Вселенная. Вопросов больше, чем ответов

Проще говоря, галактики в большинстве своем собраны в некие объединения — группы, скопления и сверхскопления (рис. 37). Если построить трехмерную модель известной нам ча­сти Вселенной, то окажется, что распределение галактик напо­минает структуру пчелиных сот или рыбачьей сетки — сравни­тельно тонкие «стенки» и «волокна» окружают большие «пузы­ри» практически пустого пространства, так называемые войды (от англ. void — пустота). Скопления галактик являются «узла­ми» этой «сетки» (рис. 38, цв. вклейка).

Самая низшая ступень объединения — группа. Обычно груп­пы состоят из небольшого (не более 50) числа галактик всех ма­стей и имеют размер от 1 до 2 Мпк. Масса группы галактик не превышает, как правило, ш¹³ солнечных масс, а индивидуаль­ная скорость галактик в группе составляет примерно 150 км/с. Хорошим примером является Местная группа, рассмотренная нами выше. На рис. 39 показана группа галактик в созвездии Печь.

287

— Часть V —

Рис. 37. Часть распределения галактик, изученная в ходе составления обзора галактик 2dF

Рис. 39. Группа галактик в созвездии Печь 288

— Мир галактик —

Скоплениями называют объединения галактик большие, чем группа, хотя четкого различия между этими двумя классами нет. В скопление могут входить и сотни, и десятки тысяч галактик. Известно много скоплений галактик; их каталогом, составлен­ным Дж. Абелем, астрономы пользуются и сейчас. Лишь для ис­следования ближайших к нам скоплений подойдет небольшой телескоп — другие (и их подавляющее большинство) настолько далеки от нас, что для их исследования требуются крупнейшие из существующих на сегодняшний день инструментов. Кстати, в упомянутых чуть выше созвездиях Геркулеса и Волопаса есть скопления галактик, и даже не самые далекие, правда, очень близкими их тоже не назовешь, поэтому украшениями неба они не служат. Ближайшие к нам скопления галактик находятся в Деве и Волосах Вероники.

Как сравнивать скопления между собой? Ответ довольно оче­виден: по населенности и морфологии. Населенность скопления определяется его богатством. Это не метафора, а строгий па­раметр. Еще Абель предложил определять богатство скопления как количество галактик скопления в интервале двух звездных величин слабее третьей по блеску галактики скопления. Абель выбрал третью по блеску галактику, а не первую, чтобы избежать проблем, связанных с тем, что ярчайшие галактики скопления могут не входить в него, а являться галактиками переднего фона. В эпоху Абеля расстояния до галактик еще не были известны. По критерию Абеля скопления галактик в его каталоге имеют бо­гатство от 50 до юо. Разумеется, полное количество галактик в этих скоплениях гораздо больше и для большинства скоплений достигает тысяч объектов.

Индивидуальные характеристики скопления не исчерпыва­ются его богатством. Абель разделил скопления галактик на два класса: правильные и неправильные (иногда называемые регу­лярными и нерегулярными). Позднее было придумано несколь­ко других классификаций, но все они признают связь типов пре­обладающих в скоплении галактик (эллиптические, спиральные, неправильные) с формой скопления. Скопления правильной

289

— Часть V —

формы можно уподобить шаровым скоплениям, где роль звезд играют галактики. Эти скопления обладают достаточно плотным ядром и ярко выраженной сферически-симметричной струк­турой. Их дальнейшая классификация по богатству оперирует числом галактик внутри сферы радиуса 1,5 Мпк от центра — так называемого абелевского радиуса. Обычно они имеют размер

1-ю Мпк и массу порядка ю¹⁵ солнечных.

В правильных скоплениях преобладают эллиптические га­лактики и галактики типа So. Последние чаще всего встреча­ются в центральных областях правильных скоплений, где плот­ность галактик высока. Это и неудивительно: ведь, согласно наиболее популярной версии, галактики типа So происходят от обычных спиральных галактик, из которых выметена газово­пылевая материя. Это прискорбное событие может случиться, например, при «лобовом» столкновении двух галактик. При этом звездное население обеих галактик нисколько не страда­ет, и галактики спокойно проходят друг сквозь друга. Но при­надлежащие галактикам газ и пыль, столкнувшись, остаются на месте, где-то между расходящимися в пространстве галактика­ми. В дальнейшем эта газово-пылевая материя может полно­стью рассеяться, а может и образовать карликовую неправиль­ную галактику — это не важно. Важно то, что в испытавших столкновение галактиках больше нет ни пыли, ни газа. В них прекращается звездообразование, а главные его области — спи­ральные рукава — постепенно тускнеют по мере выгорания в них массивных горячих звезд, а затем и вовсе пропадают. Разумеется, при взгляде «в профиль» на экваторе такой галак­тики нет пылевой полосы.

Что до настоящих спиралей, то их в правильных скоплени­ях мало, они чаще всего невелики и расположены на периферии скопления — там, где плотность галактик невелика и их структу­ре ничто не угрожает. Мало и неправильных галактик.