Галактики

Теория. Что такое «Галактика»?

Галактиками наз. гигантские (до ~1013 звёзд) звёздные системы, расположенные вне нашей Галактики. Их называют ещё внегалактическими туманностями, т. к. при визуальном наблюдении в телескоп они выглядят туманными пятнышками, как и обычные газовые туманности. Сведения о Г. приводятся в спец. астрономич. каталогах. Из них наиболее известны первый каталог туманностей и звёздных скоплений, составленный в конце 18 в. франц. астрономом Ш. Мессье (в этом каталоге туманность Андромеды, напр., записана под номером 31 и обозначается М 31), и «Новый общий каталог» (1888 г.) англ. астронома Й. Дрейера (сокращённо NGC, в нём туманность Андромеды обозначается NGC 224).

Мир звёздных систем — Г.- стал интенсивно изучаться с 1920 г., когда швед. астроному К. Лундмарку удалось разложить на звёзды периферийную часть спиральной туманности М 33 (или NGC 598) в созвездии Треугольника. Вскоре амер. астроном Э. Хаббл, работавший на крупнейшем в то время телескопе с зеркалом диаметром 2,5 м, установил звёздную природу спиральных рукавов туманности Андромеды и нескольких более слабых Г. неправильной формы. Это положило начало развитию новой отрасли астрономич. науки — внегалактической астрономии. Изучение Г. требует максимально мощных инструментов, в частности оптических телескопов с зеркалами диаметром более метра, а также новейших средств и методов исследования далёких слабых объектов. Исключительно быстрому развитию внегалактич. астрономии способствовало внедрение радиоастрономич. методов исследования космич. объектов.

Среди всё более слабых по блеску объектов число Г. быстро возрастает. Так, Г. ярче 12-й звёздной величины известно ок. 250, 15-й — уже ок. 50 тыс., а число Г., к-рые могут быть сфотографированы 6-метровым телескопом на пределе его возможностей, составляет многие миллиарды. Это указывает на значит. удалённость большинства Г.

Секстет Сейферта
Скопление галактик Секстет Сейферта

Внегалактич. астрономия исследует размеры звёздных систем, их массы, строение, свойства оптич., ИК-, рентг. и радиоизлучения. Изучение пространственного распределения Г. выявляет крупномасштабную структуру Вселенной (можно сказать, что доступная наблюдению часть Вселенной — это мир Г.). В исследовании пространственного распределения Г. и путей их эволюции внегалактич. астрономия смыкается с космологией — наукой о Вселенной в целом.

Одной из важнейших во внегалактич. астрономии остаётся проблема определения расстоянии до Г. Благодаря тому что в ближайших Г. найдены цефеиды, новые звёзды, а также ярчайшие звёзды постоянного блеска (сверхгиганты), удалось установить расстояния до этих Г. До ещё более удалённых Г., в к-рых невозможно различить даже сверхгигантские звёзды, расстояния оцениваются иными способами.

В 1912 г. амер. астроном В. Слайфер обнаружил замечательное св-во Г.: в спектрах далёких Г. все спектр. линии оказались смещёнными к длинноволновому (красному) концу по сравнению с такими же линиями в спектрах источников, неподвижных относительно наблюдателя. В 1929 г. амер. астроном Э. Хаббл, сравнивая расстояния до Г. и их красные смещения, обнаружил, что последние растут в среднем прямо пропорционально расстояниям. Этот закон дал в руки астрономов эффективный метод определения расстояний до Г. по их красному смещению. Измерены красные смещения тысяч Г. и сотен квазаров.

Изображение «хребта» Галактики
Изображение «хребта» Галактики

Определение расстояний до Г. и их положения на небе позволило установить, что встречаются одиночные и двойные Г., группы Г., большие скопления их и даже облака скоплений (сверхскопления). Ср. расстояния между Г. в группах и скоплениях составляют неск. сотен кпк; это примерно в 10-20 раз больше размера крупнейших Г. Ср. расстояния между группами Г., одиночными Г. и кратными системами составляют 1-2 Мпк, расстояния между скоплениями — десятки Мпк. Т. о., Г. заполняют пространство с большей относительной плотностью, чем звёзды внутригалактич. пространство (расстояния между звёздами в среднем в 20 млн. раз больше их диаметров).

Многообразие форм звёздных систем

Формы Г. чрезвычайно разнообразны. Однако большинство Г. относят к неск. осн. типам, руководствуясь их наиболее характерными внеш. признаками, а более мелкие различия Г. помогают подразделить эти типы на отдельные подтипы. Классифицировать Г. по морфологич. особенностям предложил Хаббл. Ок. 25% изученных Г. имеет круглую или эллиптич. форму, поэтому их наз. эллиптическими Г. (в классификации этот тип Г. обозначают символом Е).

Виды галактик
Виды галактик

Это наиболее простые по структуре, звёздному составу и характеру внутр. движений системы. В них не обнаружено звёзд высокой светимости (сверхгигантов), самые яркие звёзды в эллиптич. Г.- красные гиганты. Поверхностная яркость этих систем плавно убывает примерно обратно пропорционально квадрату расстояния от ядра, постепенно сливаясь без скачков с окружающим фоном неба. Расширение линий в спектрах эллиптич. Г. указывает на то, что звёзды в них движутся в самых произвольных направлениях с высокими скоростями (»200 км/с). В этих условиях распределение звёзд во всех радиальных направлениях от центра симметрии должно быть почти равновероятным, что и объясняет близкую к сфероидальной форму таких звёздных систем. Эллиптич. туманности в зависимости от степени видимого сжатия подразделены на восемь подтипов: от сферич. систем Е0 до чечевицеобразных Е7 (цифра указывает степень сжатия).

Другой, самый распространённый тип Г. (их ок. 50%) отличается большим разнообразием структуры. Эти звёздные системы имеют два или более клочковатых спиральных рукава, образующих плоский «диск», а в центральной области Г. расположено сфероидальное вздутие (балдж), в к-ром находится ядро Г. Такие Г. наз. спиральными и обозначают символом S. Спиральные рукава, как правило, богаты яркими газовыми туманностями, окружающими горячие звёзды-сверхгиганты, а также облаками тёмной газово-пылевой материи.

Примерно у половины спиральных Г. рукава начинаются сразу от ядра (это нормальные спиральные Г.), у остальных Г. через ядро проходит яркая перемычка (бар), идущая далеко за пределы ядра (пересечённые спиральные Г.). От концов перемычки и начинают закручиваться спиральные рукава. Такая система при взгляде «сверху» напоминает известный демонстрационный физ. прибор «сегнерово колесо» (рис. 3). И нормальные (S), и пересечённые (SB) спиральные Г. подразделяются ещё на подтипы Sa, Sab, Sb, Sc, SBa и т. д. по относительным размерам ядра и диска (размеры ядра убывают от Sa к Sc). Нек-рые из спиральных систем видны в профиль как толстое (в случае Sa) или тонкое веретено, обычно пересечённое полосой тёмного вещества, поглощающего свет. На рис. 4 приведена одна из красивейших спиральных систем, видимых «с ребра», — туманность «Сомбреро» в созвездии Девы. Наша Галактика, как известно, также явл. спиральной, вероятнее всего типа Sb. По-видимому, спиральные Г. окружены сфероидальной звёздной короной, в к-рой содержится значительная часть массы Г.

Спиральные рукава галактики NGC 4622
Спиральные рукава галактики NGC 4622

Форма и структура Г. неразрывно связаны с их осн. физ. характеристиками: размером, массой, светимостью. При равных расстояниях до Г. их видимые размеры, а также массы возрастают по мере перехода от менее ярких Г. к более ярким. Видимую яркость (блеск) Г. принято выражать в фотографич. звёздных величинах, определяемых фотометрированием их изображении на снимках. Если галактика превосходит др. однотипную галактику по абс. звездной величине на единицу, то их диаметры соответственно будут различаться в полтора раза, а массы — в два (для спиральных) или в три раза (для эллиптич. Г.).

Массы Г. принято выражать числом солнечных масс (масса Солнца MS = 1033). Определить массу звёздной системы можно неск. способами. Наиболее точный способ заключается в наблюдении скоростей вращения периферийных, промежуточных и центральных частей спиральных Г. Спиральные Г. вращаются вокруг своей оси не как твёрдый однородный по массе диск, а дифференциально — по закону, к-рый зависит от распределения массы.

Для расчётов созданы специальные графики и таблицы, с помощью которых по закону вращения разных частей спиральной галактики можно оценить её полную массу. У эллиптич. Г. массу оценивают по расширению линий в их спектрах, к-рое вызывается движением звёзд: чем больше скорости звёзд, тем больше масса Г. и шире линии в её спектре. Для близких к нам систем иногда удаётся подсчитать яркие звёзды и по ним оценить массу всей системы, т. к. на каждую яркую звезду должно приходиться в среднем определённое число звёзд др. светимостей и масс. Такая зависимость (её наз. функцией светимости звёзд) позволяет определить массы звёздных систем, имеющих сходные формы и звёздный состав.

http://www.astronet.ru

Добавить комментарий

Ваш e-mail не будет опубликован. Обязательные поля помечены *