Файл: Шама Д.В. Современная космология.pdf

92 ГЛАВА 4

случаях повторяется через характерное время, равное, если судить по источнику Центавр А, вероятно, 107 лет.

Это, по-видимому, главная физическая проблема, ко­ торая стоит сейчас перед астрофизиками. В предлагае­ мых решениях нет недостатка. Трудность заключается в том, что все они неизбежно сложны, и любое из них очень нелегко подвергнуть строгому анализу. Поэтому затруднительно с определенностью указать, какие из предложенных моделей можно было бы отбросить. Большинство из них можно видоизменить, и притом вполне разумным образом, чтобы удовлетворить всему

4.Цепная реакция взрывов сверхновых.

5.Гидромагнитно-гравитационная неустойчивость (ва­ риант, отличающийся грандиозными масштабами от

лемы нужны не гениальные догадки, а медленное на­ копление знаний, за которым должно последовать вни­

в конце концов понято одно из самых грандиозных явле­ ний природы.

Г Л А В А 5

К В А З А Р Ы

Введение

Одно из неудобств в астрономии состоит в том, что часто классу объектов еще до того, как станет понятна их природа, дается описательное название. Вполне есте­ ственно, что такое название нередко вводит в заблужде ­

ствительности являются радиогалактиками) . Подобный семантический недостаток до некоторой степени присущ и названию объектов, которым посвящена эта глава. Сна­ чала их называли квазизвездными объектами или сокра­ щенно квазарами (против последнего названия особенно возражали калифорнийские астрономы, но оно стало общепринятым) . Затем Сэндедж открыл объекты, кото­ рые он назвал квазизвездными галактиками (их назы­ вали т а к ж е радиоспокойными квазарами, голубыми зве­ здообразными объектами, «ннтерлоперами»). Мы увидим далее, что их свойства аналогичны свойствам квазаров во всех отношениях, за исключением относительно сла­ бого радиоизлучения. Следуя Б е р б и д ж а м , мы будем по­ этому для обоих типов источников использовать название квазизвездные объекты или квазары . Оно тоже предпо­ лагает более тесную связь с настоящими звездами, чем есть на самом деле, но, по-видимому, не стоит придумы­ вать совершенно новое название.

маленькими и представляли поэтому особый интерес. Позднее выяснилось, что это было до некоторой степени случайностью, приблизившей открытие квазаров, так как многие из них в действительности имеют значительные угловые размеры в радиодиапазоне. Как бы то ни было,

года Сэндедж сфотографировал на 5-метровом телескопе области неба вблизи первых трех источников. Мэттыоз, изучив эти фотографии, установил, что во всех трех случаях в пределы прямоугольника ошибок попадает только один объект, который по внешнему виду казался звездой (рис. 41). В октябре Сэндедж получил спектр

ифотоэлектрические цвета звезды, расположенной

вблизи ЗС 48. Он доложил свои результаты на декабрь­ ском съезде Американского астрономического общества, однако подробное сообщение об этой работе не было опубликовано вплоть до 1963 г.

96 ГЛАВА 5

Оптический спектр З С 4 8 был очень необычным. Он состоял из широких эмиссионных линий, которые в то

ласти выделяются при помощи фильтров с подходящими спектральными характеристиками (рис. 42). Если интен­

интенсивностей. На рис. 43, а показаны цвета звезд глав­

тельности белые карлики, бывшие новые и неправильные переменные занимают другую область этой диаграммы (рис. 43,6). Физическая причина такого различия за­ ключается в том, что звезды главной последовательности холоднее других звезд, поэтому водород в их внешних слоях находится в невозбужденном состоянии и может поглощать некоторую долю ультрафиолетового излуче­ ния, идущего от внутренних частей. В более горячих звездах в большинстве атомов водорода электроны воз­ буждены на энергетические уровни гораздо выше основ­ ного и поэтому поглощают очень мало ультрафиолето­ вого излучения. Обычно говорят, что звезды, попа­ дающие на двухцветной диаграмме в область белых карликов, имеют ультрафиолетовый избыток, хотя логич­ ней было бы сказать, что звезды главной последователь­ ности имеют дефицит ультрафиолетового излучения.

Поскольку З С 4 8 на двухцветной диаграмме лежит очень близко к области белых карликов, можно заклю ­ чить, что его поверхность горячая и к тому ж е очень маленькая . Настоящую загадку представлял его эмис­ сионный спектр (рис. 44), линии которого не могли отождествить. В конце декабря 1962 г. была предпри­ нята попытка объяснить этот спектр аномально высоким возбуждением, которое порождает неизвестные линии.