СТРУКТУРА МЛЕЧНОГО ПУТИ

Млечный Путь - спиральная галактика. Здесь вы можете посмотреть схему строения Млечного Пути.

Границы нашей Галактики определяются размерами гало. Радиус гало значительно больше размеров диска и по некоторым данным достигает нескольких сот тысяч световых лет. Центр симметрии гало Млечного Пути совпадает с центром галактического диска. Состоит гало в основном из очень старых, неярких звезд. Возраст сферической составляющей Галактики превышает 12 млрд лет. Центральная, наиболее плотная часть гало в пределах нескольких тысяч световых лет от центра Галактики называется балдж (в переводе с английского "утолщение"). Вращается гало в целом очень медленно.

По сравнению с гало диск вращается заметно быстрее. Он представляет собой как бы две сложенные краями тарелки. Диаметр диска Галактики около 30 кпк (100 000 световых лет). Толщина – около 1000 световых лет. Скорость вращения не одинакова на различных расстояниях от центра. Она быстро возрастает от нуля в  центре до 200-240 км/с на расстоянии 2 тыс. световых лет от него. Масса диска в 150 млрд раз больше массы Солнца (1,99*10³⁰ кг). В диске концентрируются молодые звезды и звездные скопления. Среди них много ярких и горячих звезд. Газ в диске Галактики распределен неравномерно, образуя гигантские облака. Основным химическим элементом в нашей Галактике является водород. Примерно на 1/4 она состоит из гелия.

Одной из самых интересных областей Галактики считается ее центр, или ядро, расположенное в направлении созвездия Стрельца. Видимое излучение центральных областей Галактики полностью скрыто от нас мощными слоями поглощающей материи. Поэтому ее начали изучать только после создания приемников инфракрасного и радиоизлучения, которое поглощается в меньшей степени. Для центральных областей Галактики характерна сильная концентрация звезд: в каждом кубическом парсеке их многие тысячи. Ближе к центру отмечаются области ионизированного водорода и многочисленные источники инфракрасного излучения, свидетельствующие о происходящем там звездообразовании. В самом центре Галактики предполагается существование массивного компактного объекта - черной дыры массой около миллиона масс Солнца.

Одним из наиболее заметных образований являются спиральные ветви (или рукава). Они и дали название этому типу объектов - спиральные галактики. Вдоль рукавов в основном сосредоточены самые молодые звезды, многие рассеянные звездные скопления, а также цепочки плотных облаков межзвездного газа, в которых продолжают образовываться звезды. В отличие от гало, где какие-либо проявления звездной активности чрезвычайно редки, в ветвях продолжается бурная жизнь, связанная с непрерывным переходом вещества из межзвездного пространства в звезды и обратно. Спиральные рукава Млечного Пути в значительной мере скрыты от нас поглощающей материей. Подробное их исследование началось после появления радиотелескопов. Они позволили изучать структуру Галактики по наблюдениям радиоизлучения атомов межзвездного водорода, концентрирующегося вдоль длинных спиралей. По современным представлениям, спиральные рукава связаны с волнами сжатия, распространяющимися по диску галактики. Проходя через области сжатия, вещество диска уплотняется, а образование звезд из газа становится более интенсивным. Причины возникновения в дисках спиральных галактик такой своеобразной волновой структуры не вполне ясны. Над этой проблемой работают многие астрофизики.

Звезды галактического диска были названы населением I типа, звезды гало – населением II типа.

ВВЕРХ

МЕСТО СОЛНЦА В ГАЛАКТИКЕ

В окрестностях Солнца удаётся проследить участки двух спиральных ветвей, удалённых от нас

Расстояние от Солнца до центра Галактики составляет 23--28 тыс. световых лет, или 7—9 тыс. парсек. Это говорит о том, что Солнце расположено ближе к окраине диска, чем к его центру.

Вместе со всеми близкими звёздами Солнце вращается вокруг центра Галактики со скоростью 220—240 км/с, совершая один оборот примерно за 200 млн лет. Значит, за всё время существования Земля облетела вокруг центра Галактики не больше 30 раз.

Скорость вращения Солнца вокруг центра Галактики практически совпадает с той скоростью, с которой в данном районе движется волна уплотнения, формирующая спиральный рукав. Такая ситуация в общем неординарна для Галактики: спиральные ветви вращаются с постоянной угловой скоростью, как спицы колеса, а движение звёзд, как мы видели, подчиняется совершенно иной закономерности. Поэтому почти всё звёздное население диска то попадает внутрь спиральной ветви, то выходит из неё. Единственное место, где скорости звёзд и спиральных ветвей совпадают, — это так называемая коротационная окружность, и именно на ней располагается Солнце!

Для Земли это обстоятельство крайне благоприятно. Ведь в спиральных ветвях происходят бурные процессы, порождающие мощное излучение, губительное для всего живого. И никакая атмосфера не могла бы от него защитить. Но наша планета существует в относительно спокойном месте Галактики и в течение сотен миллионов и миллиардов лет не испытывала влияния этих космических катаклизмов. Может быть, именно поэтому на Земле могла зародиться и сохраниться жизнь.

Долгое время положение Солнца среди звёзд считалось самым заурядным. Сегодня мы знаем, что это не так: в известном смысле оно привилегированное. И это нужно учитывать, рассуждая о возможности существования жизни в других частях нашей Галактики.

ВВЕРХ

НОВЫЕ И СВЕРХНОВЫЕ ЗВЕЗДЫ

Тот, кто внимательно следит за звёздами из ночи в ночь, имеет в своей жизни шанс обнаружить новую звезду, возникшую как бы на пустом месте. Блеск такой звезды постепенно увеличивается, достигая максимума и через несколько месяцев ослабевает настолько, что она становится не видимой даже вооруженным глазом, исчезает.

Ещё более грандиозное, но чрезвычайно редкое небесное явление, получившее название сверхновые звёзды, запечатлено во многих исторических летописях разных народов. Блеск сверхновой, вспыхивающей тоже вроде бы на пустом месте, иногда достигал такой величины, что звезду было видно даже днём!

Явления новых звёзд были обнаружены ещё в глубокой древности. В 20 в., когда астрономические наблюдения приобретали регулярный характер, а вид звёздного неба “протоколировался” на фотопластинках, стало ясно, что на месте “новых” звёзд на самом деле находятся слабые звёздочки. Просто внезапно их блеск увеличился до своего максимума затем уменьшается до спокойного уровня. Более того, оказалось, что иногда явление новой звезды повторяется более или менее регулярно на одном и том же месте, т.е. одна и та же звезда по каким-то причинам раз в сотни лет или чаще сильно увеличивает свою совместимость.

Иначе предстоит дело со сверхновыми звёздами. Если на их месте до начала вспышки и была заметна звезда (как, например, в случае относительно яркой сверхновой звезды 1987 г. В Большом Магеллановом Облаке), то после вспышки она действительно исчезла, а сброшенная ею оболочка ещё долгие годы наблюдается как светящаяся туманность.

Исследования сверхновых звёзд, вспыхивающих в нашей Галактике, затрудняются тем, что эти небесные объекты чрезвычайно редко доступны наблюдениям. За всю историю науки их удалось увидеть всего несколько раз. Однако регулярные наблюдения множества других галактик приводят к ежегодному обнаружению до нескольких десятков сверхновых в далёких звёздных системах. Установлено, что в среднем в каждой галактике вспышка сверхновой звезды происходит раз в несколько десятилетий. Причём в максимуме своего блеска может быть столь же яркой, как остальные сотни миллиардов звёзд галактики, вместе взятые. Самые далёкие из известных ныне сверхновых находятся в галактиках, расположенных в сотнях мегапарсек от Солнца.

Как впервые предложили в 30-е гг.20в.Вальтер Бааде и Фриц Цвики, в результате взрыва сверхновой может образоваться сверхплотная нейтронная звезда. Эта гипотеза подтвердилась после открытия пульсара- быстровращающейся нейтронной звезды с периодом 33миллисекунды – в центре известной Крабовидной туманности в созвездии Тельца; он возник на месте вспышки сверхновой звезды в 1054 г. Итак, явления новых и сверхновых звёзд имеют совершенно различную природу.

ВВЕРХ

БЕЛЫЕ КАРЛИКИ

Немецкий астроном Фридрих Вильгельм Бессель в течении ряда лет наблюдал собственные движения на небе двух ярких звёзд – Сириуса и Проциона – и в 1844 г. установил что обе они движутся не по прямым , а по характерным траекториям. Открытие натолкнуло учёного на мысль, что каждая из этих звёзд обладает невидимым для нас спутником, т.е. является физически двойной звёздной системой.

Предположение Бесселя вскоре подтвердилось. Американский оптик – шлифовальщик Алван Кларк 31 января 1862 г. При испытании только что изготовленного объекта диаметром 46 см открыл спутник Сириуса. Позднее, в 1896 г., был обнаружен спутник Проциона. Через некоторое время на основании уже непосредственных телескопических наблюдений взаимного обращения этих звёзд и их спутников астрономам удалось (с помощью закона всемирного тяготения) найти массы каждого из светил. Главные звёзды названные теперь Сириусом А и Проционом А, оказались массивнее Солнца соответственно в 2,3 и 1,8 раза, а масса этих спутников – Сириуса В и Проциона В – составляют 0,98 и 0,65 солнечных масс.

Но Солнце, практически равно по массе Сириусу В, сияло бы с его расстояния почти также ярко, как Полярная звезда. Так почему же Сириус В в течение 18 лет считался «невидимым спутником»? Может быть, из-за малого углового расстояния между ним Сириусом А? Не только.Как потом выяснилось, он заведомо недоступен вооружённому глазу из-за своей низкой светимости, в 400 раз уступающей светимости Солнца. Правда в начале 20 века это открытие не показалось особенно странным, так как звёзды малой светимости было известно достаточно много, а связь массы звезды с её светимостью ещё не была установлена. Лишь когда были получены спектры излучения Сириуса В Проциона В, а также измерены их температуры, стала очевидной «аномальность» этих звёзд. Их назвали белыми карликами.

ВВЕРХ

МЕЖЗВЕЗДНАЯ СРЕДА

Пространство между звёздами, за исключением отдельных туманностей, выглядит пустым. На самом же деле всё межзвёздное пространство заполнено веществом. К такому заключению пришли учёные после того, как в начале 20 века швейцарский астроном Роберт Трюмплер открыл поглощение (ослабление) света звёзд на пути к земному наблюдению. Причём степень его ослабления зависит от цвета звезды. Свет от голубых звёзд поглощается более интенсивно, чем от красных. Таким образом, если звезда излучает в голубых лучах одинаковое количество энергии, то в результате поглощения света голубые лучи ослабляются сильнее красных и с Земли звезда кажется красноватой.

Вещество, поглощающее свет, распределено в пространстве не равномерно, а имеет клочковатую структуру и концентрируется в Млечном Пути. Тёмные туманности, такие, как Угольный Мешок и Конская Голова, являются местом повышенной плотности поглощающего межзвёздного вещества. А состоит оно из мельчайших частиц-пылинок. Физические свойства пылинок к настоящему времени изучены достаточно хорошо. Средний радиус пылинок составляет доли микрометра. В настоящее время считают, что пылинки состоят из смеси графитовых и силикатных частиц, покрытых оболочками из органических молекул и льда. Суммарная масса пыли всего 0,03 % полной массы Галактики, ее полная светимость составляет 30 % от светимости звезд и полностью определяет излучение Галактики в инфракрасном диапазоне. Температура пыли 15–25 К.

Помимо пыли между звёздами имеется большое количество невидимого газа. Масса его почти в сто раз превосходит массу пыли. Как же стало известно о существовании этого газа? Оказалось, что атомы водорода излучают радиоволны с длинной волны 21см. Большую часть информации о межзвёздном веществе получают с помощью радиотелескопов. Так были открыты облака атомарного нейтрального водорода.

Типичное облако атомарного нейтрального водорода имеет температуру около 70К(-200С) и невысокую плотность (несколько десятков атомов в кубическом сантиметре пространства). Хотя такая среда и считается облаком, для землянина это глубокий вакуум, в миллиард раз разреженнее, чем вакуум, создаваемый, например, в телескопе телевизора. Размер облаков водорода- от 19 до 100 пк (для сравнения: звёзды в среднем находятся друг от друга на расстоянии 1 пк).

Впоследствии были обнаружены более холодные и плотные облака молекулярного водорода, совершенно непрозрачные для видимого света. Именно в них сосредоточена большая часть межзвёздной пули и газа. По размерам эти облака такие же, как и области атомарного водорода, но плотности их в сотни и тысячи раз выше. Поэтому в больших молекулярных облаках может содержатсья огромная масса вещества, достигающая сотен и тысяч и даже миллионов масс Солнца. В молекулярных облаках, состоящих в основном из водорода, присутствуют и многие более сложные молекулы, в том числе простейшие органические соединения.

Некоторая часть межзвёздного вещества нагрета до очень высоких температур и «светится» в ультрафиолетовых и рентгеновских лучах. В рентгеновском диапазоне излучает самый горячий газ, имеющий температуру около миллиона градусов. Это - корональный газ, названный по аналогии с разогретым газом в солнечной короне. Корональный газ отличается очень низкой плотностью: примерно один атом на кубический диаметр пространства.

Горячий разряженный газ образуется в результате мощных взрывов- вспышек сверхновых звёзд. От места взрыва в межзвёздном газе распространяется ударная волна и нагревает газ до высокой температуры, при которой он становится источником рентгеновского излучения. Корональный газ обнаружен в пространстве между галактиками.

Итак, основным компонентом межзвёздной среды является газ, состоящий из атомов и молекул. Он перемешан с пылью, содержащий около одного процента массы межзвёздного вещества, и пронизывается быстрыми потоками элементарных частиц – космическими лучами – и электромагнитным излучением, которое также можно считать составляющими межзвёздной среды.

Кроме того, межзвёздная среда оказалась слегка намагниченной. Магнитные поля связаны с облаками межзвёздного газа и движутся вместе с ними. Эти поля примерно в 100 тыс. раз слабее магнитного поля Земли. Межзвёздные магнитные поля способствуют образованию наиболее плотных и холодных облаков газа, из которых конденсируются звёзды. Частицы космических лучей также реагируют на межзвёздное магнитное поле: они перемещаются вдоль его силовых линий по спиральным траекториям, как бы навиваясь на них. При этом электроны, входящие в состав космических лучей, излучают радиоволны. Это так называемое синхронное излучение рождается в межзвёздном пространстве и уверенно наблюдается в радиодиапазоне.

ВВЕРХ

ЗВЕЗДНЫЕ СКОПЛЕНИЯ

В Галактике каждая третья звезда – двойная, имеются системы из трех и более звезд. Известны и более сложные объекты – звездные скопления.

Рассеянные звездные скопления встречаются вблизи галактической плоскости. Сейчас известно более 1200 рассеянных скоплений, из них детально изучено 500. Самые известные среди них – Плеяды и Гиады в созвездии Тельца. Общее количество рассеянных скоплений в Галактике, возможно, достигает ста тысяч.

Рассеянные скопления состоят из сотен или тысяч звезд. Их масса невелика, и гравитационное поле не может долго сдерживать их в малом объеме пространства, поэтому за миллиарды лет рассеянные скопления распадаются. Среди рассеянных звездных скоплений гораздо больше молодых звезд, чем старых. Все звезды, входящие в состав скопления, имеют общее движение.

Средние размеры рассеянных скоплений от 2 до 20 парсеков. Большинство рассеянных скоплений расположено в диске нашей Галактике, где сконцентрированы скопления пыли и межзвездного газа, в спиральных рукавах.

Шаровые скопления сильно выделяются на звездном фоне благодаря значительному числу звезд и четкой сферической форме. Диаметр шаровых скоплений составляет от 20 до 100 пк, а масса – 104–106 М. Вся сфера шарового скопления густо заполнена звездами, их концентрация растет к центру. Сейчас известно свыше 150 скоплений; предполагается, что в нашей Галактике их не больше нескольких сотен. В шаровых скоплениях двойные звезды встречаются редко. Некоторые двойные системы в шаровых скоплениях являются рентгеновскими источниками излучения.

Шаровые скопления – старейшие образования в нашей Галактике, их возраст от 10 до 15 миллиардов лет и сравним с возрастом Вселенной. Бедный химический состав и вытянутые орбиты, по которым они движутся в Галактике, говорят о том, что шаровые скопления образовались в эпоху формирования самой Галактики.

Возраст звезд, входящих в состав шаровых скоплений, солиден, поэтому все массивные звезды прошли длинный путь эволюции и стали нейтронными звездами или белыми карликами. В результате, в шаровых скоплениях наблюдаются вспышки новых звезд, рентгеновские источники и пульсары.

Помимо рассеянных звездных скоплений хорошо изучен еще один тип группировок молодых звезд – звездные ассоциации. Их начали изучать в двадцатых годах ХХ века.

ОВ-ассоциации имеют протяженность от 15 до 300 пк и содержат от нескольких десятков до нескольких сотен горячих голубых гигантов и сверхгигантов. Поскольку гиганты ранних спектральных классов быстро проходят путь эволюции, то все звезды образовались в одно время и имеют небольшой возраст.

Т-ассоциации содержат переменные звезды типа Т Тельца, которые еще не достигли главной последовательности и находятся на самых ранних этапах звездной эволюции. В таких ассоциациях открыты источники инфракрасного излучения, связанные с рождающимися массивными звездами.

ВВЕРХ

ГАЗОВЫЕ ТУМАННОСТИ

«Наблюдения с помощью телескопов позволили обнаружить на небе большое количество слабосветящихся пятен – светлых туманностей», - начал в 18 веке Уильям Гершель. Он разделял их на белые и зеленоватые. Подавляющее большинство белых туманностей образовано множеством звёзд - это звёздные скопления и галактики, а некоторые оказались связанными с межзвёздной пылью, которая отражает свет близкорасположенных звёзд, - это отражательные туманности. Как правило, в центре такой туманности видна яркая звезда. А вот зеленоватые туманности – не что иное, как свечение межзвёздного газа.

Самая яркая на небе газовая туманность – Большая туманность Ориона. Она видна в бинокль, а при хорошем зрении её можно заметить и невооруженным глазом – чуть ниже трёх звёзд, расположенных в одну линию, которые образуют пояс Ориона. Расстояние до этой туманности около 1000 световых лет.

Что заставляет светиться межзвёздный газ светиться? Ведь привычный нам воздух прозрачен и не излучает света. Голубое небо над головой светится рассеянным на молекулах воздуха светом Солнца. Ночью небо становится тёмным. Впрочем, иногда всё же можно увидеть свечение воздуха, например, во время грозы, когда под действием электрического разряда возникает молния. В северных широтах и в Антарктиде часто наблюдаются полярные сияния – разноцветные полосы и сполохи на небе. В обоих случаях воздух излучает свет не сам по себе, а под действием потока быстрых частиц. Поток электронов порождает вспышку молнии, а попадание в атмосферу Земли энергичных частиц из радиационных поясов, существующих в околоземном пространстве, - полярные сияния.

Подобным образом возникает излучение в неоновых и других газовых лампах: поток электронов бомбардирует атомы газа и заставляет их светиться. В зависимости от того, Какой газ находится в лампе, от его давления и электрического напряжения, приложенного к лампе, изменяется цвет излучаемого света.

ВВЕРХ

НЕЙТРОННЫЕ ЗВЕЗДЫ И ПУЛЬСАРЫ

Нейтронные звезды, которые часто называют «мертвыми», являются удивительнейшими объектами. Их изучение в последние десятилетия превратилось в одну из самых увлекательных и богатых открытиями областей астрофизики. Интерес к нейтронным звездам обусловлен не только загадочностью их строения, но и колоссальной плотностью, и сильнейшими магнитными и гравитационными полями. Материя там находится в особом состоянии, напоминающем огромное атомное ядро, и эти условия невозможно воспроизвести в земных лабораториях.

РОЖДЕННАЯ НА КОНЧИКЕ ПЕРА
Открытие в 1932 году новой элементарной частицы — нейтрона заставило астрофизиков задуматься над тем, какую роль он может играть в эволюции звезд. Два года спустя было высказано предположение о том, что взрывы сверхновых звезд связаны с превращением обычных звезд в нейтронные. Затем были выполнены расчеты структуры и параметров последних, и стало ясно, что если небольшие звезды (типа нашего Солнца) в конце своей эволюции превращаются в белых карликов, то более тяжелые становятся нейтронными. В августе 1967 года радиоастрономы при изучении мерцаний космических радиоисточников обнаружили странные сигналы — фиксировались очень короткие, длительностью около 50 миллисекунд, импульсы радиоизлучения, повторявшиеся через строго определенный интервал времени (порядка одной секунды). Это было совершенно не похоже на обычную хаотическую картину случайных нерегулярных колебаний радиоизлучения. После тщательной проверки всей аппаратуры пришла уверенность, что импульсы имеют внеземное происхождение. Астрономов трудно удивить объектами, излучающими с переменной интенсивностью, но в данном случае период был столь мал, а сигналы — столь регулярны, что ученые всерьез предположили, что они могут быть весточками от внеземных цивилизаций. А потому первый пульсар получил название LGM-1 (от английского Little Green Men — «Маленькие Зеленые Человечки»), хотя попытки найти какой-либо смысл в принимаемых импульсах окончились безрезультатно. Вскоре были обнаружены еще 3 пульсирующих радиоисточника. Их период опять оказался много меньше характерных времен колебания и вращения всех известных астрономических объектов. Из-за импульсного характера излучения новые объекты стали называть пульсарами. Это открытие буквально всколыхнуло астрономию, и из многих радиообсерваторий начали поступать сообщения об обнаружении пульсаров. После открытия пульсара в Крабовидной Туманности, возникшей из-за взрыва сверхновой в 1054 году (эта звезда была видна днем, о чем упоминают в своих летописях китайцы, арабы и североамериканцы), стало ясно, что пульсары каким-то образом связаны с вспышками сверхновых звезд. Скорее всего, сигналы шли от объекта, оставшегося после взрыва. Прошло немало времени, прежде чем астрофизики поняли, что пульсары — это и есть быстро вращающиеся нейтронные звезды, которые они так долго искали.

КРАБОВИДНАЯ ТУМАННОСТЬ
Вспышка этой сверхновой звезды, сверкавшей на земном небосклоне ярче Венеры и видимой даже днем, произошла в 1054 году по земным часам. Почти 1 000 лет — это очень маленький срок по космическим меркам, и тем не менее за это время из остатков взорвавшейся звезды успела образоваться красивейшая Крабовидная туманность. Данное изображение является композицией двух картинок: одна из них получена космическим оптическим телескопом «Хаббл» (оттенки красного), другая — рентгеновским телескопом «Чандра» (голубой). Хорошо видно, что высокоэнергичные электроны, излучающие в рентгеновском диапазоне, очень быстро теряют свою энергию, поэтому голубые цвета превалируют только в центральной части туманности. Совмещение двух изображений помогает более точно понять механизм работы этого удивительнейшего космического генератора, излучающего электромагнитные колебания широчайшего частотного диапазона — от гамма-квантов до радиоволн. Хотя большинство нейтронных звезд было обнаружено по радиоизлучению, все же основное количество энергии они испускают в гамма- и рентгеновском диапазонах. Нейтронные звезды рождаются очень горячими, но достаточно быстро охлаждаются, и уже в тысячелетнем возрасте имеют температуру поверхности около 1 000 000 К. Поэтому только молодые нейтронные звезды сияют в рентгеновском диапазоне за счет чисто теплового излучения.

ФИЗИКА ПУЛЬСАРА
Пульсар — это просто огромный намагниченный волчок, крутящийся вокруг оси, не совпадающей с осью магнита. Если бы на него ничего не падало и он ничего не испускал, то его радиоизлучение имело бы частоту вращения и мы никогда бы его не услышали на Земле. Но дело в том, что данный волчок имеет колоссальную массу и высокую температуру поверхности, да и вращающееся магнитное поле создает огромное по напряженности электрическое поле, способное разгонять протоны и электроны почти до световых скоростей. Причем все эти заряженные частицы, носящиеся вокруг пульсара, зажаты в ловушке из его колоссального магнитного поля. И только в пределах небольшого телесного угла около магнитной оси они могут вырваться на волю (нейтронные звезды обладают самыми сильными магнитными полями во Вселенной, достигающими 1010—1014 гаусс, для сравнения: земное поле составляет 1 гаусс, солнечное — 10—50 гаусс). Именно эти потоки заряженных частиц и являются источником того радиоизлучения, по которому и были открыты пульсары, оказавшиеся в дальнейшем нейтронными звездами. Поскольку магнитная ось нейтронной звезды необязательно совпадает с осью ее вращения, то при вращении звезды поток радиоволн распространяется в космосе подобно лучу проблескового маяка — лишь на миг прорезая окружающую мглу.


БЛИЖАЙШИЙ СОСЕД
Данный пульсар находится на расстоянии всего 450 световых лет от Земли и является двойной системой из нейтронной звезды и белого карлика с периодом обращения 5,5 дня. Мягкое рентгеновское излучение, принимаемое спутником ROSAT, испускают раскаленные до двух миллионов градусов полярные шапки PSR J0437-4715. В процессе своего быстрого вращения (период этого пульсара равен 5,75 миллисекунды) он поворачивается к Земле то одним, то другим магнитным полюсом, в результате интенсивность потока гамма-квантов меняется на 33%. Яркий объект рядом с маленьким пульсаром — это далекая галактика, которая по каким-то причинам активно светится в рентгеновском участке спектра.

ОТКРЫТЫЙ ВОПРОС
Хотя нейтронные звезды интенсивно изучаются уже около трех десятилетий, их внутренняя структура доподлинно неизвестна. Более того, нет твердой уверенности и в том, что они действительно состоят в основном из нейтронов. С продвижением вглубь звезды давление и плотность увеличиваются и материя может быть настолько сжата, что она распадется на кварки — строительные блоки протонов и нейтронов. Согласно современной квантовой хромодинамике кварки не могут существовать в свободном состоянии, а объединяются в неразлучные «тройки» и «двойки». Но, возможно, у границы внутреннего ядра нейтронной звезды ситуация меняется и кварки вырываются из своего заточения. Чтобы глубже понять природу нейтронной звезды и экзотической кварковой материи, астрономам необходимо определить соотношение между массой звезды и ее радиусом (средняя плотность). Исследуя нейтронные звезды со спутниками, можно достаточно точно измерить их массу, но определить диаметр — намного труднее. Совсем недавно ученые, используя возможности рентгеновского спутника «XMM-Ньютон», нашли способ оценки плотности нейтронных звезд, основанный на гравитационном красном смещении. Необычность нейтронных звезд состоит еще и в том, что при уменьшении массы звезды ее радиус возрастает — в результате наименьший размер имеют наиболее массивные нейтронные звезды.

СУДОРОГИ ГИГАНТОВ
Пульсары считаются одной из ранних стадий жизни нейтронной звезды. Благодаря их изучению ученые узнали и о магнитных полях, и о скорости вращения, и о дальнейшей судьбе нейтронных звезд. Постоянно наблюдая за поведением пульсара, можно точно установить: сколько энергии он теряет, насколько замедляется, и даже то, когда он прекратит свое существование, замедлившись настолько, что не сможет излучать мощные радиоволны. Эти исследования подтвердили многие теоретические предсказания относительно нейтронных звезд.
Уже к 1968 году были обнаружены пульсары с периодом вращения от 0,033 секунды до 2 секунд. Периодичность импульсов радиопульсара выдерживается с удивительной точностью, и поначалу стабильность этих сигналов была выше земных атомных часов. И все же по мере прогресса в области измерения времени для многих пульсаров удалось зарегистрировать регулярные изменения их периодов. Конечно, это исключительно малые изменения, и только за миллионы лет можно ожидать увеличения периода вдвое. Отношение текущей скорости вращения к замедлению вращения — один из способов оценки возраста пульсара. Несмотря на поразительную стабильность радиосигнала, некоторые пульсары иногда испытывают так называемые «нарушения». За очень короткий интервал времени (менее 2 минут) скорость вращения пульсара увеличивается на существенную величину, а затем через некоторое время возвращается к той величине, которая была до «нарушения». Полагают, что «нарушения» могут быть вызваны перегруппировкой массы в пределах нейтронной звезды. Но в любом случае точный механизм пока неизвестен. Так, пульсар Вела примерно раз в 3 года подвергается большим «нарушениям», и это делает его очень интересным объектом для изучения подобных явлений.

ВНУТРЕННЯЯ СТРУКТУРА
Твердая корка внешних слоев нейтронной звезды состоит из тяжелых атомных ядер, упорядоченных в кубическую решетку, с электронами, свободно летающими между ними, чем напоминает земные металлы, но только намного более плотные.

ЗАГАДКА 4U2127 РАЗГАДАНА
Эта звезда более 10 лет морочила голову астрономам, проявляя странную медленную изменчивость своих параметров и вспыхивая каждый раз по-разному. Только новейшие исследования космической обсерватории «Чандра» позволили разгадать загадочное поведение этого объекта. Оказалось, что это не одна, а две нейтронные звезды. Причем обе они имеют компаньонов — одну звезду, похожую на наше Солнце, другую — на небольшую голубую соседку. Пространственно эти пары звезд разделены достаточно большим расстоянием и живут независимой жизнью. А вот на звездной сфере они проецируются почти в одну точку, поэтому так долго их и считали одним объектом. Находятся эти четыре звездочки в шаровом скоплении М15 на расстоянии 34 тыс. световых лет.

Нейтронная звезда легко поместилась бы внутри Московской кольцевой автодороги или Нью-Йорка.

ВВЕРХ

СКРЫТАЯ МАССА

Лишь к концу прошлого столетия ученые пришли к выводу, что видимая материя — лишь малая часть Вселенной, остальное космическое пространство заполнено материей, которую называют темной.

Хорошо известно, что в мире существует много такого, что мы не можем ни потрогать, ни услышать. Более того, есть, такие вещи, о которых и помыслить-то непросто, не то что увидеть или понюхать. Богословы всегда считали, что нашим миром правит мир иной, почти никак не проявляющий себя в обыденной жизни. К концу XX века физики вместе с астрономами пришли к тому же, по сути, выводу — видимая материя составляет лишь малую часть Вселенной и космическое пространство в основном заполнено так называемыми темными материей и энергией, практически никак не обнаруживающими себя в земных условиях. Скрытая масса очень сильно озадачила ученых прошлого века, и только на пороге нынешнего появились некоторые надежды на разрешение данной космогонической проблемы.

ЗАТЯНУВШЕЕСЯ ПРОЗРЕНИЕ
Загадка скрытой массы уже давно волнует лучшие умы. Все началось с того, что в 1933 году американский астрофизик Фриц Цвикки определил полную массу группы галактик, измерив их светимость. Иными словами, он подсчитал количество звезд в этой группе и полученное число умножил на среднюю массу звезды. Казалось бы, метод вполне надежный, однако другие способы, основанные на законе всемирного тяготения Ньютона, давали гораздо большую величину массы. В то время факт этот особого интереса не вызвал, и только спустя четыре десятка лет ученые поняли всю важность открытия, в результате сегодня скрытая масса является непременным атрибутом всех космологических моделей Вселенной.
До сих пор не ясно, что же именно находится в межзвездном пространстве, хотя масса этого «чего-то» примерно в десять раз больше суммарной массы всех звезд. И решение этой загадки, несомненно, будет крупнейшим открытием, которое может произойти в любой момент. Единственное, что выдает сегодня скрытую массу, — гравитация. Именно гравитационное поле, влияя на движение звезд в галактиках, позволяет определить долю невидимой материи среди космического вещества.

Английское название рассматриваемого явления — dark matter — в переводе означает «темная материя». Но если бы эта материя действительно была бы «темной», то она не пропускала бы сквозь себя свет от звезд. В этом случае наше небо представляло бы собой очень грустное зрелище. К счастью, эта материя как раз наоборот — абсолютно прозрачна для света, поэтому название «скрытая масса» гораздо более удачно.

ЧЕРНАЯ КОШКА В ТЕМНОЙ КОМНАТЕ
Для того чтобы искать, прежде нужно определить, где и что. С тем, «что» именно искать, более или менее понятно — эта некая материя, которая проявляет себя только своей гравитацией. А вот «где» ее искать и какие пространственные размеры она занимает — далеко не очевидно. Как она распределена по Вселенной? Расположена ли она в галактиках или равномерно разбросана по всему пространству? С одной стороны, долю скрытой массы в галактике можно определить по поведению звезд. С другой — ситуация несколько осложняется тем, что именно скрытая масса диктует видимой материи «правила игры», а не наоборот. Это и понятно — ее намного больше, а кто больше, тот, как обычно, и прав…
Скрытая масса способна концентрироваться там, где видимая материя отсутствует. Удивительно, но и эту скрытую часть удалось определить. О том, как это было сделано, чуть позже.
Интересно сравнить полную скрытую массу во Вселенной и массу ее видимой части, в основном звезд. Диаметр видимой части Вселенной составляет примерно 3•10 26 м (10 000 мегапарсек, или 30 млрд. световых лет). Большая часть видимой материи уже собралась в галактики и, чтобы определить массу Вселенной, надо «всего лишь» измерить массы всех галактик, которых приблизительно 10 11 штук и в каждой сверкает по нескольку миллиардов звезд. В результате получаем примерно 10 52 кг — такова масса всех звезд в видимой части Вселенной. Напомним, что наше Солнце весит всего
2•10 30 кг. Поскольку темной материи в 10 раз больше, чем видимой, то недоучтенными до последнего времени были около 10 53 кг...

Все способы, основанные на гравитации, позволяют в лучшем случае определить массу и распределение в пространстве скрытой материи. При этом до сих пор остается загадкой, что же это такое и из чего она состоит.


Эта странная галактика NGC 4650А находится на расстоянии 165 миллионов световых лет от Земли. Ее структура обусловлена не только произошедшим много миллионов лет назад столкновением двух различных галактик, но и наличием значительней скрытой массы, проявляющей себя большим гравитационным полем.

НОСИТЕЛИ СКРЫТОЙ МАССЫ
Современная наука настолько сложна, что бессистемные поиски «чего-то новенького» заведомо обречены на неудачу. Чтобы добиться успеха, нужно иметь хоть какое-то представление о том, что ищешь, необходима теоретическая модель, правильность которой проверяется экспериментально. Предполагаемых носителей скрытой массы не так уж и мало, но их можно разделить на две основные категории: астрономические объекты (MACHOs — Массивные Астрофизические Компактные Гало Объекты) и элементарные частицы (WIMPs — Слабо Взаимодействующие Массивные Частицы).
MACHOs — это действительно массивные объекты, состоящие из обычных элементарных частиц. WIMPs — это гипотетические частицы, которые практически не взаимодействуют с привычной нам материей. Астрономам близка идея MACHOs, в то время как физикам, занимающимся микромиром, больше нравится идея WIMPs, что естественно. Рассмотрим же более детально, что представляют собой эти два основных класса.

РАЗНООБРАЗИЕ MACHOs, или КАК УВИДЕТЬ ЧЕРНУЮ КОШКУ
Эти массивные объекты практически не должны светиться, в противном случае их бы давно увидели. Кандидатами на роль MACHOs являются черные дыры, нейтронные звезды, коричневые, или, более точно, темные, карлики (brown dwarfs) и, возможно, белые.
Черные дыры — вполне достойные претенденты. Их существование предсказывается теорией, а некоторые из них уже обнаружены. Но определенная осторожность все же необходима. Во-первых, они не должны быть очень массивными, иначе излучение от падающего на них вещества выдаст их с головой. Во-вторых, их должно быть много, чтобы суммарная масса была примерно в 10 раз больше суммарной массы звезд. И в-третьих, «маленьких» черных дыр с массой меньше, чем 10 12 кг, должно быть не слишком много, иначе наша Вселенная была бы совершенно другой. Однако современные ученые пока не располагают конкретными данными о количестве и массе черных дыр даже в нашей Галактике, не говоря уже о всей Вселенной.
Темные карлики — это не сказочные тролли, а плотные сгустки обычной материи, в основном водорода, с массой, значительно меньшей солнечной. Их собственные гравитационные поля позволяют им существовать, не распадаясь. Однако эти поля слишком слабы, чтобы создать высокое давление и инициировать термоядерные реакции. Свет от звезд — это не что иное, как фотоны, испускаемые сильно нагретым газом. Тепло для нагрева поступает от ядерных реакций, поэтому светимость темных карликов слишком мала, и они могут легко ускользать от внимания астрономов.
Если говорить о нейтронных звездах, то в данном случае интересны старые их представители, которые практически не излучают энергию. Это как раз тот случай, когда молодые не требуются. Другое дело, откуда они могли в таком количестве взяться и когда успели состариться
Если MACHOs практически не светятся, то можно ли их обнаружить вообще? Современные научные методы и техника позволяют это сделать. Так, с введением в строй телескопа Hubble, наблюдающего мир не только в видимых, но и в инфракрасных лучах, астрономам удалось обнаружить много темных карликов как в нашей, так и в соседних галактиках. Но их оказалось всего 6% от общей массы галактического гало! Может быть, дальнейшие исследования увеличат эту цифру.
Искажения картины звездного неба, вызванные действием скрытой массы, проанализировали Дэвид Уитмен, Энтони Тайсон и Дэвид Керкман (Лаборатории Белл), Ян Дельантонио (Национальная обсерватория оптической астрономии и Университет Брауна) и Чэри Бернстейн (Мичиганский университет). Они использовали 4-метровый телескоп Blanco (Чили) и цифровую обработку изображений. Одним из препятствий в работе было то, что изображение галактики изменяется не только из-за влияния скрытой массы, но и при прохождении через атмосферу Земли. Да и сами оптические приборы вносят небольшие искажения. Но ученые нашли выход. Изображения от ближайших звезд изменяются атмосферой и приборами точно так же, как и далекие галактики, а вот влиянию удаленной скрытой массы они не подвержены. На основе нескольких тысяч совместных измерений близких звезд и далеких галактик ученые научились отделять «зерна от плевел» и получили желаемый результат. Были проанализированы изображения 145 000 очень далеких галактик для того, чтобы найти эффекты искажения, создаваемые скрытой массой. На основе этих данных было восстановлено расположение скрытой массы на больших межгалактических масштабах.
Существует и другой способ обнаружения MACHOs, опять же связанный с их гравитационным полем. Если астроном обнаруживает, что некоторая звезда вращается вокруг «чего-то невидимого», то совершенно ясно, что обнаружен MACHOs. Именно он создает гравитационное поле, в котором и движется его более яркая соседка — звезда. Кроме того, определив радиус орбиты и скорость вращения (например, при помощи того же доплеровского эффекта), можно найти массу данного объекта.

Сейчас уже понятно, что обычной материи, из которой состоят звезды и межзвездный газ, всего около 4% во Вселенной. 25% приходится на скрытую массу, остальные же примерно 71% — на так называемую темную энергию. О составе скрытой массы мнения разделились. Некоторые ученые думают, что она состоит из массивных объектов, например черных дыр с массой, не превышающей солнечную. Такие черные дыры трудно обнаружить, даже если их относительно много. Другие ученые предполагают, что скрытая масса — это частицы неизвестного типа, практически не взаимодействующие с обычными протонами, электронами, фотонами и так далее. Ну а раз не взаимодействуют, то и не излучают света, а значит, не видны с Земли.

НЕУЛОВИМЫЕ WIMPs
Другой путь объяснения недостающей массы выбрали физики, изучающие элементарные частицы. Они предположили, что галактическое пространство заполнено частицами особого вида. Их общее количество как раз и образует ту самую скрытую массу. WIMPs предположительно возникли, когда наша Вселенная была еще очень молодой и горячей.
Почему же мы их не видим и почему эти частицы не собираются в плотные объекты типа темных карликов? Приходится предположить, что частицы эти практически не взаимодействуют с другими, обычными частицами, и в частности не излучают фотонов. Только гравитация указывает на их существование. Эти необычные свойства создают большие трудности в доказательстве существования WIMPs.
Если эти частицы существуют, то они заполняют всю нашу Галактику и непрерывно пронизывают Землю. От обычных частиц, прилетающих из Космоса, нас спасает атмосфера, которая поглощает даже наиболее энергичных представителей. Но WIMPs не взаимодействуют с обычной материей и, следовательно, не задерживаются атмосферой. Каждую секунду нас, возможно, пронизывает примерно 10 14 этих частиц, к счастью, не влияющих на молекулы нашего тела, поэтому мы их просто не замечаем, и они пролетают сквозь нас, не оставляя никакого следа.
Надежда обнаружить WIMPs основана на том, что, возможно, они все-таки взаимодействуют с обычными частицами. Пусть вероятность столкновения крайне мала, но если собрать много обычных частиц вместе, то, возможно, с кем-нибудь эта неуловимая WIMPs да «провзаимодействует». Ведь их должно быть очень много, и если подольше подождать, то столкновение произойдет. Конечно, подавляющее большинство этих частиц пролетит незамеченным не только сквозь материал, но и сквозь Землю, но, возможно, отдельные WIMPs-неудачники все-таки столкнутся с атомами материала-мишени.
Так, проект профессора Бернарда Садулета и Уолтера Стокуэллэ (из Калифорнийского университета Беркли) предусматривает охлаждение большого куска кристаллического материала почти до абсолютного нуля температур. Если через такой кристалл будут пролетать мириады WIMPs, то когда-нибудь они провзаимодействуют с материалом кристалла. Ожидается, что небольшое тепло, которое выделится при столкновении, будет зафиксировано приборами, что и докажет существование WIMPs.
Очевидно, что, чем больше кристалл, тем больше в нем атомов и тем быстрее произойдет желаемое событие. Поэтому проект нейтринного подледного телескопа AMANDA предполагает использование антарктического льда в качестве кристалла-мишени. Детекторы будут помещены глубоко в толщу льда, что сильно увеличит общий размер мишени и, значит, число столкновений. Но за все приходится платить — температура такой мишени, конечно же, не может быть сильно понижена, а значит, чувствительность всей системы будет хуже.

Об экспериментах по определению скрытой материи вы можете узнать здесь.

ВВЕРХ

ЧЕРНЫЕ ДЫРЫ

А вот наиболее вероятные примеры галактик с черными дырами в ядре: M87, NGC 3115, NGC 4486, NGC 4594 («Сомбреро»), NGC 3377, NGC 3379, NGC 4258, M31 (Туманность Андромеды), M32.

О том, как ученые вероятно смогли обнаружить черную дыру, читайте здесь.

ВВЕРХ