Метагалактика ( Часть 2 )

В центрах многих ярких галактик имеется сгущение, называемое ядром, а внутри ядер некоторых галактик имеются яркие ядрышки - керны. Природа ядер резко отличается от природы остальных частей галактик. В них наблюдаются активные процессы, связанные с выделением энергии. На важность этих явлений указал в 1958 г. академик В. А. Амбарцумяп.

Известны галактики с необычайно активными процессами в ядрах. Это так называемые сейфертовские галактики, N-радиогалактики и другие. В ядрах таких галактик происходят мощные движения газа со скоростями тысячи километров в секунду, наблюдаются выбросы вещества. Яркость ядер часто переменна.

Совершенно особый класс объектов составляют квазары, открытые голландским астрономом М. Шмидтом (работающим в США) в 1963 г. Эти объекты излучают в оптическом диапазоне в сотни раз мощнее галактик, а основная часть излучения исходит из керна размером не более 0,1 парсека или даже меньше! Этот керн квазара окружен газовой оболочкой, простирающейся на сотни парсеков. Квазары обладают также мощным радиоизлучением и, кроме того, некоторые из них - инфракрасным и рентгеновским излучением. В оптическом диапазоне блеск квазаров переменен, подобно тому как переменен блеск активных ядер галактик.

Через два года после открытия квазаров А. Сэндидж открыл так называемые квазаги, которые подобны квазарам, за исключением того, что они не обладают заметным радиоизлучением.

В настоящее время большинство исследователей считают, что квазары являются ядрами галактик, находящимися в стадии чрезвычайно сильной активности. Звезды галактики, окружающей квазар, обычно не видны, так как квазары находятся на больших расстояниях и яркий блеск квазара не позволяет видеть слабый свет звезд.

В последние годы вокруг нескольких десятков близких квазаров обнаружены слабые протяженные оптические туманности. Их средний размер около 90 тысяч парсек, а светимость в несколько раз меньше светимости ярчайших галактик. Выяснилось, что в этих туманностях много ионизованного газа, главным образом водорода. Вопрос о присутствии в них звезд пока не совсем ясен.

Большая часть галактик входит в состав скоплений. Опубликованы каталоги, содержащие тысячи скоплений галактик. Скопления делятся па правильные и неправильные. Помимо этого важного деления скоплений на две группы, существуют классификации скоплений по разным параметрам, например, по богатству (числу членов с достаточно мощным излучением), по наличию ярких галактик в центре, по наличию пекулярных галактик и т. п.

Правильные скопления состоят из большого количества галактик (иногда более 104 членов), обладают сферической симметрией, большой концентрацией к центру. Яркие члены этих скоплений относятся, вероятно, только к типам Е и S0. В центре скопления часто находится одна или две ярчайшие эллиптические галактики, окруженные гало. Эти галактики называют cD-галактиками. Типичный представитель правильных скоплений - скопление в созвездии Волосы Вероники (Соша). Неправильные (рассеянные) скопления имеют неправильную форму, в них часто встречаются отдельные сгущения. Состоят эти скопления из галактик всех типов. Они могут быть и богатыми (более чем тысяча членов) и очень бедными. Согласно мнению советского астрофизика Б. А. Воронцова-Вельяминова общее поле галактик состоит из слабых внешних частей и многочисленных перекрывающихся рассеянных скоплений и мелких групп

Наиболее хорошо изучены правильные скопления. Размер правильного скопления в созвездии Волос Вероники около 4 Мпк. Общее число галактик в скоплении (включая слабые) оценивается в несколько десятков тысяч. Дисперсия лучевых скоростей галактик составляет около dv= 1000 км/с.

Примером неправильного скопления является скопление в Деве. Оно содержит тысячи членов; размер его около 3 Мпк.

В некоторых скоплениях обнаружены большие массы горячего ионизованного газа, нагретого до температуры около 108 К. Этот газ излучает в рентгеновском диапазоне. Общая масса горячего газа в скоплении может составлять заметную долю суммарной массы всех галактик скопления.

Интересные наблюдательные эффекты возникают при рассеянии реликтового излучения на электронах этого горячего газа. Я. Б. Зельдович и Р. А. Сюняев показали, что если наблюдать реликтовое излучение в сантиметровом диапазоне радиоволн, то его интенсивность в направлении на скопление будет меньше, чем в соседних направлениях. Сопоставление наблюдений реликтового излучения и рентгеновских наблюдений позволяет вычислить линейные размеры облака газа в скоплении, что дает еще один способ оценки постоянной Хаббла.

Долго обсуждался вопрос о том, существуют ли скопления скоплений галактик. По-видимому, значительных неоднородностей плотности в масштабах, в сотни раз превышающих размеры крупных скоплений, не существует. Сильнейшие аргументы в пользу этого дают косвенные соображения, основанные па наблюдении изотропии реликтового излучения, о чем мы уже упоминали выше. Если бы были значительные неоднородности в распределении вещества в масштабах, приближающихся к тысячам мегапарсек, то это заметно повлияло бы на изотропию интенсивности реликтового излучения на небе, чего не наблюдается. В масштабах больше 200 Мпк Вселенная однородна.

Помимо крупных скоплений существует огромное количество небольших скоплений, групп и кратных галактик.

В последнее время исследованиями эстонских астрофизиков Я. Эйнасто, А. Саара, М. Йыэвээра и др., американских специалистов П. Пиблса, О. Грегори, Л. Томпсона и др. показано, что самые крупномасштабные неоднородности в распределении галактик носят "ячеистый" характер. В "стенках ячеек" много галактик, их скоплений, а внутри - пустота. Размеры ячеек около 100 Мпк, толщина стенок 3-4 Мпк. Большие скопления галактик находятся в узлах этой ячеистой структуры.

Отдельные фрагменты ячеистой структуры иногда называют сверхскопленипми. Сверхскопления часто имеют сильно вытянутую форму наподобие нитей