87), в то время как поток оптического излучения от последней почти в сто раз меньше, чем от туманности Андромеды. Тем самым, сразу же стало ясно, что отношение мощностей радио и оптического излучений меняются для разных галактик в огромных пределах. Галактики с аномально мощным радиоизлучением сразу же "стихийно" стали называться "радиогалактиками". Это название удержалось и в наши дни.

Возросшая точность радиоастрономических наблюдений, повышавшаяся благодаря широкому применению интерференционной методики, позволила определить координаты упомянутого выше ярчайшего радиоисточника Лебедь-А. Это дало возможность выдающимся американским астрономам (выходцам из Германии) Бааде и Минковскому отождествить указанный источник с очень слабым оптическим объектом 17-й величины. Длины волн спектральных линий этого источника оказались значительно смещенными. Соответствующая (согласно эффекту Доплера) скорость по лучу зрения составляла 16000 км/с, что явно указывало на внегалактическую его природу. Но тогда из закона Хаббла следует, что этот внегалактический источник удален от нас на неподдающееся воображению расстояние около 250 мегапарсек или примерно в 300 раз дальше, чем туманность Андромеды (М31)! Между там, поток радиоизлучения от Лебедя-А в сотню раз больше, чем от М31! Это означает, что мощность радиоизлучения Лебедя-А приблизительно в 10 миллионов раз больше, чем мощность радиоизлучения М31 и раза в 4 превосходит мощность его собственного оптического излучения, которое, в свою очередь, превосходит мощность оптического излучения нашей Галактики, принадлежащей к числу галактик-гигантов. С таким грандиозным явлением во Вселенной астрономы до этого времени еще не сталкивались.

Еще более наглядно мощность радиоизлучения галактики Лебедь-А можно проиллюстрировать следующим образом. Расстояние до этой галактики около 750 миллионов световых лет, а до Солнца - около 8 световых минут. Между тем, как уже упоминалось выше, наблюдаемые на Земле потоки радиоизлучения от обоих этих объектов на метровых волнах почти одинаковы, а ведь поток излучения пропорционален его мощности и обратно пропорционален квадрату расстояния! Простой расчет показывает, что мощность радиоизлучения источника Лебедь-А в 1028 раз превосходит мощность солнечного радиоизлучения!

После открытия первых радиогалактик прошло уже свыше 35 лет. За это время чувствительность радиотелескопов (среди которых имеются гиганты с диаметром зеркала 100 м и больше) возросла в огромной степени. На пределе возможностей на сантиметровых волнах эти телескопы могут обнаружить радиогалактики, поток от которых в миллион раз меньше, чем от Лебедя-А. Соответственно, число известных радиогалактик возросло в огромной степени, достигая многих миллионов. Это, конечно, не означает, что все они исследованы - их слишком много.

Развитие радиоинтерференционной техники в огромной степени повысило разрешающую способность радиотелескопов. Первое время низкая разрешающая способность была основным их недостатком. Это обстоятельство, казалось бы, являлось неизбежным следствием больших длин волн и невозможности строить приемные антенны сколь угодно большого размера. Следствием этого недостатка была невозможность изучения структуры даже очень протяженных (например, с угловыми размерами в несколько градусов) космических радиоисточников. Но уже в 1953 г. разрешающая способность радиоинтерферометров достигла нескольких секунд дуги! Это открыло возможность изучения структуры самых ярких источников. Результаты были совершенно неожиданными: Лебедь-А оказался состоящим из двух компонент, симметрично расположенных по обе стороны от оптической галактики, с которой он был отождествлен (рис.1). Угловое расстояние между центрами компонент радиоисточника около 90 секунд, что при расстоянии 750 миллионов световых лет соответствует линейному расстоянию между ними 300 000 световых лет. Линейные размеры каждого из компонент Лебедя-А » 100000 световых лет.


Рис.1. Радиоизофоты галактики Лебедь А.


В последующие годы с помощью более совершенных радиотелескопов и интерферометров были выполнены многочисленные исследования структуры других радиоисточников, в частности, радиогалактик. Оказалось, что двойная структура для последних является типичной. Так, например, из 500 исследованных в 1969 г. с достаточно высоким угловым разрешением радиогалактик 75% дают четкие указания на наличие двойной структуры, между тем как оставшиеся 25% показывают малую яркую конденсацию (ядро), окруженную довольно протяженной "короной" или "гало". Заметим, однако, что значительная часть источников, наблюдаемых как одиночные, могут быть двойными, но только ориентированными по отношению к наблюдателю своими "торцами". Итак, двойственность метагалактических источников, сочетающаяся с более или менее симметричным положением компонент по отношению к оптической галактике, с которой они отождествляются, является характерной особенностью радиогалактик.


Рис.2. Радиоизофоты источника, связанного с NGC 5128.


Ближайшая к нам радиогалактика NGC5128, находящаяся в южном созвездии Центавра, удалена от нас на расстояние около 5 мегапарсек (т.е. 15 миллионов световых лет). У этой сфероидальной галактики обращает на себя внимание широкая экваториальная полоса поглощающей свет темной пылевой материи, что у сфероидальных галактик наблюдается довольно редко. На рис.2 приведены "радиоизофоты" источника, связанного с NGC 5128, дающие представление о его структуре. Сразу видно, что этот источник состоит, подобно Лебедю-А, из двух компонент, центры которых находятся далеко за пределами оптической галактики. Этот источник имеет огромную протяженность - около 10o, следовательно, его линейные размеры близки к одному мегапарсеку ( » 3 миллиона световых лет). В пределах оптической галактики NGC5128 находится более компактный и значительно более яркий радиоисточник, который также является двойным. Расстояние между компонентами этого источника » 5', а угловые размеры каждого компонента » 3'. Весьма характерно, что линия, соединяющая центры компонент компактного источника, приблизительно совпадает с осью вытянутости протяженного источника. Наконец, в самом центре NGC5128 находится "точечный" источник радиоизлучения, о котором речь будет идти в конце этой статьи.

Следующие по близости к нам радиогалактики NGC4486 и NGC1316 также являются двойными. Особый интерес представляет гигантская эллиптическая галактика NGC4486, которая в истории исследования метагалактических объектов сыграла, примерно, такую же важную роль, как Крабовидная туманность - для исследования галактических объектов. Дальше мы о ней будем говорить более подробно, а пока обратим внимание на следующее важное обстоятельство. Как показали исследования, выполненные в течение последних примерно 10 лет, в самом центре оптически наблюдаемых галактик (обычно - гигантских сфероидальных звездных систем), одновременно являющихся радиогалактиками, как правило, наблюдается весьма компактный ("точечный") радиоисточник, иногда обнаруживающий переменность. Особенно хорошо этот эффект переменности наблюдается у ближайшей радиогалактики NGC5128. Часто "точечный" источник связан "мостом" с удаленными от центра галактики радиокомпонентами. Такая картина отчетливо видна у Лебедя-А (см. рис.1). Наличие "активных" сверхкомпактных источников в области ядер радиогалактик и упомянутых выше "мостов" эмпирически указывает на то, что протяженные облака двойного радиоисточника либо каким-то образом "выброшены" из ядра, либо "питаются" его активностью. Ниже, на примере NGC4486, мы рассмотрим этот вывод более подробно.

Никакого прогресса в радиоастрономии (в частности, метагалактической) не было бы, если бы не был понят механизм радиоизлучения космических источников. Трудами ряда теоретиков, прежде всего - советских, было доказано, что причиной "нетеплового" радиоизлучения этих источников являются космические лучи (точнее - электроны сверхвысоких энергий, входящие в состав космических лучей). Такие электроны ("релятивистские"), двигаясь в слабых магнитных полях, генерируют радиоволны различных частот. Как следует из теории, это излучение (называемое "синхротронным") сильно поляризовано. Были получены формулы, позволяющие по измеренной интенсивности радиоизлучения найти плотность энергии релятивистских частиц и напряженность магнитного поля в источниках. Таким образом, стало постепенно проясняться, что протяженные компоненты радиоизлучения источников, связанных с радиогалактиками, суть намагниченные облака чрезвычайно разреженного газа, "набитые" космическими лучами. Обычное значение напряженности магнитных полей в таких источниках находится в пределах 10-4 - 10-6 эрстед. При расчетах, как правило, принимается, что в источниках плотность магнитной энергии равна плотности энергии релятивистских частиц (т.е. космических лучей). Это естественное условие, конечно, не является обязательным, но оно даст минимальную полную энергию частиц и полей, заключенных в источнике. Тем более интересно, что эта минимальная энергия исключительно велика. Например, в таких источниках, как Лебедь-А, полная энергия E » 1060 эрг - величина исключительно большая. Она может в несколько раз превышать гравитационную энергию связи всех звезд в гигантской радиогалактике! Перед астрономией вот уже свыше 20 лет стоит основной вопрос: откуда эта энергия берется? Все говорит о том, что энергия генерируются в ничтожной по своим размерам (в десятки раз меньше светового года!) области ядер радиогалактики, о чем разговор будет ниже.

В большей или меньшей степени радиоизлучательной способностью обладают все галактики. Например, при взрывах звезд, наблюдаемых как вспышки сверхновых, образуется довольно много релятивистских частиц. В "нормальных" спиральных и неправильных галактиках основной причиной радиоизлучения являются релятивистские электроны, образующиеся при таких вспышках. Между тем, причиной радиоизлучения радиогалактик является мощная генерация релятивистских частиц в области ядер этих галактик. Это - весьма специфический механизм, который никак нельзя свести к большому количеству вспышек сверхновых (хотя такие попытки в прошлом предпринимались отдельными теоретиками).

Среди спиральных галактик вот уже почти сорок лет выделяется довольно многочисленная ( » 1% от общего количества) группа так называемых "сейфертовских" галактик. Эти галактики характеризуются очень сильно развитыми ядрами, в которых наблюдаются яркие эмиссионные линии водорода, гелия и распространенных тяжелых элементов, а также яркий непрерывный спектр. Мощность излучения ядер сейфертовских галактик меняется со временем, что указывает на происходящие там какие-то грандиозные процессы. Другими словами, ядра сейфертовских галактик показывают, в отличие от ядер обычных спиралей, высокую активность. Эти ядра являются источниками довольно мощного радиоизлучения. Однако протяженных двойных радиоисточников, связанных с сейфертовскими галактиками, никогда не наблюдается. Эмпирически можно сделать вывод, что такие радиоисточники, симметрично расположенные по обе стороны от галактики, образуются в эллиптических галактиках, в то время как у спиральных (к которым принадлежат сейфертовские) вокруг активных ядер образуется источник типа "ядрогало". Это обстоятельство, вероятно, имеет глубокий смысл.

3. Квазары

В 1963 г. американский астроном голландского происхождения М.Шмидт сделал одно из величайших открытий в астрономии ХХ в. Это открытие, однако имеет свою предысторию. Около 1960 г. небольшое количество радиоисточников было очень надежно отождествлено со звездами, что было полной неожиданностью. Ведь до сих пор космические радиоисточники отождествлялись либо с галактиками, либо с туманностями (например, образовавшимися при вспышках сверхновых звезд). Ожидаемые потоки радиоизлучении даже от самых близких звезд должны быть крайне незначительны (см. выше). А между тем отождествленные со звездами радиоисточники были довольно интенсивны. Вполне естественно, что астрономы-оптики сразу же заинтересовались этими звездами. М. Шмидт получил и исследовал спектр такой довольно яркой звезды 13-й величины, отождествленной с интенсивным радиоисточником 3С 273. Этот спектр содержал линии излучения, которые поначалу ни с какими лабораторными линиями отождествить не удавалось. Велико же было изумление астрономов, когда Шмидт с полной достоверностью отождествил эти линии с основными линиями водорода серии Бальмера, длины волн которых смещены в красную сторону на неслыханную в те времена величину, соответствующую скорости удаления источника 42000 км/с! Такая скорость удаления с большой вероятностью означает, что объект 3С 273 находится в Метагалактике, а наблюдаемое красное смещение спектральных линий обусловлено расширением Вселенной. Применяя закон Хаббла (см. выше), получим расстояние до этого источника около 600 мегапарсек или около двух миллиардов световых лет. С такими расстояниями астрономы еще тогда не встречались. Тем более удивительно, что несмотря на громадность расстояния, объект 3С 273 довольно ярок. Отсюда следует, что светимость 3С 273 приблизительно в сто раз превышает светимость нашей Галактики, считающейся гигантской звездной системой. С объектами такой высокой светимости астрономы тогда еще не встречались. Следует заметить, что удивительные свойства объекта 3С 273 были открыты только благодаря тому, что он оказался радиоисточником. На небе имеется много тысяч звездочек 13-й величины, и среди них объект 3С 273, многократно попадавший в поле зрения оптических телескопов и долгие годы решительно ничем не привлекавший к себе внимания. Это был далеко не последний случай, когда радиоастрономия играла роль "гида", обращающего внимание на необычность того или иного оптического космического объекта.

Сразу же после выяснения метагалактической природы 3С 273 автор этой статьи пришел к парадоксальному выводу, что блеск 3С 273 может меняться со временем. Советские астрономы А.С.Шаров и Ю.Н.Ефремов по нашему предложению тщательно исследовали старые фотографии неба, на которые случайно попадал этот объект. Эти фотографии хранились в "стеклянной библиотеке" Государственного Астрономического института им. Штернберга. Результаты превзошли самые смелые ожидания: 3С 273 менял свой блеск за несколько лет почти на целую звездную величину, т.е. примерно в 2.5 раза! Вскоре это открытие советских ученых было подтверждено на более богатом наблюдательном материале в США.

Открытие переменности 3С 273 действительно было парадоксальным. До этого времени переменность астрономы обнаруживали и изучали у звезд разных типов. Но ведь, казалось, 3С 373 - это галактика, состоящая из триллионов звезд, каждая из которых, конечно, должна излучать независимо. Так что о переменности "сглаженного" и усредненного по времени излучения такого огромного количества звезд не могло быть и речи! И все же переменность, и притом значительная, была налицо! Из того простого факта, что характерное время изменения потока (а, следовательно, светимости) было около 1 года, с очевидностью следовало, что линейные размеры излучающей области не превышают 1 световой год - величина, ничтожно малая для галактик. Отсюда следовал вывод, что излучают не звезды, а что-то другое. В отношении этого "другого" можно было только сказать, что это объект, в известной степени близкий по своей природе ядрам сейфертовских галактик, но только в тысячи раз мощнее и активнее. Кстати, заметим, что исторически переменность блеска ядер сейфертовских галактик была открыта позднее, а само исследование этих галактик в значительной степени стимулировалось исследованием объектов, родственных по своей природе 3С 273 и получивших название "квазаров" ("квази-звездные" объекты).

Квазары представляют собой совершенно новый тип космических объектов наряду со звездами, галактиками и туманностями. Поэтому открытие квазаров в астрономии было вполне аналогично открытию нового типа животных в зоологии. Сразу же после выяснения "квазарной" природы 3С 273 в астрономии начался "квазарный бум". За несколько лет границы наблюдаемой Вселенной раздвинулись в огромной степени. Оказалось, что 3С 273 - один ив самых близких к нам квазаров. Очень скоро были обнаружены такие объекты, у которых из-за красного смещения линии в довольно далекой ультрафиолетовой части спектра "съехали" в видимую область. Следует заметить, что и в спектре 3С 273 наблюдались ультрафиолетовые линии ионизованного магния с "лабораторной" длиной волны 0,28 микрона, которые при отсутствии красного смещения поглощались бы слоем озона в земной атмосфере. Но это - "почти видимые" линии. А вот когда астрономы сперва в синей, а потом и в желтой части наблюдаемого спектра нашли "королеву астрофизики" - резонансную линию водорода "лайман альфа", лабораторная длина волны которой О,12 микрон, - можно было только глубоко вздохнуть! Ведь это означало, что в результате красного смещения длина волны излучения увеличилась... больше, чем в четыре раза! В ту эпоху, когда квазаром были излучены кванты, которые сейчас улавливаются земными телескопами, размеры Вселенной были в 4 - 4,5 раза меньше, чем сейчас, а ее возраст, приблизительно, в 10 раз меньше нынешних 15 - 20 миллиардов лет. Тогда заведомо не было еще Солнца и Солнечной системы. Вполне возможно, что не было даже нашей Галактики, а если она и была, то она сильнейшим образом отличалась от той, которую астрономы наблюдают сейчас. Когда представишь себе, что слабое пятнышко образовано на фотографической пластинке квантами, до этого путешествовавшими по Вселенной 10 - 15 миллиардов лет, пропадает желание заниматься астрономией, так что лучше об этом не думать.

Нужно заметить, что вскоре после открытия квазаров были обнаружены такой же природы оптические объекты без признаков радиоизлучения. Они получили название "радиоспокойные" квазары. Оказалось, что таких квазаров во много десятков раз больше, чем радиоизлучающих. О возможной причине "радиомолчания" квазаров речь будет идти в следующем параграфе.

Особый интерес представляют линии поглощения, обнаруженные в спектрах самых удаленных квазаров, обычно таких, у которых линия "лайман- альфа" из-за красного смещения "переползает" в видимую область. Очень часто величина красного смещения, определяемая по линиям поглощения, значительно меньше, чем по линиям излучения. Кроме того, в ряде случаев наблюдается в спектре одного квазара несколько систем линий поглощения, отличающихся красным смещением. Скорее всего эти линии образуются "по пути", при прохождении света через наружные газовые слои более близких к нам галактик. Однако окончательно решенным этот вопрос пока считать нельзя.

Радиоструктура квазаров во многом напоминает радиогалактики, так что обычно по одной лишь этой структуре отличить квазары невозможно. Так же, как и у радиогалактик, очень часто наблюдаются двойные радиоисточники, между которыми находится компактный, иногда переменный, радиоисточник, совпадающий по своим координатам со звездообразным оптическим объектом - квазаром. В очень редких случаях у самых близких квазаров около звездообразного объекта наблюдаются очень слабые протяженные образования. От квазара 3С 273 исходит слабая струя - выброс протяженностью около 20". На таком огромном расстоянии этим угловым размерам соответствует линейная протяженность около 100 тысяч световых лет. Эта струя, помимо оптического излучения, излучает также радиоволны, так что квазар 3С 273 можно рассматривать как двойной радиоисточник. Следует заметить, что аналогичные выбросы наблюдаются также и у некоторых радиогалактик. Особенно интересен выброс у одной из ближайших к нам радиогалактик, о котором речь будет идти дальше.

Важным вопросом является принадлежность квазаров к скоплениям галактик. Долгое время нельзя было решить вопрос в положительном смысле. Это и понятно, ведь квазары излучают в сотни раз интенсивнее "нормальных" галактик, поэтому последние, находящиеся в том же скоплении, будут слишком слабы, чтобы изучаться спектроскопически. Ведь критерием принадлежности к одному скоплению является одинаковое красное смещение у галактик и квазаров. Только для немногих, сравнительно близких квазаров, удалось обнаружить скопления галактик, в которых они находятся.

В настоящее время известно и занесено в каталоги свыше тысячи квазаров, что и позволяет выполнить их статистический анализ. Прежде всего, удалось построить "функцию светимости" квазаров, т.е. их распределение по мощности излучения. Из нее следует, что относительное количество квазаров убывает по мере роста мощности их излучения. Важнейшим результатом таких статистических исследований является вывод о том, что на более ранних этапах эволюции Вселенной, когда ее размеры были в 3-5 раз меньше нынешних, квазаров было гораздо больше, чем сейчас. В ту отдаленную эпоху квазаров было почти столько же, сколько и "нормальных" галактик. Нельзя исключить гипотезу, что тогда все галактики были квазарами! Этот важный вывод, однако, нуждается для своего подтверждения в новых наблюдениях.

Обращает на себя внимание то обстоятельство, что количество квазаров, начиная со значения красного смещения, превосходящего некоторый предел (соответствующий увеличению длины волны в 4,5 - 5 раз), резко падает. Конечно, нельзя исключить чисто инструментальную причину этого явления, однако вполне возможно, что квазары с большими красными смещениями просто отсутствуют. Такое отсутствие естественнее всего объяснить тем, что как раз в эту эпоху развития Вселенной образовывались путем конденсации газа галактики. До этого (т.е. при большом красном смещении) ни галактик, ни квазаров просто не было. Такой вывод, конечно, имел бы очень большое значение для проблемы эволюции Вселенной, так как позволил бы уточнить эпоху формирования галактик, а следовательно, и звезд. Нужны, однако, еще новые высококачественные наблюдения, чтобы его подтвердить.

Выше мы уже говорили о переменности оптического излучения квазаров. Как крайнее проявление такой переменности следует упомянуть о "вспышке" квазара 3С 279. В настоящее время он наблюдается как слегка переменная слабая звездочка 18-й величины. Однако на старых астрономических фотографиях довоенного времени (т.е. задолго до открытия квазаров) этот объект оказался существенно более ярким - почти 13 величины! Это означает, что он был ярче, чем теперь, в сотню раз! Зная по красному смещению расстояние 3С 279, можно найти, что во время "вспышки" его светимость была почти в сотню раз больше, чем у 3С 273 и в десять тысяч раз больше, чем у нашей Галактики! И при этом размеры излучающей области ничтожно малы, меньше светового года. В настоящее время квазар 3С 279 считается самым мощным "маяком" Вселенной. Мы видим, что разброс значений светимостей метагалактических объектов чрезвычайно велик - почти такой же, как у звезд!


Рис.3. Радиоспектры квазаров 3С 279 и 3С 273
в разные эпохи наблюдений.


Большое значение для понимания природы квазаров имеют исследования переменности их радиоизлучения, особенно на сантиметровом диапазоне. Сама переменность была представлена автором этой статьи еще в 1965 г., за несколько месяцев до ее открытия. При этом было показано, что моменты максимума потока излучения должны меняться закономерным образом с изменением длины волны. Так же должен меняться и сам характер радиоспектра (рис.3, где приведены результаты наблюдений спектров квазаров в разные моменты времени). На основании теории синхротронного излучения можно по известной частоте, соответствующей максимуму радиоизлучения, и величине максимального потока определить угловые размеры источников радиоизлучения, которые оказываются порядка тысячных долей секунды дуги. Зная (по величине красного смещения) расстояния до квазаров, можно теперь найти линейные размеры связанных с ними компактных радиоистоников. Установлено, что их размеры меньше одного светового года, в согласии с оценками, полученными на основе анализа переменности потока.

До сих пор мы говорили только о радио- и оптическом излучении квазаров и радиогалактик. Между тем, в последнее десятилетие все большее значение приобретает исследование рентгеновского излучения этих метагалактических объектов. Впервые рентгеновское излучение от внегалактического объекта было обнаружено еще в 1971 г. на первом специализированном рентгеновском спутнике "Ухуру", заложившем основы современной рентгеновской астрономии. Этим объектом сказалась одна из ближайших радиогалактик NGC 4486. Другим метагалактическим рентгеновским источником оказалась яркая сейфертовская галактика NGC 4151. Не подлежит сомнению, что излучает активное ядро этой галактики. Вскоре был обнаружен слабый поток рентгеновского излучения и от первого открытого квазара 3С 273, а также от радиогалактики Лебедь-А. Новый этап в изучении внегалактических рентгеновских источников наступил в 1979 г., после запуска космической лаборатории имени Эйнштейна. На этой обсерватории чувствительность приемной рентгеновской аппаратуры была в 1000 раз выше, чем на "Ухуру", при очень хорошей угловой разрешающей способности. В результате оказалось возможным осуществить массовое определение рентгеновского излучения большого количества квазаров, а также сейфертовских галактик. Кроме того, был получен большой наблюдательный материал по рентгеновскому излучению скоплений галактик, представляющий особый интерес (см. дальше).

Всего было исследовано рентгеновское излучение более чем 100 квазаров и большого количества сейфертовских галактик и скоплений. Практически все квазары являются источниками рентгеновского излучения, мощность которого меняется в широких пределах, от сотых долей полного излучения нашей Галактики ( » 1044 эрг/с) до значений, в тысячу раз превосходящих полную мощность Галактики. Как правило, рентгеновское излучение квазаров переменно; это указывает (как в случае радиоизлучения), что оно возникает в малой области. Наличие мощного рентгеновского излучения квазаров и активных ядер галактик свидетельствует о происходящих там грандиозных процессах, связанных с нагревом газа до температуры порядка сотни миллионов градусов. По-видимому, часть рентгеновского излучения не связана с горячей плазмой, а создается релятивистскими электронами, взаимодействующими с полем излучения большой плотности (явление Комптона). В настоящее время, комбинируя только рентгеновские и оптические наблюдения, удалось открыть ряд новых квазаров. Это наглядно демонстрирует, что "проникающая" способность рентгеновской астрономии может быть даже выше, чем у радиоастрономии.

Наконец, в последнее время получены первые данные о гамма-излучении некоторых внегалактических объектов (например, 3С 273, NGC 5128, NGC 4151). Исследования в этой важной области только начинаются.

4. Активность галактических ядер и квазаров

Открытие переменности оптического и радиоизлучения квазаров и галактических ядер имело принципиальное значение в развитии наших представлений о Вселенной. Если до этого галактики рассматривались только как коллектив звезд, связанных силой всемирного тяготения, то теперь стало очевидным, что природа устроена значительно сложнее и богаче. Постепенно астрономы и физики освоились с мыслью, что в центральных областях галактик, точнее, в окрестности их ядер, происходят связанные с огромным выделением энергии процессы, о существовании которых раньше и не подозревали. Точнее выражаясь, в ядрах большинства галактик имеются какие-то особенности, "сингулярности". Выяснение этих особенностей является сейчас одной из важнейших, пока еще окончательно не решенных, проблем астрономии. Как же происходило развитие наших представлений о природе этих "сингулярностей"?

В 1955 г. автор этой статьи дал объяснение известному еще с 1918 г. явлению, десятилетия не привлекавшему внимания. В знаменитой эллиптической галактике NGC 4486, о которой неоднократно шла речь выше, наблюдается удивительное образование - яркий "выброс", состоящий из нескольких вытянутых в одну линию конденсаций - "узлов". Протяженность выброса - 20", что соответствует проекции его длины на плоскость, перпендикулярную лучу зрения, около 5000 световых лет. Мною было высказано предположение, что яркое оптическое излучение "выброса" обусловлено не звездами или туманностями (как молчаливо принималось тогда всеми специалистами), а релятивистскими электронами, движущимися в магнитных полях. Другими словами, "выброс" излучает в оптических лучах синхротронным механизмом. В этом отношении он вполне аналогичен Крабовидной туманности, природа излучения которой за два года до этого была объяснена аналогичным образом. Но если предложенный механизм оптического излучения "выброса" справедлив, оно должно быть линейно поляризовано, что и было предсказано нами. Через год это предсказание теории было полностью подтверждено наблюдениями, выполненными в США на самом большом (тогда) 5- метровом рефлекторе Маунт Паломар. Тем самым справедливость предложенной гипотезы была доказана. Но это означает, что из ядра NGC 4486 выбрасывается некоторая субстанция, в конечном итоге являющаяся причиной наблюдаемого синхротронного излучения. Следовательно, там происходят какие-то процессы, сопровождающиеся большим выделением энергии.

Через три года В.А.Амбарцумян на очередном Сольвеевском конгрессе сформулировал общее положение об активности галактических ядер, не конкретизируя механизма этой активности. Открытие переменности оптического и радиоизлучения квазаров и ядер галактик (см. выше) подвело прочную основу под явление их активности.

Квазары почти наверняка представляют собой "гипертрофированно- активные" ядра массивных эллиптических галактик. Справедливость этого важнейшего для всей проблемы утверждения основывается, прежде всего, на недавнем открытии у нескольких ближайших квазаров звездной компоненты галактик, в которые они "погружены". Для более удаленных квазаров (даже для 3С 273) очень трудно выделить соответствующую галактику, так как свет от квазара (мощность излучения которого в сотню раз превосходит мощность излучения всех звезд галактики) "забивает" излучение звезд. "Ядерно-галактическая" природа квазаров подтверждается также большим сходством крупномасштабной структуры радиогалактик и квазаров (см. выше).

Для исследования тонкой пространственной структуры ядер радиогалактик и квазаров решающее значение имеет метод радиоинтерферометрии на несвязанных кабелем антеннах, разнесенных на огромные, зачастую межконтинентальные, расстояния. Этот метод был предложен еще в 1963 г. советскими радиоастрономами и спустя несколько лет реализован американцами. Разрешающая способность радиоинтерферометра определяется в этом случае отношением длины волны принимаемого излучения к расстоянию между антеннами. Она может достигать одной тысячной секунды - в сотни раз превосходя разрешающую способность оптических телескопов. Однако интерпретация данных наблюдений не всегда бывает однозначной.

С помощью этой методики была обнаружена переменность радиоструктуры самых внутренних областей квазаров и радиогалактик. Сама структура, как правило, содержит вытянутые вдоль некоторой линии детали, причем направление вытянутости обычно почти совпадает с осью значительно более крупномасштабных структурных деталей (например, прямой, соединяющей протяженные компоненты двойного источника).


Рис.4. Двойной радиоисточник 3С 236.


Такое совпадение невольно поражает воображение. На рис.4 приведена крупномасштабная структура двойного радиоисточника 3С 236. Расстояние между краями протяженных компонент равно почти 1o, что соответствует линейному расстоянию 2,3 мегапарсек. У этого источника наблюдается и мелкомасштабная структура порядка долей парсека с тем же направлением вытянутости. Наглядно это видно на рис.5, где приведено радиоизображение источника NGC 6251 в двух масштабах. Отношение размеров структур, показывающих практически одинаковую вытянутость, » 106:1! Проще всего это можно понять, полагая, что выброс радиоизлучающей субстанции из малого ядра происходит в двух диаметрально противоположных направлениях вдоль некоторой фиксированной в пространстве оси, которую естественно связать с осью вращения ядра.


Рис.5. Радиовыброс в галактике NGC 6251. Приведены два масштаба. Крестиком обозначено положение центра оптической галактики


Особый интерес представляют узкие очень длинные "выбросы". В отдельных случаях эти выбросы обладают гигантской протяженностью, превышающей мегапарсек (рис.5). Как можно представить себе, что вещество в таком образовании в течение многих миллионов лет почти не "расползается"? Что его сдерживает? Для понимания природы "выбросов" нужно обратить внимание на межгалактическую среду, через которую они проходят. Надо представить, что через эту среду движутся со сверхзвуковой скоростью сгустки намагниченной плазмы, выброшенные каким-то образом из области ядра галактики в направлении его оси вращения. Сперва эти сгустки под влиянием внутреннего давления расширяются до тех пор, пока внешнее "динамическое" давление (равное половине произведения плотности окружающей сгусток среды на квадрат его скорости) не уравновесит внутреннее давление, после чего сгусток уже не будет расширяться. Внутреннее давление состоит ив трех частей: обыкновенного газового давления, пропорционального температуре и плотности сгустка, давления магнитного поля и космических лучей. Последние две составляющие могут играть основную роль. Когда сгустки затормозятся внешней средой, они начнут расширяться, постепенно растворяясь в этой среде. Набросанная сейчас картина, конечно, очень груба и может служить только "сценарием" сложных физических процессов, связанных с распространением в метагалактической среде радиоизлучающего агента, по каким-то причинам, каким-то образом выбрасываемого из активного ядра.

Что же можно в настоящее время сказать о межгалактической среде? Еще недавно это была "terrа incognita". Однако в последние годы положение коренным образом изменилось. Мы уже упоминали выше об открытии рентгеновского излучения от скоплений галактик. Сейчас представляется доказанным, что причиной этого излучения является межгалактический газ в скоплении, нагретый до температуры 100 миллионов градусов. Об этом убедительно свидетельствует хотя бы обнаружение в рентгеновском спектре скоплений галактик линий двадцати- пятикратно ионизованного железа - единственного распространенного элемента, который не полностью ионизуется при такой высокой температуре. Анализ интенсивности рентгеновского излучения от скопления галактик приводит к выводу, что концентрация межгалактической плазмы там  » 10-3-10-4 ионов на кубический сантиметр. Как показывают расчеты, такая концентрация вполне достаточна, чтобы удержать выброшенные радиогалактиками "сгустки" от полного расплывания. Следует, однако, заметить, что астрономы только начинают изучение межгалактического газа и предстоит еще очень много сделать в этой области. В частности, желательно было бы иметь большую информацию о межгалактических магнитных полях и о взаимодействии "сгустков" с невозмущенной межгалактической средой.

Обращает на себя внимание следующее обстоятельство. В то время, как протяженные радиооблака у радиогалактик и квазаров наблюдаются по обо стороны от "материнского" оптического объекта, выбросы очень часто наблюдаются с одной стороны от ядра. Классическим примером является знаменитый выброс NGC 4486, о котором речь шла выше. В 1974 г. мы предложили гипотезу, объясняющую односторонность этого выброса. Предполагается, что из ядра радиогалактики выбрасываются намагниченные сгустки плазмы со скоростью, довольно близкой к скорости света c. Выбрасывание происходит в двух диаметрально противоположных направлениях под сравнительно небольшим углом к лучу зрения, скажем, 15-20о. Тогда, на основании релятивистского эффекта Доплера, поток излучения от сгустка, идущего в направлении на наблюдателя, будет в сотни раз больше потока от удаляющегося сгустка. При такой ситуации удаляющийся сгусток нельзя будет наблюдать. Таким образом, по этой гипотезе, односторонность "сгустков" объясняется очень высокими скоростями их выброса из ядра.

Приложение этой идеи к исследованию вариаций "микроструктуры" квазаров и радиогалактик открыло возможность для объяснения уже довольно давно известного удивительного явления, привлекавшего к себе внимание радиоастрономов. Было замечено, что в ряде случаев (например, у квазаров 3С 345, 3С 279, радиогалактики 3С 120 и некоторых других объектов) расстояние между компонентами увеличивается. Из измеренной на межконтинентальных радиоинтерферометрах угловой скорости расширения компонент (порядка нескольких миллисекунд дуги в год!) получался неожиданный вывод, что линейная скорость разлета компонент в несколько раз превышает скорость света! Попытка "ревизовать" расстояния до источников в смысле их существенного уменьшения, что пропорционально уменьшило бы линейные скорости разлета, оказались явно несостоятельными. Вместе с тем, нет никаких оснований сомневаться в справедливости специального принципа относительности. Английские радиоастрономы Шойер и Ридхид в 1978 г. применили к этой задаче модель выбрасывания радиоизлучающих сгустков под малым углом к наблюдателю и убедительно показали, что последний будет видеть кажущуюся скорость разлета, превышающую c тем больше, чем больше скорость сгустков и меньше угол между вектором их скорости и лучом зрения. Это даже не эффект специальной теории относительности, а только следствие конечности скорости распространения света. Согласно этой картине большинство квазаров не наблюдаются, как источники радиоизлучения, потому что они выбрасывают сгустки под довольно значительными углами к наблюдателю. Все же это объяснение требует подтверждения путем новых прецизионных интерференционных наблюдений.

Мы теперь подходим к основному вопросу: какова природа тех мощных машин, которые находятся в ядре галактики и квазаров и являются причиной активности последних? Надо прямо сказать, что эта основная проблема внегалактической астрономии пока еще далека от окончательного решения. Все же пути к такому решению уже намечены.

Первопричиной всех тех удивительных явлений, которые происходят в галактических ядрах и которые сопровождаются грандиозным выделением энергии, должно быть наличие весьма массивного ( » 108-1010 солнечных масс) компактного тела с размерами, не превышающими 0,1 светового года. Именно такова верхняя граница "точечного" радиоисточника, находящегося в ядре NGC 4486. На это сверхмассивное тело натекает из центральных областей галактики газ, образуя вокруг него сильно уплощенный вращающийся намагниченный массивный диск. Отдельные струи вещества падают на диск, что приводит к выделению огромного количества потенциальной энергии, идущей на нагрев диска до очень высоких температур, выбрасыванию с большой скоростью сгустков плазмы за пределы ядра и генерации огромного количества релятивистских частиц. Таким образом, первичным источником энергии квазаров и активных ядер должна быть энергия гравитационного взаимодействия центрального, компактного тела и падающей на него плазмы. Вполне возможно, что хорошей моделью происходящих при этом явлений может служить недавно открытый галактический объект SS 433, оказавшийся "звездным" остатком вспышки сверхновой. В этом случае спектроскопически наблюдаются выбросы сгустков плазмы, движущихся с огромной скоростью (0,27 c) в диаметрально противоположных направлениях по обе стороны от уплощенного газового диска, образующегося вокруг компактного объекта, скорее всего, нейтронной звезды.

Какова же природа компактных объектов, возникающих в ядрах гигантских эллиптических галактик? Большинство исследователей считает, что такими объектами должны быть сверхмассивные черные дыры, образующиеся в центральных областях галактик в процессе эволюции последних. Впервые такую идею высказали еще в 1964 г. Я.Б.Зельдович и И.Д.Новиков. В настоящее время имеется очень большое количество работ, посвященных этой проблеме, к сожалению, как правило, - чисто теоретических. Черные дыры большой массы в ядрах галактик, где звездная плотность может в миллиарды раз превосходить звездную плотность в окрестностях Солнца, могут образовываться разными способами. Например, образующиеся в результате эволюции весьма массивных звезд черные дыры с массой в несколько десятков солнечных масс, могут путем непрерывного "заглатывания" окружающего вещества постепенно увеличивать свою массу до "нужных" значений. Можно также представить столкновения между черными дырами, ведущие к образованию черных дыр большей массы. При огромной звездной плотности такие столкновения должны быть достаточно часты.

Образовавшаяся сверхмассивная черная дыра сама по себе не может быть источником энергии. Для "выработки" энергии ее нужно "питать", а питаться черная дыра может только благодаря падению на нее вещества. Такой процесс в астрофизике называется "аккрецией". Откуда же борется "пища" для "кормления дракона", то-бишь черной дыры? Свыше 10 лет назад автор этой статьи выдвинул идею, что таким источником может быть только газ, теряемый звездами в процессе их эволюция на стадии красных гигантов, главным образом путем образования планетарных туманностей. Особенно эффективным такой процесс должен быть у гигантских эллиптических галактик, которые обычно очень медленно вращаются вокруг своих осей, что благоприятствует притоку выброшенного из звезд газа в центральные области галактики.

На заре развития радиоастрономии американскими астрономами Бааде и Минковским была выдвинута гипотеза "сталкивающихся галактик" как причины образования радиогалактик. В том виде, в котором она была предложена, эта гипотеза оказалась не в состоянии объяснить природу радиогалактик. В наши дни, спустя более чем четверть столетии, мы наблюдали своеобразный возврат к этой гипотезе. Оказалось, что феномен "столкновения" весьма распространен среди радиогалактик. Так, например, из трех ближайших к нам радиогалактик две (NGC 5128 и NGC 1316) следует рассматривать как находящиеся в процессе столкновения, вернее, "слипания" двух компонент. В литературе сейчас оживленно обсуждается "каннибализм" в мире галактик, когда одна как бы "поглощает" другую. Этот процесс особенно ярко выражен у NGC 5128 (см. рис.2 ), где такое слипание привело к "усиленному питанию" находящейся внутри сфероидального компонента массивной черной дыры. По- видимому, по этой причине точечный источник внутри NGC 5128 отличается высокой активностью, особенно в диапазоне миллиметровых волн, а также в рентгеновском диапазоне. Третья из ближайших галактик - NGC4486 - представляет собой исключительно массивный (в 100 раз более массивный, чем наша Галактика) одиночный объект. Но зато у нас недавние исследования обнаружили втекание межзвездного газа в область ядра, что наглядно демонстрирует "спокойное кормление" находящегося там "дракона" газом, выброшенным проэволюционировавшими звездами.

Мы видим, таким образом, что современная астрономия, использующая весь диапазон электромагнитных волн - от радио- до гамма- - "вплотную" подошла к пониманию важнейшей увлекательнейшей проблемы активности галактических ядер. Однако многие детали этой весьма разветвленной области метагалактической астрономии еще долгие годы будут объектом кропотливых и трудоемких исследований.

("Земля и Вселенная", 1982, N 4. С.190-195.)


В начало страницы | Оглавление | Новеллы и статьи

Публикации с ключевыми словами: персоналии - Шкловский
Публикации со словами: персоналии - Шкловский
См. также:
Все публикации на ту же тему >>

Мнение читателя [1]
Оценка: 3.0 [голосов: 74]
 
О рейтинге
Версия для печати Распечатать

Астрометрия - Астрономические инструменты - Астрономическое образование - Астрофизика - История астрономии - Космонавтика, исследование космоса - Любительская астрономия - Планеты и Солнечная система - Солнце


Астронет | Научная сеть | ГАИШ МГУ | Поиск по МГУ | О проекте | Авторам

Комментарии, вопросы? Пишите: info@astronet.ru или сюда

Rambler's Top100 Яндекс цитирования