Rambler's Top100Astronet    
  по текстам   по ключевым словам   в глоссарии   по сайтам   перевод   по каталогу
 

Галактика

Содержание:

1.Введение
2.Подсистемы и населения Галактики

3.Спиральная структура

4.Центральная область Галактики

1. Введение

Галактика - это гигантская звёздная система, состоящая приблизительно из 200 млрд. звёзд (в их число входит и наше Солнце). В ней также содержится значит. количество газа и пыли; Г. пронизана магн. полями, заполнена частицами высоких энергий - космическими лучами.

Рис. 1. Спиральная галактика NGC 1232, на к-рую, по-видимому, похожа наша Галактика.

Рис. 2. Вверху - фотография галактики NGC 45B5 в ИК-лучах, позволившая обнаружить гигантскую оболочку (корону), состоящую, по-видимому, из слабых красных звёзд (она видна как тёмная эллиптическая область вокруг светлой полосы диска). На обычных фотографиях NGC 4565 виден только этот диск. Внизу - схема строения Галактики (вид "с ребра").

Звёзды Г. образуют в пространстве сложную, но достаточно правильную фигуру, к-рая выглядит как плоский диск с шарообразным утолщением в центре (иногда его наз. балдж, от англ. bulge - выпуклость). Поперечник диска составляет ок. 30 кпк, балджа - ок. 4 кпк. Диск с балджем окружены звёздным гало (сферич. подсистемой) протяжённостью ок. 20 кпк по радиусу. От центральной области к периферии диска отходят спиральные рукава, в к-рых преимущественно концентрируются наиболее яркие звёзды Г. В соответствии с этой особенностью структуры Г. относят к широко распространённому классу спиральных галактик (к типу Sb или Sc по классификации Хаббла, см. Галактики). Рис. 1 и 2 дают представление о таких системах.

Солнечная система находится в Г. далеко (~10 кпк) от её центра, ближе к краю диска, и лежит почти в плоскости его симметрии. Земной наблюдатель видит диск "с ребра", и огромное количество удалённых звёзд сливается для наблюдателя в одну светящуюся полосу, к-рая образует на ночном небе Млечный Путь (см. рис. 1 в ст. Звёзды). Отсюда и название "галактика": по-гречески galactikos - молочный, млечный.

Масса Г. в пределах сферич. объёма радиусом ≈15 кпк примерно равна  1,5.1011$
{\mathfrak M}_\odot$ ($ {\mathfrak M}_\odot \approx$ 2.l033г). Предполагают, что большая часть массы Г. [по-видимому, (7-10).1011$
{\mathfrak M}_\odot$] находится в т. н. короне, к-рая представляет собой протяжённую сфероидальную область за пределами гало. В неё входят, возможно, чрезвычайно слабые звёзды (рис. 2, вверху). Пространственная концентрация звёзд (звёздная плотность) в галактич. окрестности Солнца соответствует примерно 1 звезде в 10 пк3. В центре Г. (в области с диаметром ~1 пк) плотность в 10 млн. раз выше (~106 звёзд в 1 пк3).

Звёздный состав Г. весьма разнообразен. Отдельные группы звёзд сильно отличаются друг от друга возрастом, хим. составом, характером орбит и скоростей, а также пространственным положением в Г. Т. о., в Г. отчётливо выделяются звёздные подсистемы, различающиеся указанными характеристиками.

Диапазон возрастов звёзд очень велик. Самый большой возраст ≈ 15 млрд. лет, и его обычно считают возрастом Г. Старые звёзды образуют гало. Среди молодых есть звёзды с возрастом ~100 тыс. лет, но есть и рождающиеся в настоящее время (см. Звездообразование). Молодые звёзды встречаются только в диске. Но всё же подавляющее большинство звёзд диска имеет промежуточный возраст, порядка неск. млрд. лет. К ним относится и наше Солнце.

С различиями в возрасте связаны различия в химическом составе. Наиболее старые звёзды содержат на полтора-два порядка меньше тяжёлых элементов (т. е. элементов тяжелее гелия), чем Солнце, а молодые звёзды и межзвёздный газ - соответственно в полтора-два раза больше. Это означает, что хим. состав вещества Г. менялся на протяжении её эволюции. Звёзд же с первичным, "космологическим" хим. составом, т. е. состоящих только из водорода и гелия, до сих пор не обнаружено.

Орбиты старых и молодых звёзд имеют разный характер. Старые звёзды движутся в Г. по сильно вытянутым орбитам (эксцентриситет орбит е > 0,5), молодые же вращаются вокруг центра Г. по орбитам, близким к круговым (для большинства из них е < 0,2-0,3). Так же движутся газ и пыль. В совокупности молодые звёзды, газ и пыль образуют вращающийся с большой скоростью диск Г., тогда как гало старых звёзд почти не вращается. При этом диск как бы вложен в подсистему старых звёзд. В Г. (за исключением её центра) отдельные звёзды практически не взаимодействуют друг с другом. Характерное время взаимодеиствия, в результате к-рого изменяются импульсы и моменты вращения звёзд вокруг центра Г. (время релаксации), ~1014 лет, т. е. много больше возраста Г. (~1010 лет). Поэтому между подсистемами нет обмена моментом вращения и оказывается возможным такое своеобразное состояние, когда диск вращается внутри почти неподвижного гало.

Наконец, звёзды Г. в зависимости от возраста по-разному распределены в пространстве. Старые звёзды заполняют сферич. объёме радиусом ≈20 кпк, причём их концентрация быстро растёт к центру. Молодые концентрируются в тонкий диск с толщиной, в десятки раз меньшей его радиуса.

На протяжении десятков лет строение Г. изучалось лишь методами оптич. астрономии. В результате были определены её форма, размеры, масса, оценён возраст, обнаружено её вращение, установлено наличие подсистем с разными типами звёздного населения.

Новый этап в исследовании Г., начавшийся в 50-е гг. 20 в., связан с развитием радиоастрономии. Исследование радиоизлучения галактич. объектов (особенно на частоте радиолинии водорода 21 см) позволило обнаружить большое количество межзвёздного газа, его спиральное пространственное распределение.

В результате развития радиоастрономии Г. для нас стала как бы прозрачной: распространению радиоволн совершенно не мешает межзвёздная пыль, сконцентрированная в диске, к-рая надёжно скрывает центр Г. в оптич. диапазоне. Радиометодами в ядре Галактики обнаружены мощные источники радиоизлучения, а в самом центре, внутри радиоисточника Стрелец А,- загадочный объект с размерами не более 10 а. е., генерирующий сильное нетепловое радиоизлучение (см. Галактический центр).

Наконец, после освоения астрономией ИК-, УФ-, рентг. и гамма-диапазонов, она стала окончательно всеволновой. С этим связан новый качественный скачок в исследовании Г. За короткое время в Г. были обнаружены многочисленные источники ИК-, рентг. и гамма-излучения, стало известным существование диффузного галактич. фона гамма-лучей.

При исследовании структуры Г. пользуются обычно галактической системой координат. Система эта - сферическая, положения объектов в ней задаются их координатами - галактич. долготой l и галактич. широтой b. Долгота отсчитывается против часовой стрелки от направления на центр Г., широта от галактич. плоскости. Северный полюс этой системы координат находится в созвездии Волосы Вероники, южный - в созвездии Скульптор, центр - Солнечная система (см. Координаты астрономические).

2. Подсистемы и населения Галактики

В Г. существуют две резко выделяющиеся по своей геометрии и кинематике подсистемы - диск и гало. В каждой из этих подсистем различают неск. населений - однотипных объектов, имеющих близкий возраст, хим. состав и физ. характеристики. В пространстве каждое население занимает определённый объём - почти сферический в случае самых старых звёзд и уплощающийся с уменьшением возраста объектов. В связи с этим каждое население можно охарактеризовать значением <z> - ср. полутолщиной занимаемого объёма в перпендикулярном к плоскости Г. направлении (табл. 1).

 Табл. 1. - Средняя полутолщина <z> различных типов населения Галактики
  <z>, кпк

Населения диска

ОВ-звёзды 0,05
Облака молекулярного водорода (Н2) 0,06
Цефеиды 0,07
Рассеянные скопления звёзд классов B - F 0,08
А0-звёзды 0,12
Нейтральный водород (Н I) 0,12
Пульсары 0,16-0,38
Зоны H II 0,25
F - G-звёзды 0,26
K - M-звёзды 0,4
Планетарные туманности и новые звезды 0,4
Населения гало
Переменные звёзды типа RR Лиры с периодом P<0,43d 0,9
Переменные звёзды типа RR Лиры с P>0,43d 3
Субкарлики 3
Шаровые скопления 2-10

Наряду с диском и гало выделяют ещё корону Г., природа населения к-рой не установлена. Отдельно рассматривают также центральную область Г.- балдж и находящееся в нём ядро Г.

К населению диска относится большая часть наблюдаемых объектов Г. звёзды главной последовательности с нормальным (близким к солнечному) содержанием тяжёлых элементов, большая часть звёзд-гигантов, белые карлики, планетарные туманности и др. Более молодое население диска, часто связанное со спиральными ветвями Г., выделяют в плоскую подсистему. Это ОВ-звёзды и их ассоциации, межзвёздные газ и пыль, сверхгиганты и долго-периодич. цефеиды, зоны ионизованного водорода HII, пульсары, многие галактич. источники гамма- и рентг. излучения.

Население гало включает шаровые звёздные скопления (в к-рых также есть источники рентгеновского излучения), субкарлики, переменные звёзды типа RR Лиры с дефицитом тяжёлых элементов.

Возраст галактических подсистем. Сравнение зависимостей цвет - светимость и др. (см. Герцшпрунга - Ресселла диаграмма) для шаровых и рассеянных звёздных скоплений показало, что возраст рассеянных скоплений составляет менее половины возраста шаровых. Возраст самого старого из известных рассеянных скоплений NGC188 равен 5.109 лет; самому молодому шаровому скоплению 12.109 лет. Т. о., существует гигантский разрыв (5 - 10 млрд. лет) между возрастом шаровых и рассеянных скоплений (см. Возраст небесных тел).

Рис. 3. Диаграмма цвет - светимость для звёзд красных гигантов в окрестности Солнца (точки) и в рассеянном скоплении NGC 188 (сплошная линия). Ветвь гигантов скопления NGC 188 образует нижнюю границу для гигантов галактического поля, откуда следует, что подавляющее большинство звёзд диска Галактики моложе, чем это скопление. Возраст NGC 188 ≈ 5.109 лет.

Скопление NGC188 - вообще один из самых старых объектов диска. Это видно из рис. 3, где на диаграмме цвет- светимость изображены звёзды-гиганты, не входящие в скопления, и последовательность звёзд-гигантов скопления NGC188.

Известно, что у звёзд-гигантов с одинаковым хим. составом светимость тем меньше, чем больше их возраст (при фиксированном показателе цвета). Поскольку подавляющее большинство гигантов расположено на диаграмме выше последовательности звёзд NGC188, а хим. составом они отличаются мало, то это и означает, что большинство звёзд-гигантов диска моложе звёзд скопления NGC188.

Отсюда следует, что формирование звёзд диска началось фактически спустя 5-10 млрд. лет досле того, как завершилось формирование сферич. подсистемы. За это время не вошедший в состав звезд гало газ успел осесть к плоскости Г. и из него стали образовываться звёзды диска. По-видимому, этот разрыв в возрасте подсистем и обусловил чёткое разделение Г. на диск и гало.

Кинематика галактических подсистем. Движение подсистем характеризуется в первую очередь скоростью вращения вокруг галактич. центра VR = WR(W - угловая скорость вращения, R - расстояние от оси вращения Г.) и дисперсией скоростей s (или дисперсиями sU, sV и sW, где U, V, W - компоненты скорости соответственно вдоль радиуса Г., вдоль направления вращения и вдоль оси вращения). Гало отличается слабым вращением (VR = 50 км на расстоянии R = 10 кпк) и большой дисперсией скоростей. У субкарликов величина sU достигает 150 км/с и больше, sW ≈100 км/с.

Для шаровых скоплений известные только скорости в направлении луча зрения. Дисперсия лучевых скоростей меняется в зависимости от расстояния до центра Г.: у далёких скоплении она заметно больше 100 км/с, тогда как для скоплений вблизи центра она меньше 100 км/с.

Скорость галактич. вращения плоской подсистемы на расстоянии R = 10 кпк от центра Г. (на таком расстоянии находится Солнце) близка к 250 км/с. Старое население диска вращается на 15-20 км/с медленнее.

Для звёзд главной последовательности между дисперсией скоростей и спектральным классом звезды существует определённая зависимость: дисперсия минимальна (~10 км/с) у звёзд ранних спектр. классов и достигает неск. десятков км/с у звёзд поздних спектр. классов.

Связь между кинематикой и спектр. классом указывает на зависимость кинематики от возраста: более старое население имеет большую дисперсию скоростей, что отражает, по-видимому, различие в начальных условиях формирования звёзд разных возрастов.

Химический состав. Согласно модели горячей Вселенной (см. также Космология), первоначальное (дозвёздное) вещество, из к-рого сформировалась Г., содержало по массе ок. 75% водорода и 25% гелия. Предполагают, что существующие в Г. элементы тяжелее гелия синтезированы в звёздах в ходе их эволюции, а затем при взрывах сверхновых звёзд они были выброшены в межзвёздную среду. Из межзвёздной среды они попадают в звёзды следующих поколений.

Содержание тяжёлых элементов характеризуют их весовой долей Z. Однако из наблюдений чаще всего получают лишь величину

[Fe/H] = lg (NFe/NH) - lg (NFe/NH)$_\odot$,

к-рую наз. металличностью (здесь NFe, и NH - концентрации атомов железа и водорода). Часто можно пользоваться приближённым равенством [Fe/H] = lg(Z/Z$_\odot$). Это выражение справедливо при условии, что пропорция металлов и элементов С, N, О, дающих основной вклад в Z, у рассматриваемых звёзд одинакова и совпадает с солнечной.

Для большинства объектов гало значение [Fe/H] заключено между - 2,0 и -1,0, т. е. они на один-два порядка беднее металлами, чем Солнце. Металличность большинства звёзд диска попадает в интервал -0,3<[Fe/H]< +0,2.

По-видимому, в Г. мало звёзд со значениями [Fe/H], близкими к -1,0, -0,5 и -0,1. Поэтому населения Г. разделяют по металличности на четыре группы (табл. 2), к-рые различаются также пространственным распределением и кинематикой. Можно сказать, что в Г. существует не две, а четыре подсистемы.

  Табл. 2.- Некоторые характеристики подсистем гало и диска
    Возраст, 109 лет Ср. полутолщина <z>, кпк Металличность
Гало Экстремальная подсистема 15-18 25 < -1,0
Промежуточная подсистема 10-12 2 от -1,0 до -0,5
Диск Подсистема старого населения 5-8 0,8 от -0,5 до -0,1
Плоская подсистема (молодое население) <1 0,4 > -0,1

Между металличностью звёзд и их кинематикой существует связь: как в диске, так и в гало звёзды с меньшей металличностью имеют большую дисперсию скоростей. В каждой подсистеме содержание тяжёлых элементов растёт к центру и к плоскости Г. Радиальный градиент металличности d[Fe/H]/dR ≈ -0,05 пк-1. Его происхождение частично связано с тем, что к периферии Г. увеличивается доля старых, следовательно бедных тяжёлыми элементами, звёзд. Радиальный градиент обнаруживается и в межзвёздной среде: по данным о планетарных туманностях и зонах HII, к центру Г. растёт содержание О, С, N и Не.

Эволюция Галактики и формирование подсистем. Сопоставление возрастов, кинематики, хим. состава подсистем Г. и их пространственной структуры дало возможность построить картину эволюции Г. Взаимосвязь между указанными характеристиками удалось объяснить в предположении, что Г. сформировалась из протогалактики - медленно вращающегося водородно-гелиевого газового облака, начальные размеры к-рого в десятки раз превосходили совр. размеры Г. Это облако практически свободно сжималось под действием собственной гравитации (коллапсировало), и в процессе сжатия рождались первые звёзды. Характерное время стадии свободного сжатия, когда рождалось население гало, составляет, по совр. оценкам, примерно 1 млрд. лет.

Для дальнейшей эволюции важным оказалось различие в изменении энергии у звёздной и у газовой составляющих Г. Выделяющаяся при сжатии гравитационная энергия переходила в кинетич. энергию движения звёзд и газа. Рост кинетич. энергии звёздной составляющей довольно быстро остановил её сжатие. Поэтому старые звёзды, родившиеся в начале сжатия протогалактики, в значит. степени сохранили сфероидальное распределение в пространстве, характерное для вещества протогалактики, а также начальное распределение момента вращения. Эти звезды образовали слабовращающееся гало. Газ же терял приобретаемую кинетич. энергию в столкновениях газовых облаков: энергия превращалась в теплоту и уносилась в конце концов в виде излучения. Поэтому газ продолжал свободно сжиматься. Но постепенно в газовой среде нарастали центробежные силы, т. к. вследствие сохранения момента вращения при уменьшении размеров системы увеличивалась её скорость вращения. Когда размеры газовой составляющей уменьшились примерно в десять раз, эти силы уравновесили силу гравитации и остановили сжатие газа в плоскости вращения. Вдоль оси вращения сжатие продолжалось, и в итоге сформировался тонкий газовый диск. Родившиеся в нём звёзды и образовали быстровращающуюся дисковую подсистему.

Параллельно с формированием подсистем идёт обогащение межзвёздной среды тяжёлыми элементами. Звёзды диска образуются из вещества, участвовавшего в термоядерных реакциях в недрах звёзд и обогащённого тяжёлыми элементами. Поэтому звёзды диска в целом богаче тяжёлыми элементами, чем образовавшиеся ранее звёзды гало. По той же причине молодое население диска содержит больше тяжёлых элементов, чем старое.

Ряд данных указывает на то, что в галактиках после формирования гало происходит выделение огромного количества энергии (по-видимому, в результате взрыва большого числа сверхновых звёзд или образования квазара в ядре галактики), приводящего к разогреву газа до Т ~107K. В таких условиях звездообразование останавливается на неск. млрд. лет, чем можно объяснить разрыв между возрастами звёзд гало и диска.

Межзвёздная среда. В плоской подсистеме Г. находится большое количество газа и пыли. Так, хорошо видимое раздвоение Млечного Пути в северной части неба обусловлено существованием в этом направлении плотных газово-пылевых облаков, поглощающих свет многочисленных далёких звёзд. Масса газа, содержащегося в Г.,${\mathfrak M}_{г} \approx 5^{.}10^{9} {\mathfrak M}_\odot$, т. е. составляет ок. 2% массы Г. (не считая короны).

Рис. 4. а - распределение атомарного (HI) и ионизованного (НИ) водорода в диске Галактики в зависимости от расстояния до центра Я. Слева по оси дано число гигантских зон HII, справа - число атомов водорода NH на единицу поверхности диска Галактики; б - распределение усреднённой концентрации атомарного (HI) и молекулярного (Н2) водорода, а также полной концентрации атомов водорода n(Н).

Осн. данные о межзвёздной среде получены радиоастрономич. методами. Исследование излучения межзвёздного газа в радиолинии водорода 21 см позволило установить его массу, распределение в пространстве, а также характер вращения Г. W (R), т. е. зависимость угловой скорости от расстояния. Оказалось, что атомарный водород (HI) образует в Г. тонкий слой (табл. 1), толщина к-рого растёт к краям диска. При этом на краю диска слой заметно отклоняется от плоскости Г. Внутри слоя газ распределён неравномерно, большая часть его, по-видимому, находится в спиральных ветвях. Но ср. масса на ед. поверхности диска в области 5 кпк < R < 13 кпк меняется мало. Она заметно растёт лишь к R = 14 кпк и довольно резко падает при R > 15 кпк и R < 4 кпк (рис. 4).

Атомарный водород в Г. существует в основном в двух фазах: в виде облаков (холодная фаза) и межоблачного газа (горячая фаза). Их плотности n и темп-ры Т равны соответственно: nхф ≈ 20 см-3, Tхф ≈ 70 К и nгф ≈ 0,2 см-3, Tгф ≈7000К. Облака хаотически движутся в межзвёздной среде со скоростями, дисперсия к-рых ~10 км/с.

Значительная (от 20 до 80%) часть молекулярного водорода (Н2) заключена в больших облаках с nH2 103см-3 и T ≈10 К. Они обнаруживаются по радиоизлучению находящихся в облаках молекул СО, концентрация к-рых, согласно расчётам, пропорциональна концентрации молекул Н2. Облака собраны в комплексы со ср. диаметром ≈ 40 пк и массой »5.105 ${\mathfrak M}_\odot$. Таких молекулярных комплексов в Г. ок. 4000.

Вспышки сверхновых звёзд могут приводить к нагреву межзвёздного газа до Т ~106K. Смыкание нагретых областей может привести к образованию "коридоров" горячего газа с Т ≈ (0,5-2).106K и n < 10-2 см-3, к-рые могут занимать до половины объёма межзвёздной среды.

На рис. 4 показано распределение атомарного, молекулярного и ионизованного водорода в диске Г. Существует резкий максимум в интервале R = 5-6 кпк. Повышенная концентрация газа и молодых звёзд (связанных с зонами HII) в этой области Г. привлекает сейчас к себе большое внимание исследователей. Её рассматривают как плотное газовое кольцо, где идёт интенсивное звездообразование, благоприятны условия для перехода водорода в молекулярную форму, где образуются гигантские комплексы облаков молекулярного водорода. Впрочем, пространственное распределение газа и молодых звёзд здесь, скорее, спиральное, и "кольцо" указывает положение максимума в пространственной плотности молодых звёзд и газа в спиральных рукавах.

Ближе к центру, в области R < 4 кпк, наблюдается значит. дефицит газа - дыра в газовом диске. Она может быть связана или с мощным звездообразованием, исчерпавшим здесь газ, или с "выметанием" газа на периферию какими-то процессами, или, наконец, с тем, что газ в этой области потерял момент количества движения и упал на центр Г.

Наряду с тонким газовым слоем в Г. были обнаружены на высоких галактич. широтах облака газа, движущиеся, как правило, к плоскости Г. со скоростями до 100 км/с и больше (см. Высокоширотные и высокоскоростные облака). По-видимому, они находятся на периферии Г., точное их положение и размеры пока не известны из-за невозможности определить расстояния до них.

Магнитное поле. Газовый диск Г. пронизан магн. полем, играющим большую роль в физике межзвёздного газа и космич. лучей. Поле удерживает космич. лучи в Г., влияет на движение межзвёздного газа, с ним связано синхротронное излучение релятивистских электронов. Происхождение магн. поля Г. объясняют усилением слабого поля протогалактики в процессах формирования звёздной составляющей Г., при прохождении через галактическую плазму ударных волн и в др. случаях изменения плотности плазмы и характера её движения. Впервые магн. поле Г. было обнаружено по поляризации оптич. излучения далёких звёзд (см. Поляризация излучения). Предполагается, что поляризация обусловлена взаимодействием света с пылинками удлинённой формы, к-рые ориентированы магн. полем (для этого пылинки должны обладать достаточной электропроводностью). Осн. информацию о магн. поле Г. даёт анализ меры вращения излучения пульсаров и внегалактич. источников синхротронного излучения. По этим данным, в галактич. окрестностях Солнца силовые линии поля вытянуты в направлении l = 90-100o. Это близко к направлению вдоль спирального рукава Ориона. Напряжённость поля ≈1-3 мкЭ.

Наряду с регулярным (крупномасштабным) компонентом магн. поля обнаружены его флуктуации с масштабом ~ 100-200 пк и с амплитудой порядка осн. поля. Более сильные поля (~ неск. десятков мкЭ) связаны с плотными облаками газа. Кроме того, в галактич. окрестности Солнца известны сравнительно большие области регулярного поля, откуда идёт усиленное синхротронное излучение. Эти области (т. н. шпуры) дугообразно выступают над плоскостью галактич. диска и явл., по-видимому, старыми остатками вспышек сверхновых звёзд.

В др. спиральных галактиках обнаружены крупномасштабные магн. поля, идущие вдоль спиральных ветвей. Они проявляются, напр., в повышенной интенсивности синхротронного излучения из области ветвей. Дело в том, что в ветвях происходит сжатие газа, и магн. поле, будучи "вмороженным" в газ, также сжимается (см. Магнитогидродинамика). При этом оно "тянет" за собой релятивистские электроны. В результате увеличения напряжённости поля и плотности релятивистских электронов интенсивность синхротронного излучения увеличивается во много раз.

Существование крупномасштабного магн. поля, связанного со спиральными ветвями нашей Г., подтверждается "всплесками" и "ступеньками" в долготном распределении синхротронного излучения, которые интерпретируются как добавочное излучение спиральных ветвей.

Рис. 5. а - профиль линии 21 см для разных направлений в Галактике. По оси ординат - яркостная температура, характеризующая интенсивность излучения, по оси абсцисс - лучевая скорость Vr облаков водорода. По точке обрыва профиля (на левых рисунках она находится вблизи Vr = -100 км/с) определяется скорость вращения Галактики; б - схема, поясняющая метод определения кривой вращения.

Вращение. Профиль радиолинии водорода 21 см систематически меняется с изменением галактич. долготы l (рис. 5), и это можно интерпретировать как следствие дифференциального вращения Г. Если вращение газа чисто круговое, то для долгот -90њ < l < 90њ скорость Vмакс соответствующая границе обрыва профиля, ясно видимого слева на рис. 5,а, определяет разность скоростей вращения на расстояниях R0, где находится Солнце, и R = R0sinl:

Vмакс = R0 (W - W0)sinl.         (*)

Угловая скорость W0 вращения Солнца вокруг центра Г. определяется по движению близких к Солнцу звёзд. Солнце совершает один оборот вокруг центра Галактики за 250 млн. лет. Величина W0 близка к 25 км/(с.кпк), a dW/dR ≈ 2 км/(с.кпк2). Зная величины R0 и W0, можно, т. о., по значениям Vмакс(l) найти кривую вращения W(R) для внутр. областей Г. Таким методом зависимость W(R) практически определяется только для газа в области 4 кпк < R < 10 кпк, а для расстояний R > 10 кпк и R < 4 кпк используют др. методы. Интересно, что кривые вращения, найденные по данным, полученным в северном и в южном полушариях, не совпадают. Это свидетельствует о существовании систематич. некруговых движений газа.

Рис. 6. Зависимость скорости вращения VR от расстояния R до центра в нашей Галактике (внизу) и в некоторых других галактиках (вверху). Скорость быстро растёт до расстояний R ≈ 3-5 кпк, а затем остаётся почти неизменной вплоть до десятков кпк от центра. Отдельная шкала дана для NGC3672 и NGC2998. На рисунке указан также тип галактик.

В ряде спиральных галактик кривую вращения удалось проследить далеко за пределами диска, видимого в оптич. диапазоне. Оказалось, что в них линейная скорость почти не зависит от R (рис. 6). Это интерпретируется как присутствие большого количества невидимого вещества во внеш. областях галактик, т. е. как существование галактич. корон. Масса короны в неск. раз или на порядок должна превосходить "видимую" в оптич. диапазоне массу, чтобы объяснить такой ход кривой вращения. Есть основания считать, что то же самое должно быть и у нашей Г.; тогда её масса равна (7-10).1011 ${\mathfrak M}_\odot$.

Вблизи центра Г. кривая вращения имеет характерный прогиб между 0,6 и 3 кпк. Возможно, это отчасти связано с нарушением предположения о чисто круговом вращении газа при использовании ф-лы (*). Действительно, в этой области у газа обнаруживаются большие радиальные движения. Но в целом вращение ядра Г. происходит всё же с большей скоростью, чем прилегающих к нему областей.

Модели Галактики. Предположение о том, что Г. по своему типу относится к спиральным галактикам, было высказано более полувека назад. Накопленный с тех пор огромный наблюдательный материал позволяет обосновать эту точку зрения и строить конкретные модели Г. на основе данных о пространственном распределении различных типов населения Г., вращении Г., дисперсии скоростей звёзд, их хим. составе и т. д. Параметры одной из совр. моделей Г., предложенной группой советских астрономов (Я. Э. Эйнасто с сотрудниками), приведены в таблице 3.

Табл. 3.- Параметры подсистем Галактики (модель Я. Э. Эйнасто с сотрудниками)

Подсистемы e a0, кпк ${\mathfrak M} {в} /10^10 {\mathfrak M}_\odot$
Ядро 0,6 0,005 0,009
Балдж 0,6 0,2 0,4
Гало 0,3 1,9 1,2
Диск 0,1 4,6 7,7
Плоская 0,02 6,4 1,0
Корона 1 75 110

Примечания: 1) Подсистемы представляются сплюснутыми сфероидами с большой осью а0 и с отношением малой полуоси к большой e. 2) В этой модели расстояние от центра Г. до Солнца R0 = 8,5 кпк, скорость вращения W0 = 26,5 км/(с.кпк), плотность пространственного распределения звёзд в окрестности Солнца ~ 0,1 ${\mathfrak M}_\odot$/пк3.

3.Спиральная структура

Исследование пространственного распределения ОВ-звезд и звездных ассоциаций, зон HII, скоплений ранних спектр. классов, долгопериодич. цефеид показало, что в окрестности Солнца (до 2-4 кпк) эти объекты распределены не равномерно, а образуют неск. сгущений вытянутой формы (рис. 7). В др. галактиках, похожих на нашу, такие объекты образуют спиральные ветви. Поэтому возникло естественное предположение, что в окрестности Солнца мы наблюдаем часть спиральной структуры Г.

Рис. 7. Распределение в плоскости Галактики молодых
звёздных скоплении, областей (зон) HII и переменных
звёзд-цефеид с большими периодами. Цифры на краях
рисунка - галактические долготы.

Рис. 8. Распределение гигантских зон
HII в плоскости Галактики. Оно лучше
всего соответствует модели
двухрукавной спиральной структуры.
Штриховыми линиями отмечены те
участки, где нет надёжного определения
положения ветвей. Указаны положение
Солнца (О) и центр Галактики (+).

Рис. 9. Распределение далёких
пульсаров в плоскости Галактики. На это
распределение наложены отрезки
спиралей из рис. 8. Видно, что
расположение пульсаров, как и зон HII,
указывает на существование
спиральных ветвей.
Рис. 10. Распределение нейтрального
водорода в Галактике (Ф. Керр, 1970,
Австралия) в модель двухрукавной
спиральной структуры, построенная на
основе теории волн плотности. Видно,
что модель достаточно хорошо
отражает распределение нейтрального
водорода в Галактике.

В последние годы удалось определить спектрофотометрич. методом (см. Расстояния до космических объектов) расстояния до многих далёких гигантских областей HII, к-рые, по наблюдениям др. галактик, особо отчётливо обрисовывают спиральную структуру. В результате оказалось возможным по этим данным построить картину спиральных ветвей в значит. области Г. (рис. 8).

Крупномасштабная спиральная структура Г. чётко выявляется также по далёким пульсарам. Спиральные ветви, определяемые по пространственному положению пульсаров, хорошо соответствуют ветвям, найденным по положению зон HII (рис. 9). По-видимому, в ветвях находятся в основном наиболее яркие и потому наиболее молодые (в среднем) пульсары. В то же время близкие к Солнцу пульсары, среди к-рых большинство имеет низкую радиосветимость, не обнаруживают связи со спиральными рукавами. Скорее всего, эти, более старые в среднем, объекты успели рассеяться в пространстве, уйдя из спиральных ветвей, где они родились, из-за большой дисперсии скоростей (~100 км/с). Даже за короткое время своей жизни (≈5.106 лет) пульсары успевают уйти далеко от места своего рождения.

Анализ профилей линии 21 см для разных галактич. долгот позволил сделать вывод, что межзвёздный водород в Г. также концентрируется в спиральные ветви. Картина пространственного распределения нейтрального водорода приведена на рис. 10. Следует, однако, иметь в виду, что эта картина весьма чувствительна к принятой кривой вращения и к отклонению скоростей водорода от круговых; общепринятой картины водородных спиральных рукавов пока не существует.

Наконец, ещё одно независимое подтверждение существования спиральной структуры дало изучение движения молодых звёзд в пределах до 4-5 кпк от Солнца. Оно показало, что поле скоростей этих звёзд также имеет спиральную структуру.

В окрестности Солнца существуют три области концентрации молодых объектов (рис. 7). В одной из них находится Солнце, её наз. рукавом (ветвью) Ориона. Вторая наблюдается в направлении от центра Г., на расстоянии ок. 1,5 кпк от Солнца (ветвь Персея). Третья находится в направлении центра Г., на расстоянии ок. 1,2 кпк (ветвь Стрельца). Данные о пространственном распределении зон HII, пульсаров и нейтрального водорода (рис. 8-10) подтверждают существование ветвей Персея и Стрельца, но не позволяют обнаружить рукав Ориона; не обнаруживается он и в структуре поля скоростей звёзд. Поэтому считают, что рукав Ориона - это небольшое ответвление от спирального рукава, какие часто наблюдаются в др. галактиках. Исследование поля скоростей звёзд в окрестности Солнца позволило установить, что при R0 = 10 кпк и W0 = 25 км/(с.кпк) расстояние от Солнца до ветви Персея ≈ 2,4 кпк, до ветви Стрельцам ≈1,8 кпк.

Спиральная структура в Г. обнаруживается также по галактическому гамма-излучению и непрерывному радиоизлучению. Для интенсивности галактич. излучения в плоскости Г. характерно общее уменьшение интенсивности в обе стороны от направления на её центр (l = 00), к-рое прерывается в отдельных интервалах долгот ступеньками и даже всплесками интенсивности (рис. 11 и 12). Поскольку в Г. диффузное излучение в гамма- и радио- диапазоне возникает гл. обр. в спиральных ветвях, где больше газа, космич. лучей и больше напряжённость магн. поля, то направление, в к-ром наблюдается избыточное излучение ("ступенька", всплеск), соответствует направлению вдоль спиральной ветви. На рис. 11 видна ступенька в области l ≈ 285- 3000, а из рис. 10 следует, что здесь находится продолжение ветви Стрельца, расположенное вдоль луча зрения (т. н. ветвь Киля). Такие же совпадения можно увидеть для др. ветвей, причём не только на рис. 11, но и на рис. 12. Накопилось много данных, позволяющих считать, что спиральные ветви - области сгущения звёзд и газа - представляют собой спиральные волны плотности, движущиеся в плоскости Г. (подробнее об этом см. в ст. Спиральная структура галактик).

Рис. 11. Долготное распределение радиоизлучения галактического газа на частоте 408 МГц, Тb - яркостная температура. Сравнение с рис. 8 показывает, что ступеньки распределения в окрестности l = 335, 320 и 2900 соответствуют направлениям вдоль спиральных ветвей, выявленных по расположению зон HII.

Рис. 12. Зависимость интенсивности F гамма-излучения галактического диска (в интервале энергий 70 МэВ - 5 ГэВ) от долготы l. Видно, что эта зависимость во многом сходна с долготным распределением радиоизлучения (рис. 11).

4. Центральная область Галактики

Центральные области (ядра) многих галактик очень активны, они явл. источниками интенсивного эл.-магн. излучения во всех диапазонах длин волн. К спиральным галактикам с активными ядрами относятся, напр., т. н. сейфертовские галактики с энерговыделением до 1044 эрг/с в центральной области (см. Ядра галактик). В Г. центральная область скрыта от нас мощным слоем пыли, ослабляющим свет в десятки тыс. раз. Однако исследования в ИК-лучах позволили установить, что Г. имеет звёздное ядро, похожее на спокойные (несейфертовские) ядра галактик типа Sb и Sc. Светимость центральной области Г. (R ≈ 1 кпк) не превосходит, по-видимому, 1042 эрг/с. Осн. вклад в светимость дают звёзды красные гиганты и сверхгиганты, а осн. вклад в массу - звёзды-карлики поздних спектр. классов. В самом центре Г., в пределах 1 пк, находятся дискретные источники радио-, ИК- и рентг. излучения (см. Галактический центр).

В центре Г. обычно выделяют три области. Первая, имеющая радиус 4 кпк интересна особенностями кинематики и распределения газа. Вторая область радиусом R ≈ 600 пк включает в себя звёздный балдж с массой ${\mathfrak M}_{зв} \approx
4^{.}10^{9} {\mathfrak M}_\odot$ и околоядерный газовый диск с массой ${\mathfrak M}_{гд} \approx 6^{.}10^{8} {\mathfrak M}_\odot$. Наконец, окрестность центра с радиусом в неск. пк наз. ядром (часто ядром наз. вообще всю центральную часть Г.). Не исключено, что распределение вещества в центре Г. асимметрично. Во многих спиральных галактиках обнаружена перемычка (бар), в центре к-рой расположено ядро, а от концов её отходят спиральные ветви. Такая перемычка может быть и у нашей Г.

Область R < 4 кпк. Здесь обнаруживается резкое (примерно в 4 раза) падение общей плотности газа по сравнению с пиком плотности на расстоянии 4-5 кпк (рис. 4). Кольцо низкого содержания газа (дыра в газовом диске) тянется до расстояний R ≈ 600-700 пк от центра, где масса газа на ед. поверхности диска подскакивает от 4-5 ${\mathfrak M}_\odot$/пк2 до 500 ${\mathfrak M}_\odot$/пк2. Массы газа ${\mathfrak M}_{гд} \approx 6^{.}10^{8} {\mathfrak M}_\odot$, содержащегося в области с R = 600 пк, более чем достаточно для того, чтобы при равномерном её распределении внутри полости с R = 4 кпк заполнить указанную дыру. Отсюда возникло предположение, что в области с R Ј 4 кпк газ испытал сильную потерю момента количества движения из-за турбулентной вязкости или из-за торможения в гравитац. поле вращающейся перемычки и собрался в самом центре Г. Эта точка зрения альтернативна др. гипотезам, согласно к-рым газ в области R Ј 4 кпк или исчерпался в результате интенсивного звездообразования, или был выброшен из центра Г.

Балдж и газовый диск (R $\lesssim$ 600 пк). Эта область особенно ярка в ИК-диапазоне на волне 2 мкм. ИК-радиация, представляющая собой переработанное пылью более коротковолновое излучение звёзд балджа (см. Инфракрасная астрономия), идёт в основном из области с R < 200 пк и имеет резкий пик интенсивности в самом центре Г. Пик выделяется даже в пределах 1 пк от центра, что свидетельствует о сильной концентрации звёзд в очень небольшом объёме ядра Г. Центральная часть балджа погружена в ионизованный газ - околоядерный водородный (HII) диск поперечником ≈150 пк. Он хорошо прослеживается благодаря своему тепловому радиоизлучению. Предполагается, что ионизация газа обусловлена молодыми звёздами спектр. класса О. В области зоны HII звёздная масса $ \approx 1{,}5^{.}10^{9} {\mathfrak M}_\odot$, общая масса газа $ \approx 1{,}2^{.}10^{7} {\mathfrak M}_\odot$. Большая часть газа объединена в облака молекулярного водорода, среди к-рых особенно известны комплексы молекулярных облаков Стрелец А и Стрелец В, расположенные в центральной части околоядерного диска.

Наблюдения радиоизлучения в линиях и в непрерывном спектре обнаруживают необычное распределение и кинематику газа внутри балджа. По-видимому, весь газ сосредоточен здесь в околоядерном диске с R ≈ 600 - 700 пк, наклонённом к плоскости галактич. экватора под углом 220. Диск быстро вращается и расширяется со скоростями 100-200 км/с.

Существование наклонённого газового диска осложняет решение вопроса о происхождении газа в балдже. Если он попал туда в результате падения из области R < 4 кпк, то трудно объяснить появление наклона оси вращения.

Рис. 13. Изофоты ИК-излучения центра Галактики на волне 2,2 мкм. Крестиком отмечен источник IRS 16, находящийся в центре звёздного балджа Галактики. По горизонтальной оси - прямое восхождение.

Рис. 14. Изофоты теплового радиоизлучения центра Галактики. Показан радиоисточник Стрелец А Западный.

Ядро Галактики. Наблюдаемое излучение ядра Г. имеет макс. интенсивность на волне ≈2 мкм (ИК-диапазон). В ИК-диапазоне преимущественно излучает пыль, нагретая звёздами балджа (сами звёзды невидимы из-за сильного поглощения излучения в оптич. диапазоне). Но в ядре Г. обнаружены и компактные ИК-источники, самый интересный из к-рых - IRS 16 - имеет размеры ок. 0,1 пк (рис. 13). В этом районе находится радиоизлучающая область HII - Стрелец А Западный (рис. 14). Предполагается, что она содержит скопление O-звёзд. Методом радиоинтерферометрии со сверхдлинной базой в её центре был обнаружен, пожалуй, самый удивительный объект Г. Это чрезвычайно компактный источник нетеплового радиоизлучения размером меньше 0,001'', т. е. меньше 10 а. е. Было высказано предположение, что он является чёрной дырой с массой $\thicksim 10^{6} {\mathfrak M}_\odot$.

По излучению на волне λ = 12,8 мкм (линия Nell) удалось выяснить особенности движения в самом центре Г., в области диаметром 1 пк. Были обнаружены большие хаотические скорости и радиальное расширение вещества; найдены признаки его вращения со скоростью до 200 км/с. Отсюда найдена масса внутри этой области: ${\mathfrak M} \approx
5^{.}10^{6} {\mathfrak M}_\odot$. Т. о., если это вещество сосредоточено в звёздах, то концентрация звёзд в ядре Г. в миллионы раз больше, чем в окрестности Солнца. Ось вращения ядра проходит через источник IRS 16, к-рый, возможно, явл. центром звёздного балджа.

Большой интерес представляет хим. состав ядра Г. Поскольку в ядре Г. звёздная плотность исключительно высока, можно было бы ожидать здесь существенно иную картину эволюции хим. состава вещества, иное содержание тяжёлых элементов. Однако наблюдения пока ничего не говорят в пользу этого предположения. Оказалось, что темп-ра зон HII в ядре Г. выше, чем зон HII в спиральных рукавах, а поскольку эта темп-ра определяется отводом теплоты за счёт излучения тяжёлых элементов, то указанный факт интерпретируется как отсутствие повышенного содержания тяжёлых элементов в ядре Г. Этот вывод может быть очень важен для правильного понимания хим. эволюции Г. в целом.

Лит.:
Агекян Т. А., Звезды, галактики, Метагалактика, 3 изд., М., 1981;
Бок Б., Бок П., Млечный путь, пер. с англ., М., 1978;
Ефремов Ю. Н., В глубины Вселенной, 2 изд., М., 1977;
Куликовский П. Г., Звездная астрономия, М., 1978;
Каплан С. А., Пикельнер С. Б., физика межзвездной среды, М., 1979;
Марочник Л. С., Сучков А.А., Галактика, М., 1984;
Уитни Ч., Открытие нашей Галактики, пер. с англ., М., 1975;
Шаров А. С., Туманность Андромеды, М., 1982.

Л. А. Сучков.
Публикации с ключевыми словами: галактика - Млечный Путь
Публикации со словами: галактика - Млечный Путь
См. также:
Все публикации на ту же тему >>

Оценка: 2.8 [голосов: 172]
 
О рейтинге
Версия для печати Распечатать

Астрометрия - Астрономические инструменты - Астрономическое образование - Астрофизика - История астрономии - Космонавтика, исследование космоса - Любительская астрономия - Планеты и Солнечная система - Солнце


Астронет | Научная сеть | ГАИШ МГУ | Поиск по МГУ | О проекте | Авторам

Комментарии, вопросы? Пишите: info@astronet.ru или сюда

Rambler's Top100 Яндекс цитирования