Внегалактическая астрономия

Внегалактическая астрономия (далее В) раздел астрономии, изучающий небесные тела и их системы, находящиеся за пределами нашей звездной системы - Галактики. Формированию этого раздела астрономии предшествовал длительный период выяснения того, какие типы небесных светил входят в состав нашей звездной системы и какие находятся вне ее. В конце 1-й четверти 20 в. было окончательно установлено, что наша звездная система имеет конечные размеры и в то же время не исчерпывает собой всей звездной Вселенной. Она получила название Галактика (с прописной буквы). Было доказано существование также и других звездных систем, которые по своей замкнутости и независимому положению в пространстве получили названия галактик (со строчной буквы). Совокупность всех галактик, называемая метагалактикой, представляет собой самую обширную систему из известных науке. Наиболее далекие из ярчайших галактик, расстояния до которых удалось установить, находятся от нас на расстояниях, составляющих более миллиарда парсек. Точное значение этого наибольшего расстояния указать невозможно, так как, во-первых, почти ежегодно становятся известными все более и более удаленные объекты, а во-вторых, потому, что результат вычисления расстояний на основании величин, получаемых непосредственно из наблюдений, зависит от предполагаемых свойств пространства метагалактики, недостаточно хорошо изученных. Тем не менее можно утверждать, что самые далекие из известных галактик не находятся у границ метагалактики.

Результаты исследований, полученные В, являются основным наблюдательным материалом для космологии. Изучая проявления природы в наиболее крупных масштабах, В сталкивается с новыми, ранее неизвестными явлениями и, может быть, даже с новыми законами природы. Результаты В существенно помогают изучению нашей Галактики. Это обусловлено тем, что другие галактики мы наблюдаем извне и в целом, а нашу Галактику мы вынуждены изучать, находясь внутри нее, что в ряде отношений труднее. Солнечная система находится внутри пылевого экваториального слоя Галактики, который сильно сокращает для нас зону видимости, особенно в направлениях вблизи плоскости галактического экватора. Другие же галактики видны целиком и в разных ракурсах в зависимости от их случайного поворота относительно нашего луча зрения. Но из-за дальности расстояния до галактик в них почти не наблюдаются по отдельности звезды разных типов, из которых они состоят. Наоборот, данные о типах звезд и об их движениях в нашей Галактике способствуют лучшему пониманию других звездных систем.

Распределение галактик в пространстве неоднородно. Большинство их сосредоточено в тесных или в разбросанных скоплениях галактик, содержащих от десятков до десятков тысяч членов. Скорости движения галактик в скоплениях, измеренные по спектрограммам на основе эффекта Доплера, беспорядочны по направлениям и достигают 2000 км/сек. В некоторых случаях эти скорости столь велики, что могут оказаться достаточными для того, чтобы галактики покидали скопление. Еще не решен вопрос, в какой мере распределение скоплений галактик в метагалактике можно считать однородным. С одной стороны, большинство галактик сосредоточено в скоплениях, а последние разбросаны беспорядочно, с другой стороны, резко выраженной асимметрии в распределении скоплений или резкого скучивания их не наблюдается. Вопрос о том, является ли реальная Вселенная однородной или неоднородной, важен для космологии.

Метагалактическое пространство между галактиками не пусто. В нем много мелких звездных систем, отдельных звезд, разреженного газа и космической пыли, а также космических лучей, кроме того, в нем отлична от нуля интенсивность полей - гравитационного, и т.д. Их изучение также входит в задачу В

Английский астроном В. Гершель на рубеже 18 и 19 вв. впервые составил обширные каталоги светлых туманных пятен, видимых на небе. Исследования показали, что некоторые из них при наблюдении в сильный телескоп оказываются состоящими из звезд. Однако, наряду с этим, было признано существование туманностей, состоящих из сплошной диффузной среды. Окончательно это было доказано во 2-й половине 19 в. при помощи спектрального анализа. Спектр некоторых туманностей оказался состоящим из ярких линий, принадлежащих разреженным газам; у других он оказался подобным спектру звездных скоплений - непрерывным, с линиями поглощения, причем таких туманностей оказалось подавляющее большинство. Позднее выяснилось, что небольшая доля туманностей с таким спектром является не звездными системами, а облаками космической пыли, светящейся отраженным светом ярких звезд. В 20-х гг. 20 в. Э. Хабблу (США) удалось доказать, что и газовые и пылевые туманности встречаются уже среди сравнительно близких к нам объектов. Несколько раньше Х. Шепли (США) удалось определить расстояния до шаровых звездных скоплений, из которых более далекие с трудом "разлагаются" на звезды даже в сильнейшие телескопы.

Природа остальных туманных пятен (а их огромное большинство; в каталогах содержится около 30 тыс. объектов до 15-й видимой звездной величины) выяснилась к середине 20-х гг. 20 в. Еще в середине 19 в. английский ученый У. Росс обнаружил спиральную структуру у наиболее крупных из них, но все многообразие и тонкость структуры туманностей выявились лишь после введения в астрономическую практику фотографии и повышения мощности телескопов. Шведский астроном К. Лундмарк, наблюдая в спиральных туманностях едва заметные вспышки новых звезд, имеющих в действительности колоссальную светимость, пришел к заключению, что спиральные туманности находятся за пределами нашей Галактики. В дальнейшем выяснилось, что звезды, вспышки которых наблюдались в галактиках, были чаще всего не новыми звездами, а в сотни раз более яркими сверхновыми звездами, вследствие чего оценки расстояний до спиральных туманностей, проведенные Лундмарком, пришлось увеличить. В нашей Галактике со времени изобретения телескопа ни одна сверхновая звезда не наблюдалась. Поэтому изучение этих интересных небесных тел в основном опирается на результаты В

Позднее Э. Хаббл более точно определил расстояния и размеры спиральных галактик М31 (Большая туманность в созвездии Андромеды), М33 (в созвездии Треугольника) и NGC 6822 (в созвездии Стрельца). Он доказал большое сходство этих звездных систем с нашей Галактикой, установив, что все они содержат звезды одинаковых типов, одинаковые звездные скопления и диффузные газовые туманности, новые звезды. Эти открытия, как и многие последующие в области В, были выполнены с помощью крупнейших в мире телескопов, установленных в США.

В 1924-25 на фотографиях ближайших спиральных галактик были обнаружены переменные звезды, в том числе цефеиды, светимость которых связана известным образом с периодом изменения их блеска. Таким образом, определив светимость по наблюдаемому изменению блеска и сравнив ее с видимой звездной величиной этих небесных тел, можно оценить расстояния до цефеид, а следовательно, и до галактик, содержащих их. (Размеры галактик малы сравнительно с расстояниями до них.) Метод цефеид для определения расстояний до удаленных звездных систем наиболее точен, но применим лишь к ближайшим из них. Для более далеких, вплоть до самых удаленных из числа наблюдаемых в настоящее время, наилучшим является метод определения расстояния до галактик по величине смещения линий в спектре галактик, так называемого красного смещения. В 1924 К. Лундмарк и К. Вирц, ( обнаружили, что чем больше расстояние до галактики, тем сильнее линии ее спектра смещены к красному концу. Позже величина красного смещения, вызванного удалением от нас (эффект Доплера), была уточнена. При определении расстояний этим методом принимают, что на каждый миллион парсек расстояния красное смещение возрастает примерно на 100 км/сек (закон Хаббла). На это систематическое смещение, обусловленное расширением метагалактики, накладываются смещения спектральных линий (в сторону красного или синего конца спектра), обусловленные индивидуальными скоростями галактик, которые, однако, обычно не превосходят 1000 км/сек. Из-за этого метод определения расстояний по красному смещению спектральных линий ненадежен в применении к близким галактикам.

Задачами В являются фотографическое изучение формы и вида галактик, их классификация (основы последней заложил Хаббл), измерение звездной величины и цвета галактик в целом и отдельных их участков, а также исследование закономерностей строения и состава скоплений галактик. В ближайших галактиках изучают число и распределение различных объектов разной светимости. При помощи спектрального анализа изучаются скорости движения и законы вращения галактик, что дает материал для определения их масс. Изучается и сравнивается состав звезд, входящих в галактики. При фотографировании галактик применяются электронные усилители яркости, сокращающие время экспонирования и позволяющие фотографировать очень слабые объекты.

Новые возможности получила В, применяя методы радиоастрономии. С их помощью были открыты принципиально новые объекты и явления в Метагалактике. К числу таких объектов относятся так называемые радиогалактики, для которых характерно необычайно мощное излучение в радиодиапазоне, происходящее, по-видимому, от элементарных частиц колоссальных энергий, движущихся в полях некоторых галактик, а также квазары, природа которых изучена еще недостаточно. Однако уже сейчас из очень больших красных смещений в спектрах большинства наблюдаемых квазаров заключают, что многие из них находятся на расстояниях в несколько миллиардов парсек. Светимостью и спектром с квазарами сходны так называемые квазизвездные галактики, звездоподобные объекты, не имеющие сильного, а может быть и умеренного, радиоизлучения. Их число в десятки раз больше, чем число квазаров. В то же время есть много общего между бурными процессами в квазарах и в ядрах некоторых галактик.

В СССР наиболее обширные теоретические и наблюдательные исследования в области В ведутся на Бюраканской астрофизической обсерватории АН Армянской ССР и в Государственном астрономическом институте им. П. К. Штернберга Московского университета. См. также Галактики.

Лит.: см. при ст. Галактики.

Б. А. Воронцов-Вельяминов.

	Copyright © 1999-2023 Oval.ru, All Rights Reserved.