Галактики

Содержание:

1.Введение
2.Многообразие форм звёздных систем
3.Группы и скопления галактик
4.Эволюция галактик
5.Радиоизлучение и активность галактик
6.Метагалактика

1. Введение

Галактиками наз. гигантские (до ~10¹³ звёзд) звёздные системы, расположенные вне нашей Галактики. Их наз. ещё внегалактич. 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 (см. Радиоастрономия).

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.

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 (см. Расстояния до космических объектов).

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 (т. н. красное смещение линий). В 1929 г. амер. астроном Э. Хаббл, сравнивая расстояния до Г. и их красные смещения, обнаружил, что последние растут в среднем прямо пропорционально расстояниям (см. Хаббла закон). Этот закон дал в руки астрономов эффективный метод определения расстояний до Г. по их красному смещению. Измерены красные смещения тысяч Г. и сотен квазаров.

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).

2. Многообразие форм звёздных систем

Рис. 1. Типичные эллиптические галактики.

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 (рис. 1), поэтому их наз. эллиптическими Г. (в классификации этот тип Г. обозначают символом Е). 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., рис. 2), 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.

Рис. 6. Линзообразные галактики: а - NGC 205, спутник туманности Андромеды; б - галактика NGC 7702, внешне похожая на планету Сатурн.

Рис. 7. Большое и Малое Магеллановы Облака - ближайшие к нам галактики.

Рис.8. Галактика М82 типа Ir (неправильная).

Рис. 9. Взаимодействующие радиогалактики NGC 4038 и NGC 4039.

Если проследить изменение форм эллиптич. Г. от сферической до чечевицеобразной и форм спиральных Г. от Sa ко всё более сплюснутой системе Sc, то напрашивается вывод о существовании ещё одного типа Г., промежуточного между этими основными. На рис. 5 приведена одна из морфологических классификаций Г.- так называемый камертон Хаббла. Гипотетич. тип получил в этой схеме символ S0; он был сначала предсказан, а затем найден. В Г. этого типа (их ок. 20% от общего числа встречающихся вблизи нашей Галактики), в отличие от эллиптич. систем, яркость от центра к краю падает ступеньками. В такой системе различают ядро, "линзу" и слабый "ореол" (рис. 6,а). Эти Г. наз. линзообразными. В наружных частях линзы иногда видны зачатки спиральных рукавов, перемычки и наружное светлое кольцо. Сочетание этих деталей придаёт системам иногда совершенно необычный вид (рис. 6,б).

Остающиеся 5% Г. не удаётся отнести ни к одному из перечисленных типов, они образуют тип неправильных Г. (символ Ir). У таких Г. часто отсутствует симметрия формы. По меткому замечанию амер. астронома В. Бааде, этот тип явился "мусорной корзиной" для Г., не поддающихся классификации. Действительно, в этом типе чисто условно объединено неск. разных по характеру классов Г. Наиболее распространены неправильные Г. типа Магеллановых Облаков, названные так по имени ближайших к нам звёздных систем, видимых невооружённым глазом в южном полушарии (рис. 7). В сущности, эти звёздные системы - предельный случай спиральных Г., когда они чрезвычайно плоски и в них совершенно отсутствует центральное ядро, хотя и есть следы спиральной структуры, свидетельствующей об осевом вращении систем. Другой класс неправильных Г. очень странен: по цвету и плавному изменению яркости к краям они сходны с эллиптическими, а по спектру - со спиральными системами, однако в них нет типичных для спиральных систем звёзд-сверхгигантов и ярких газовых туманностей. Примером таких звёздных систем явл. М82 - неправильная Г., в центральной части к-рой обнаружены облака газа, движущиеся со скоростями более тысячи км/с во все стороны (рис. 8). К неправильным Г. относятся также пекулярные, каждая из к-рых имеет совершенно уникальную форму. Среди них в спец. класс выделены т. н. взаимодействующие Г. Это обычно двойные Г., между к-рыми наблюдаются перемычки, хвосты или мостики светлой и тёмной материи и т. д. (рис. 9). Все эти особенности считают признаками взаимного влияния близко расположенных галактик.

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 ). 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.

Следует заметить, что оценки масс Г. по последнему методу получаются систематически меньшими, чем по вращению Г. Расхождение увеличивается для более массивных Г., его наз. "парадокс скрытой массы". Есть предположение, что оно может быть вызвано присутствием в коронах Г. значит. масс. Осн. вклад в массу короны могут давать многочисленные маломассивные звёзды со столь малой светимостью, что обнаружить их оптическими методами не удаётся.

Существует также гипотеза, что главный вклад в скрытую массу дают слабовзаимодействующие элементарные частицы (напр., нейтрино, обладающие массой покоя, см. Скрытая масса).

По мощности излучения Г. можно подразделить на неск. классов светимости. Самый широкий диапазон светимостей наблюдается у эллиптич. Г., в центральных областях нек-рых скоплений Г. обнаружены т. н. cD-галактики, являющиеся рекордными по светимости (абс. звёздная величина - 24^m, светимость ~10⁴⁵ эрг/с) и массе (). А в нашей Местной группе Г. найдены эллиптич. Г. малой светимости (абс. величины от -14 до-6^m, т. е. светимости ~10⁴¹-10³⁸ эрг/с) и массы (10⁸-10⁵). У спиральных Г. интервал абс. звёздных величин составляет от -22 до -14^m, светимостей - от 10⁴⁴ до 10⁴¹ эрг/с, интервал масс 10¹²-10⁸. Неправильные Г. по абс. величинам слабее - 18^m, их светимости 10⁴³эрг/с, массы .

3. Группы и скопления галактик

Большинство Г. входят в группировки, насчитывающие от неск. ярких членов (группы Г.) и до сотен и тысяч членов (скопления Г.). Яркие одиночные Г. редки - их не более 10% от общего числа Г.

Наиболее исследована Местная группа Г., в к-рой самыми яркими и массивными явл. наша Галактика и туманность Андромеды (рис. 10). Каждая из них имеет по богатому семейству. В Семейство нашей Галактики входят 14 карликовых эллиптич. Г., неск. внегалактич. шаровых скоплений и неправильные Г., среди к-рых крупнейшие - Магеллановы Облака, а к семейству М31 относятся одна спиральная и две эллиптич. Г. и неск. карликовых (табл. 1).

Табл. 1. - Население Местной группы галактик
Семейство	Состав семейства с указанием созвездия, в котором галактика находится	Тип галактики	Расстояние от Солнца, кпк	Абс. величина	Масса, 106 ,
Галактики	Галактика (центр в Стрельце)	Sb	10	-21	250000
	Большое Магелланово Облако (Тукан)	Ir	52	-18	14000
	Малое Магелланово Облака (Золотая Рыбка)	Ir	71	-16	5000
	Печь	Ep*	188	-13	20
	Скульптор	Ep	84	-12	3
	Лев I	Ep	220	-11	4
	Дракон	Ep	76	-9	0,1
	Малая Медведица	Ep	67	-9	0,1
	Лев II	Ep	220	-9	1
	Пегас	Ep	170	-9	-
	Орион	Ep	80	-7	-
	Козерог	Ep	70	-6	-
	Большая Медведица	Ep	120	-6	-
	Большая Медведица	Ep	130	-	-
	Секстан-С	Ep	140	-	-
	Змея	Ep	30	-	-
	Киль	Ep	170	-	-
Туманности Андром