Что такое галактики, и какие они бывают? Галактики. Виды галактик во Вселенной

Идея о том, что наша Галактика не заключает в себя весь звездный мир и существуют другие, сходные с ней звездные системы, впервые была высказана учеными и философами в середине 18 в. (Э.Сведенборг в Швеции,И.Кант в Германии, Т.Райт в Англии). На небе другие звездные системы выглядят как далекие гигантские скопления звезд. Естественно было предположить, что такими «внешними» галактиками являются светлые туманные пятна низкой яркости, открытые астрономами на небе, когда в их распоряжении появились достаточно крупные телескопы. Английский астроном В.Гершель в конце 18 в. смог с помощью построенного им большого телескопа первым «разложить» на отдельные звезды некоторые из таких туманностей. Впоследствии оказалось, что они являются звездными скоплениями, которые принадлежат нашей Галактике. Другие же туманности (включая большую Туманность Андромеды) не разрешались на звезды, и было неизвестно, относятся ли они к нашей Галактике или лежат за ее пределами. Позднее, в конце 19 в., выяснилось, что природа наблюдаемых светлых пятен вообще не одинакова, некоторые из них, действительно, могут быть далекими звездными скоплениями, а другие имеют спектр, характерный для газа, а не для звезд, а, значит, являются облаками нагретого межзвездного газа.

В середине 19 в. было впервые обнаружено наличие спиральной структуры у некоторых туманностей (лорд Росс, Великобритания). Но их звездная природа еще долгое время оставалась недоказанной.

На помощь пришла фотография. В начале 20 в. американскому астроному Дж.Ричи с помощью нового телескопа с диаметром 1,5 м на обсерватории Маунт Вильсон впервые удалось, используя длинные экспозиции, получить фотографии нескольких туманных пятен (включая туманности в Андромеде и в Треугольнике) такого высокого качества, что на них можно было рассмотреть изображения большого числа очень слабых звезд. Но поскольку никто не мог сказать, к каким типам принадлежат эти звезды, открытие Ричи не решило вопрос о расстоянии, а значит, и о природе исследуемых объектов. Окончательно этот проблема была решена в 1924, когда американский астроном Э.Хаббл , проводя наблюдения на новом инструменте – 2,5-метровом рефлекторе, обнаружил в туманностях Андромеды и Треугольника звезды знакомого типа – цефеиды (см . ЗВЕЗДЫ).

Расстояние до этих переменных звезд астрономы уже умели определять по характерной для них зависимости «период–светимость». И хотя впоследствии выяснилось, что полученные Хабблом расстояния более чем вдвое меньше действительных, его оценки убедительно показали, что наблюдавшиеся звездные системы находятся далеко за пределами нашей Галактики. С этого времени стало возможным говорить о рождении нового раздела науки – внегалактической астрономии.

Невооруженному глазу доступно всего три галактики – туманность Андромеды в северном полушарии и Большое и Малое МагеллановыОблака – в южном. Магеллановы облака являются самыми близкими к нам галактиками: расстояние до них ок. 150 тыс. св. лет.

Пространство между галактиками прозрачно, что позволяет наблюдать очень далекие объекты. Современным крупным телескопам потенциально доступны для наблюдения более миллиарда далеких галактик, однако, большинство из них едва заметны и видны лишь как крошечные пятнышки размером в несколько угловых секунд, часто по виду с трудом отличимые от слабых звезд нашей Галактики. Поэтому современные представления о галактиках основаны на изучении нескольких десятков тысяч сравнительно близких объектов, которые могут быть исследованы более детально.

Первый каталог, содержащий информацию о положении на небе более ста туманных пятен, был составлен французским астрономом, специализировавшимся на поиске комет, Шарлем Мессье в 18 в. Большинство зарегистрированных им пятен впоследствии оказалось галактиками, остальные – светлыми газовыми туманностями и звездными скоплениями нашей Галактики. Объекты Мессье до сих пор обозначаются номерами его каталога (например, туманность Андромеды имеет обозначение М31). Одним из более обширных каталогов, номерами из которых часто обозначают галактики, является New General Catalogue (NGC), основы которого заложили английские астрономы Вильям Гершель и его сын Джон Гершель. Вместе с добавлением к нему (Index Catalogues, или IC) каталог NGC содержит координаты более 13 тыс. объектов.

Работа по составлению более подробных каталогов галактик была существенно расширена несколькими изданиями Реферативного каталога ярких галактик Ж. де Вокулера с сотрудниками. Более обширные, но менее информативные каталоги, основанные на просмотре фотографических пластинок Обзора неба, полученных на 1,2-метровой камере Шмидта Паломарской обсерватории, были опубликованы еще ранее Ф.Цвикки в США (Каталог Цвикки), П.Нильсоном в Швеции (каталог UGC) и Б.А.Воронцовым-Вельяминовым в СССР (Морфологический каталог галактик). Они содержат координаты, звездные величины, угловые размеры и некоторые другие параметры для нескольких десятков тысяч галактик приблизительно до 15-й звездной величины. Позднее был проведен аналогичный обзор и для южного неба – по фотографиям, полученным с помощью широкоугольных камер Шмидта Европейской южной обсерватории в Чили и в Австралии. Со временем появились многочисленные более специализированные атласы и каталоги галактик, обладающих теми или иными свойствами, в том числе составленные по наблюдениям в радио, рентгеновском или инфракрасном диапазонах спектра.

Одна и та же галактика под различными номерами может входить в разные каталоги. За исключением небольшого числа объектов, галактики не имеют собственных имен. Каждой соответствует цифровое обозначение, перед которым, как правило, стоит аббревиатура (сокращенное до нескольких букв название) соответствующего каталога. Обозначения галактик по разным каталогам вместе с обширной информацией об их наблюдаемых свойствах можно найти, например, в базе данных НАСА по внегалактическим объектам на сайте.

ОБЩИЕ СВОЙСТВА ГАЛАКТИК

Галактики – сложные по составу и структуре системы. Самые маленькие из них по числу звезд сопоставимы с большими звездными скоплениями в нашей Галактике, однако по размерам они значительно их превосходят: диаметр даже самых маленьких галактик составляет несколько тысяч св. лет. Размеры гигантских галактик в сотни раз больше.

Галактики не имеют резких границ, их яркость постепенно спадает с удалением от центра наружу, поэтому понятие размера не является строго определенным. Видимый размер галактик зависит от возможности телескопа выделить их внешние области, имеющие низкую яркость, на фоне свечения ночного неба, которое никогда не бывает абсолютно черным. В его слабом свете «тонут» периферийные части галактик. Современная техника позволяет регистрировать области галактик с яркостью менее 1% от яркости ночного неба. Для объективной оценки размеров галактик за их границу условно принимается определенный уровень поверхностной яркости, или, как говорят, определенная изофота (так называют линию, вдоль которой поверхностная яркость имеет постоянное значение). Часто в качестве такого порогового значения яркости принимается 25 звездная величина с квадратной угловой секунды в фотографической области спектра. Соответствующая ей яркость в десятки раз ниже яркости ночного, ничем не «подсвеченного» неба. Яркость центральных областей галактик может быть в несколько сотен раз выше порогового значения.

Светимость галактик (т.е. полная мощность излучения) меняется в еще больших пределах, чем их размер – от нескольких миллионов светимостей Солнца (L c) у самых маленьких галактик до нескольких сотен миллиардов L c для галактик-гигантов. Эта величина примерно соответствует общему количеству звезд в галактике или ее полной массе. Светимость галактик такого типа как наша Галактика составляет несколько десятков миллиардов светимостей Солнца. Однако у одной и той же галактики она может сильно различаться в зависимости от диапазона спектра, в котором ведется наблюдение. Поэтому очень важную роль в изучении галактик играют наблюдения в различных интервалах длин волн. Вид галактик неузнаваемо меняется при переходе от одного спектрального диапазона к другому – от радиоволн к гамма-лучам. Это связано с тем, что основной вклад в излучение галактик на различных длинах волн вносят объекты различной природы.

Таблица: Спектральный диапазон

Спектральный диапазон	Объекты, дающие основной вклад в излучение галактики	Примечание
Гамма	Активные ядра некоторых галактик. Источники, дающие одиночные короткие всплески излучения, по-видимому, связанные с компактными звездами (нейтронными звездами, черными дырами)..	Излучение галактик в этом диапазоне редко наблюдается. Оно регистрируется только за пределом атмосферы.
Рентгеновский	Горячий газ, заполняющий галактику. Активные ядра некоторых галактик. Отдельные источники, связанные с тесными двойными звездными системами с перетеканием вещества на компактную звезду.	Излучение принимается только за пределом атмосферы.
Ультрафиолетовый	Наиболее горячие звезды (в галактиках, где происходит звездообразование, это – голубые сверхгиганты). Активные ядра некоторых галактик.	Излучение особенно сильно в галактиках с интенсивным звездообразованием.
Область видимого света	Звезды с различной температурой. Светлые газовые туманности.	В этом диапазоне большинство галактик излучает основную энергию.
Ближний инфракрасный	Наиболее холодные звезды (красные сверхгиганты, красные гиганты, красные карлики).	Светимость галактики в этом диапазоне наиболее точно характеризует полную массу содержащихся в ней звезд.
Далекий инфракрасный	Межзвездная пыль, нагретая излучением звезд. Активные ядра и околоядерные области некоторых галактик.	Излучение особенно сильно в галактиках с интенсивным звездообразованием. Регистрируется только за пределом атмосферы.
Радио	Высокоэнергичные электроны, изучающие в межзвездном магнитном поле. Холодный (атомарный, молекулярный) межзвездный газ, излучающий на определенных частотах. Активные ядра некоторых галактик.	Излучение дает основную информацию о холодном межзвездном газе галактики и о магнитных полях в межзвездном пространстве.

Массы галактик, как и их светимости, также могут различаться на несколько порядков – от значений, характерных для крупных шаровых звездных скоплений (миллионы масс Солнца) до тысячи миллиардов масс Солнца у некоторых эллиптических галактиках.

Галактики – это прежде всего звездные системы; именно со звездами связано их оптическое излучение. Пространственно звезды образуют два основных структурных компонента галактики, как бы вложенных один в другой: быстро вращающийся звездный диск, толщина которого обычно составляет 1–2 тыс. св. лет, и медленно вращающуюся сферическую (или сфероидальную) составляющую, яркость которой концентрируется не к плоскости диска, а к центру галактики. Внутренняя, наиболее яркая часть сферодального компонента называется балдж (от англ. bulge – вздутие), а внешняя часть низкой яркости – звездное гало. В центральной части массивных галактик часто выделяется небольшой и быстро вращающийся околоядерный диск размером порядка тысячи св.лет, который также состоит из звезд и газа. Такая структурность галактик отражает сложный многоступенчатый характер их формирования. Есть галактики, в которых наблюдается только один из двух основных компонентов: диск или сфероид.

Помимо звезд с разными массами, химическим составом и возрастом, каждая галактика содержит разреженную и слегка намагниченную межзвездную среду (газ и пыль), пронизываемую высокоэнергичными частицами (космическими лучами). Относительная масса, приходящаяся на долю межзвездной среды, как и мощность радиоизлучения, также относятся к важнейшим наблюдаемым характеристикам галактик. Полная масса межзвездного вещества сильно меняется от одной галактики к другой и обычно составляет от нескольких десятых долей процента до 50% суммарной массы звезд (в редких случаях газ может даже преобладать по массе над звездами). Содержание газа в галактике – это очень важная характеристика, от которой во многом зависит активность происходящих в галактиках процессов и, прежде всего, – процесс образования звезд.

МОРФОЛОГИЧЕСКАЯ КЛАССИФИКАЦИЯ И СТРУКТУРА ГАЛАКТИК

Многообразие наблюдаемых форм галактик вызвало у астрономов желание объединить похожие объекты и разбить галактики на ряд классов по их внешнему виду (по морфологии). В основе наиболее часто используемой морфологической классификации галактик лежит схема, предложенная Э.Хабблом в 1925 и развитая им в 1936. Галактики разделяются на несколько основных классов: эллиптические (Е), спиральные (S) линзовидные (S0) и неправильные (Irr).

E-галактики выглядят как эллиптические или овальные пятна, не слишком сильно вытянутые, яркость внутри которых плавно уменьшается с расстоянием от центра. Заметный диск в них отсутствует, хотя точные фотометрические измерения в некоторых случаях позволяют заподозрить его существование. Следы пыли или газа в них также редко встречаются. По степени сплюснутости Е-галактики разделяются на несколько подклассов – от Е0 (круглые) до Е6 (вытянутые). Цифра, стоящая после буквы «Е», характеризует видимую сплюснутость галактики. Она примерно равна отношению 10·(a–b)/a, где a и b – соответственно большая и малая оси эллипса, описывающего галактику.

В спиральных (S) галактиках выделяется центральное сгущение звезд – «балдж», и протяженный звездный диск, в котором (если он только не повернут к наблюдателю «ребром») наблюдаются спиральные ветви. Различают спиральные галактики без перемычки и с перемычкой. В последнем случае в центральной части галактики звезды образуют вытянутую структуру – бар, за пределами которого начинаются спиральные ветви. Такие галактики обозначаются SB. На фотографиях, полученных в лучах видимой части спектра, бары заметны не менее чем у трети всех S-галактик. В инфракрасных лучах их можно выявить у еще большего числа галактик.

Спиральные галактики также делятся на подклассы: Sa, Sb, Sc, Sd, а для галактик с баром – SBa, SBb, SBc, SBd. Вдоль последовательности от а до d уменьшается яркость балджа, а спиральные ветви становятся все более клочковатыми, более «развернутыми» и менее четкими по форме. У спиральных галактик, наблюдаемых с ребра, спиральные рукава не видны, но тип галактики можно установить по относительной яркости балджа и диска.

Между типами Е и S находится тип линзовидных галактик (S0). Как и S-галактики, они обладают звездным диском и балджем, но в них нет спиральных ветвей (хотя бар может быть). Считается, что это галактики, которые в далеком прошлом были спиральными, но к настоящему времени почти полностью «потеряли» или израсходовали межзвездный газ, а вместе с ним – и способность образовывать яркие спиральные ветви.

Irr-галактики не обладают упорядоченной структурой, в них нет спиральных ветвей, хотя они и содержат внутри себя яркие области различных размеров (как правило, это области интенсивного звездообразования). Балдж в этих галактиках очень мал или совсем отсутствует.

Несколько процентов наблюдаемых галактик не укладывается в описанную классификационную схему, их называют пекулярными. Обычно это галактики, форма которых искажена сильным взаимодействием с соседними галактиками, или же обладающие необычной структурой – например, полярным кольцом, вращающимся в плоскости, перпендикулярной плоскости звездного диска.

В отдельную группу выделяются карликовые галактики – небольшие по размеру, светимость которых в тысячи раз меньше, чем у таких галактик как наша или туманность Андромеды. Это самый многочисленный класс галактик, но из-за низкой светимости их трудно обнаружить на большом расстоянии. Размер карликов обычно не превосходит нескольких килопарсек (см . ПАРСЕК). Среди них также встречаются эллиптические dE, спиральные dS (очень редко), и неправильные (dIrr). Буква d (от английского dwarf – карлик) обозначает принадлежность к карликовым системам.

Было также обнаружено два типа карликов, которые практически не имеют аналогов среди галактик высокой светимости. Это – карликовые сфероидальные системы (dSph) и карликовые голубые компактные галактики (dBCG). Первые похожи на шаровые звездные скопления, увеличенные по объему в тысячи раз. Такие галактики – рекордсмены по низкой поверхностной яркости среди карликов, которая даже во внутренней области галактик часто бывает значительно ниже яркости темного ночного неба. Несколько галактик dSph являются спутниками нашей Галактики. В отличие от них галактики dBCG имеют высокую поверхностную яркость при небольшом линейном размере, а их голубой цвет свидетельствует об интенсивно происходящем звездообразовании. Эти объекты особенно богаты газом и молодым звездами.

Различие меду галактиками разных типов объясняется как различными условиями формирования, так и эволюционными изменениями, произошедшими за миллиарды лет их жизни.

ОЦЕНКА РАССТОЯНИЙ ДО ГАЛАКТИК

Многие характеристики галактик, такие как светимость, линейные размеры, масса газа и звезд, период вращения, невозможно оценить, если не известно расстояния до них. Не существует универсального метода определения расстояний до галактик. Одни способы используются для сравнительно близких, другие – для очень далеких объектов. Наиболее разнообразны методы оценки расстояний до сравнительно близких галактик, в которых можно наблюдать и исследовать отдельные яркие объекты. В качестве таких объектов обычно используются звезды, обладающие высокой светимостью: цефеиды, ярчайшие сверхгиганты или гиганты (их легко различить по цвету), но часто привлекаются и другие образования: звездные скопления (см . ЗВЕЗДЫ), планетарные туманности (см . ТУМАННОСТИ), а также новые звезды в максимуме блеска. Характеристики этих объектов считаются известными, например, по аналогии с подобными объектами нашей Галактики. Самый точный метод связан с использованием цефеид, поскольку светимости этих звезд могут быть получены по хорошо установленной зависимости «период-светимость». Для определения расстояний проводятся фотометрические измерения видимых звездных величин (видимой яркости) объектов в тех или иных галактиках. Затем полученные оценки сопоставляются со светимостью выбранных объектов (или их абсолютной звездной величиной); при этом обязательно вводится поправка на межзвездное поглощение света. В итоге это позволяет оценить, насколько далеко от нас находится галактика.

Если m – видимая звездная величина объекта, исправленная за межзвездное поглощение, а М – его известная абсолютная звездная величина, то логарифм расстояния D до этого объекта, выраженного в мегапарсеках, определяется по формуле:

lg D = 0,2(m – M) – 5.

Для перевода расстояния в миллионы световых лет его значение в мегапарсеках надо умножить на 3,26.

Эффективным оказался и метод определения расстояний не по отдельным объектам, а по оценке параметров мелкой ряби (флуктуаций поверхностной яркости) на видимом изображении галактик, которая обусловлена звездами, не разрешаемыми по отдельности. Но все эти методы достаточно грубы и в применении к индивидуальным галактикам могут давать большую ошибку.

Ярчайшие звезды, пригодные для оценки расстояний, даже с помощью крупнейших телескопов наблюдаются в галактиках, удаленных не более чем на несколько десятков миллионов световых лет (шаровые скопления – несколько дальше). Исключение составляют сверхновые звезды , их можно запечатлеть на любых расстояниях, с которых видны галактики. Их тоже используют для оценки расстояний, однако, они вспыхивают в галактиках редко и не прогнозируемым образом. Поэтому для более далеких галактик разработаны другие подходы. Например, предполагают, что заранее известна светимость или линейный размер галактик определенного типа (это очень грубый метод). Более точные оценки опираются на статистически установленные зависимости, связывающие светимость галактик с какой-либо непосредственно измеряемой величиной, характеризующей галактику (скорость вращения, ширина спектральных линий, принадлежащих звездам, или линий излучения межзвездного газа в радиодиапазоне). Но чаще всего расстояние до далеких галактик определяют по зависимости Хаббла «красное смещение спектральных линий – расстояние». Этот метод (метод красного смещения) основан на измерении сдвига линий в спектре галактики, обусловленного расширением Вселенной. Открытая эмпирически зависимость Хаббла получила надежное обоснование в теории расширяющейся Вселенной. Однако, для калибровки эмпирических зависимостей все равно требуются сравнительно близкие галактики, для которых расстояния находят по индивидуальным объектам. Поэтому определить, во сколько раз одна галактика дальше другой, можно значительно точнее, чем оценить расстояние до каждой из них. В целом, точность оценки расстояний не превышает 10–15%, а в отдельных случаях она значительно ниже.

СОСТАВ ГАЛАКТИК

Межзвездные газ и пыль.

Распределение газа в галактике может сильно отличаться от распределения звезд. Иногда газ прослеживается до значительно больших расстояний от центра галактики, чем звезды, наглядно демонстрируя, что галактика может продолжаться дальше своих оптических границ. Относительная доля массы, приходящаяся на межзвездный газ, в среднем растет от Е- к Irr-галактикам. Для таких галактик, как наша, она составляет несколько процентов, а в Е-галактиках газа содержится менее 0,1% (хотя есть и исключения из этого правила).

Межзвездный газ состоит, в основном, из водорода и гелия с небольшой примесью более тяжелых элементов. Эти тяжелые элементы образуются в звездах и вместе с газом, теряемым звездами, оказываются в межзвездном пространстве. Поэтому содержание тяжелых элементов важно знать для изучения эволюции галактики.

В спиральных галактиках газ концентрируется к плоскости звездного диска, а внутри диска его плотность больше всего в спиральных ветвях, а также в центральной области галактики. Но газ наблюдается и в эллиптических галактиках, где нет ни звездных дисков, ни спиральных ветвей. В этих галактиках газ представляет собой горячую разреженную среду, заполняющую весь объем звездной системы. Из-за высокой температуры (сотни тысяч градусов Кельвина) его можно наблюдать в рентгеновских лучах.

Газ в S- и Irr-галактиках находится в трех основных состояниях, или фазах. Во-первых, это облака холодного (менее 100 К) молекулярного газа. Такой газ не излучает света, но его присутствие позволяет обнаружить радионаблюдения, поскольку различные молекулы в разреженной среде излучают на определенных, хорошо известных длинах волн. Именно в облаках холодного газа зарождаются звезды. Во-вторых, это атомарный, или нейтральный, газ, образующий облака и более разреженную межоблачную среду. Такой газ также не излучает света. Атомарный водород был открыт по радиоизлучению на частоте 1420 МГц (длина волны 21 см). Как правило, в этом состоянии находится основная масса межзвездного газа. В-третьих, в лучах видимого света обычно наблюдаются многочисленные яркие области, образованные газом, ионизованным ультрафиолетовым излучением звезд и нагретым до температуры около 10 000 К. Это области ионизованного газа. Как правило, источником нагрева и ионизации являются молодые массивные звезды, поэтому большое количество ионизованного газа свидетельствует об интенсивном звездообразовании в галактике.

В газовой среде межзвездного пространства содержится и мелкодисперсный твердый компонент – межзвездная пыль. Она проявляет себя двояко. Во-первых, пыль поглощает видимый и ультрафиолетовый свет, вызывая общее ослабление яркости и покраснение галактики. Наиболее непрозрачные (из-за пыли) участки галактики видны как темные области на светлом ярком фоне. Особенно много непрозрачных областей вблизи плоскости звездного диска – именно там концентрируется холодная межзвездная среда. Поэтому, если смотреть на диск галактики «с ребра», то обычно бывает хорошо заметна пылевая полоса, пересекающая галактику по диаметру. Во-вторых, пыль излучает сама, отдавая накопленную энергию света в форме далекого инфракрасного излучения (в диапазоне длин волн 50–1000 мкм). Поэтому полная энергия излучения пыли бывает сопоставима с энергией видимого излучения, приходящего к нам от всех звезд галактики. Суммарная масса пыли сравнительно невелика: она в несколько сотен раз меньше, чем полная масса межзвездного газа. Особенно мало пыли в Е-галактиках, где холодный газ также практически отсутствует; а также в карликовых галактиках, где газа может быть много, но среда содержит мало тяжелых элементов, необходимых для формирования пылинок. Пыль в галактиках является продуктом эволюции звезд.

Звездное население и возраст галактик.

Звезды отличаются друг от друга по массе, возрасту и химическому составу. В каждой галактике могут находиться звезды с различными характеристиками: массивные и маломассивные, молодые и старые. Процент давно образовавшихся (старых) звезд с возрастом в миллиарды лет и звезд, которые можно условно назвать молодыми (с возрастом менее ста миллионов лет) сильно меняется от одной галактики к другой. Хотя старые звезды присутствуют в галактиках всех типов, вдоль морфологической последовательности галактик – от E к Irr – относительное количество молодых звезд в среднем растет.

В Е-галактиках за редчайшими исключениями молодые звезды практически отсутствуют. Спектр и цвет галактик этого типа свидетельствует о том, что они в основном состоят из звезд, возникших более 10 млрд. лет назад. Самые яркие звезды Е-галактик – красные гиганты.

В спиральных и неправильных галактиках есть и старые, и молодые звезды. Самые яркие из них – голубые сверхгиганты, возраст которых не превышает нескольких десятков миллионов лет.

Наибольшее количество молодых звезд наблюдается в некоторых редко встречающихся галактиках со вспышкой звездообразования. Как правило, они относятся к типам Irr или dBCG, но ими могут быть и S-галактики. Молодые массивные звезды придают этим системам голубоватый цвет. Примером сравнительно близкой к нам спиральной галактики со вспышкой звездообразования является NGC 253.

Помимо возрастного состава, звездное население галактик (как, впрочем, и межзвездный газ в них) может различаться своим химическим составом, точнее – относительным содержанием химических элементов тяжелее гелия. Поскольку эти элементы рождаются в массивных звездах, а затем попадают в межзвездное пространство и участвуют в образовании новых поколений звезд, в молодых звездах тяжелых элементов больше, чем в старых. Поэтому измерение содержания тяжелых элементов в звездах позволяет получить информацию об истории звездообразования в галактике. Меньше всего тяжелых элементов оказалось в карликовых галактиках. Частично это объясняется тем, что такие элементы еще не успели в них возникнуть, а частично тем, что часть газа, обогащенного образовавшимися в звездах химическими элементами, получает при выбросе из звезд такие большие скорости, что не удерживается гравитационным полем маломассивной галактики и навсегда покидает ее.

Возраст галактик оценивают по их звездному составу, который определяют по спектру (или цвету) звездного излучения, опираясь при этом на теорию звездной эволюции, указывающую характерный возраст звезд различного спектрального класса. Однако само понятие возраста галактик определено нечетко, поскольку процесс формирования галактики может занимать 1–2 (а в некоторых случаях и более) миллиарда лет. Тем не менее, анализ наблюдений показал, что в абсолютном большинстве случаев самые старые звезды галактик всех типов имеют сходный возраст, превышающий 10 миллиардов лет.

Эпоха, в которую началось массовое формирование галактик как звездных систем из первоначально газовой среды, отстоит от нас на 10–13 млрд. лет. Однако, среди галактик-карликов есть системы, возраст которых, по-видимому, существенно меньше. Некоторые, очень редко встречающиеся карликовые галактики, по-видимому, только в нашу эпоху испытывают первую вспышку интенсивного звездообразования в своей истории. В них содержится много межзвездного газа (атомарного водорода) и молодых звезд, и нет заметных следов присутствия старых звезд (красных гигантов). При этом в их звездах и межзвездном газе очень мало тяжелых элементов, которые просто еще не успели возникнуть. Но чаще всего большое количество молодых звезд свидетельствует не о молодости системы, а о том, что по тем или иным причинам в галактике произошла очередная вспышка звездообразования.

Звездообразование в галактиках.

Звезды и газ – основные составляющие галактик, тесно связанные друг с другом. В холодных облаках газа происходит зарождение звезд, а последние на определенной стадии эволюции возвращают часть вещества в межзвездную среду. При этом массивные звезды своим излучением нагревают и ионизуют газ. Процесс обмена веществом между звездами и межзвездной средой не сбалансирован: поскольку звезды теряют лишь часть своей массы, звездообразование приводит к медленному уменьшению запасов газа в галактике. Поэтому в большинстве галактик на долю газа приходится лишь несколько процентов вещества, содержащегося в звездах, т.е. большая часть газа уже израсходована.

Галактики с интенсивным звездообразованием отличаются большим числом наблюдаемых молодых звезд высокой светимости (голубых сверхгигантов) с более голубым цветом и большим количеством областей ионизованного газа, спектр этих звезд содержит яркие линии излучения. Присутствие молодых массивных звезд делает такие галактики особенно яркими в ультрафиолетовой и далекой инфракрасной областях спектра, приводит к появлению множества областей ионизованного газа. Частые взрывы сверхновых звезд увеличивают мощность радиоизлучения галактики. По этим признакам и оценивается интенсивность звездообразования в галактиках.

В среднем, темпы звездообразования (в расчете на единицу массы или светимости галактики) уменьшаются вдоль хаббловской последовательности типов от Irr к E, хотя есть и исключения из этого правила. В Е-галактиках молодые звезды либо вообще отсутствуют, либо их слабые следы заметны лишь в самом центре галактики. В S- и Irr-галактиках в среднем в звезды превращается от нескольких миллионов до нескольких десятков миллионов солнечных масс вещества за каждый миллион лет. При этом, как правило, чем больше газа в галактике, тем выше и темп звездообразования в ней.

Почти всегда звездообразование в галактиках происходит в их дисках, где наиболее сильно концентрируется межзвездная среда. Главная особенность звездообразования в дисках галактик – его очаговый характер. Газ и молодые звезды, как правило, группируются в отдельных областях диска размером в несколько сотен световых лет. Небольшие галактики могут содержать два-три крупных очага звездообразования, а в галактиках-гигантах сотни областей звездообразования различных размеров рассеяны по всему диску, концентрируясь к спиральным ветвям, где плотность газа наиболее высока. Большая часть наблюдаемых различий между галактиками прямо или косвенно связана со звездообразованием в них – как в современную эпоху, так и в прошлом.

Темп звездообразования и расположение областей, где в галактике рождаются звезды, зависит от многих факторов, которые могут ускорять, или, наоборот, замедлять процесс превращения газа в звезды. Выявление этих факторов и их роли в эволюции галактик – важная и далеко не решенная проблема.

КИНЕМАТИКА ГАЛАКТИК

Вращение галактик.

Отдельные звезды, звездные скопления и газовые облака непрерывно движутся в галактике, причем каждый объект описывает довольно сложную незамкнутую траекторию вокруг центра масс галактики. Но непосредственно измерить перемещение звезд или облаков газа невозможно. Определение скорости движения различных объектов основано на эффекте Доплера , и производится по измерениям сдвига линий в их спектрах. Для звезд – это линии поглощения, для облаков ионизованного газа – линии излучения в оптическом спектре. Для облаков холодного газа, не излучающего света, используются радиолинии излучения водорода (длина волны 21 см) или молекулярных соединений, прежде всего – молекулы СО; большинство этих радиолиний лежит в сантиметровом и миллиметровом диапазонах. Разумеется, измерения дают лишь величину проекции скорости на луч зрения, а восстановление полного вектора скорости требует определенных предположений о характере движения объектов.

Оценка скоростей газа и звезд в галактиках имеет одну особенность: объекты, скорости которых определяются, обычно не видны по отдельности, так что измерения дают некоторые средние значения скоростей в данном месте галактики. При этом каждая звезда или облако газа может иметь скорость, заметно отличающуюся от средней. Поэтому часто говорят не о скорости отдельных объектов, а о скорости газа или звезд данного типа в определенной области галактики.

Скорости движения газа и звезд составляют от нескольких десятков километров в секунду в карликовых галактиках до 200–300 км/с (в редких случаях – до 400 км/с) в гигантских спиральных галактиках.

Все галактики вращаются, но не как твердые тела: орбитальный период объектов возрастает с увеличением расстояния до центра вращения (центра масс) галактики. При этом совокупность звезд и межзвездный газ могут иметь различные скорости вращения даже на одинаковом расстоянии от центра. Характер вращения галактик различных типов также не одинаков.

Эллиптические галактики.

Скорости звезд в них тем больше, чем массивнее галактика, но скорости соседних звезд, как правило, имеют различное направление, так что среднее значение скорости в каждом локальном объеме галактики оказывается небольшим. Поэтому даже при высоких скоростях движения звезд вращение галактики как целого довольно медленное – несколько десятков километров секунду. Любопытно, что степень сжатия галактики, вопреки ожиданиям, оказалась не связанной со скоростью ее вращения: медленно вращающаяся галактика может быть как шарообразной, так и сплюснутой.

Спиральные галактики.

Различные компоненты галактик имеют разные скорости вращения. Медленнее всего вращается звездный балдж и звездное гало: их скорости вращения почти так же невелики, как у Е-галактик. Звезды и газ в галактическом диске вращаются быстрее, потому что скорости всех объектов диска более упорядоченны: они движутся преимущественно в одном направлении. Наибольшей упорядоченностью отличаются скорости облаков газа и молодых звезд. Их орбиты в диске галактики близки к круговым, поэтому скорости этих объектов часто называют скоростями кругового вращения, или круговыми скоростями.

График изменения скорости газа с расстоянием от центра галактики называют кривой вращения галактики. Характерный вид кривых вращения галактик показан на рис. 15 Спиральные ветви могут вызывать заметные отклонения скоростей вращения от круговой скорости, но амплитуда этих отклонений обычно невелика по сравнению с круговой скоростью и, как правило, не превосходит 20–30 км/с. Более существенные отклонения скорости от круговой наблюдаются во взаимодействующих галактиках, а также в локальных областях звездообразования, где воздействие массивных звезд на газ вызывает нагрев и расширение межзвездной среды.

Неправильные галактики.

Это медленно вращающиеся системы. Как и в дисках S-галактик, скорости вращения газа и звезд в них близки к круговым. В отличие от Е-галактик, низкая скорость вращения в Irr-галактиках – следствие их малой массы.

Массы галактик и проблема темного гало.

В середине 20 в. было обнаружено, что в крупных скоплениях галактик средние скорости движения отдельных членов скопления слишком велики, чтобы они могли удержать друг друга в скоплении своим гравитационным притяжением. Но поскольку скопления включают старые звездные системы, они не могут быть короткоживущими образованиями. Отсюда следовало, что большая часть массы должна приходиться на ненаблюдаемую среду, излучение которой почти или полностью отсутствует. Совершенно независимо выявилось, что аналогичная проблема имеет место и для отдельных галактик.

Принцип определения масс галактик довольно прост. Если бы составляющие галактику объекты не притягивали друг друга, то их движение с наблюдаемыми скоростями привело бы к разрушению галактики за несколько сотен миллионов лет. Но силы гравитации препятствуют разлету частей галактики. Поэтому, измерив скорости движения газа или звезд, можно узнать, как распределено вещество в галактике и какова его масса. Пусть скорость кругового вращения в диске галактики на расстоянии R от центра равна V . Тогда масса М галактики, заключенная в пределах R , в первом приближении равна М (R ) = V 2 R /G , где G – гравитационная постоянная. Такой подход позволяет по известной кривой вращения галактики оценить ее массу и узнать, как она распределена в галактике.

В 1970-х было установлено, что форма кривых вращения многих спиральных галактик на больших расстояниях от центра существенно отличается от ожидавшейся. Скорости вращения во внутренней области галактики возрастают с расстоянием R от центра, но, как правило, начиная с некоторого расстояния, почти не меняются с R , сохраняясь высокими даже на периферии диска. Если бы галактика состояла только из обычных (наблюдаемых!) звезд и газа, то скорость вращения во внешних областях галактики должна была бы уменьшаться с ростом R , аналогично тому, как уменьшается скорость обращения планет вокруг Солнца с возрастанием размера их орбит. Более быстрое вращение означает более высокую массу вещества, заключенного в пределах данного радиуса. Отсюда следует, что масса вещества во внешних областях галактик должна быть выше предполагавшейся. Так возникла проблема скрытой, или темной массы в галактиках. Если во внутренней области галактик относительная доля темной массы мала, то чем дальше от центра, тем она больше. Из косвенных данных следует, что основная часть темной массы заключена не в диске, а в сфероидальном компоненте галактик. Поэтому обычно говорят о темном гало галактик.

В различных спиральных и неправильных галактиках доля массы, приходящаяся на темную материю, различна. В большинстве случаев в пределах оптических границ спиральных галактик масса невидимого вещества сопоставима с суммарной массой вещества «видимого»: звезд и газа. Темное вещество продолжает галактику там, где никакого свечения звезд уже не заметно. Но известны и такие галактики, где темная масса преобладает над видимой на всех расстояниях от центра.

Независимо был получен вывод о существовании темной массы и в эллиптических галактиках – по наблюдениям рентгеновского излучения горячего газа. Его температура составляет десятки миллионов градусов, и галактика, состоящая из обычных звезд, была бы не в состоянии удержать такой газ сколь-нибудь долго.

Природа темной массы в галактиках до сих пор не вполне ясна. Часть ее можно связать с маломассивными звездами или телами, промежуточными по массе между звездами и планетами. Их излучение необнаружимо слабо, и поиски таких тел представляет серьезную научную проблему. Маломассивные тела удается обнаружить лишь по их гравитационному воздействию на лучи света от далеких звезд, случайно оказавшихся на одной прямой линии с каким-либо из таких «темных» объектов: отклонение лучей света в гравитационном поле объекта приводит к кратковременному поярчению звезды (эффект гравитационного микролинзирования).

Другое направление поиска скрытой массы связано с попыткой обнаружения новых элементарных частиц, ответственных за эту темную массу. Такие частицы должны иметь ненулевую массу покоя и слабо взаимодействовать с обычным веществом, что делает их трудно обнаружимыми. Общая масса таких частиц должна быть очень велика, они должны заполнять всю галактику, свободно проходя не только сквозь межзвездную среду, но и сквозь планеты и звезды. Ожидается, что скорости движения этих частиц в галактиках примерно такие же, как и скорости звезд. Частицы, обладающие требуемыми свойствами, пока не обнаружены методами лабораторной физики, но их существование предсказывается в рамках физических теорий элементарных частиц. Могут ли они составлять основную массу галактик – это должно быть выяснено дальнейшими исследованиями.

Природа спиральных ветвей.

Большинство наблюдаемых галактик высокой светимости – спиральные. Их спиральные ветви – это структурные образования во вращающихся газо-звездных дисках галактик. В абсолютном большинстве случаев вращение галактик происходит в таком направлении, что наружные концы спиралей «отстают» в своем движении (спирали как бы закручиваются). Хотя такая форма спиралей характерна для структур, возникающих в самых различных вращающихся средах, природа спиралей в галактиках оставалась непонятной в течение долгого времени. Проблема заключается прежде всего в объяснении их долгоживучести. Как уже было отмечено, диски галактик вращаются не как твердые тела: их угловая скорость уменьшается с расстоянием от центра. Такой характер вращения должен растягивать, «размазывать» любой структурный узор диска, так что он не просуществует и нескольких оборотов галактики. Тем не менее, спиральные ветви наблюдаются в большинстве дисковых галактик, несмотря на их большой возраст.

С наблюдательной точки зрения спиральные ветви в галактиках представляют собой области, выделяющиеся более высокой яркостью, и причиной этого в основном служит концентрация в них молодых звезд и облаков ионизованного газа, которые также обязаны своим происхождением молодым массивным звездам. Спиральные ветви как бы синхронизируют звездообразование в диске галактики, стимулируя появление плотных облаков газа и молодых звезд вдоль ветвей. Механизмом такой синхронизации служит сжатие межзвездной среды в спиралях. В ветвях действительно наблюдается повышенная плотность всех компонентов межзвездной среды – газа, пыли, магнитного поля,космических лучей.

Значительно сложнее оказалось обнаружить увеличение плотности старого населения звездного диска в спиральных ветвях, составляющего его основную массу. Лишь наблюдения в ближнем ИК-диапазоне позволили убедиться, что спиральный узор затрагивает не только газ и молодые звезды, но, как правило, все компоненты диска. Увеличение плотности диска в области спиральных ветвей возмущает его гравитационное поле. Это приводит к тому, что звезды и газовые облака в диске в своем движении под действием «избыточных» сил притяжения спиралей, испытывают систематические отклонения от кругового вращения, то увеличивая, то уменьшая свои скорости, причем это происходит таким образом, что спиральный узор не размывается при вращении галактик, а является самоподдерживающимся. Такой согласованный процесс математически описывается как волна плотности, распространяющаяся по диску. Это означает, что спиральный узор не «приклеен» к диску, а движется со своей угловой скоростью, которая остается одинаковой на любом расстоянии от центра галактики, и поэтому спиральная ветвь не может быстро «закрутиться и размазаться». При этом внутренние области диска вращаются быстрее, чем спиральный узор, а внешние области – медленнее. Радиус, на котором эти две скорости вращения сравниваются, называется радиусом коротации. Его положение в галактике определяется из анализа скоростей звезд или газа, измеренных для большого количества локальных областей диска.

Каждая звезда за один оборот вокруг центра галактики может несколько раз пересекать спиральные ветви. Для звезд такие пересечения происходят бесследно, но межзвездный газ, будучи сплошной средой, реагирует на спиральную волну резким увеличением плотности, что, в конечном счете, и приводит к усилению звездообразования. При отсутствии газа яркие спиральные ветви галактик не смогли бы образоваться.

Выявление механизмов возбуждения и поддержания волновых колебаний плотности в дисках галактик представляет отдельную довольно сложную проблему. Большую роль в этих процессах могут играть звездные бары, существующие в центральных областях SB-галактик, а также спутники и соседние галактики, возмущающие движение звезд и газа в диске галактики своим гравитационным полем. Волновая теория спиралей позволила объяснить правильные по форме спиральные узоры, наблюдаемые в галактиках. Справедливость волновых представлений подтверждается анализом скоростей движения газа и звезд в дисках. Но в реальных галактиках ситуация обычно значительно сложнее. Почти никогда спиральный узор не является математически правильным, спиральная структура часто разбивается на отдельные светлые пятна, спирали иногда частично или целиком состоят из коротких дуговых отрезков, не стыкующихся между собой (в таком случае их называют флокуллентными спиралями). Это отражает как сложный характер процесса распространения звездообразования по диску, так и одновременное существование в диске волн с различной частотой и амплитудой.

ЯДРА ГАЛАКТИК

Центральная область галактики, называемая ее ядром, представляет собой наиболее плотную часть звездной системы. На изображении галактики ядро выделяется своей высокой яркостью. Ядра можно заметить у галактик всех типов, кроме неправильных и большинства карликовых галактик. Помимо звезд, в пределах примерно тысячи световых лет от центра галактики, часто концентрируется межзвездный газ и многочисленные области молодых звезд, образующие вращающийся околоядерный диск.

Наиболее удивительное свойство ядер, не объясняемое присутствием только обычных звезд и газа в ядре – это их активность, которая ярко выражена у нескольких процентов галактик высокой светимости. В активных ядрах наблюдаются нестационарные процессы, связанные с выделением большого количества энергии. В некоторых случаях мощность выделения энергии в ядре превышает 10 37 Вт, что сопоставимо или превышает суммарную мощность излучения всех звезд галактики вместе взятых, хотя обычно она все же на 1–2 порядка ниже.

Форма выделения энергии в ядрах, как и наблюдаемые признаки активности, могут быть различными. Это быстрое движение газа со скоростями в тысячи км/с, мощное нетепловое излучение незвездной природы в различных областях спектра – от рентгеновской до радио, образование направленных плазменных струй (джетов), выбросы высокоэнергичных элементарных частиц, ответственные за мощное радиоизлучение галактики. Общей особенностью активных ядер галактик является переменность излучения на самых различных интервалах времени: от нескольких суток или даже часов до нескольких лет.

Галактики, обладающие активными ядрами, принято разделять на несколько типов. Различают галактики Сейферта , радиогалактики , квазары и лацертиды . Проявление активности ядер в каждом из этих типов галактик имеет свои наблюдаемые особенности. Однако во всех случаях источник мощной энергии ядра имеет крошечный размер по сравнению с размером галактики (существенно меньше светового года). «Сердцевиной» такого источника предположительно является сверхмассивная черная дыра , на которую падает, разгоняясь при падении до околосветовых скоростей, первоначально разреженная среда, находившаяся в ее окрестности (такой средой может быть межзвездный газ околоядерного диска или газ, входивший в состав звезд, разорванных гравитационном полем черной дыры). Это предположение подтверждается открытием в ядрах крупных галактик всех типов массивных объектов (по-видимому, черных дыр), не обладающих заметным излучением, но создающих очень сильное гравитационное поле. Их массы составляют от нескольких миллионов до нескольких миллиардов масс Солнца. Теоретически, кинетическая энергия падения вещества, сообщаемая ему гравитационным полем черной дыры, может в десятки раз превосходить энергию, которую способны дать любые термоядерные реакции в этом веществе. С этой точки зрения, активность ядра связана с различными механизмами преобразования энергии падающего вещества в другие формы. При этом ядро галактики может находиться в активном или спокойном состоянии в зависимости от наличия потоков вещества на черную дыру.

Ядро нашей Галактики, как и соседней с нами Туманности Андромеды, находится в сравнительно спокойном состоянии, несмотря на то, что в самом центре этих галактик обнаружено существование объектов, по-видимому, являющихся массивными черными дырами. Ближайшая к нам спиральная галактика с активным ядром – галактика Сейферта NGC 1068, находящаяся на расстоянии около 50 млн. св. лет в созвездии Кита. Ближайшая пекулярная эллиптическая галактика с активным ядром – радиогалактика NGC 5128 в созвездии Центавра Расстояние до нее в несколько раз меньше.

СИСТЕМЫ ГАЛАКТИК

Группы галактик.

Галактики часто объединены в пары, триплеты и более сложные группы. Одиночные, или, как их не совсем правильно называют, «изолированные» галактики, встречаются редко. Так, наша Галактика окружена системой небольших спутников, из которых самыми крупными являются Большое и Малое Магеллановы Облака. У Туманности Андромеды тоже есть спутники. Все эти объекты, в свою очередь, входят в Местную группу галактик с диаметром около 5 млн. световых лет, в которой находится несколько десятков галактик (в основном – карликовых), причем наша галактика и Туманность Андромеды являются самыми яркими и массивными членами этой группы. В пределах 30 млн. световых лет от Местной группы обнаружено еще более десятка подобных групп.

Таблица 2. Главные галактики местной группы

Таблица 2. ГЛАВНЫЕ ГАЛАКТИКИ МЕСТНОЙ ГРУППЫ
			Видимые		Абсолютные
Галактика	Тип	Расст. 1	Вел. 2	Диам. 3	Свети-мость 4	Диам. 5		Масса 6	M/L 7
Млечный Путь	Sbc	–	–	–	14,5?	80?		200?	14?
БМО	Sm	0,15	0,6	12°	2,75	31		15	5,5
ММО	Smp	0,18	2,8	4°	0,52	13		3	5,8
М 31	Sb	2,10	4,4	3°	22,9	110		400	17
М 32	E2	2,10	9,1	4ў	0,21	2		1?	5?
М 33	Sc	2,20	6,3	1°	3,63	38		20	5,5
Скульптор	E	0,35	9,2?	45ў	0,004	5		–	–
Печь	E	0,75	9,0	50ў	0,019	11		0,1?	5
NGC 205	E	2,10	8,8	11ў	0,27	6		–	–
NGC 6822	Im	1,80	9,3	20ў?	0,11?	7		–	–
IC 1613	Im	2,10	9,9	20ў	0,076	10		–	–
1 Расстояние в миллионах световых лет. 2 Видимая звездная величина в голубых лучах. 3 Видимый угловой диаметр в градусах или минутах дуги. 4 Абсолютная светимость в миллиардах солнечных единиц. 5 Линейный диаметр в тысячах световых лет. 6 Масса в миллиардах солнечных единиц. 7 Отношение массы к светимости в солнечных единицах.

Массы пар, групп и триплетов галактик оценивают по разности лучевых скоростей их членов, считая, что гравитационное поле системы должно быть достаточным для удержания всех галактик вместе. Найденная таким образом масса обычно бывает больше суммарной массы всех видимых членов группы. Такое расхождение называют «проблемой скрытой массы» в системах галактик. Эта проблема родственна проблеме скрытой массы в отдельных галактиках и в их скоплениях.

Скопления галактик.

Системы галактик, содержащие сотни и тысячи отдельных членов, называют скоплениями галактик. Ближайшее из них находится в созвездии Девы на расстоянии более 40 млн. световых лет. Его видимый диаметр около 12° (что соответствует линейному диаметру 8 млн. световых лет), а самые яркие галактики скопления видны как объекты 9-й – 10-й звездной величины. Эллиптические и линзовидные галактики в нем концентрируются к центру, а доля спиральных и неправильных галактик растет к периферии. Еще дальше наблюдаются более богатые скопления, например, гигантское скопление в созвездии Волосы Вероники, находящееся на расстоянии около 300 млн. световых лет. Обычно это скопление называют просто Coma (читается – Кома, от Coma Berenices – Волосы Вероники). В нем более 10 тыс. галактик, половина из которых сосредоточена в центральной области диаметром 1,5°, что соответствует 8 млн. световых лет. 23

В богатых скоплениях типа Coma галактики сильно концентрируются к центру, наподобие звезд в эллиптических галактиках. В центральной части скопления наблюдаются преимущественно эллиптические и линзовидные галактики. Полная масса гигантских скоплений достигает 10 14 масс Солнца. Эта масса только частично заключена в галактиках. Существенная часть вещества скопления приходится на горячий межгалактический газ: Несмотря на очень низкую плотность газа (концентрация атомов составляет всего 100–1000 атомов в куб. метре), его свечение во многих скоплениях уверенно регистрируется рентгеновскими космическими телескопами. Но, как и во многих группах галактик и отдельных галактиках, основная часть массы скоплений приходится не на звезды и газ, а на так называемую «темную массу», излучение которой не обнаруживается.

Не только галактики, но и скопления галактик распределены в пространстве неоднородно. Известны обширные области, где частота встречаемости галактик и скоплений галактик в 5–10 раз выше средней. Иногда такие уплотнения называют сверхскоплениями, однако, их нельзя рассматривать как скопления более высокого уровня. В отличие от обычных скоплений галактик, они не являются гравитационно связанными системами и находятся в состоянии космологического расширения. К такого рода уплотнениям относится, например, вытянутая область Сверхскопления Шепли в созвездии Центавра. Расстояние до него около 650 млн световых лет, а его протяженность превышает 60 млн световых лет. Концентрацию групп и мелких скоплений на расстоянии нескольких десятков млн. лет вокруг скопления Девы часто называют Локальным Сверхскоплением.

Статистический анализ распределения большого количества далеких скоплений показывает, что их совокупность образует в пространстве своего рода ячеистую структуру с характерным размером ячеек 400–500 млн световых лет. К границам ячеек концентрация галактик и их скоплений возрастает и становится в несколько раз выше средней, зато внутри ячеек обширные пространства могут быть практически лишены галактик высокой светимости. Такая структура сформировалась на ранней, догалактической стадии расширения Вселенной под действием сил гравитации вещества, еще не успевшего распасться на отдельные протогалактики.

Взаимодействующие галактики.

В парах, группах или скоплениях галактик достаточно часто происходят тесные сближения или даже столкновения отдельных галактик. При этом, как правило, гравитационные силы между сблизившимися галактиками приводят к искажению их форм, появлению общего светящегося «тумана» из отдельных звезд, покинувших галактики, к возникновению перемычек или длинных хвостов, состоящих из газа и звезд, направленно выброшенных из галактик. Системы таких галактик называют взаимодействующими (термин введен Б.А.Воронцовым-Вельяминовым, который первым начал систематически исследовать эти объекты). Компьютерное моделирование показало, что большинство форм взаимодействующих галактик можно естественно объяснить их гравитационным влиянием друг на друга. Подбирая величину и направление относительных скоростей галактик, их массы и расстояния между ними, можно имитировать наблюдаемые особенности взаимодействующих галактик, в том числе – развитие хвостов и перемычек в результате сближения двух систем. При каждом сближении галактик в группах или парах они теряют часть энергии своего орбитального движения и должны при каждой последующей встрече подходить все ближе друг к другу. Конечным этапом такого процесса неизбежно будет взаимное проникновение галактик и их слияние в одну систему, но это может занять многие миллиарды лет.

Эффекты взаимодействия не сводятся только к искажению форм или появлению длинных выбросов вещества. Они, в частности, могут сильно отразиться на характере движения межзвездного газа в дисках галактик, вызвать появление крупномасштабных ударных волн, привести к резкому возрастанию темпов звездообразования в одной или обеих галактиках, к перераспределению газа в них и даже к всплеску активности ядра. Особенно сильные эффекты возникают при взаимном проникновении галактик или попадании небольшого спутника внутрь гигантской галактики. В последнем случае, как показывают расчеты, спутник должен двигаться по спирали к ядру галактики, быстро разрушаясь при этом. В частности, наличие газопылевых дисков в некоторых эллиптических галактиках (в том числе и в упоминавшейся выше радиогалактике NGC 5128) связано, по-видимому, с разрушением спутников, богатых газом, некогда захваченных галактикой.

При поглощении достаточно массивного спутника или слиянии двух галактик сопоставимой массы может измениться внутренняя структура и даже морфологический тип галактик. Слияние галактик и поглощение ими мелких спутников – важная особенность эволюции галактик всех типов. В нашей Галактике также имеются следы разрушения захваченных ею звездных систем, а один из карликовых спутников, сравнительно недавно проникший в Галактику и еще не успевший разрушиться, наблюдается вблизи плоскости Галактики по другую сторону от ее центра, в созвездии Стрельца.

Анатолий Засов

Литература:

Бааде В. Происхождение и эволюция звезд и галактик . М.: Мир, 1966
Хойл Ф. Галактики, ядра, квазары . М.: Мир, 1968
Происхождение и эволюция галактик и звезд . – Ред. С.Б.Пикельнера. М.: Наука, 1976
Воронцов-Вельяминов Б.А. Внегалактическая астрономия . М.: Наука, 1978
Миттон С. Исследование галактик . М.: Мир, 1980
Агекян Т.А. Звезды, галактики, Метагалактика . М.: Наука, 1981
Тейлер Р.Дж. Галактики: строение и эволюция . М.: Мир, 1981
Марочник Л.С., Сучков А.А. Галактика . М.: Наука, 1984
Гуревич Л.Э., Чернин А.Д. Происхождение галактик и звезд . Наука, 1987
Сучков А.А. Галактики знакомые и загадочные . М.: Наука, 1988
Ходж П. Галактики . М.: Наука, 1992
Засов А.В. Физика галактик . М.: Из-во МГУ, 1993
Сурдин В.Г. Рождение звезд . М.: УРСС, 2001
Ефремов Ю.Н. В глубины Вселенной . М.: УРСС, 2003



Здравствуйте дорогие читатели! Давайте погрузимся в интересный мир, под названием Галактика. В этой статье мы выясним, что такое Галактика, каких она бывает типов, размеров, сколько там звезд и немного еще...

– в широком смысле слова, это космическое пространство и звезды. Но эти звезды не разбросаны беспорядочно в космосе, а объединены в огромные «звездные острова», или галактики.

Непосредственно о Галактике.

Солнце и все звезды, которые мы видим ночью, принадлежат к нашей галактике, известной под названием Млечный путь или просто Галактика.

Галактики – гигантские (до сотен млрд. звезд) звездные системы; к ним относится, в частности, наша Галактика.

Делят Галактики на: спиральные (S), эллиптические (E) и неправильные (Ir). Ближайшие к нам галактики – туманность Андромеды (S) и Магеллановы Облака (Ir). Галактики распределены неравномерно, образуя скопления.

(от греч. galaktikos – молочный) – звездная система (спиральная галактика), к которой принадлежит наше Солнце.

Приблизительно 100 млрд. звезд (общей массой 10 11 от массы Солнца) магнитное поле, космические лучи, излучения (фотоны), межзвездное вещество (пыль и газ, масса которых составляет всего несколько процентов от массы всех звезд) вмещает галактика.

Большинство звезд занимают объем линзообразной формы с поперечником около 30 тыс. парсеков. Меньшая часть звезд заполняет почти сферический объем радиусом около 15 тыс. парсеков. (так называемая сферическая подсистема Галактики), концентрируясь к центру Галактики, который от нас находится в направлении созвездия Стрельца.

Изгибающаяся на ночном небе белая серебристая полоса это и есть Млечный путь. Вполне обосновано такое название.

Если в телескоп или бинокль посмотреть на эту полосу, то вы увидите, что она состоит из огромного количества звезд, которые очень плотно расположены друг к другу (сливаются в видимую картину Млечного Пути). Галактику, вы видите на самом деле, в поперечном сечении или в разрезе.

Сама Галактика имеет форму диска с выпуклостью посредине. Эта выпуклость называется ядром. На карте звездного неба оно находится в самой плотной части Млечного пути, в направлении созвездия Стрельца.

Из-за плотных скоплений звездной пыли внутрь ядра заглянуть невозможно. Группы звезд в самом диске располагаются вдоль изогнутых ветвей, спиралями исходящих от ядра. Одной из самых многочисленных спиральных галактик во Вселенной является наша Галактика.

Она вращается в космическом пространстве, как и остальные галактики. Со стороны она напоминает вращающееся огненная колесо, которое можно увидеть во время фейерверка.

Некоторые из спиральных ветвей Галактики, астрономам удалось обнаружить путем изучения расположения звезд и направления их движения. Скопление водорода в этих ветвях они отслеживают при помощи радиотелескопов.

Ближайшие ветви к называются: ветвь Персея, ветвь Стрельца и ветвь Ориона. Ветвь Карины расположена ближе к ядру.

Есть основания полагать о том, что существует еще одна ветвь – Кентавра. По созвездиям, в которых можно наблюдать эти ветви, они и были названы.

Размер Галактики.

Если говорить о размерах галактик, то следует отметить, что несколько крупнее среднего наша Галактика. Около 100 000 мил. звезд находятся в ней. Ее размер в ширину достигает около 100 000 световых лет.

Примерно 15 000 световых лет составляет диаметр центральной выпуклости. И всего лишь 3000 световых лет составляет толщина диска.

Примерно в 30 000 световых лет от центра, в диске Галактики на спирали Ориона, расположено Солнце. 225 миллионов лет требуется, для того, чтобы обогнуть Галактику один раз. Этот период имеет название – космический год.

Галактики образуют скопления, подобно тому, как звезды образуют Галактики. В скопление под названием Локальная Группа, входит наша Галактика. Наши ближайшие галактические соседи входят сюда же.

Это Малое и Большое Магелланово Облако, небольшие, неправильной формы галактики. В Локальную Группу входит и знаменитая Туманность Андромеды. Это чуть больше нашей, спиралевидная галактика (как я уже писала выше).

Заметно отличаются друг от друга, происходящие в ядре и в диске Галактики процессы. Расположенные в диске звезды, сравнительно молоды. Здесь много бело-голубых и ярко-голубых звезд.

Некоторые, слившись воедино, образуют открытые скопления. Например, Семь Сестер или Плеяды в созвездии Тельца.

В диске между звездами находятся облака газа и пыли, они называются туманностями. Звезды рождаются именно из этих туманностей. Считается, что на долю туманностей приходится почти одна десятая массы всей Галактики.

Материю также содержат облака пыли и газа. Эта материя, разлетевшаяся в пространстве при разрыве умирающих звезд и рождении супернов. Из металлов состоит часть этой материи. Поэтому, частицы металлов содержат рождающиеся в этих облаках звезды.

Таким образом, типичная звезда, расположенная в диске, — это молодая и горячая звезда, содержащая значительное количество различных металлов. Такие звезды в астрономии называются «звездами плоской составляющей».

В ядре.

Плотно населяющие ядро Галактики звезды, в основном, принадлежат к разряду старых красных звезд. При космическом взрыве, во время которого возникла и Галактика, образовалось большинство из этих звезд.

Этот взрыв был, приблизительно, 12 000 миллионов лет назад. Значительно моложе звезды дисковой составляющей: например, Солнцу 5 000 миллионов лет.

«Звездами сферической составляющей» называются старые красные звезды ядра. Их состав отличается от «звезд плоской составляющей». В них мало металлов, поскольку они образовались из туманностей гелия и водорода, до того, как туда попали тяжелые элементы.

И на некотором расстоянии от сферической выпуклости также находятся старые красные звезды, там они образуют своеобразное сферическое «кольцо» вокруг всей Галактики.

Любопытные образования, состоящие из сотен тысяч таких звезд, по форме напоминающие перчатку, разбросаны тут и там. Эти образования называются «шаровыми скоплениями».

В Южном полушарии, невооруженным взглядом, можно увидеть два самых ярких шаровых скопления – это Омега Центавра и 47 Тукан. 200 шаровых скоплений, в общей сложности нам известно.

Как ни странно, шаровые скопления и другие звезды в кольце не вращаются вместе с остальной частью Галактики. Они движутся вокруг галактического центра по своим орбитам. Считается, что до сих под они движутся по тем траекториям, которые прочертили в момент своего рождения одновременно с Галактикой.

Проникнуть далеко вглубь ядра Галактики, астрономы имеют возможность при помощи радиотелескопов. Они открыли, что в ядре находятся кольца вращающегося и расширяющегося газа, часть которого достигает очень высоких температур (10 000 °С).

Кольцо газовых облаков проходит вблизи галактического центра с огромной скоростью. На месте его можно удержать только при условии, что гигантский объект расположен в центре, а его масса, примерно в 5 миллионов раз, превышает солнечную массу.

Очень мощные радиосигналы исходят из самого сердца Галактики. Их источник известен под названием «Стрелец А». Этот участок излучает и рентгеновские лучи.

Астрономы полагают, что такую энергию способна вырабатывать только черная дыра. Это вполне соответствует теории об удерживающем газовые облака на месте, гигантском объекте. Считается, что черные дыры находятся в центре большинства галактик.

В конце галактического путешествия хотелось бы отметить еще раз, что Галактики составляют Вселенную, и если Вы думаете, что Галактика — это бесконечно большое пространство, тогда представьте себе Вселенную. Ну что, представили? Если да, то читайте о Вселенной и смотрите видео сравнения звезд в следующей 🙂

Что такое Вселенная?

Вселенная - это пространство, включающее в себя абсолютно все: Солнце, планеты, нашу Галактику, миллиарды других галактик Ученых полагают, что начало Вселенной положил взрыв колоссальной силы, получивший название Большого нарыва, который произошел 15 млрд. лет назад. Тогда-то и родилась материя, энергия, пространство и время. Вселенная на раннем этапе развития имела вид невероятно горячего и плотного шара, который стал стремительно расширяться и положил начало всему. Во Вселенной все постоянно меняется, рождаются и умирают звезды, а сама Вселенная продолжает расширяться во внешнее пространство.

Глядя в прошлое

Галактику, которая находится от нас на расстоянии 5 млрд. световых лет, астрономы такой, какой она была 5. Следовательно, изучение чрезвычайно удаленных объектов дает нам возможность увидеть Вселенную намного моложе, чем она есть сейчас. Наиболее удаленные объекты, которые когда-либо удавалось наблюдать, - это новорожденные галактики или галактики, все еще находящиеся в стадии формирования. Информацию, поступающую к нам с еще более далеких расстояний и соответствующую еще более древним временам, астрономы могут только в виде слабых радиоволн, которые приходят изо всех уголков космоса. Это дают о себе знать остывшие остатки огненного шара, который взорвался во время Большого взрыва.

Что такое Галактика?

Галактика - огромное скопление звезд, удерживаемых силой тяготения. Солнце - лишь одна из 200 млрд. звезд галактики Млечный Путь, в которую входит Земля.

Вероятно, галактик во Вселенной более миллиарда. По структуре они делятся на 3 основных типа: спиральные, эллиптические и неправильные.

Ядро

Центральную часть галактики называют ядром. Здесь звезды расположены плотнее друг к другу, чем на окраинах. Современные считают, что в центре крупных, гик находятся большие черные дыры. Вероятно, черная дыра есть и в центре нашей галактики.

Световые годы

Галактики удалены друг от друга на огромные расстояния. Туманность Андромеды - ближайшая к Млечному Пути крупная галактика - находится примерно в 2 млн. световых лет от Земли. Это самый далекий объект, который можно разглядеть невооруженным глазом.

Скопления галактик

Галактики образуют во Вселенной скопления, которые входят в сверхскопления.

Туманность Андромеды крупнейшие члены небольшого скопления примерно 30 галактик, называемого Местным скоплением галактик. Оно, в свою очередь, составляет небольшую часть Местного сверхскопления.

Галактики с активными ядрами

Галактики могут излучать самое разное количество энергии. Так называемые галактики с активными ядрами излучают намного больше энергии, чем способны дать составляющие их звезды. Полагают, что источником дополнительной энергии служит материя, попадающая в черную дыру, которая находится в центре такой галактики.

Эллиптические гиганты

Эллиптические галактики сферической или овальной формы содержат мало газа и пыли. Они бывают разных размеров - от гигантских до карликовых. Эллиптические гиганты могут включать до 10 трлн. звезд; это крупнейшие из всех известных галактик.

Млечный путь

Млечный Путь - большая спиральная галактика диаметром около 100 тыс. световых лет (световой год равен 9,46 трлн км). Ее возраст - около 14 млрд лет, а один оборот она совершает за 225 млн лет. Как и все спиральные галактики, она содержит газ и пыль, из которых образуются новые звезды. Плотное ядро - старейшая часть галактики, где уже не осталось газа для формирования новых звезд.

В современной астрономии наиболее широко используется самая первая классификация галактик, предложенная Эдвином Пауэллом Хабблом в 1926 году, и доработанная впоследствии им же, а затем Жераром де Вокулером и Аланом Сендиджем.

Эта классификация основана на форме известных галактик. Согласно ей, все галактики делятся на 5 основных типов:

Эллиптические (Е);

Спиральные (S);

Спиральные галактики с перемычкой - баром (SB);

Неправильные (Irr);

Галактики слишком тусклые, чтобы их можно было классифицировать, Хаббл обозначил символом Q.

Кроме того, в обозначениях галактик в этой классификации используются цифры, указывающие, насколько сплюснута эллиптическая галактика, и буквы - для указания, насколько плотно рукава спиральных галактик примыкают к ядру.

Графически эту классификацию представляют как ряд, который называют последовательность Хаббла (или камертон Хаббла из-за сходства схемы с этим инструментом).

Эллиптические галактики (тип Е) составляют 13% от общего числа галактик. Они выглядят как круг или эллипс, яркость которого быстро уменьшается от центра к периферии. По форме эллиптические галактики очень разнообразны: они бывают как шаровые, так и очень сплюснутые. В связи с этим они подразделены на 8 подклассов - от Е0 (шаровая форма, сжатие отсутствует) до Е7 (наибольшее сжатие).

Эллиптические галактики - наиболее простые по структуре. Они состоят в основном из старых красных и желтых гигантов, красных, желтых и белых карликов. В них нет пылевой материи. Образование звезд в галактиках этого типа не идет уже несколько миллиардов лет. Холодного газа и космической пыли в них почти нет. Вращение обнаружено лишь у наиболее сжатых из эллиптических галактик.

Спиральные галактики - самый многочисленный тип: они составляют около 50% всех наблюдаемых галактик. Большая часть звёзд спиральной галактики расположена в пределах галактического диска. На галактическом диске заметен спиральный узор из двух или более закрученных в одну сторону ветвей или рукавов, выходящих из центра галактики.

Различают два типа спиралей. У первого типа, обозначаемого SA или S, спиральные ветви выходят непосредственно из центрального уплотнения. У второго они начинаются у концов продолговатого образования, в центре которого находится овальное уплотнение. Создаётся впечатление, что две спиральные ветви соединены перемычкой, из-за чего такие галактики и называются пересеченными спиралями; они обозначаются символом SB.

Спиральные галактики различаются степенью развитости своей спиральной структуры, что в классификации отмечается добавлением к символам S (или SA) и SB букв а, b,с.

Рукава спиральных галактик имеют голубоватый цвет, так как в них присутствует много молодых гигантских звёзд. Все спиральные галактики вращаются со значительными скоростями, поэтому звёзды, пыль и газы сосредоточены у них в узком диске (звезды «Населения I»). Вращение в подавляющем большинстве случаев происходит в сторону закручивания спиральных ветвей.

Каждая спиральная галактика имеет центральное сгущение. Цвет сгущений спиральных галактик - красновато-жёлтый, свидетельствующий о том, что они состоят в основном из звезд спектральных классов G, K, и M (то есть самых маленьких и холодных).

Обилие газовых и пылевых облаков и присутствие ярких голубых гигантов спектральных классов О и В говорит об активных процессах звёздообразования, происходящих в спиральных рукавах этих галактик.

Диск спиральных галактик погружён в разреженное слабосветящееся облако звёзд - гало. Гало состоит из молодых звезд «Населения II», образующих многочисленные шаровые скопления.

В некоторых галактиках центральная часть имеет шарообразную форму и ярко светится. Эта часть называется балдж (от англ. bulge - утолщение, вздутие). Балдж состоит из старых звезд «Населения II» и, часто, сверхмассивной черной дыры в центре. У других галактик в центральной части располагается "звёздная перемычка" - бар.

Наиболее известные спиральные галактики - это наша Галактика Млечный Путь и туманность Андромеды.

Линзовидная галактика (тип S0) является промежуточным типом между спиральной и эллиптической галактиками. У галактик этого типа яркое центральное сгущение (балдж) сильно сжато и похоже на линзу, а ветви отсутствуют или очень слабо прослеживаются.

Состоят линзовидные галактики из старых звёзд-гигантов, поэтому и цвет их - красноватый. Две трети линзовидных галактик, подобно эллиптическим, не содержат газа, в одной трети содержание газа такое же, как у спиральных галактик. Поэтому процессы звездообразования идут очень медленными темпами. Пыль в линзовидных галактиках сосредоточена вблизи галактического ядра. К линзовидным галактикам относится около 10% известных галактик.

Для неправильных или иррегулярных галактик (Ir) характерна неправильная, клочковатая форма. Неправильные галактики характеризуются отсутствием центральных уплотнений и симметричной структуры, а также низкой светимостью. Такие галактики содержат много газа (в основном нейтрального водорода) - до 50% их общей массы. К этому типу относится около 25% всех звёздных систем.

Неправильные галактики делятся на 2 большие группы. К первой из них, обозначаемой как Irr I, относят галактики с намеком на определенную структуру. Деление Irr I не окончательное: так, если в изучаемой галактике обнаруживается подобие спиральных рукавов (характерны для галактик типа S), галактика получает обозначение Sm или SBm (имеет в своей структуре перемычку); если же подобного явления не наблюдается - обозначение Im.

Ко второй группе неправильных галактик (Irr II) относятся все остальные галактики с хаотичной структурой.

Есть еще и третья группа неправильных галактик - карликовые, обозначаемые как dI или dIrrs. Считается, что карликовые неправильные галактики похожи на наиболее ранние галактические образования, существовавшие во Вселенной. Некоторые из них представляют собой небольшие спиральные галактики, разрушенные приливными силами более массивных компаньонов.

Характерными представителями таких галактик является Большое и Малое Магеллановы Облака . В прошлом считалось, что Большое и Малое Магеллановы облака относятся к неправильным галактикам. Однако позже было обнаружено, что они имеют спиральную структуру с баром. Поэтому эти галактики были переквалифицированы в SBm, четвёртый тип спиральных галактик с баром.

Галактики, которые обладают теми или иными индивидуальными особенностями, не позволяющими отнести их ни к одному из перечисленных выше классов, называются пекулярными .

Пример пекулярной галактики - радиогалактика Centaurus A (NGC 5128).

Классификация Хаббла является на данный момент самой распространенной, но не единственной. В частности, широко используются Система де Вокулёра, представляющая собой более расширенную и переработанную версию классификации Хаббла, и Йеркская система, в которой галактики группируются в зависимости от их спектров, формы и степени концентрации к центру.

Связанная силами гравитационного взаимодействия. Количество звезд и размеры галактик могут быть различными. Как правило, галактики содержат от нескольких миллионов до нескольких триллионов (1 000 000 000 000) звезд. Кроме обычных звезд и межзвездной среды галактики также содержат различные туманности. Размеры галактик от нескольких тысяч до нескольких сотен тысяч световых лет. А расстояние между галактиками достигает миллионов световых лет.

Около 90 % массы галактик приходится на долю темной материи и энергии. Природа этих невидимых компонентов пока не изучена. Существуют свидетельства того, что в центре многих галактик находятся сверхмассивные . Пространство между галактиками практически не содержит вещества и имеет среднюю плотностью меньше одного атома на кубический метр. Предположительно, в видимой части вселенной находится около 100 млрд. галактик.

По классификации, предложенной астрономом Эдвином Хабблом, в 1925 году существуют несколько видов галактик:

• эллиптические(E),
• линзообразные(S0),
• обычные спиральные(S),
• пересеченные спиральные(SB),
• неправильные (Ir).

Эллиптические галактики — класс галактик с четко выраженной сферической структурой и уменьшающейся к краям яркостью. Они сравнительно медленно вращаются, заметное вращение наблюдается только у галактик со значительным сжатием. В таких галактиках нет пылевой материи, которая в тех галактиках, в которых она имеется, видна как тёмные полосы на непрерывном фоне звёзд галактики. Поэтому внешне эллиптические галактики отличаются друг от друга в основном одной чертой — большим или меньшим сжатием.

Доля эллиптических галактик в общем числе галактик в наблюдаемой части вселенной — около 25 %.

Спиральные галактики названы так, потому что имеют внутри диска яркие рукава звёздного происхождения, которые почти логарифмически простираются из балджа (почти сферического утолщения в центре галактики). Спиральные галактики имеют центральное сгущение и несколько спиральных ветвей, или рукавов, которые имеют голубоватый цвет, так как в них присутствует много молодых гигантских звезд. Эти звезды возбуждают свечение диффузных газовых туманностей, разбросанных вместе с пылевыми облаками вдоль спиральных ветвей. Диск спиральной галактики обычно окружён большим сфероидальным гало (светящееся кольцо вокруг объекта; оптический феномен), состоящим из старых звёзд второго поколения. Все спиральные галактики вращаются со значительными скоростями, поэтому звезды, пыль и газы сосредоточены у них в узком диске. Обилие газовых и пылевых облаков и присутствие ярких голубых гигантов говорит об активных процессах звездообразования, происходящих в спиральных рукавах этих галактик.

Многие спиральные галактики имеют в центре перемычку (бар), от концов которой отходят спиральные рукава. Наша Галактика также относится к спиральным галактикам с перемычкой.

Линзообразные галактики — это промежуточный тип между спиральными и эллиптическими. У них есть балдж, гало и диск, но нет спиральных рукавов. Их примерно 20% среди всех звездных систем. В этих галактиках яркое основное тело - линза, окружено слабым ореолом. Иногда линза имеет вокруг себя кольцо.

Неправильные галактики — это галактики, которые не обнаруживают ни спиральной, ни эллиптической структуры. Чаще всего такие галактики имеют хаотичную форму без ярко выраженного ядра и спиральных ветвей. В процентном отношении составляют одну четверть от всех галактик. Большинство неправильных галактик в прошлом являлись спиральными или эллиптическими, но были деформированы гравитационными силами.

Эволюция галактик

Образование галактик рассматривают как естественный этап эволюции , происходящий под действием гравитационных сил. Как предполагают ученые, около 14 млрд. лет назад произошел большой взрыв, после которого Вселенная везде была одинаковой. Затем частицы пыли и газа начали группироваться, объединяться, сталкиваться и таким образом появлялись сгустки, которые позднее превращались в галактики. Многообразие форм галактик связано с разнообразием начальных условий образования галактик. Скопление газообразного водорода в пределах таких сгустков стало первыми звездами.

С момента зарождении галактика начинает сжиматься. Сжатие галактики длится около 3 млрд лет. За это время происходит превращение газового облака в звездную систему. Звезды образуются путем гравитационного сжатия облаков газа. Когда в центре сжатого облака достигаются плотности и температуры, достаточные для эффективного протекания термоядерных реакций, рождается звезда. В недрах массивных звезд происходит термоядерный синтез химических элементов тяжелее гелия. Эти элементы попадают в первичную водородно-гелиевую среду при взрывах звезд или при спокойном истечении вещества со звездами. Элементы тяжелее железа образуются при грандиозных взрывах сверхновых звезд. Таким образом, звезды первого поколения обогащают первичный газ химическими элементами, тяжелее гелия. Эти звезды наиболее старые и состоят из водорода, гелия и очень малой примеси тяжелых элементов. В звездах второго поколения примесь тяжелых элементов более заметная, так как они образуются из уже обогащенного тяжелыми элементами первичного газа.

Процесс рождения звезд идет при продолжающемся сжатии галактики, поэтому формирование звезд происходит все ближе к центру системы, и чем ближе к центру, тем больше должно быть в звездах тяжелых элементов. Этот вывод хорошо согласуется с данными о содержании химических элементов в звездах гало нашей Галактики и эллиптических галактик. Во вращающейся галактике звезды будущего гало образуются на более ранней стадии сжатия, когда вращение еще не повлияло на общую форму галактики. Свидетельствами этой эпохи в нашей Галактике являются шаровые звездные скопления.

Когда прекращается сжатие протогалактики, кинетическая энергия образовавшихся звезд диска равна энергии коллективного гравитационного взаимодействия. В это время, создаются условия для образования спиральной структуры, а рождение звезд происходит уже в спиральных ветвях, в которых газ достаточно плотный. Это звезды третьего поколения . К ним относится наше .

Запасы межзвездного газа постепенно истощаются, рождение звезд становится менее интенсивным. Через несколько миллиардов лет, когда будут исчерпаны все запасы газа, спиральная галактика превратится в линзообразную, состоящую из слабых красных звезд. Эллиптические галактики уже находятся на этой стадии: весь газ в них израсходован 10-15 млрд. лет назад.

Возраст галактик равен примерно возрасту Вселенной. Одним из секретов астрономии остаётся вопрос о том, что из себя представляют ядра галактик. Очень важным открытием явилось то, что некоторые ядра галактик активны. Это открытие было неожиданным. Раньше считалось, что ядро галактики - это не больше чем скопление сотен миллионов звёзд. Оказалось, что и оптическое и радиоизлучение некоторых галактических ядер может меняться за несколько месяцев. Это означает, что в течение короткого времени из ядер освобождается огромное количество энергии, в сотни раз превышающее то, которое освобождается при вспышке сверхновой. Такие ядра получили название «активных», а процессы, происходящие в них, «активность».

В 1963 году были обнаружены объекты нового типа, находящиеся за приделами нашей галактики. Эти объекты имеют звездообразный вид. Со временем выяснили, что их светимость во много десятков раз превосходит светимость галактик! Самое удивительное то, что их яркость меняется. Мощность их излучения в тысячи раз превосходит мощность излучения активных ядер. Эти объекты назвали . Сейчас считается, что ядра некоторых галактик представляют собой квазары.