другие галактики
Наша Солнечная система всего лишь крошечная часть огромной галактики под названием Млечный Путь — колоссальной по земным меркам и одновременно с этим бесконечно маленькой на фоне бескрайней Вселенной.
Чтобы понять, насколько грандиозны галактические масштабы, достаточно привести небольшой пример. Диаметр Солнца в сто с лишним раз больше, чем диаметр Земли. Но по сравнению с размерами галактики это совершенно ничтожная цифра. Их соотношение примерно такое, как если бы мы сравнивали точку в конце этого предложения с целым континентом. А ведь галактик во Вселенной — неисчислимое множество, и они расположены не вплотную друг к другу.
Чтобы понять, насколько грандиозны галактические масштабы, достаточно привести небольшой пример. Диаметр Солнца в сто с лишним раз больше, чем диаметр Земли. Но по сравнению с размерами галактики это совершенно ничтожная цифра. Их соотношение примерно такое, как если бы мы сравнивали точку в конце этого предложения с целым континентом. А ведь галактик во Вселенной — неисчислимое множество, и они расположены не вплотную друг к другу.
КЛАССИФИКАЦИЯ ГАЛАКТИК
Наблюдения за переменными звёздами — цефеидами позволили определить расстояния до многих звёздных скоплений и туманностей. В 20-х гг. ХХ в. было установлено, что многие туманности, называвшиеся ранее эллиптическими и спиральными, находятся за пределами нашей Галактики и являются самостоятельными звёздными системами — галактиками. По числу входящих в них звёзд они не уступают нашей звёздной системе. Изучение строения галактик, их распределение и движение в пространстве имеют решающее значение для понимания законов эволюции всей части наблюдаемой нами Вселенной
КЛАССИФИКАЦИЯ ГАЛАКТИК Число галактик, доступных наблюдениям в крупнейшие телескопы, достигает десятков миллиардов. Несмотря на исключительное многообразие внешнего вида, большинство галактик всё же можно объединить в несколько основных типов: эллиптические (E), спиральные (S) и неправильные (Ir). Также можно выделить линзообразные - это промежуточный тип между эллиптической и спиральной галактиками.
К эллиптическим галактикам относятся те, которые имеют вид кругов или эллипсов. Их яркость плавно уменьшается от центра к периферии. Никакой внутренней структуры у этих галактик нет. Наблюдения показывают, что эти галактики не вращаются, в них очень мало газа и пыли, поэтому в них новые звёзды не образуются, они состоят в основном из старых звёзд. Массы самых крупных эллиптических галактик достигают величины 1013М .
К эллиптическим галактикам относятся те, которые имеют вид кругов или эллипсов. Их яркость плавно уменьшается от центра к периферии. Никакой внутренней структуры у этих галактик нет. Наблюдения показывают, что эти галактики не вращаются, в них очень мало газа и пыли, поэтому в них новые звёзды не образуются, они состоят в основном из старых звёзд. Массы самых крупных эллиптических галактик достигают величины 1013М .
NGC 1316 галактика в созвездии Печь
Спиральные галактики состоят из ядра и нескольких спиральных рукавов, или ветвей. У обычных спиральных галактик (S) эти ветви отходят непосредственно от ядра. У пересечённых спиральных галактик (они обозначаются SB) ядро пересекается по диметру поперечной полосой — перемычкой (баром). От концов этой перемычки и начинаются спиральные ветви. Так, одна из ближайших к нам звёздных систем — Туманность Андромеды — является спиральной галактикой, а галактика NGC1300 — спиральная галактика с перемычкой. Считают, что наша Галактика похожа на Туманность Андромеды. Спиральные галактики вращаются, в них много газа и пыли, которые концентрируются к плоскости галактики в спиральных рукавах, в них много молодых горячих звёзд спектральных классов О и В. Эти звёзды возбуждают свечение диффузных газовых туманностей, разбросанных вместе с пылевыми облаками вдоль спиральных ветвей. Обилие газовых пылевых облаков и присутствие в них голубых звёзд спектральных классов О и В говорят об активных процессах образования звёзд, происходящих в спиральных рукавах этих галактик. Массы спиральных галактик составляют от 1010 до 1012 М .
Спиральная галактика Водоворот и её компаньон NGC 5195
Линзообразная галактика. По классификации Хаббла это промежуточный тип между эллиптической и спиральной галактиками (S0). Линзообразные звездные системы обладают звездным диском вокруг центрального шаровидного скопления-балджа, однако рукава относительно малы и выражены не очень ярко, а количества межзвездной газопылевой материи недостаточно для активного рождения новых звезд. Основные жители – старые большие звезды, красного или желтого цветов. Различаются по количеству межзвездной пыли и плотности перемычки в галактическом центре. Составляют примерно 20% числа галактик.
Линзообразная галактика NGC 7049
К неправильным галактикам относятся те, у которых отсутствует чётко выраженное ядро и не обнаружена вращательная симметрия. Примерами неправильных галактик служат Большое Магелланово Облако и Малое Магелланово Облако — самые близкие к нам галактики, видимые невооружённым глазом в южном полушарии неба, вблизи Млечного Пути. Эти две галактики являются спутниками нашей Галактики.
NGC 1569 является карликовой неправильной галактикой в созвездии Жирафа
Специальный класс галактик представляют взаимодействующие галактики. Обычно это двойные галактики, между которыми наблюдаются светлые перемычки, «хвосты» и т. д. Из-за близкого расположения друг к другу их формы искажаются силой взаимного тяготения, которая вызывает приливы у каждой из них.
NGC 4038/4039 — галактики Антенны
КРАСНОЕ СМЕЩЕНИЕ В СПЕКТРАХ ГАЛАКТИК. ЗАКОН ХАББЛА. Свет галактик в основном представляет собой суммарный свет миллиардов звёзд и газа. Для изучения физических свойств галактик астрономы используют методы спектрального анализа света. Наблюдения показывают, что линии в спектрах всех известных галактик смещены к красному концу. Это явление было названо красным смещением. При этом отношение смещения спектральной линии Δλ = λ – λ0 к длине волны λ0 оказалось для всех линий одинаковым в спектре данной галактики. Количественно красное смещение характеризуется величиной
где λ0 — длина волны спектральной линии, наблюдаемой в лаборатории, назвали красным смещением. Общепринятая интерпретация этого явления связана с эффектом Доплера, согласно которому смещение спектральных линий вызвано движением (удалением) излучающего объекта (галактики) со скоростью v по направлению от наблюдателя.
При малых красных смещениях (z<<1) скорость объекта может быть найдена по формуле Доплера:
При малых красных смещениях (z<<1) скорость объекта может быть найдена по формуле Доплера:
где c = 3 · 105 км/с — скорость света.
После того как по красному смещению были найдены скорости галактик, известный астроном Э. Хаббл установил интересную зависимость, называемую законом Хаббла: скорость удаления галактик возрастает прямо пропорционально расстоянию до них:
После того как по красному смещению были найдены скорости галактик, известный астроном Э. Хаббл установил интересную зависимость, называемую законом Хаббла: скорость удаления галактик возрастает прямо пропорционально расстоянию до них:
В этой формуле коэффициент пропорциональности Н называют постоянной Хаббла, численное значение которой зависит от выбранных единиц. Если в законе Хаббла скорость выражена в километрах в секунду, а расстояние в мегапарсеках (1 мегапарсек = 106 парсеков), то постоянная Хаббла Н = 75 км/(с · Мпк). Используя закон Хаббла, удаётся определить расстояния до очень далёких галактик и других внегалактических объектов по их красному смещению. Так, самый близкий к нам квазар 3С273 имеет красное смещение z = 0,158. Это означает, что он удаляется от нас со скоростью
Из закона Хаббла следует, что расстояние до этого квазара равно
ТЁМНАЯ МАТЕРИЯ В ГАЛАКТИКАХ. Массу галактик можно определить двумя способами. Во-первых, зная светимость галактики и деля её на светимость звёзд, входящих в неё, мы непосредственно получаем число звёзд в галактике. Умножая это число на массу отдельной звёзды, мы получаем полную массу. Во-вторых, мы можем получить массу галактики, измеряя скорости движения звёзд, газовых туманностей и скоплений на различных расстояниях от её центра. Если бы вся масса была сосредоточена в звёздах, то на расстояниях, больших, чем видимый радиус галактик, скорость соответствовала бы круговой скорости (её называют кеплеровской скоростью). Она показана на рисунке непрерывной линией. Наблюдаемая скорость почти постоянная. Это указывает на то, что в галактиках присутствует материя, масса которой существенно больше массы вещества, сосредоточенного в звёздах, и она занимает больший объём, чем видимый объём галактик. Эту материю называют «тёмная материя».
АКТИВНЫЕ ГАЛАКТИКИ И КВАЗАРЫ
Радионаблюдения за галактиками показали, что большинство из них являются слабыми источниками радиоизлучения, основная доля их излучения приходится на свет звёзд галактики.
АКТИВНЫЕ ГАЛАКТИКИ. Однако существуют такие галактики, радиоизлучение которых не только сравнимо, но и значительно превышает их оптическое излучение. Эти галактики получили название радиогалактик. В ядрах некоторых галактик происходят бурные процессы выделения энергии. Такие галактики получили название активных галактик. Так, в галактике М87 в созвездии Девы наблюдается яркий выброс вещества со скоростью 3000 км/с, масса этого выброса составляет 105 М . Эта галактика оказалась мощным источником радиоизлучения. На фотографии показана одна из мощнейших радиогалактик — Центавр А. Галактика пересечена полосой поглощающего вещества. Анализ свойств радиоизлучения показывает, что оно вызывается облаками горячей плазмы, выброшенными из ядра галактики и двигающимися со скоростью, близкой к скорости света.
КВАЗАРЫ. Ещё более мощными источниками радиоизлучения являются квазары (англ. quasar — QUASi stellAR radio source, т. е. похожий на звезду радиоисточник).
Примером такого источника является ближайший к 273 в созвездии Девы. Его светимость достигает 1012 L .
Светимости большинства квазаров в десятки и сотни раз превышают светимости обычных галактик. Квазары являются также мощными источниками инфракрасного, рентгеновского и гамма-излучения.
А вот размеры квазаров оказались небольшими, примерно 100 — 1000 а.е., т.е. всего лишь в десятки раз больше размеров Солнечной системы.
Тщательные исследования показали, что квазары представляют собой активные ядра галактик, структура которых пока недоступна современной технике наблюдений. По современным представлениям в ядрах галактик, как и в ядре нашей Галактики, находятся массивные чёрные дыры. Поэтому наиболее разработанной моделью квазара является модель с массивной чёрной дырой, расположенной в центре определённого типа галактик с высокой звёздной плотностью.
Примером такого источника является ближайший к 273 в созвездии Девы. Его светимость достигает 1012 L .
Светимости большинства квазаров в десятки и сотни раз превышают светимости обычных галактик. Квазары являются также мощными источниками инфракрасного, рентгеновского и гамма-излучения.
А вот размеры квазаров оказались небольшими, примерно 100 — 1000 а.е., т.е. всего лишь в десятки раз больше размеров Солнечной системы.
Тщательные исследования показали, что квазары представляют собой активные ядра галактик, структура которых пока недоступна современной технике наблюдений. По современным представлениям в ядрах галактик, как и в ядре нашей Галактики, находятся массивные чёрные дыры. Поэтому наиболее разработанной моделью квазара является модель с массивной чёрной дырой, расположенной в центре определённого типа галактик с высокой звёздной плотностью.
Длительное и мощное выделение энергии может быть полностью объяснено выпадением вещества галактики на чёрную дыру. Масса такой чёрной дыры составляет около 108 М , а её радиус — 3 · 108 км. Находясь в центре галактики с высокой звёздной плотностью, такая чёрная дыра может захватывать целые звёзды. При падении на чёрную дыру звезда разрушается и формирует диск вокруг неё. Потенциальная энергия разрушенной звезды переходит в кинетическую и тепловую. Диск нагревается до миллионов кельвинов и излучает мощное рентгеновское, оптическое и другие виды излучений, формирует направленный выброс вещества со скоростью, близкой близкой к скорости света. Для обеспечения наблюдаемой светимости квазаров достаточно, чтобы чёрная дыра захватывала хотя бы одну звезду в год. При высоких плотностях звёзд в ядрах галактик такие частые захваты звёзд чёрной дырой вполне реальны. В обычных галактиках плотности звёзд в ядре невелики, поэтому захваты звёзд редки, и мы не видим проявления большой активности чёрных дыр у обычных галактик.
СКОПЛЕНИЕ ГАЛАКТИК
Известно, что диаметр нашей Галактики достигает почти 30 кпк (100 000 св. лет), диаметр галактики Андромеды (М31) равен 40 кпк. Расстояние до Туманности Андромеды составляет 670 кпк (2 млн св. лет), следовательно, превышает диаметры крупных галактик почти в 20 раз. Средние же расстояния между звёздами примерно такие же, как между Солнцем и α Центавра, т. е. около 275 000 а. е., и больше диаметра Солнца (1,5 · 106 км = 0,01 а. е.) в 27,5 млн раз. Таким образом, галактики значительно теснее сближены в пространстве, чем звёзды между собой.
СКОПЛЕНИЯ ГАЛАКТИК. Систематические исследования распределения галактик по небу показали, что наряду с отдельными галактиками наблюдаются скопления галактик. Так, наша Галактика, Туманность Андромеды, Большое и Малое Магеллановы Облака и ещё несколько звёздных систем образуют Местную группу, в которую входят 35 галактик. Галактики Местной группы связаны общим тяготением и движутся вокруг общего центра масс. Таким образом, скопления галактик являются гравитационно-связанными системами галактик и представляют собой одни из самых больших структур во Вселенной. Сейчас известно около 4000 скоплений галактик, в которых насчитываются сотни и тысячи звёздных систем. В среднем диаметры скоплений близки к 8 Мпк (26 млн св. лет). Одним из наибольших является скопление галактик в созвездии Волосы Вероники. Оно находится на расстоянии около 70 Мпк от нас и занимает на небе участок диаметром 12о . В этом богатом скоплении насчитывается около 40000 галактик. Наш Млечный Путь вместе с Местной группой галактик находится на окраине скопления галактик, центр которого находится в созвездии Девы.
РЕНТГЕНОВСКОЕ ИЗЛУЧЕНИЕ СКОПЛЕНИЙ ГАЛАКТИК Кроме галактик, скопления содержат и газ. Как показали наблюдения на космических рентгеновских телескопах, скопления галактик являются мощными источниками рентгеновского излучения, которое испускает нагретый до температуры свыше 109 К очень разреженный межгалактический газ. Его концентрация оказалась около 1000 атомов водорода в 1 м3 . Общее количество меж галактического газа сравнимо с массой всех галактик в скоплении.
ЯЧЕИСТАЯ СТРУКТУРА РАСПРЕДЕЛЕНИЯ ГАЛАКТИК. Астрономы измерили расстояния до многих галактик и определили, как они распределены в пространстве. И получилась очень интересная картина.
Наша Галактика расположена наверху, и мы наблюдаем галактики в направлениях, указанных прямым восхождением. Слева — расстояния до галактик в световых годах, справа — число галактик, которые использовались при построении распределения.
