ГАЛАКТИКИ

Материал из Юнциклопедии
Перейти к: навигация, поиск

Галактики — огромные вращающиеся звездные системы, подобные нашей звездной системе — Галактике (в отличие от других галактик, ее название пишется с прописной буквы). Внешний вид и физические характеристики галактик чрезвычайно разнообразны. Они содержат от 107 до 1012 звезд и имеют размеры от 1 до 100 кпс. Скорости движения звезд в них и скорости вращения самих галактик составляют от 10—20 км/с у галактик-карликов до 300—400 км/с у гигантских галактик. Помимо звезд в галактиках содержится межзвездное вещество: газ, пыль, частицы космических лучей. Галактики большого размера обычно разделены в пространстве расстояниями в несколько мегапарсек. Небольшие галактики часто находятся вблизи галактик-гигантов и являются их спутниками.

Невооруженным глазом видны только ближайшие к нам небольшие по размеру Магеллановы Облака, а также Туманность Андромеды. Остальные галактики видны в телескоп как туманные пятна различной формы. Раньше их называли внегалактическими туманностями, поскольку они наблюдаются во всех направлениях на небе, за исключением полосы Млечного Пути (Галактики), где они не видны из-за сильного поглощения света межзвездной пылью, сосредоточенной в галактической плоскости.

В конце XVIII в. французский астроном Мессье, занимавшийся поиском комет, составил каталог видимых на небе туманных пятен (всего около 110 объектов), чтобы не принять их по ошибке за новую комету. Часть этих туманностей оказалась звездными скоплениями, часть — облаками горячего межзвездного газа и почти половина — галактиками. Объекты этого каталога обозначаются буквой М с номером (например, М31 — Туманность Андромеды). В конце XVIII — начале XIX в. большое количество внегалактических туманностей было открыто знаменитым английским астрономом В. Гершелем. Его соотечественник Дрейер в 1888 г. составил «Новый общий каталог туманностей и звездных скоплений» (New General Catalogue...), который содержал уже тысячи галактик. В этом каталоге Туманность Андромеды обозначена как NGC 224. Большой каталог уже одних только галактик был составлен в СССР в 60-х гг. Он содержит более 30 000 галактик.

Долгие годы астрономы спорили о природе внегалактических туманностей и о расстоянии до них. Лишь в начале XX в. удалось различить на фотографиях ближайших галактик отдельные звезды. Среди этих звезд американский астроном Э. Хаббл в 20-х гг. обнаружил переменные звезды — цефеиды, по которым он смог определить расстояния до галактик. Таким путем было окончательно доказано, что внегалактические туманности находятся далеко за пределами нашей Галактики и имеют сравнимые с ней размеры. Но и сейчас, хотя крупнейшим телескопам в принципе доступны миллиарды галактик, сфотографировать отдельные звезды можно лишь в нескольких ближайших системах. Остальные галактики выглядят туманными пятнами, у которых можно различить только самые заметные детали: спиральные ветви, центральную звездную конденсацию, отдельные крупные облака ионизованного газа. Изображения самых далеких галактик, удаленных от нас на миллиарды парсек, едва отличимы от звезд.

Введенная Хабблом классификация галактик основывается на их внешнем виде и делит все галактики на три основных класса: эллиптические, спиральные и неправильные. Как выяснилось позднее, эта классификация отражает и существенные физические различия между галактиками, хотя и не включает в себя некоторые редкие типы.

Эллиптические галактики (тип Е по классификации Хаббла), как видно из названия, имеют форму эллипсоидов. Пространственная плотность звезд в них равномерно уменьшается от центра к периферии. Большинство эллиптических галактик почти лишено межзвездного газа, поэтому формирование молодых звезд там не происходит и галактики состоят из старых звезд, подобных Солнцу или еще менее массивных. Вращение эллиптических галактик происходит с небольшой скоростью, менее 100 км/с, а их равновесие в основном поддерживается за счет хаотического движения звезд по своим радиально вытянутым орбитам. Наиболее массивные галактики встречаются именно среди эллиптических.

Спиральные галактики (тип S), к которым относятся, в частности, наша Галактика и Туманность Андромеды, состоят как бы из двух отдельных подсистем: сферической и дисковой. Первая из них по своим свойствам напоминает эллиптическую галактику. Дисковая же подсистема сильно сжата и содержит кроме старых сравнительно молодые звезды, а также межзвездные газ и пыль. Звезды диска и облака газа вращаются вокруг центра галактики со скоростью 150—300 км/с, один оборот длится сотни миллионов лет. Наиболее плотные и массивные облака газа и наиболее молодые яркие звезды сосредоточены в спиральных ветвях, протянувшихся от ядра к периферии галактики. Форма и количество спиральных ветвей различаются у разных галактик. Иногда рукава выходят не из ядра, а из концов светлой перемычки (бара), пересекающей ядро. Такие галактики называют спиралями с перемычкой (с баром).

Неправильные галактики (тип Iг) имеют относительно небольшую массу и размер, богаты межзвездным газом и характеризуются клочковатой структурой, связанной обычно с наличием нескольких очагов звездообразования. Примером таких галактик могут служить Магеллановы Облака.

Промежуточным типом между спиральными и эллиптическими являются линзовидные галактики (тип SO). Они имеют мощную сферическую составляющую и диск, но почти лишены межзвездного газа и у них совершенно не видны спиральные ветви. Кроме основных типов, выделенных Хабблом, позже были открыты другие типы галактик, например карликовые эллиптические галактики очень низкой плотности, компактные галактики небольшого размера, но высокой яркости. У некоторых галактик, в основном эллиптических, было обнаружено интенсивное радиоизлучение, связанное с мощными процессами энерговыделения в их ядрах. Такие галактики получили название радиогалактик. Спиральные галактики, в ядрах которых наблюдаются активные процессы, открыл американский астроном К. Сейферт в 1943 г.; они получили название сейфертовских. Широкие яркие линии в спектрах их ядер говорят о наличии там большого количества ионизованного газа, движущегося со скоростями в тысячи километров в секунду.

Галактики распределены в пространстве не однородно, а образуют довольно сложные системы. Маленькие галактики часто бывают спутниками более крупных. Большие галактики нередко встречаются парами или более многочисленными группами, например Местная группа галактик. Иногда встречаются тесные группы, в которых галактики почти соприкасаются друг с другом или даже частично проникают друг в друга. При этом форма галактик заметно искажается: они соединяются перемычками, «выбрасывают хвосты», бывают окружены облаком разреженных звезд. Такие галактики называются взаимодействующими, их открыл и первым исследовал член-корреспондент АПН СССР Б. А. Воронцов-Вельяминов.

Крупные скопления галактик имеют, как правило, сферическую или эллипсоидальную форму и содержат многие тысячи галактик, а также горячий межгалактический газ. Радиусы таких скоплений составляют 1—4 Мпс, а в отдельных случаях доходят до 10 Мпс. Ближайшее к нам крупное скопление наблюдается в созвездии Девы. Оно находится на расстоянии около 15 Мпс от нас и является центром Местного сверхскопления галактик — системы, объединяющей в себе несколько скоплений галактик, в том числе и Местную группу. Сверхскопления имеют обычно плоскую или сигарообразную форму и размер до 100 Мпс. Как показывают наблюдения, взаимные расстояния между скоплениями, как и между сверхскоплениями галактик постоянно увеличиваются, т. е. наблюдается так называемое разбегание галактик. В современной космологии оно связывается с расширением Вселенной.