Амбарцумян

Краткие сведения о Метагалактике

Внегалактическая астрономия — это наука о тех объектах, которые находятся вне нашей Галактики. Представления о размерах окружающего нас мира на протяжении многих веков развития астрономии претерпели радикальные изменения. Ещё пятьсот лет назад, во времена Коперника размеры Вселенной сводились к размерам Солнечной системы, и первый, кто осознал огромность расстояний до самых близких звёзд по сравнению с размерами Солнечной системы, был Ньютон. Однако истинным пионером в звёздной астрономии справедливо считают Гершеля, который был одним из первых, кто в деталях определил распределение звёзд во Вселенной. Уже в XVIII веке разные мыслители высказывали идеи об «островной Вселенной», то есть о Вселенной, состоящей из бесконечного количества гигантских звёздных ансамблей — «островов». Любопытно, что в это время некоторые астрономы пытались доказать, что и Крабовидная туманность состоит из звёзд. Первоначально астрономы обнаружили звёзды в некоторых туманностях, не зная расстояний до них. Среди звёзд, наблюдавшихся, например, в туманности Андромеды, встречалось много «старых знакомых» — цефеид, новых звёзд и др. Впоследствии знание некоторых особенностей этих звёзд сделало возможным определить расстояния до них и до галактик, содержащих такие звёзды. Одновременно вырисовывались контуры такого острова Вселенной, как наша Галактика.

Между тем исследование туманностей интенсивно продолжалось. Определённую роль в обнаружении внегалактических объектов сыграл французский астроном Шарль Мессье (1730–1817). С 1771 по 1784 год он опубликовал каталог ярких туманностей с замыслом, чтобы они более не принимались за новые кометы, в исследовании которых он являлся лидирующим астрономом. Интересна история его становления как астронома. Он получил только начальное образование и работал в Париже чертёжником и переплётчиком у знаменитого французского астронома и картографа Жозефа Никола Делиля (1688–1768). Делиль в 1726 году был приглашён в Россию в качестве первого академика астрономии в основанной незадолго до этого Петербургской академии наук, членом которой он состоял до 1747 года. Это Делиль оснастил Кунсткамеру астрономическими инструментами, создал и возглавил Географический департамент России, разработал метод определения орбит комет и многое, многое другое. Притягательность работы и доброе отношение к Шарлю его учителя дали свои плоды. Путём только самообразования он приобрёл математические и астрономические знания, освоил астрономические инструменты, стал опытным наблюдателем. Систематически вёл поиски новых комет. Всего Мессье пронаблюдал 41 комету. Для успешного поиска комет составил первый в истории астрономии каталог туманностей и звёздных скоплений. Его каталог в 1781 году содержал 103 объекта, из которых 60 были открыты самим Мессье. Конечно, в каталог Мессье попали галактические туманности и разные звёздные скопления, но среди них оказались и очень интересные внегалактические объекты, обратившие на себя внимание астрономов. В 1764 году Мессье становится членом Лондонского королевского общества и Берлинской академии наук, с 1776 года — почётным членом Петербургской академии наук.

Следующий качественный скачок во внегалактических исследованиях принадлежит английскому астроному и оптику Уильяму Гершелю. Он собственноручно изготовил сотню зеркал, построил уникальный для того времени рефлектор с диаметром главного зеркала 122 сантиметра, открыл планету Уран. Однако главным направлением его исследований была звёздная астрономия, основоположником которой он по праву считается. Величайшей заслугой Гершеля является составление (вместе с сестрой Каролиной) каталога свыше 2500 туманностей. Успешно продолжил дело отца сын Уильяма — Джон Гершель[173], который в 1864 году опубликовал Общий каталог туманностей (General catalogue of nebulae), содержащий уже 5079 объектов, из которых 449 были открыты Гершелями.

В 1888 году Джон Дрейер[174] дополнил каталог новыми туманностями и опубликовал значительно более обширный список 7840 туманных объектов, названный им Новым общим каталогом туманностей и скоплений звёзд (New general catalogue, NGC). В 1894 и 1908 годах Дрейер издал дополнения к своему каталогу, так называемые Индекс-каталоги (Index catalogue, IC), насчитывающие 15 тысяч туманных объектов. Однако и природа объектов, имеющих спиральную или эллиптическую форму, долгое время оставалась неясной. Не было ясно — это галактические или внегалактические объекты. Почти в это же время были открыты переменные пульсирующие звёзды, яркость которых регулярно менялась с определённой амплитудой. Они были названы цефеидами по названию звезды δ Цефея. Класс этих пульсирующих звёзд, цефеид, обладает важным свойством: чем больше период пульсации звезды, тем больше её светимость. Астроном из Гарварда мисс Генриетта Ливитт[175], изучая переменные звёзды в Малом Магеллановом облаке (1912), обнаружила более тридцати цефеид и открыла их вышеотмеченное свойство. Чёткая зависимость периода пульсации цефеид от светимости позволила с высокой точностью определить расстояние до них по периоду пульсаций. Таким образом, если цефеида наблюдалась в какой-либо галактике или звёздном скоплении, то, измерив период её пульсации, можно определить её абсолютную звёздную величину и, следовательно, расстояние до неё.

Этим методом можно определить расстояния примерно до 3 мегапарсек. Такое ограничение обусловлено сравнительно небольшой яркостью цефеид (до абсолютной звёздной величины М порядка 6). И так как большинство галактик находятся значительно дальше, то для определения расстояния до них использовались данные о более ярких астрономических объектах, как, например, ярчайшие звёзды с абсолютной звёздной величиной М порядка -8, звёздные ассоциации — с М около -12, сверхассоциации — с М порядка -14 и т. д. Так было до тех пор, пока не был открыт закон Хаббла.

Выдающаяся роль в открытии и исследовании Метагалактики принадлежит замечательному американскому астроному Эдвину Хабблу, доказавшему в конце 1920-х годов расширение Метагалактики и установившему закон пропорциональности красного смещения спектральных линий расстоянию до далёких галактик, навсегда связанный с его именем (закон Хаббла).

Одной из первых задач, вставших перед Хабблом, когда он начал систематическое изучение галактик, была задача их классификации. Хаббл избрал самый простой метод классификации по внешнему виду, которым пользуются и до сих пор. Он предложил разбить все галактики на три основных вида:

1) эллиптические, обозначаемые È;

2) спиральные, обозначаемые S;

3) неправильные (иррегулярные), обозначаемые I или I_rr.

Следует заметить, что хаббловская классификация не претендует на охват характера происхождения галактик и их эволюции.

Эллиптические галактики имеют вид гладких эллипсов или кругов с постепенным уменьшением яркости от центра к периферии. Внешне никакого дополнительного рисунка у них нет. Но если постараться получить «недодержанные» снимки эллиптических галактик, то обнаружится интересная внутренняя структура галактики. В особенности интересна морфология у М87: виден отчётливый ультрафиолетовый выброс (джет) из ядра этой гигантской галактики.

С этого и началась новая эпоха в астрономии. В десятки тысяч раз увеличился радиус исследуемого человеком мира, а объём исследуемого мира возрос, следовательно, в тысячи миллиардов раз. История науки показывает, что расширение области исследования никогда не ограничивается простым количественным увеличением материала исследования, оно приводит к открытию новых качеств, новых неизвестных до сих пор объектов. Конечно, решающим шагом в исследовании галактик явилось появление крупных инструментов — телескопов и сверхчувствительных приёмников излучения в широком диапазоне электромагнитных длин волн.

Мир галактик чрезвычайно разнообразен, и некоторые из них очень живописны. Для каждой галактики, как бы ни был сложен её внешний рисунок, можно разыскать другую галактику, очень на неё похожую, на первый взгляд — двойника. Однако более внимательное рассмотрение всегда обнаружит заметные различия в любой паре галактик, а большинство галактик очень сильно отличается друг от друга своим внешним видом.

В шестидесятых годах прошлого века Анри Вокулёр[176] разработал классификацию типов галактик, по их изображению отличающуюся от других классификаций (в частности, от классификации Хаббла) большей детальностью. По этой системе классификации он составил три обширных каталога галактик, последний из которых включает 4364 объекта.

Невооружённым глазом можно наблюдать только три галактики — Большое Магелланово облако, Малое Магелланово облако и туманность Андромеды. Но наблюдаемая современными методами внегалактическая область Вселенной, которую астрономы называют Метагалактикой, простирается до двадцати миллиардов световых лет и содержит десятки миллиардов галактик, каждая из которых состоит в среднем из ста миллиардов звёзд.

Классической и хорошо изученной галактикой является спиральная галактика в созвездии Андромеды. Она расположена на нашем северном небе, и каждый вводимый в строй большой телескоп направляется на эту галактику, чтобы получить новые данные. По размерам и по светимости она превосходит нашу Галактику. В 1917 году Дж. Ричи[177] и Г. Кертис[178] обнаружили в спиральном объекте NGC 224 (туманность Андромеды) появляющиеся и через несколько дней исчезающие яркие точки. Они правильно предположили, что это новые звёзды, наблюдаемые в момент максимума блеска. Вспышки новых в нашей Галактике бывают гораздо ярче. И если предположить, что в NGC 224 новые звёзды такой же светимости, как и галактические в момент их вспышки, то нетрудно найти расстояние до NGC 224. Оно оказалось равным 460 килопарсек, то есть в 15 раз больше диаметра нашей Галактики. Значит, NGC 224 — внегалактический объект и имеет светимость, эквивалентную восьми миллиардам Солнц. И нетрудно установить, что NGC 224 содержит около трёхсот миллиардов звёзд. Она повёрнута к нам так, что её главная плоскость составляет с лучом зрения угол в 15 градусов. Угловые размеры туманности Андромеды, измеренные Хабблом по фотографии, составили 160 на 40 секунд, что при расстоянии 460 килопарсек даёт линейные размеры 20 на 5 килопарсек. Но нужно сказать, что размеры галактики не являются вполне определёнными, поскольку у галактик нет резких границ. Например, американские астрономы Стеббинс и Уитфорд, применив фотоэлектрический метод, нашли, что границы туманности Андромеды простираются гораздо дальше, чем это следует из фотографий, и оценили её угловые размеры 450 на 110 секунд, что соответствует линейным размерам 60 на 15 килопарсек. Если согласиться с тем, что диаметр туманности Андромеды равен 60 килопарсек, то окажется, что по размерам она вдвое превосходит нашу Галактику. Но нужно иметь в виду, что возможность прослеживать материю до границ нашей Галактики ещё более трудная задача, чем в других галактиках. Ведь мы находимся внутри Галактики и не можем наблюдать её со стороны.

Туманность Андромеды имеет большое яркое ядро, из которого выходят две спиральные ветви. Сильный наклон галактики к лучу зрения несколько скрадывает рисунок ветвей, но всё-таки они ясно различимы. На фотографиях видно, что, выходя со спиральной ветвью из ядра и направляясь по ней к её концу, нужно совершать поворот по часовой стрелке. Спиральные ветви развиты умеренно, тесно прилегают к ядру, медленно отходят от него. Как и наша Галактика, туманность Андромеды имеет весьма разнообразный звёздный состав. В её спиральных ветвях сконцентрированы голубые звёзды — гиганты и сверхгиганты. Там же собрано большое число переменных звёзд различных типов. В 1938 году X. У. Бэбкок, исследуя вращение галактики Андромеды, обнаружил замечательное явление — отставание скорости вращения спиральных рукавов галактики от скорости вращения его ядра. Это свидетельствует о том, что причиной вращения является ядро, а не галактика.

Американский астроном X. К. Арп[179], тесно сотрудничавший с Амбарцумяном, в течение 290 ночей за полтора года получил около тысячи фотографий туманности Андромеды. Исследование снимков позволило ему обнаружить 30 вспышек новых звёзд. Этот результат позволил сделать вывод, что за год в туманности Андромеды вспыхивает в среднем 26 новых звёзд. Это очень важно, и Амбарцумян высоко оценил эту работу. В нашей Галактике должно за год вспыхивать примерно столько же новых звёзд, но большую часть из них наблюдать не удаётся, так как вспышки происходят близ главной плоскости Галактики, и далёкие новые звёзды не поддаются наблюдению из-за сильного поглощения света. Наблюдение рассеянных звёздных скоплений в туманности Андромеды затруднительно, но шаровые скопления, как более яркие объекты, наблюдаются уверенно. Здесь их обнаружено около 140. Важно, что в шаровых скоплениях должны, по-видимому, находиться короткопериодические цефеиды. Межзвёздный водород в туманности Андромеды сконцентрирован около главной плоскости и составляет около двух процентов массы всей звёздной системы.

Основными галактиками, представлявшими интерес для Амбарцумяна, были галактики с активными ядрами, в которых проявлялись бурные и взрывоподобные явления. Их мы рассмотрим позже.

Скопления галактик

В пятидесятых годах прошлого столетия Виктор Амазаспович перешёл от исследования нестационарных явлений в мире звёзд нашей Галактики к изучению нестационарных явлений во внегалактических объектах.

Все разработанные им теоретические методы, используемые для обнаружения нестабильности кратных звёзд и звёздных скоплений, оказались применимы и к скоплениям галактик.

Оказалось, что положение дел в мире галактик в этом смысле является ещё более благоприятным. Кратные галактики и группы галактик дают интересный материал для суждения о групповом возникновении галактик. Более того, тенденция к группированию в мире галактик настолько сильна, что изучение галактик поневоле связывается с вопросом о природе той или иной группы. Если одна галактика уподобляется острову во Вселенной, то скопление галактик естественно уподобить архипелагу. И как все острова архипелага в нашем, земном океане образовались одновременно и по общей причине, так и скопление галактик, вероятнее всего, имеет общий генезис.

Начиная с 1955 года Амбарцумян под особым углом зрения анализировал накопленный наблюдательный материал о кратных галактиках.

Используя понятие систем типа «трапеции» и пользуясь каталогом Холмберга, Амбарцумян установил, что среди 132 кратных галактик 87 имеют такие конфигурации, которые должны быть отнесены к типу «трапеции». Следовательно, они нестабильны.

Был установлен также следующий важный факт: процент нестационарных кратных галактик в Метагалактике больше, чем процент нестационарных кратных звёзд в Галактике.

Многочисленные исследования астрономов дают веские основания считать, что большинство галактик входит в скопления галактик, и что процент одиночных галактик, составляющих общее метагалактическое поле, сравнительно мал. Очевидно, что этот факт имеет глубокое космогоническое значение и позволит получить ценные сведения, касающиеся происхождения и развития галактик. Хотя в настоящее время трудно оценить процент всех галактик, входящих в состав скоплений, однако, как уже упоминалось, новые данные говорят в пользу того, что большинство галактик, по крайней мере, имеющих большую абсолютную яркость, входит в состав скоплений. В этом случае можно повторить вывод, который был сделан в отношении звёзд: компоненты, входящие в состав данной двойной или кратной галактики или же в состав данного скопления галактик, образовались совместно. Это утверждение не является следствием какой-нибудь гипотезы о механизме возникновения галактик или групп галактик. Оно непосредственно следует из наблюдаемой сильной тенденции к скученности. Подтверждается также, что среди них процент систем галактик типа «трапеции» значительно превосходит процент систем галактик обыкновенного типа. Насколько распространены кратные системы типа «трапеции», видно из того, что ближайшая система — туманность Андромеды с ближайшими двумя спутниками — является системой типа «трапеции».

Ранее Амбарцумяном было показано, что количество двойных звёзд, кратных систем и открытых скоплений в нашей Галактике во много раз превышает ту численность этих групп, какая могла бы быть при диссоциативном равновесии. Ему удалось показать, что и в Метагалактике наблюдается отклонение от диссоциативного равновесия в ту же сторону. Он прежде всего заметил, что процент кратных галактик среди всех галактик, составляющих данное скопление, во много раз превосходит тот процент, который должен быть при термодинамическом равновесии. Этот факт без всяких дополнительных предположений приводит к выводу, что в каждой кратной галактике её составляющие имеют совместное происхождение. В этом отношении кратные галактики весьма похожи на кратные звёзды, наблюдаемые нами в нашей звёздной системе. Например, важным свидетельством в пользу нестационарности скопления галактик в Деве является наличие в нём цепочки ярких галактик, включая эллиптические галактики М84 и М86. Удивительным образом мы встречаем здесь аналогию между скоплениями галактик и ассоциациями, где наблюдаются цепочки горячих сверхгигантов (например, пояс Ориона). По-видимому, сверхтесными галактиками являются радиогалактики (например, Дева А).

Основным выводом из сказанного является то, что возникновение кратных галактик в Метагалактике происходит и в нашу эпоху.

Более того, из статистических соображений Амбарцумяном был сделан вывод: составляющие любой кратной галактики возникли совместно.

Но поскольку многие кратные галактики распадаются на независимые отдельные галактики, то сделанное утверждение относится и к одиночным галактикам.

Теперь установлено, что в современных условиях Метагалактики скопления и группы галактик могут либо сохраняться, либо распадаться. Но они не могут обогащаться за счёт галактик, которые возникли независимо от них.

Компактные группы компактных галактик

В 1970-х годах Виктор Амазаспович и Цвикки обратили особое внимание на существование среди кратных галактик систем компактных групп компактных галактик, то есть галактик с высокой поверхностной яркостью. Эти сравнительно молодые системы обладают необычной физической природой и тем самым занимают особое место в физике и эволюции галактик. Эти системы указывают на необычную природу этих объектов. Цвикки был первым, кто их систематически изучил и выявил следующие закономерности:

1) среди компактных галактик встречаются и синие, и довольно красные объекты;

2) компактные галактики часто входят в состав пар, триплетов и т. д.;

3) существуют скопления компактных галактик;

4) размеры скоплений компактных галактик сравнимы с размерами обычных скоплений галактик.

Ранее в Бюракане под руководством Амбарцумяна проводились поиски групп компактных галактик. Ещё в 1957 году в Бюракане Ромелия Шахбазян обнаружила компактные скопления галактик, обладающие довольно необычными свойствами. В особенности это касалось объекта Шахбазян 1[180]. Фактически Паломарский атлас не содержит другой группы компактных галактик, равной или превосходящей группу Шахбазян 1 одновременно по числу членов и по компактности членов групп. В 1973 году Робинсон и Бамплер показали, что скопление Шахбазян 1 является далёким скоплением компактных галактик, обладающим довольно необычными свойствами. Это побудило X. Арпа, Дж. Бербиджа и Джонсона рассматривать его как уникальное по своим характеристическим свойствам скопление галактик.

И вскоре был сделан вывод, что компактность — основная характеристика галактик — членов компактных групп обзора.

Интересным было обнаружение сейфертовской галактики первого типа Sy 1 в группе компактных галактик Шахбазян 355.

В дальнейшем в Бюракане были зарегистрированы 500 групп компактных галактик, а всего их количество оценивается в одну тысячу. Существуют и скопления групп компактных галактик.

Компактность, как уже говорилось, важная характеристика галактик — членов компактных групп компактных галактик. Но для чётких исследований нужно иметь определённые критерии компактности. Цвикки был совершенно прав, когда предлагал рассматривать высокую поверхностную яркость как критерий компактности галактик. Компактные галактики в компактных группах по форме в большей части эллиптические или сферические. Кроме того, среди них встречаются спиральные галактики, число которых значительно меньше. Однако яркие иррегулярные галактики, по-видимому, в компактных группах отсутствуют. Интересно, что лишь меньше десяти процентов всех известных групп показывают признаки концентрации галактик в центральных областях. Более того, наблюдается низкая плотность галактик в центральных областях некоторых групп. Значительная часть компактных групп аномальна по форме. Среди компактных групп компактных галактик часто встречаются цепочки и системы цепочек. Особенно интересны группы, которые имеют формы незамкнутых кривых (с пустотой посередине). Это так называемые группы периферийной структуры. Кроме того, можно сделать важный вывод — что, по крайней мере, в некоторых случаях компактные группы компактных галактик являются достаточно плотными ядрами более широких и протяженных скоплений. Этот вопрос заслуживает серьезного внимания.

Сейчас на самом крупном (2,6-метровом) бюраканском телескопе эти работы успешно продолжаются. Однако наблюдения компактных групп компактных галактик ведутся не столь интенсивно, как они того заслуживают.

Активные ядра галактик

До 1940-х годов астрономы относились к галактикам как к относительно спокойным объектам. Считалось, что за исключением взрывов сверхновых в них не происходит никаких активных процессов.

К идее о фундаментальной роли ядер галактик в их эволюции В. А. Амбарцумян пришёл не сразу. Этому предшествовали некоторые важнейшие открытия, полученные известными астрономами-наблюдателями. Важную роль в обосновании концепции активных ядер галактик сыграла работа американского астронома Карла Сейферта[181]. В середине 1940-х годов он опубликовал замечательное исследование, выполненное в 1940–1942 годах в обсерватории Маунт-Вильсон. Он был учеником Харлоу Шепли[182], открытия которого коренным образом изменили наши представления о Галактике и о месте в ней Солнечной системы. Прекрасны научно-популярные книги «Галактики» и «Звёзды и люди», написанные Шепли.

Сейферт работал в обсерваториях Гарварда, Макдональда и Маунт-Вильсон. Ему удалось обнаружить и исследовать серию из десяти спиральных галактик, в которых происходят мощные процессы выделения энергии. Эти галактики внешне не отличались от обычных спиральных галактик. Галактики Сейферта обладают яркими компактными ядрами, в спектрах которых имеются широкие эмиссионные линии. Эти линии свидетельствуют о мощных турбулентных движениях газа в центральной части галактик со скоростями, достигающими нескольких тысяч километров в секунду. Была установлена молодость сейфертовских галактик. Однако на исследования Сейферта астрономы практически не обратили внимания.

Начиная с середины прошлого века внегалактические исследования сильно расширились благодаря вторжению в практику астрономических наблюдений всеволновых технических средств. Радиоастрономические и внеатмосферные наблюдения обнаружили новые потоки радиоизлучения ошеломляющей мощности. Однако оставалась большая проблема — отождествить поток наблюдаемого радиоизлучения с его источником.

В 1951 году известные американские астрофизики В. Бааде и Р. Минковский[183] отождествили мощный радиоисточник в созвездии Лебедь с далёкой галактикой. Вскоре были отождествлены и другие радиоисточники, и началось всестороннее исследование галактик.

Были обнаружены такие сверхмощные радиогалактики, что ни одна теоретическая концепция не могла и близко подойти к объяснению столь гигантских энергий излучения. Все астрофизики по мере своих возможностей начали изобретать различные механизмы образования сверхмощного излучения, не поддающегося объяснению. Началось своеобразное соревнование — кто может предложить, пусть даже умозрительную, концепцию высвобождения таких неправдоподобно сильных излучений.

Так, Бааде и Минковским была предложена гипотеза столкновения галактик.

Для разгадки этих уникальных явлений Амбарцумян начал с досконального изучения публикаций мирового наблюдательного материала, целенаправленного поиска активных галактик в Паломарском атласе и проведения дополнительных наблюдений с помощью своих учеников и коллег.

Гипотеза Бааде и Минковского была вскоре опровергнута Виктором Амазасповичем. Он рассчитал, что вероятность столкновения галактик во Вселенной меньше чем 10^-11. Это означало, что среди ста миллиардов галактик могут столкнуться только две: событие настолько маловероятное, что теория столкновений галактик была отвергнута[184]. До этого против гипотезы столкновения выступили Шкловский и Миллс. Более того, позднее Дж. Бербидж рассчитал, что энергия, выделяемая при столкновении двух галактик, на несколько порядков меньше, чем действительное излучение радиогалактик. Полезно провести аналогию между столкновением галактик, в которых звёзды расположены далеко друг от друга, и столкновением двух роёв пчел низкой плотности. Станет ясным, что столкновения фактически не произойдет, разве что столкнутся несколько звёзд (пчел).

Все накопившиеся у Амбарцумяна общие представления об эволюции галактик и многочисленные наблюдения свидетельствовали о бурных процессах, происходящих в ядрах галактик. А ведь всего 50 лет назад о галактиках было представление как о давно сформировавшихся и застывших звёздных системах. Астрономы, беря в основу медленную эволюцию галактик, создавали морфологические классификации, не замечая бурных динамических активных процессов, в особенности в центральных околоядерных областях. И не случайно, что Амбарцумян первый обратил серьёзное внимание на исследования Сейферта и высоко оценил обнаруженные им активные ядра.

К этому времени относится опубликованный Амбарцумяном анализ многих интересных галактик, который послужил в дальнейшем основой для разработки фундаментальной концепции активности ядер галактик. Выдвинутая Амбарцумяном концепция главенствующей роли ядра в жизни галактики гласила:

«Галактики образуются в результате выбросов вещества из их ядер, представляющих собой новый вид "активной материи" не звёздного типа. Галактики, спиральные рукава, газопылевые туманности, звёздное население и др. образуются из активного ядра галактики».

Бюраканские астрономы хорошо помнят, когда ранней весной 1957 года Амбарцумян впервые рассказал о явлении активности ядер галактик. На учёном совете, почему-то на бумаге, а не на доске, как обычно, он долго рисовал карандашом что-то очень похожее на недоэкспонированную галактику М87 (NGC 4486) и со словами, что таких галактик с мощными выбросами из ядра можно обнаружить очень много, пустил рисунок по рукам.

Эту галактику Амбарцумян давно заметил. Отчётливый, гигантский выброс из ядра огромной галактики в своё время произвёл на Амбарцумяна неизгладимое впечатление масштабностью процесса. Эта гигантская радиогалактика имеет в оптических лучах особенность, которая её выделяет среди других эллиптических галактик: из неё исходит голубая струя со сгущениями, которые испускают поляризованное излучение. Тот факт, что струя исходит из центра, не оставляет сомнения в том, что здесь имеет место выброс из ядра галактики. С другой стороны, наличие поляризации излучения сгущений, измеренной Бааде, указывает на то, что механизм свечения если не полностью, то частично аналогичен механизму свечения Крабовидной туманности. Это означает, что излучение выброса имеет нетепловое происхождение, а спектр сгущений является непрерывным. Отсюда следует, что в сгущениях струи источником излучения являются не только звёзды, но и диффузное вещество, находящееся в том же состоянии, что и вещество Крабовидной туманности. Иными словами, в этих сгущениях можно предполагать значительное количество электронов высокой энергии. Вскоре стало понятно, что источники радиоизлучения расположены по всему объему самой галактики. Возможны два предположения:

1) релятивистские электроны были непосредственно выброшены из ядра галактики;

2) из ядра выброшены объекты, которые являются источниками релятивистских электронов столь высокой энергии, что их синхротронное излучение сосредоточено в оптической области.

Ограничиться первой гипотезой невозможно, поскольку в этом случае нельзя будет понять сосредоточение оптического излучения в малом объёме сгущений. Поэтому надо думать, что источники, испускающие электроны высокой энергии, сосредоточены в самих этих сгущениях. Таким образом, Амбарцумян ещё в 1950-х годах приходит к пониманию природы рассматриваемых сгущений на джете. Они являются конгломератами облаков релятивистских электронов, газовых облаков и нестационарных звёзд. Причём нужно заметить, что выброшенная из ядра материя в короткий срок превращалась в подобные конгломераты. Эмиссионная линия λ=3727, наблюдаемая в области ядра М87, даёт, по-видимому, представление о скорости выбросов из ядра. Амбарцумян оценивает порядок сроков, в течение которых могут происходить подобные превращения. Они оказываются порядка 3·10⁶ лет. Отсюда Амбарцумян делает важный вывод: наряду с делением ядер галактик в природе могут происходить процессы выбросов из ядер галактик относительно небольших масс. Эти выброшенные массы могут в короткие сроки превращаться в конгломераты, состоящие из молодых нестационарных звёзд, межзвёздного газа и облаков частиц высокой энергии.

Галактика М87 с отчётливым выбросом из ядра, и особенно со сгущениями на джете, представляла блестящую демонстрацию нестабильности и активности её ядра. Возможность выброса масс из ядер, предсказанная Амбарцумяном, удивительным образом подтвердилась спустя 50 лет: на космическом телескопе «Хаббл» в 2002–2006 годах был зарегистрирован колоссальный взрыв сгущения, ближайшего к ядру галактики М87. За шесть лет светимость на этом сгущении возросла в 90 раз! К сожалению, Амбарцумяна уже не было в живых, и он не смог обрадоваться воплощению своего предвидения.

Особое место в исследованиях Амбарцумяна занимали голубые выбросы из ядер эллиптических галактик. Рассмотренная нами галактика М87 не является единственной галактикой, в которой мы наблюдаем выброс вещества из ядра.

Вот образец интересной спиральной галактики в Гончих Псах М51 (NGC 5194, NGC 5195, Arp 85), находящейся на расстоянии 1300 килопарсек. Могучие, яркие, туго закрученные спиральные рукава, динамическая форма — вот что привлекает внимание в этой галактике. Некоторые волокна тёмной материи проникают в ядро галактики, подбираются почти к самому её центру. Эта галактика, называемая «Водоворот», — единственная спиральная галактика, которая имеет достаточно контрастные ветви. Другая замечательная особенность этой галактики — наличие спутника NGC 5195. Один рукав прослеживается почти на полный оборот вокруг яркого ядра. Другой — менее контрастный — может быть прослежен до его слияния со спутником NGC 5195. Ядра основной галактики и её спутника имеют одинаковую яркость. Можно подумать и о связи их происхождения или, по крайней мере, об их взаимодействии. Наличие спутника, находящегося на конце спиральной ветви, всегда наталкивало на мысль, что они возникают при взаимном удалении двух или нескольких галактик, возникших из одного ядра.

Можно предположить, что спутник случайно проектируется на экваториальную плоскость спиральной галактики М51. По мнению Амбарцумяна, тот факт, что спиральный рукав не продолжается или почти не продолжается за спутником, является серьёзным свидетельством против этого предположения, и образование типа М51 нельзя считать результатом простого проектирования. Как было указано Б. А. Воронцовым-Вельяминовым, это один из типов двойных галактик, в котором компоненты связаны между собой мощным спиральным рукавом, а не тонким волокном. Это, по-видимому, частично обусловлено тем, что расстояние между компонентами, по крайней мере на современной фазе развития системы, сравнительно невелико. В случае М51 это расстояние порядка всего трёх тысяч парсек.

Существование галактик типа М51 подтверждает гипотезу существования связи между процессом деления первоначального ядра и образованием спиральных рукавов.

Однако, говорит Амбарцумян, было бы желательно найти такие случаи, где связь между спиральной структурой и наличием спутника более убедительна. В дальнейшем Амбарцумян обнаружил новый выброс из ядра, который Арп впоследствии назвал Ambartsumian's knot — узел Амбарцумяна. Было отчётливо видно, что из галактики NGC 3561В выброшен массивный сгусток. Он связан с ядром эллиптической галактики тонкой струёй (траекторией сгустка). Амбарцумян предположил, что этот сгусток имеет голубой цвет. Первоначально блестящий наблюдатель Цвикки сомневался относительно голубизны этого сгущения. Однако он самостоятельно измерил его цвет, убедился в его голубизне и поздравил Амбарцумяна с этим. После этого бюраканские астрономы обнаружили многочисленные галактики с голубыми выбросами из их ядер, которые свидетельствовали о молодости ядер.

Интересна судьба этих голубых выбросов и самого амбарцумяновского узла. Они стали объектами детального спектрофотометрического исследования в диссертации аспиранта Стюардской обсерватории Университета штата Аризоны, ныне известного астрофизика Аллана Стоктана. Он, получив спектры голубых выбросов бюраканского списка, первый подтвердил наличие ярких эмиссионных линий в них водорода, кислорода, азота, серы и неона, как предсказывал В. А. Амбарцумян. Астрономический мир встретил это известие с большим интересом.

Позднее Оорт обнаружил истечение вещества из ядра нашей Галактики.

В дальнейшем было установлено, что взрываться могут вообще все галактики, но одновременно в стадии взрыва находится лишь один процент из них. То есть представляется, что все галактики проходят стадии взрывов, и что в эти периоды большая часть их вещества разрушается и перестраивается. Расчёты показывают, что описываемые взрывы происходят в каждой галактике примерно один раз в сто миллионов лет. Сравнительно недавно радиоастрономы и астрофизики с инфракрасной аппаратурой зарегистрировали взрыв в центре нашей Галактики. Существует даже вероятность того, что возникшие в результате взрывов в ядре нашей Галактики гигантские пылевые облака дошли и до Солнечной системы.

Согласно Амбарцумяну признаками активности ядер галактик, при которых разными путями выделяется очень большое количество энергии, являются:

1) извержение газовой материи в виде джетов или облаков из области ядра со скоростями до сотен и тысяч километров в секунду;

2) непрерывное истечение потока релятивистских частиц и других агентов, производящих частицы высоких энергий, в результате чего вокруг ядра может формироваться радиогало;

3) радиовспышки, способствующие превращению галактики в радиогалактику;

4) эруптивные выбросы релятивистской плазмы;

5) эруптивные выбросы газовой материи;

6) выбросы компактных конденсаций с абсолютной величиной порядка карликовых галактик. В этом случае возможно также деление ядра на два или более, сравнимых по величине, инициирующих формирование кратных галактик.

Но тогда, в 1957 году, концепция Амбарцумяна о главенствующей роли ядра в жизни галактики вызвала недоумение даже среди астрономов Бюракана и была встречена без энтузиазма почти всеми астрономами во всём мире, поскольку господствовало мнение, что ядра являются кладбищем в эволюции галактик, а не областью их рождения. Мы уже упоминали о галактиках Сейферта, демонстрирующих активную фазу в эволюции галактик, которые составляли всего 1–2 процента спиральных галактик. Сейферт обнаружил всего десять таких галактик.

Хотя этого было достаточно, для того чтобы уверенно проследить активные процессы в ядрах галактик, но для широкого исследования разнообразных видов этой активности требовалось больше таких и аналогичных им объектов. Без специальной программы поиска активных галактик немыслимо было расширить эту область исследований. Амбарцумян с Маркаряном уже давно задумывались над проведением широкомасштабных спектральных исследований звёзд и галактик слабой светимости, заказывая светосильную, широкоугольную метровую камеру системы Шмидта с тремя слабо дисперсионными призмами с углами в 1,5, 3 и 4 градуса. Телескоп системы Шмидта, полнокровно загруженный, уже действовал, проводя на высоком уровне фотометрические и спектральные наблюдения переменных звёзд, планетарных и кометарных туманностей и других нестационарных галактических объектов. Надо заметить, что ещё в 1956 году мексиканский астроном Г. Аро, тесно сотрудничавший с бюраканскими астрономами, открыл 44 очень интересные галактики с сильным ультрафиолетовым излучением, как будто предвидел будущую концепцию Амбарцумяна об активных галактиках. Так или иначе, в Бюракане возникла крайняя необходимость проведения массовой селекции активных галактик. Молодость и активность объектов чаще связываются с сильным излучением в ультрафиолетовой области спектра, отличным от тепловой составляющей, то есть с «избытком» излучения по сравнению с законом Планка. Поэтому Амбарцумян остановился на проведении ультрафиолетового спектрального обзора неба. Предполагалось, что массовые измерения спектров галактик, полученных на метровом «Шмидте», позволят осуществить селекцию галактик, обладающих ультрафиолетовым «избытком» в спектрах. Естественно, что среди них должны были оказаться активные галактики. Дальнейшее их изучение предполагалось провести на больших инструментах со щелевыми спектрографами. Амбарцумян предложил на учёном совете эту работу, рассчитывая на двух ведущих наблюдателей обсерватории — Б. Е. Маркаряна и Л. В. Мирзояна. Однако, услышав о предлагаемой работе, оба упорно и корректно молчали. Но когда Амбарцумян попросил их высказать своё мнение, то Мирзоян заявил, что он галактиками мало занимался и у него большая нагрузка по наблюдениям переменных звёзд. Маркарян же утверждал, что у него небольшой опыт в спектроскопии. Тогда Амбарцумян решил преодолеть их неявное сопротивление и официально поручил работу Маркаряну.

Маркарян приступил к работе в середине 1960-х годов и к 1969 году он уже обозрел почти всё северное полушарие (17 000 кв. град.), экспонировав более 2500 пластинок с полем 4,5 на 4,5 градуса. В результате первый Бюраканский обзор состоял из 1500 объектов — ультрафиолетовых галактик. В дальнейшем с помощью того же телескопа Шмидта М. Казарян добавил ещё 750 ультрафиолетовых галактик.

Наблюдения Маркаряна показали, что галактики с интенсивным ультрафиолетовым континуумом имеют большое разнообразие эмиссионных линий. В списке Маркаряна встречаются такие галактики, которые, в отличие от нормальных галактик, имеют в спектре яркие эмиссионные линии.

Более подробное исследование галактик Маркаряна с помощью спектрографов на крупнейших американских рефлекторах было поручено Э. Е. Хачикяну, который в сотрудничестве с американскими астрономами успешно с ним справился. Обнаружилось, что галактики из списка Маркаряна имеют много интереснейших спектров. Первый же пример — галактика Маркарян 1 — имеет яркие эмиссионные линии. Видны яркие запрещённые линии дважды ионизированного кислорода. Особенностью галактик Маркарян 3 и 5 являются запрещённые линии, которые гораздо шире водородных линий. Но уже в спектре Маркарян 13 положение выравнивается — водородные и запрещённые линии имеют одинаковую ширину. Совершенно иное положение в спектрах галактик Маркарян 9, 10 и 42. Здесь водородные линии сильно расширены, в то время как запрещённые линии ионов кислорода остаются узкими. Кроме этого, на изображении галактики Маркарян 10 её ядро выделяется, как особо интенсивный объект. Все эти особенности спектров галактик Маркаряна являются важнейшими характеристиками спектров галактик Сейферта. Таким образом, первые же наблюдения с ультрафиолетовым избытком из первого списка Маркаряна, выполненные Хачикяном в США, были неожиданными: из первых десяти галактик пять оказались сейфертовскими галактиками (№ 1, 3, 6, 9, 10). Причём № 9 и 10 показали рекордную для галактик этого вида высокую светимость; они заполнили «космогонический» пробел между нормальными гигантскими галактиками и квазарами.

Известно, что подавляющее большинство нормальных галактик имеют спектр с линиями поглощения, однако у более чем 85 процентов галактик с ультрафиолетовым избытком в спектре наблюдаются эмиссионные линии. Эти галактики с тех пор стали называться галактиками Маркаряна.

Дальнейшее исследование спектров было произведено на 1,2-метровом телескопе Крымской южной базы ГАИШ МГУ, на 2,6-метровом телескопе Крымской астрофизической обсерватории и на других телескопах со щелевыми спектрографами и фотоэлектрической чувствительной аппаратурой. Работы эти успешно провели М. А. Аракелян, В. Л. Афанасьев, Е. А. Дибай, В. Ф. Есипов, И. М. Копылов, А. Т. Казарян, А. Буренков, В. Сарджент, Д. Видман, Дж. Маззарелла и др. В итоге среди 1512 галактик каталога Маркаряна ими были обнаружены около 160 (181) сейфертовских галактик, 13 квазизвёздных объектов (QSO) и других активных галактик. Исследование спектров галактик с ультрафиолетовым избытком показало, что примерно 10 процентов из них являются галактиками типа Сейферта.

Это был огромный успех, как идей Амбарцумяна, так и трудолюбивого коллектива высококлассных наблюдателей.

В 1971 году Э. Е. Хачикян и Д. Видман под руководством В. А. Амбарцумяна детально исследовали спектры обнаруженных сейфертовских галактик и пришли к выводу, что по характеру эмиссионных водородных и запрещённых спектральных линий эти галактики можно разделить на два класса: Sy1 и Sy2 (Сейферт 1 и 2). Галактики первого типа имеют очень широкие и яркие линии водорода и очень узкие и слабые «запрещённые» линии. Отношение интенсивностей линий у них меньше единицы. Ширина водородных линий в этих галактиках соответствует допплеровским скоростям порядка 3000–5000 км/с. Их ядра, как у квазаров, очень компактны и звездообразны. Большинство сейфертовских галактик относятся к первому типу.

В сейфертовских галактиках второго типа «запрещённые линии» так же широки, как водородные линии, но уступают и в силе ультрафиолетового избытка, и в абсолютной яркости.

Трёхлетнее наблюдение галактики Маркарян 6 (Sy2) дало возможность обнаружить в её спектре, впервые в сейфертовских галактиках, взрыв в ядре и появление новых выбросов газовых облаков. А. Л. Гюлдубагян оценил массу выброшенного облака. Она составила несколько сот солнечных масс. В 2008 году с помощью мультизрачкового спектрографа, установленного на 2,6-метровом бюраканском телескопе, Т. А. Мовсесяном и Э. Е. Хачикяном у галактики Маркарян 8 было обнаружено многокомпонентное активное ядро. Одиночный характер этой галактики дал им возможность опровергнуть бытующее представление о том, что она образовалась в результате взаимодействия или столкновения нескольких независимых внегалактических объектов.

В 1958 году на Сольвейской конференции Виктор Амазаспович, убеждённый в своей правоте, предложил совершенно новый подход к решению проблемы происхождения и развития галактик.

Предложенная концепция заключалась, как уже отмечалось, в идее образования галактик в результате выбросов вещества из их ядер, представляющих собой новый вид активной материи незвёздного типа. При этом предполагалось, что галактики, спиральные рукава, газопылевые туманности, звёздное население и многое другое образуются из активного ядра галактики, а не наоборот, как утверждали многие сторонники теории гравитационного сжатия.

Виктор Амазаспович, анализируя данные наблюдений, утверждал, что в Метагалактике непременно должны быть молодые, вновь зарождающиеся объекты, из которых в процессе эволюции будут образовываться сначала ядра, а затем и сами галактики. Именно здесь ему помогло открытие уникальных галактик Сейферта и галактики Аро.

Свыше 10 лет астрофизический мир безмолвствовал или с недоверием относился к этой идее о происхождении галактик из массивных, сверхплотных тел — их ядер. Наконец астрономы обнаружили очень слабые в оптическом диапазоне звездообразные, квазизвёздные объекты, которые в радиодиапазоне обладали сильнейшим излучением.

Когда спектроскописты измерили их красные смещения (z), то есть определили расстояния до них, то выяснилось, что эти объекты находятся очень далеко, на «краю» Вселенной. Оказалось, что это самое мощное излучение, зарегистрированное в Метагалактике!

Эти объекты были названы квазарами (квазизвёздными радиоисточниками) и обозначены QSR. Сейчас известно несколько тысяч квазаров. Некоторые из них удаляются от нас со скоростью 240 000 км/с (z=4), то есть всего на 60 000 км/с меньше скорости света.

После квазаров было обнаружено большое количество других квазизвёздных объектов — QSO, не обладающих радиоизлучением, но имеющих высокую светимость.

На оптических снимках некоторые квазизвёздные объекты выглядят, как слегка «мохнатые» звёзды. Их «мохнатость» — результат начавшегося процесса выброса вещества в окрестность массивного центрального тела.

Дальнейшие, более детальные, исследования квазизвёздных объектов выявили весьма сложную картину движения вещества в их окрестности. Во многих случаях структуры излучения окрестностей QSR и QSO в оптическом, радио- и рентгеновском диапазонах длин волн не только не совпадают, но имеют совершенно разные конфигурации.

Однако в движении вещества в окрестности разных квазизвёздных объектов имеется определённое и явное сходство — вещество отчётливо выбрасывается из его активного центрального тела.

Стало очевидным, что квазизвёздные объекты являются «голыми» активными ядрами будущих галактик.

В связи с открытием квазаров Виктор Амазаспович получил многочисленные поздравления от своих коллег в знак подтверждения правильности предсказания существования «зародышей» будущих галактик. Первый, кто поздравил Амбарцумяна, был открыватель квазаров Мартен Шмидт[185].

Дальнейшее развитие галактик в зависимости от форм активности этих «голых» ядер может идти различными путями.

Несколько упрощая картину, эволюцию галактики можно представить следующим образом. Если QSO (или QSR) будет более или менее равномерно и относительно спокойно выпускать из себя вещество, то образуется галактика, близкая к эллиптическому типу (шарообразная). Если же вращающееся зародышевое ядро будет сильно инжектировать из себя высокоскоростные массы вещества эксцентрично относительно центра масс ядра, то может образоваться момент сил, закручивающий галактику в спиральную конфигурацию. Но вновь образованное ядро может и просто взорваться. Тогда образуется бесформенная, но часто очень грациозная, иррегулярная галактика.

Можно примитивно, но чрезвычайно полезно и наглядно включить свою «петардную» фантазию для представления разнообразных форм образования и развития галактических струй из взорвавшегося центрального тела. Только нужно помнить, что размеры этих струй измеряются от нескольких астрономических единиц до сотен килопарсек. Современная теория поведения выбросов изложена в исследованиях Г. С. Бисноватого-Когана, М. Г. Абрамяна и других астрофизиков-теоретиков, проведших исследования на основе точных решений гидродинамических уравнений в гравитационном поле. Получен интересный результат: из-за радиального потока угловая скорость и скорость продольного течения вещества могут ускоряться экспоненциально или по закону «взрывной» неустойчивости. Такие течения могут служить своеобразными каналами извержений из молодых звёзд, ядер активных галактик и квазаров. Они доказали, что вихревой механизм ускорения выбросов не требует аккреционного диска для объяснения формирования вихря, на чём неоднократно настаивал Амбарцумян.

Таким образом, и наблюдения, и теория подтвердили, что активность ядер является закономерной фазой космической эволюции и что эволюционные процессы во Вселенной идут не по пути сгущения вещества, как считалось в течение двухсот лет, а, наоборот, по пути распада сверхплотной материи. Однако первопричины выбросов, вспышек, взрывов и многое другое предстоит установить астрофизикам будущего.

Особый интерес с точки зрения физической природы активных галактик и их эволюции представляют галактики со сложным ядром — двуядерные и многоядерные, которые составляют 10 процентов галактик с УФ-избытком.

В последние годы в Бюракане (Э. Е. Хачикяном), в САО[186] и в США проведены морфологические и спектральные исследования галактик Маркаряна с многократными и расщеплёнными ядрами. Исследования проводились с высоким пространственным и спектральным разрешением. Результаты подтверждают идею Амбарцумяна о том, что сложные многокомпонентные образования, обнаруженные в центральных областях ряда галактик, являются результатом бурной активности их ядер.

В 1970 году впервые был зарегистрирован взрыв в ядре галактики Маркарян 6 (Sy2). В течение одного года наблюдался взрыв в ядре и выброс газового облака со скоростью 3000 км/с. Этот факт не остался незамеченным Амбарцумяном: «Я упомяну здесь лишь об обнаружении Хачикяном и Видманом в водородных эмиссионных линиях Марк 6 существенных изменений, которые свидетельствуют о быстром появлении расширяющегося газового облака, выброшенного из ядра или, может быть, вторичного центра, и имеющего массу одного лишь водорода порядка двух-трёх солнечных масс. Это явление истолковывается как выброс из ядра газовой массы буквально на наших глазах. Следует с нетерпением ждать следующих подобных выбросов из активных ядер галактик, так как их изучение, несомненно, прольёт свет на механизм выброса».

Сценарий этого явления и предложенный механизм описаны в последней работе В. А. Амбарцумяна (совместно с Н. Б. Енгибаряном и Э. Е. Хачикяном). Недавно — в ноябре 2008-го и в июле 2009 года — получены новые спектры галактики Маркарян 6 на 2,6-метровом телескопе БАО и 6-метровом телескопе САО соответственно. Получен удивительный результат: скорость выброса компоненты уменьшилась приблизительно на 200–300 км/с. Этот интересный факт требует специального исследования.

Другой пример — галактика Маркарян 8, состоящая из пяти сгущений, спектры которых были получены Хачикяном ещё в 1968 году. Все сгущения имеют идентичный эмиссионный спектр. И, как уже говорилось, в 2008 году на 2,6-метровом бюраканском телескопе Э. Е.Хачикян и Т. А. Мовсесян получили спектр этой галактики в линии На и показали, что Маркарян 8 — одиночная галактика со сложным многокомпонентным активным ядром.

Обнаружение и исследование галактик Маркаряна заняло важное место во внегалактической астрономии. Исследование этих галактик более мощными техническими средствами продолжается не менее интенсивно и по сей день. Однако не все были единодушны в положительной оценке этих галактик. Вот пример такого отношения.

В 1979 году в США (NASA[187]) завершалось сооружение орбитального телескопа «Хаббл» с диаметром главного зеркала 2,4 метра, и в NASA началась широкая кампания сбора мнений и заявок для наблюдения на этом телескопе. В Принстоне было организовало широкое обсуждение проекта космической станции и её астрономической программы. По приглашению NASA из СССР на совещание выехала большая группа специалистов. Астрономический руководитель проекта «Хаббл», директор института космического телескопа Лайман Спитцер, в частности, получил пакет предложений от бюраканцев и включил их в программу наблюдений астростанции.

Задачами рентгеновских исследований занимался профессор астрономии Гарвардского университета и руководитель Центра астрофизики Р. Джиаккони, будущий нобелевский лауреат. Он пригласил к себе в Гарвард на пять дней нескольких членов делегации СССР для подробного обсуждения и корректировки списка объектов для рентгеновских исследований с помощью уже запущенных орбитальных рентгеновских обсерваторий. Естественно, рассмотрению подлежали в первую очередь объекты, сильно излучающие в рентгеновской области спектра. Джиаккони составил список многих интересных объектов для наблюдений, но ему хотелось увеличить их количество. Пулковский астроном, входивший в состав советской делегации, предложил включить в список объектов наблюдений галактики Маркаряна, аргументируя тем, что это единственный каталог галактик, в которых проявляется максимум мощных нетепловых аномальных излучений при движении вдоль их спектров в сторону ультрафиолетовых длин волн. По этой причине естественно было ожидать, что среди галактик Маркаряна обнаружится эксцесс излучения в γ-диапазоне и в рентгене, а исследование морфологии этих галактик в рентгеновских лучах ответит на многие неясные вопросы. Джиаккони, выслушав предложение, не задумываясь, сразу заявил о нецелесообразности включения галактик Маркаряна в список наблюдений. Он пояснил это тем, что галактики Маркаряна представляют физически неоднородную систему, в отличие, например, от сейфертовских галактик, квазизвёздных объектов, объектов Хербига — Аро и т. д. Ему, конечно, возразили, что исследование физически неоднородных объектов с ультрафиолетовым избытком само по себе является интересной астрофизической задачей, и было бы полезно найти корреляцию ультрафиолетовых галактик с рентгеновскими объектами. Однако он был неумолим и, как оказалось, неправ. В дальнейшем выяснилось, что некоторая часть маркаряновских галактик обладает инфракрасным, рентгеновским и у-излучением. В середине 1980-х годов были зарегистрированы у-кванты от Крабовидной туманности и от активного ядра галактики Маркарян 421. А в 1997 году был открыт самый мощный источник высокоэнергетического у-излучения, исходящего от галактики Маркарян 501!

Создание крупнейших наземных телескопов с диаметрами главных зеркал 8 и 10 метров обеспечило астрофизиков обилием наблюдательных данных. Они с каждым днём всё с большей убедительностью подтверждают не только правильность концепции эволюции Вселенной, выдвинутой Амбарцумяном, но и, самое главное, подтверждают, что эта концепция на многие десятилетия вперёд определила направление развития астрофизики.

Недавно на самом крупном орбитальным телескопе «Хаббл» был зарегистрирован невиданный до сих пор мощнейший взрыв сверхдалёкой галактики.

В последние годы Э. Е. Хачикяном в Бюраканской обсерватории, в САО и обсерваториях США проведены морфологические и спектральные исследования галактик с высоким пространственным и спектральным разрешением. На бюраканском 2,6-метровом, на паломарском 5-метровом и на 9,8-метровом телескопе «Кек» (Мауна-Кеа, Гавайские острова) получены прямые снимки и спектры многих активных галактик Маркаряна с многократными или расщеплёнными ядрами. Хачикян подтвердил концепцию Амбарцумяна — отчётливую корреляцию многоядерности и активности, обнаруженную в центральных областях галактик. Это обстоятельство имеет огромное космогоническое значение.

В Интернете можно найти сообщения о большом количестве недавно зарегистрированных новых галактик фантастического вида с ярко выраженными активными ядрами. Однако каждое новое наблюдение приносит новые сюрпризы и выдвигает новые проблемы. Очень полезно астрономам просмотреть морфологию галактик в рентгеновских лучах. Структура мощного излучения околоядерных областей галактик ярко и убедительно указывает на активные области центральных областей галактик.

К сожалению, совместные усилия физиков и астрономов до сих пор не решили проблему структуры сверхплотного дозвёздного вещества, тем более механизма его вспышек и причины катастрофических взрывов.

Амбарцумян, выдвигая принципиально новую космогоническую концепцию, предупреждал: «Правильно подходить к научным вопросам, особенно фундаментальным, значит, прежде всего, суметь обнаружить предвзятость укоренившегося мнения и суметь вовремя отказаться от него. Предвзятые мнения часто препятствуют правильным выводам, даже если последние определённым образом подтверждаются наблюдениями».

Сам Амбарцумян, оценивая значение своих успехов в астрофизике, не сомневаясь, ставил на первое место открытие активности ядер галактик.

Исследования в области внегалактической астрофизики сегодня возглавляют штурм неведомого во Вселенной, и его путеводной звездой является разнообразие многочисленных неизведанных явлений, происходящих в ядрах галактик.