1. Типы галактик. В 1924 г. с помощью крупнейшего в то время телескопа (обсерватория Маунт-Вилсон, США) Эдвин Хаббл установил, что туманность Андромеды образована огромным числом звёзд, сливающихся в сплошное туманное пятно при наблюдении в менее мощный телескоп. Большинство других известных туманностей оказались такими же удалёнными гигантскими системами, состоящими из миллионов и миллиардов звёзд. Гигантские гравитационно-связанные системы звёзд и межзвёздного вещества, расположенные вне нашей Галактики, стали называть галактиками. Современные мощные телескопы сделали доступной регистрацию сотен миллиардов галактик.

Фотоснимки показали, что галактики различаются по внешнему виду и структуре. Хаббл предложил классифицировать галактики по их форме. Согласно современной классификации различают галактики следующих основных типов: эллиптические (Е), спиральные (S), неправильные (Ir) и линзовидные (S0) — рисунок 155.

Эллиптические галактики в проекции на небесную сферу выглядят как круги или эллипсы (рис. 156). Число звёзд в них плавно убывает от центра к краю. Звёзды вращаются в такой системе в разных плоскостях. Сами эллиптические галактики вращаются очень медленно. Они содержат только жёлтые и красные звёзды, практически не имеют газа, пыли и молодых звёзд высокой светимости. Физическим характеристикам этих галактик свойствен довольно широкий диапазон: диаметры — от 5 до 50 кпк, массы — от 10⁶ до 1⁰¹³ масс Солнца, светимости — от 10⁶ до 10¹² светимостей Солнца. Около 25 % изученных галактик принадлежит к галактикам эллиптического типа.

 

Около половины изученных галактик относится к спиральному типу
Спиральная галактика М81	Спиральная галактика М51	Спиральная галактика М101

Спиральные галактики — это сильно сплюснутые системы с центральным уплотнением (в котором находится ядро галактики) и заметной спиральной структурой. Размеры этих галактик достигают 40 кпк, а светимости — 1011 светимостей Солнца. В окружающем уплотнение диске имеются две или более клочковатые спиральные ветви. Так, к хаббловским типам спиральных галактик относится галактика М81, тип Sa, система с туго закрученными спиральными ветвями, шарообразная часть яркая и протяжённая. Галактика М51 относится к типу Sb, имеет более мощные и чёткие спирали, центральная часть менее выделяется. Галактика M101 принадлежит к типу Sc, система с развитой клочковатой спиральной структурой, шарообразная часть которой слабо просматривается на общем фоне. Примерно у половины спиральных галактик в центральной части имеется почти прямая звёздная перемычка — бар, от которой начинают закручиваться спиральные рукава (рис. 158). Такие галактики называются спиральными с перемычкой.

В спиральных ветвях галактик сосредоточены самые яркие и молодые звёзды, яркие газопылевые туманности, молодые звёздные скопления и звёздные комплексы. Поэтому спиральный узор отчётливо виден даже у далёких галактик, хотя на долю спиральных рукавов приходится всего несколько процентов массы всей галактики. Наша Галактика является спиральной. Ближайшая звёздная система, похожая по структуре и типу на нашу Галактику, — это туманность Андромеды (рис. 159). Свет от этой галактики доходит до нас примерно за 2 млн лет.

К неправильным галактикам относят маломассивные галактики неправильной структуры. У них не наблюдается чётко выраженного ядра и вращательной симметрии. Видимая яркость таких галактик создаётся молодыми звёздами высокой светимости и областями ионизированного водорода. Массы неправильных галактик составляют от 108 до 1010 масс Солнца, размеры этих галактик достигают 10 кпк, а светимости их не превышают 10¹⁰ светимостей Солнца. В таких галактиках содержится много газа — до 50 % их общей массы. Ближайшими к нам яркими неправильными галактиками являются Магеллановы Облака (Большое и Малое). Они выглядят как два туманных облачка, серебристо светящихся в хорошую погоду на ночном небе. Они расположены в Южном полушарии и поэтому невидимы с территории Беларуси. Большое Магелланово Облако (рис. 160), имеющее в диаметре 7 кпк, расположено от нас на расстоянии 52 кпк. По мнению некоторых астрономов, в Магеллановых Облаках можно различить зачатки спиральной структуры.

Линзовидные галактики внешне (если видны плашмя) очень похожи на эллиптические, но имеют сплюснутый звёздный диск. По структуре подобны спиральным галактикам, однако не имеют плоской составляющей и спиральных ветвей. От спиральных галактик, наблюдаемых с ребра, линзовидные галактики отличаются отсутствием полосы тёмной материи. Немецкий астроном Карл Шварцшильд выдвинул теорию, согласно которой линзовидные галактики могут образовываться из спиральных в процессе «выметания» газопылевой материи.

2. Расстояния до галактик. Закон Хаббла. Расстояния до ближайших галактик определяются по оценкам видимых звёздных величин цефеид (см. § 26). Для долгопериодических цефеид установлена зависимость «период колебаний — светимость». С помощью этой зависимости определяют абсолютную звёздную величину по длительности колебаний блеска: чем короче период колебаний блеска, тем цефеида слабее по абсолютной звёздной величине. Расстояние r вычисляется по формуле:

формула (1),

где m и М — видимая и абсолютная звёздные величины.

Для галактик, где не обнаружены цефеиды или их невозможно увидеть, в качестве индикаторов расстояний используют ярчайшие звёзды-сверхгиганты, новые и сверхновые звёзды, шаровые звёздные скопления.

Расстояния определяют также по формуле (1). Видимую звёздную величину оценивают из наблюдений, а абсолютную — считают известной (средней) для данного класса объектов. Например, шаровые скопления, как это следует из наблюдений, имеют примерно одинаковую абсолютную величину.

Расстояния до далёких галактик определяют также по их угловым размерам или по видимой звёздной величине, а до очень далёких галактик — исключительно по величине красного смещения в их спектре. Красное смещение (z) обычно измеряется относительным изменением длины волны спектральных линий:

Ещё в 1912—1914 гг. американский астроном Весто Слайфер обнаружил, что линии в спектрах далёких галактик смещены относительно их нормального положения в сторону красного конца спектра. Это означало, что галактики удаляются от нас со скоростями в сотни километров в секунду. Позже Э. Хаббл определил расстояния до некоторых галактик и их скорости. Из наблюдений следовало, что чем дальше от нас находится галактика, тем с большей скоростью она удаляется (графически данная зависимость представлена на рис. 161). Закон, по которому скорость удаления галактики пропорциональна расстоянию до неё, получил название закона Хаббла. Закон Хаббла можно сформулировать таким образом: относительное увеличение длин волн линий в спектрах галактик пропорционально расстоянию r до них, т. е.

Предполагая, что явление красного смещения обусловлено движением галактик со скоростью vr по лучу зрения в направлении от наблюдателя, можем найти лучевую скорость галактики по измеренному относительному смещению длины волны спектральных линий:

формула (2).

С учётом закона Хаббла зависимость (2) можно записать в виде:

формула (3),

где Н — коэффициент пропорциональности, называемый постоянной Хаббла. Коэффициент Хаббла показывает, на сколько километров в секунду возрастает скорость галактик с увеличением расстояния до них на 1 Мпк. Значение Н постоянно уточняется, по различным оценкам оно заключено в пределах от 50 до 80 км/(с • Мпк). При расчётах чаще всего принимают Н = 75 км/(с • Мпк). Необходимо отметить, что закон Хаббла выполняется только для далёких галактик, расстояние до которых превышает 5—10 Мпк.

3. Массы галактик. Массы галактик можно оценить на основании линейных скоростей вращения их внешних частей. Скорости вращения v устанавливают путём сравнения смещений спектральных линий в различных частях галактики.

Предположим, что вся масса М галактики сконцентрирована в её центре и вращение происходит по законам Кеплера. Тогда из второго закона Ньютона F = ma

\( a=\frac{\vartheta^2}{R} \)— центростремительное ускорение) с учётом движения тел в поле сил тяготения ​\( F=G\cdot\frac{M\cdot m}{R^2} \)​ получим:

где R — радиус галактики. После преобразований выражение для нахождения массы галактики будет иметь следующий вид:

формула (4)

Для галактик, как и для звёзд, имеется определённая зависимость между массой и светимостью, которая используется для вычисления масс галактик. Однако оценки масс галактик по их светимостям получались значительно меньше, чем по вращению галактик. Это явление было названо «парадоксом скрытой массы». Чтобы объяснить его, нужно предположить, что где-то в галактике расположена несветящаяся, тёмная материя.

В 70-х гг. ХХ в. с помощью методов рентгеновской астрономии был открыт горячий межгалактический газ. По температуре газа можно оценить массу его скоплений. Первые результаты рентгеновских наблюдений горячего газа в группах галактик подтвердили присутствие в них скрытой массы, не входящей в состав отдельных галактик. Сегодня астрономы достаточно уверенно заключают: Вселенная в основном заполнена невидимым веществом. Оно образует протяжённые гало галактик и заполняет межгалактическое пространство, концентрируясь в скоплениях галактик.

Спектральные наблюдения, проделанные с использованием космического телескопа Хаббла и крупных современных наземных телескопов, подтвердили наличие больших масс (около 50 млн масс Солнца) несветящегося вещества в ядрах ряда галактик. 

IRAS F11119 черная дыра выбрасывает потоки газа из ядра галактики	Глактика М77 с активной сверхмассивной черной дырой	Глактика М82 Сигара с активной черной дырой
Рисунок 162 — Ядра галактик содержат массивные чёрные дыры

4. Галактики с активными ядрами. У большинства галактик можно выделить яркую центральную часть — ядро (рис. 162). Эта область отличается большой звёздной плотностью, достигающей 10⁶—10⁸ пк^-3. Но, несмотря на это, столкновений ядер и звёзд в этой области не происходит.

Исследования последних лет показали, что ядро — не просто более плотное место галактики: в самом центре его можно обнаружить ещё одно уплотнение — ядрышко. Так, при наблюдении ядра туманности Андромеды (его размеры около 100 пк) удалось выделить яркое ядрышко поперечником 1—14 пк. Оно вращается как твёрдое тело (с периодом обращения 500 тыс. лет). Масса ядрышка составляет примерно 13 млн солнечных масс. Плотность — около 1500 солнечных масс на 1 пк³,т. е. в 20 тыс. раз больше, чем около Солнца. Ядрышко ведёт себя таким образом, как будто это самостоятельное образование, «вложенное» в галактику.

Радиоисследования нашей Галактики показали, что в её центре также имеется ядрышко размером примерно в 6 пк.

В ядрах некоторых галактик происходит колоссальное выделение энергии, которое нельзя объяснить излучением или взрывами обычных звёзд. Такие галактики получили название галактик с активными ядрами.

Формы проявления активности ядер галактик различны. Это может быть большая мощность излучения в инфракрасной, оптической или рентгеновской области спектра, причём меняющаяся за сравнительно небольшое время (за несколько лет, месяцев или даже дней). В некоторых случаях наблюдается быстрое движение газа в ядре (со скоростями « 1000 км/с). Иногда газ образует длинные прямолинейные газовые струи — джеты (рис. 163).

Наиболее вероятная гипотеза, объясняющая активность ядер, предполагает наличие массивной чёрной дыры в центре галактики.

5. Взаимодействующие галактики. Близко расположенные галактики иногда бывают связаны между собой полосой светящейся материи. Часто эти голубоватые полосы являются продолжением спиральных ветвей. Полосы состоят из газа и горячих молодых звёзд. Нередко галактики погружены в общий «звёздный туман», тогда их называют взаимодействующими.

В большинстве случаев особенности форм взаимодействующих галактик объясняются возмущающими приливными силами, действующими на звёзды одной галактики со стороны другой. Многие исследователи считают, что взаимодействующие галактики сближаются, а наблюдения в современные крупные телескопы показывают, что среди таких галактик очень много сталкивающихся. Даже наша Галактика является взаимодействующей. В настоящий момент она поглощает одну карликовую галактику, находящуюся на противоположной от нас стороне галактического диска. Через несколько миллиардов лет наша Галактика «проглотит» Магеллановы Облака, а через 5 млрд лет столкнётся с туманностью Андромеды (М 31) — рисунок 164. Но при этом очень мала вероятность того, что будут сталкиваться отдельные звёзды, так как они удалены одна от другой на расстояния, в сотни миллионов раз превышающие их диаметр.

Ближе всего к нам находится пара сталкивающихся крупных галактик NGC 4038 и NGC 4039 в созвездии Ворона (рис. 165). Эта взаимодействующая система удалена на 63 млн световых лет. Под влиянием сил тяготения у галактик появились длинные «антенны», состоящие из газа и звёзд, поэтому их часто называют «антенными» галактиками. Эти образования возникли в результате соударения звёздных систем. Астрономы открыли в «антенных» галактиках более тысячи недавно образовавшихся звёздных скоплений. В каждом из них содержится до миллиона звёзд.

Возраст скоплений не превышает 100 млн лет. Они образовались под действием приливных сил, возбуждённых сближением двух систем.

6. Квазары. В начале 60-х гг. ХХ в. по радиоизлучениям были обнаружены объекты, подобные активным ядрам галактик, — квазары.

Слово «квазар» образовано от словосочетания «квазизвёздные радиоисточники», т. е. подобные на радиоизлучающие звёзды. Спектры квазаров содержат яркие эмиссионные линии, сильно смещённые в красную сторону, как у далёких галактик. Расстояния, определённые по красному смещению, оказались более 5 млрд световых лет. На фотографиях квазары выглядят очень яркими по сравнению с удалёнными галактиками и в радиодиапазоне излучают так же сильно, как близкие радиоисточники.

Природа активности радиоизлучения квазаров точно пока не установлена, однако с определённой уверенностью можно сказать следующее:
1) квазары — самые далёкие объекты, наблюдаемые во Вселенной;
2) значительная часть квазаров — это ядра далёких галактик, которые находятся в состоянии очень высокой активности;
3) квазары — самые мощные из известных в природе источников видимого и инфракрасного излучений, т. е. это космические объекты с колоссальной поверхностной яркостью излучения.

Изучение большого количества квазаров с помощью космического телескопа Хаббла в 1995 г. привело учёных к выводу, что недалёкие квазары (с красным смещением z = 0,5) связаны с взаимодействующими эллиптическими галактиками. Многие квазары располагаются в центрах подобных звёздных систем. Это подтверждает предположение, что квазары являются массивными чёрными дырами в центрах галактик, на которые происходит падение вещества.

Главные выводы
1. Галактики — гигантские гравитационносвязанные системы звёзд и межзвёздного вещества, расположенные вне нашей Галактики.
2. Мир галактик чрезвычайно разнообразен. По внешнему виду и структуре галактики классифицируются на основные типы: эллиптические, спиральные, неправильные и линзовидные.
3. Спектральные линии в спектрах далёких галактик заметно смещены в сторону красного конца спектра.
4. Относительное увеличение длин волн линий в спектрах галактик пропорционально расстоянию до них (закон Хаббла).
5. Постоянная Хаббла — коэффициент пропорциональности между скоростью удаления внегалактических объектов и расстоянием до них, принимаемый в расчётах 70 км/ (с • Мпк).
6. Квазары — квазизвёздные объекты — самые мощные по электромагнитному излучению объекты во Вселенной, считающиеся активными ядрами далёких галактик.

Контрольные вопросы и задания

1. Охарактеризуйте типы галактик по классификации Э. Хаббла. Чем эллиптические и неправильные галактики отличаются от спиральных? К какому типу относится наша Галактика?
2. Сформулируйте и объясните закон Хаббла.
3. Как оценивают массы галактик?
4. На каком расстоянии находится галактика, если скорость ее удаления равна 20 000 км/с?
5. Сколько времени придется ждать ответа на радиотелеграмму, отправленную к галактике Андромеды, расстояние до которой 0,69 Мпк?
6. Каково расстояние до галактики, если в ней обнаружена новая звезда, видимая звездная величина которой 18^m, а абсолютная звездная величина –7^m?
7. Определите линейный диаметр галактики типа E0, если ее угловой диаметр равен ρ = 1′40″, а линия Нα (λ₀ = 656,3 нм) в ее спектре имеет длину волны λ = 667,8 нм.

 

Проверь себя

Выбор тем