Галактики

Галактики (далее Г), гигантские звездные системы, подобные нашей звездной системе — Галактике, в состав которой входит Солнечная система. (Термин "галактики", в отличие от термина "Галактика", пишут со строчной буквы.) Устаревшие название Г "внегалактические туманности" и "анагалактические туманности" отражают тот факт, что они видны на небе как светлые туманные пятна вне полосы Млечного Пути (Г), которая является, т. о., для них "зоной избегания". В этой зоне Г не видны из-за концентрации темной, поглощающей свет пылевой материи вблизи экваториальной плоскости нашей Г. Природа Г стала известна после того, как американский астроном Э. Хаббл в 20-х гг. 20 в. обнаружил, что ближайшие Г состоят из множества очень слабых звезд, которые при наблюдении в небольшие телескопы сливаются в сплошное светлое пятно — туманность. Среди отдельных наиболее ярких звезд ему удалось обнаружить переменные звезды типа цефеид, измерение видимого блеска которых позволяет установить расстояние до систем, в которые они входят. Таким путем было окончательно установлено, что Г находятся далеко за пределами нашей Г и имеют размеры, сравнимые с ней. Ближайшими к ним г. оказались похожие на обрывки Млечного Пути Магеллановы Облака, расстояние до которых составляет 46 килопарсек (около 150 тыс. световых лет). В поперечнике они в несколько раз меньше нашей Г и, по-видимому, являются ее спутниками. Расстояния до далеких Г оценивают по красному смещению — смещению линий в спектре Г, обусловленному Доплера эффектом. Это смещение статистически возрастает с увеличением расстояния до Г Расстояние до наиболее далеких Г, различимых на фотографиях, полученных с помощью самых крупных телескопов, составляет более 1 млрд. парсек (более 3 млрд. световых лет). В 20—30-х гг. 20 в. Хаббл разработал основы структурной классификации Г, согласно которой различают 3 класса Г: 1) спиральные Г, характерные 2 сравнительно яркими ветвями, расположенными вокруг ядра по спирали. Ветви выходят либо из яркого ядра (такие Г обозначаются ), либо из концов светлой перемычки, пересекающей ядро (обозначаются ). 2) Эллиптические Г (Е), имеющие форму эллипсоидов. 3) Иррегулярные (неправильные) Г (), обладающие неправильными формами. По степени клочковатости ветвей спиральные Г разделяются на подтипы: а, b и с. У первых из таких Г ветви аморфны, у вторых — несколько клочковаты, у третьих — очень клочковаты, а ядро всегда неярко и мало. Во 2-й половине 40-х гг. 20 в. У. Бааде (США) установил, что клочковатость спиральных ветвей и их голубизна растут с повышением содержания в них горячих голубых звезд, их скоплений и диффузных туманностей. Центральные части спиральных Г желтее, чем ветви, и содержат старые звезды (население 2-го типа, по Бааде, или население сферической составляющей), тогда как плоские спиральные ветви состоят из молодых звезд (население 1-го типа, или население плоской составляющей). Плотность распределения звезд в пространстве растет с приближением к экваториальной плоскости спиральных Г Эта плоскость является плоскостью симметрии системы, и большинство звезд при своем обращении вокруг центра Г остается вблизи нее; периоды обращения составляют 10⁷—10⁹ лет. При этом внутренние части вращаются как твердое тело, а на периферии угловая и линейная скорости обращения убывают с удалением от центра. Однако в некоторых случаях находящееся внутри ядра еще меньшее ядрышко ("керн") вращается быстрее всего. Аналогично вращаются и неправильные Г, являющиеся также плоскими звездными системами. Эллиптические Г состоят из звезд 2-го типа населения. Вращение обнаружено лишь у наиболее сжатых из них. Космической пыли в них, как правило, нет, чем они отличаются от неправильных и особенно спиральных Г, в которых поглощающее свет пылевое вещество имеется в большом количестве. В спиральных Г оно составляет от несколько тысячных до сотой доли полной их массы. Вследствие концентрации пылевого вещества к экваториальной плоскости, оно образует темную полосу у Г, повернутых к нам ребром и имеющих вид веретена. Радиоастрономические наблюдения позволили обнаружить в Г скопления нейтрального Масса его относительно мала в спиральных Г Sa, достигает нескольких процентов в и доходит до 10% от массы звезд в галактиках , а также в неправильных Г В основном нейтральный — главная часть газовой составляющей Г — расположен в узком экваториальном слое, но отдельные облака наблюдаются и далеко от него, где нет весьма горячих звезд, способных ионизовать его и привести в состояние свечения.

Последующие наблюдения показали, что описанная классификация недостаточна, чтобы систематизировать все многообразие форм и свойств Г Так, были обнаружены Г, занимающие в некотором смысле промежуточное положение между спиральными и эллиптическими Г (обозначаются ₀). Эти Г имеют огромное центральное сгущение и окружающий его плоский диск, но спиральные ветви отсутствуют, В 60-х гг. 20 в. были открыты многочисленные кольцеобразные и дисковидные Г со всеми градациями обилия горячих звезд и пыли. Еще в 30-х гг. 20 в. были открыты эллиптические карликовые Г в созвездиях Печи и Скульптора с крайне низкой поверхностной яркостью, настолько малой, что эти, одни из ближайших к нам, Г даже в центральной своей части с трудом видны на фоне неба. С др. стороны, в начале 60-х гг. 20 в. было открыто множество далеких компактных Г, из которых наиболее далекие по своему виду неотличимы от звезд даже в сильнейшие телескопы. От звезд они отличаются спектром, в котором видны яркие линии излучения с огромными красными смещениями, соответствующими таким большим расстояниям, на которых даже самые яркие одиночные звезды не могут быть видны. В отличие от обычных далеких Г, которые из-за сочетания истинного распределения энергии в их спектре и красного смещения выглядят красноватыми, наиболее компактные Г (называемые также квазизвездными Г) имеют голубоватый цвет. Как правило, эти объекты в сотни раз ярче обычных сверхгигантских Г, но есть и более слабые. У многих Г обнаружено радиоизлучение нетепловой природы, возникающее, согласно теории сов. астронома И. С. Шкловского, при торможении в поле электронов и более тяжелых заряженных частиц, движущихся со скоростями, близкими к скорости света (т. н. синхротронное излучение). Такие скорости частицы получают в результате грандиозных взрывов внутри Г

Компактные далекие Г, обладающие мощным нетепловым радиоизлучением, называются ^-галактиками. Звездообразные источники с таким радиоизлучением называются квазарами (квазизвездными радиоисточниками), а Г, обладающие мощным радиоизлучением и имеющие заметные угловые размеры, — радиогалактиками. Все эти объекты чрезвычайно далеки от нас, что затрудняет их изучение. Радиогалактики, имеющие особенно мощное нетепловое радиоизлучение, обладают преимущественно эллиптической формой, встречаются и спиральные. Большой интерес представляют т. н. галактики Сейферта. В спектрах их небольших ядер имеется много очень широких ярких полос, свидетельствующих о мощных выбросах газа из их центра со скоростями, достигающими несколько тысяч км/сек. У некоторых галактик Сейферта обнаружено очень слабое нетепловое радиоизлучение. Не исключено, что и оптическое излучение таких ядер, как и в квазарах, обусловлено не звездами, а также имеет нетепловую природу. Возможно, что мощное нетепловое радиоизлучение — временный этап в развитии квазизвездных Г Близкие к нам радиогалактики изучены полнее, в частности методами оптической астрономии. В некоторых из них обнаружены пока еще не объясненные до конца особенности. Так, в гигантской эллиптической галактике Центавр А обнаружена необычайно мощная темная полоса вдоль ее диаметра. Еще одна радиогалактика состоит из двух эллиптических Г, близких друг к другу и соединенных перемычкой, состоящей из звезд. При изучении неправильной галактики М82 в созвездии Большой Медведицы американские астрономы А. Сандидж и Ц. Линде в 1963 пришли к заключению, что в ее центре около 1,5 миллионов лет тому назад произошел грандиозный взрыв, в результате которого во все стороны со скоростью около 1000 км/сек были выброшены струи горячего Сопротивление межзвездной среды помешало распространению струй газа в экваториальной плоскости, и они потекли преимущественно в двух противоположных направлениях вдоль оси вращения Г Этот взрыв, по-видимому, породил и множество электронов со скоростями, близкими к скорости света, которые явились причиной нетеплового радиоизлучения.

Задолго до обнаружения взрыва в М82 для объяснения многочисленных других фактов советский астроном В. А. Амбарцумян выдвинул гипотезу о возможности взрывов в ядрах Г По его мнению, такое вещество и сейчас находится в центре некоторых Г и оно может делиться на части при взрывах, которые сопровождаются сильным радиоизлучением. Т. о., радиогалактики — это Г, у которых ядра находятся в процессе распада. Выброшенные плотные части, продолжая дробиться, возможно, образуют новые Г — сестры, или спутники Г меньшей массы. При этом скорости разлета осколков могут достигать огромных значений. Исследования показали, что многие группы и даже скопления Г распадаются: их члены неограниченно удаляются друг от друга, как если бы они все были порождены взрывом.

Не объяснены еще также причины образования т. н. взаимодействующих Г, обнаруженных в 1957—58 советским астрономом Б. А. Воронцовым-Вельяминовым. Это пары или тесные группы Г, в которых один или несколько членов имеют явные искажения формы, придатки; иногда они погружены в общий светящийся туман. Наблюдаются также тонкие перемычки, соединяющие пару Г, и "хвосты", направленные прочь от соседней Г, как бы отталкиваемые ею. Перемычки иногда бывают двойными, что свидетельствует о том, что искажения форм взаимодействующих Г не могут быть объяснены приливными явлениями. Часто большая Г одной из своих ветвей, иногда деформированной, соединяется со спутником. Все эти детали, подобно самим Г, состоят из звезд и иногда диффузной материи.

Часто Г встречаются в пространстве парами и более крупными группами, иногда в виде скоплений, содержащих сотни Г Наша Галактика с Магеллановыми Облаками и с др. ближайшими Г составляет, вероятно, также отдельное местное скопление Г Магеллановы Облака и наша Галактика, по-видимому, погружены в общее для них облако. Группы и скопления разнообразны по типам входящих в них Г Иногда в них входят только спиральные и неправильные, иногда только эллиптические Г, иногда же — и те, и другие. Ближайшими к нам являются разреженное облако галактик в Большой Медведице и неправильное скопление в созвездии Девы. Оба содержат Г всех типов. Очень богатое и компактное скопление галактик Е и ₀, находящееся в созвездии Волос Вероники, насчитывает тысячи членов. Светимости и размеры Г весьма разнообразны. Г-сверхгиганты имеют светимости, в 10¹¹ раз превышающие светимость Солнца, квазары в среднем еще в 100 раз ярче; слабейшие же из известных Г-карликов сравнимы с обычными шаровыми звездными скоплениями в нашей Галактике. Их светимость составляет около 10⁵ светимости Солнца. Размеры Г весьма разнообразны и колеблются от десятков парсек до десятков тысяч парсек.

Пространство между Г, особенно внутри скоплений Г, по-видимому, содержит иногда космическую пыль. Радиотелескопы не обнаруживают в них ощутимого количества нейтрального но космические лучи пронизывают его насквозь, так же, как и электромагнитное излучение.

Известно около 1,5 тыс. ярких Г (до 13-й звездной величины). В "Морфологическом каталоге галактик" (4 тома), составленном в СССР (публикация закончена в 1968), содержатся сведения о 30 тыс. Г ярче 15-й звездной величины. Он охватывает ³/₄ всего неба. 5-метровому телескопу доступно несколько миллиардов Г до 21-й звездной величины. Такие Г отличаются от слабейших звезд лишь легкой размытостью изображения.

См. также Внегалактическая астрономия.

См. илл.

Лит.: Эйгенсон М. С., Внегалактическая астрономия, М., 1960; Строение звездных систем, пер. с англ, под ред П. Н. Холопова, М., 1962; Агекян Т. А., Звезды, галактики, метагалактика, М., 1966: Бааде В., Эволюция звезд и галактик, пер. с англ., М., 1966; Струве О. Л., Зебергс В., Астрономия 20 века, пер. с англ.. М., 1968.

Б. А. Воронцов-Вельяминов.

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