Наряду с массой важнейшей характеристикой галактики является мера ее осевого вращения — вращательный момент на единицу массы. Мера вращения у E-галактик гораздо меньше, чем у S-галактик. Очень медленное вращение E-галактик не может объяснить их наблюдаемую эллиптичность, т. е. сплюснутость, подобно, например, тому, как действием центробежной силы можно объяснить сплюснутость земного шара у полюсов. По-видимому, сплюснутость E-галактик объясняется самим характером звездных движений в таких галактиках. В противоположность этому влияние центробежной силы у сравнительно быстро вращающихся рукавов S-галактик весьма существенно. Следует подчеркнуть, что различия между E- и S-галактиками не являются эволюционным эффектом. Другими словами, галактики рождаются либо как S, либо как E, и в процессе эволюции тип галактики сохраняется. Структура галактики определяется начальными условиями ее образования (например, характером вращения того сгустка газа, из которого она образовалась).
В настоящее время имеются уже довольно хорошо разработанные модели превращения огромного облака газа, сжимающегося в результате действия закона всемирного тяготения сперва в протогалактику, а потом в галактику. Построение таких моделей оказалось возможным только благодаря введению в практику исследований быстродействующих электронно-вычислительных машин (ЭВМ). В самом начале следует представить себе огромный газовый шар, сжимающийся по закону свободного падения к центру. Первоначальная температура этого газа могла быть достаточно высокой, быстро уменьшалась, причем из-за гравитационной неустойчивости образовывались больших размеров сгущения, эволюционировавшие в облака. Благодаря беспорядочным движениям, эти облака сталкивались, что вело к их дальнейшему уплотнению. На этом довольно раннем этапе из облаков стали образовываться звезды «первого поколения». Наиболее массивные из них успевали проэволюционировать задолго до того, как прекратилось сжатие протогалактик. Взрываясь как сверхновые, они обогащали межзвездную среду металлами. По этой причине звезды следующих поколений имели уже другой химический состав. Это привело, например, к тому, что звезды вблизи центра эллиптических галактик более богаты тяжелыми элементами, чем находящиеся на периферии, что как раз и наблюдается.
Обрисованная сейчас картина эволюции относится к E-галактикам. В прото-S-галактиках звездообразование шло медленнее. Поэтому в них смог образоваться газовый диск довольно значительной массы. Этому способствовало также довольно быстрое вращение прото-S-галактик, препятствующее отеканию всего газа в область ядра и превращению его там в звезды. Другими словами, вращение протогалактик уменьшает скорость звездообразования.
Резюмируя, мы можем сказать, что разные типы галактик происходят от протооблаков с разными плотностями и разным разбросом скоростей внутренних движений. В частности, E-галактики образовались из более плотных облаков газа, находящегося в состоянии довольно быстрого беспорядочного движения. Этим, в частности, объясняется, почему «богатые», сравнительно плотные скопления галактик содержат преимущественно E-галактики, в то время как в «бедных» разреженных скоплениях наблюдаются преимущественно S-галактики. Когда же происходил важнейший процесс превращения огромных сжимающихся облаков газа сначала в протогалактики, а затем в галактики? Несомненно, это было очень давно — даже по астрономическим масштабам. Возраст галактик (во всяком случае, их подавляющего большинства) практически равен возрасту Вселенной. Это означает, что галактики образовались тогда, когда Вселенная была совсем еще юной. Ниже мы увидим, что величина красного смещения для наиболее удаленных из наблюдаемых объектов:
λ/λ0 = 1 +
z = 4,5, где
(λ — измеренная длина волны какой-нибудь спектральной линии,
λ0 — ее лабораторное значение).
С другой стороны, имеет место простое соотношение:
R/
R0 = 1 +
z, где
r0 и R — характерные размеры расширяющейся Вселенной в эпоху, когда была излучена наблюдаемая спектральная линия, и в современную эпоху. Мы видим, что в ту отдаленную от нас эпоху размеры расширяющейся Вселенной были приблизительно в пять раз меньше, чем сейчас. А ведь галактики образовались еще раньше. Когда же?
В следующей главе мы увидим, что при z ~ 1000 никаких галактик во Вселенной еще не было. Значит, скорее всего, они образовались где-то между z = 10 и z = 100. Средняя плотность Вселенной тогда была в 103–106 раз больше современного значения. И вообще Вселенная была совсем непохожа на нынешнюю. И едва ли не величайшим достижением науки является то, что мы имеем сейчас реальнейшую возможность «заглянуть» в далекое прошлое Вселенной, когда она была совсем еще юной. Об этом будет идти речь в следующей главе.
Описанная схема эволюции звездных систем по мере дальнейшего развития астрономии будет уточняться и все более и более конкретизироваться. Многие вопросы, сюда относящиеся, еще далеко не ясны и ожидают своего решения. И прежде всего — это проблема галактических ядер. До сравнительно недавнего времени на эти самые центральные области спиральных и эллиптических звездных систем — галактик не обращалось должного внимания. Астрономы предполагали, что это — просто небольшие области с весьма высокой плотностью звезд. Пожалуй, первый, кто обратил внимание на нетривиальные, качественно своеобразные свойства галактических ядер, был академик В. А. Амбарцумян. В последние годы накопился огромный наблюдательный материал, касающийся галактических ядер, который действительно показывает, что они играют огромную роль в эволюции галактик. Самым удивительным результатом этих наблюдений, которые проводились во всем диапазоне шкалы электромагнитных волн — от радио до рентгеновских, явилось открытие активности ядер. Это открытие (как и всякое открытие) было неожиданным. Предполагалось всегда, что галактические ядра — это просто скопления сотен миллионов звезд, погруженных в межзвездную среду. При такой картине, конечно, не приходится ожидать, что мощность излучения ядра на какой-либо волне может заметно измениться за сколь угодно длинный промежуток времени наблюдений (например, сотню лет). Меняться может излучение какой-либо одной звезды, но усредненная по гигантскому количеству звезд мощность излучения должна, казалось бы, оставаться постоянной. И вот оказывается, что как оптическое, так и особенно радиоизлучение некоторых галактических ядер может заметно измениться за несколько месяцев и даже недель! Это означает, что в течение сравнительно короткого промежутка времени по каким-то причинам освобождается гигантское количество энергии, в сотни раз превышающее то, которое освобождается при вспышках сверхновых. Такие ядра получили название «активных», а совокупность процессов, по-видимому, взрывного характера, приводящая к освобождению столь огромного количества энергии, получила несколько неопределенное название «активность» ядер. По существу, природа активности ядер галактик еще не понята, хотя отдельные стороны этого грандиозного явления сейчас уже можно осмыслить. Следует подчеркнуть, что активность наблюдается только у весьма незначительной части ядер галактик. Подавляющее большинство их (в частности, ядро нашей Галактики) излучают строго постоянно и вполне заслужили название «спокойных». Наблюдения говорят, однако, о том, что это «спокойствие» не продолжается вечно. Вулканы на Земле в промежутки времени между извержениями тоже можно считать спокойными… Точно так же и галактические ядра после длительного периода «спокойствия» (исчисляемого, может быть, промежутками времени в десятки миллионов лет) испытывают сравнительно кратковременные, длительностью в тысячи и десятки тысяч лет, периоды активности. Таким образом, явление активности ядер носит «повторяющийся» характер. Однако следы кратких, но бурных периодов активности галактических ядер можно наблюдать длительное время после того, как активная «вспышка» закончилась.
Особенно впечатляюще активность ядер проявляет себя в радиодиапазоне. Еще в 1946 г. на заре радиоастрономии была открыта первая галактика, являющаяся исключительно мощным источником радиоизлучения. Это — знаменитый объект Лебедь A. В настоящее время число известных занесенных в каталог радиоисточников, находящихся в Метагалактике, превосходит уже 10000. Все они являются галактиками, по каким-то причинам сильно излучающими в радиодиапазоне. Такие объекты получили название «радиогалактик». Наша Галактика также излучает радиоволны, но мощность этого излучения («радиосветимость») у нее в десятки и сотни тысяч раз меньше, чем у радиогалактик. Вообще следует заметить, что все галактики излучают в той или иной степени радиоволны. У радиогалактик, однако, этот процесс выражен особенно сильно.
