Галактики

Галактики в астрономии[править | править код]

Основной источник раздела: Большая российская энциклопедия^[1]

ГАЛА́КТИКИ (внегалактические туманности, внешние галактики) – гигантские звёздные системы, находящиеся за пределами нашей Галактики. Исследование галактик – одна из основных задач внегалактической астрономии.

Невооружённым глазом на небе видно всего три галактики, представляющиеся туманными пятнами (туманность Андромеды в Северном полушарии и Большое и Малое Магеллановы Облака в Южном). Телескопические наблюдения привели в 18 в. к созданию первых каталогов туманных объектов, среди которых были и внегалактические туманности (Ш. Мессье, Италия, и У. Гершель, Англия). Современные каталоги галактик содержат сотни тысяч объектов. В середине 19 века у нескольких туманностей была открыта спиральная структура [У. Парсонс (лорд Росс), Ирландия]. Существенный прогресс в изучении галактик связан с использованием с конца 19 в. крупных телескопов и фотографических методов наблюдений.

Классификация и структура галактик[править | править код]

Многообразие наблюдаемых форм галактик потребовало разработки их классификации. Первая классификация галактик, данная в 1920-х гг. Э. П. Хабблом, оказалась настолько удачной, что с небольшими модификациями используется до настоящего времени. Все галактики были разделены на три типа: эллиптические, спиральные и иррегулярные. Эллиптические галактики лишены структурных деталей и подразделяются на подтипы от E0 до E7 по степени сжатия. Спиральные галактики, обладающие дисками, как это видно у галактик, наблюдаемых «с ребра», составляют две последовательности – нормальных (S) и пересечённых (SB) спиральных галактик. У первых спиральные ветви начинаются от яркого центрального сгущения (балджа), у вторых в центре, помимо центрального сгущения, имеется бар (перемычка), из концов которого и начинаются спиральные ветви. По степени закрученности спиральных ветвей, различимости в них деталей и относительной яркости центрального сгущения и спиралей обе последовательности подразделяются на ряд подтипов (Sa, Sb и т. д.). Иррегулярные галактики (неправильные галактики) характеризуются отсутствием центрального сгущения и неправильной формой. Модификация хаббловской классификации свелась к введению промежуточного между эллиптическими и спиральными галактиками класса S0 (галактики с диском, но без спиральных ветвей, линзовидные), подразделению иррегулярных галактик на два подтипа (Irr I и Irr II; различие между ними в том, что у первых наблюдается большое число структурных деталей, а вторые аморфны) и введению параметра r, характеризующего наличие в центральной части кольцевых структур. Небольшое число галактик, не укладывающихся в эту классификацию, называют пекулярными (особенными). Пример пекулярной галактики – так называемая галактика с полярным кольцом). Структурные особенности часто связаны с гравитационным взаимодействием между близкими галактиками (взаимодействующие галактики) либо со следствиями взаимодействия в прошлом. Вообще взаимодействие, а иногда и поглощение галактик более массивным партнёром, является важным фактором в эволюции галактик. В частности, эллиптические галактики большой массы и светимости (гигантские эллиптические галактики), по-видимому, представляют собой результат поглощения массивной галактикой своих более мелких соседей.

Состав галактик[править | править код]

Помимо звёзд, галактики содержат межзвёздные газ и пыль; в них присутствуют частицы высоких энергий и магнитные поля. Население галактик, физические процессы в них и структурные особенности галактик разных типов существенно различны. Эллиптические галактики бедны холодным газом и пылью (но горячий газ, согласно рентгеновским наблюдениям, в гигантских галактиках присутствует); в них нет очень ярких (в абсолютной мере) звёзд, относящихся к населению I. Основной вклад в освещённость от них дают звёзды населения II – красные гиганты. Отсутствие звёзд высокой светимости указывает на отсутствие в них интенсивного процесса звездообразования. В спиральных и иррегулярных галактиках, напротив, много газа и пыли, концентрирующихся в дисках и особенно в спиральных рукавах галактик. Пыль хорошо видна в галактиках, наблюдаемых «с ребра», в виде тёмной полосы, тянущейся вдоль галактики. Наличие молодых горячих звёзд высокой светимости говорит об интенсивных процессах звездообразования в спиральных рукавах и обширных областях звездообразования в иррегулярных галактиках. Разложение на звёзды спиральных рукавов и выявление в них звёзд с известной из других соображений абсолютной величиной (цефеид и ярчайших голубых звёзд) позволило Э. П. Хабблу в 1920-х гг. определить расстояния до ближайших туманностей и установить их внегалактическую природу.

Основные характеристики галактик[править | править код]

Для определения фундаментальных параметров галактики (линейного размера, светимости и массы) необходимо знать расстояние до неё. Для близких галактик, в которых удаётся выделить отдельные объекты (индикаторы расстояний), расстояние определяется сравнением их видимых звёздных величин или угловых размеров с абсолютными звёздными величинами или линейными размерами, известными для индикаторов заранее. Для далёких галактик, в которых индикаторы выделить не удаётся, расстояние определяется по вызванному эффектом Доплера красному смещению линий в спектрах галактик, обнаруженному в 1910-х гг. В. М. Слайфером. Как показал Э. П. Хаббл, существует прямая пропорциональность между найденными по красному смещению лучевыми скоростями галактик и расстояниями до них. Коэффициент пропорциональности в этой зависимости (постоянная Хаббла), по современным данным, равняется (с точностью до 10–15%) 65 км/(с·Мпк). Разброс светимостей галактик, установленных по их интегральным видимым звёздным величинам и расстояниям, составляет примерно от –10-й звёздной величины у карликовых галактик до –23-й звёздной величины у гигантских галактик. Линейные размеры находятся в пределах примерно от 1 кпк до нескольких десятков килопарсек.

Как показывают спектральные наблюдения, спиральные галактики вращаются вокруг оси, перпендикулярной плоскости их дисков. Зависимость линейной скорости вращения галактик, определяемой по эффекту Доплера, от расстояния до центра галактик называется кривой вращения. Построение кривой вращения для галактик с известным расстоянием используется для определения масс галактик. Поведение кривых вращения на далёкой периферии галактик заставляет предполагать, что в галактической короне помимо светящейся материи имеется тёмное гало, содержащее заметную часть общей массы. Природа этой «тёмной материи» (скрытой массы) неизвестна. Массы эллиптических галактик, не обладающих заметным вращением, определяются с применением теоремы вириала по ширине абсорбционных линий в их спектрах. Массы галактик заключены в пределах от 10⁵ до 10¹² масс Солнца. Эти числа определяют и примерное число звёзд в галактиках.

Спиральная структура и ядра галактик[править | править код]

Важнейшими структурными деталями галактик являются их центральные сгущения (ядра галактик) и спиральные ветви (в случае спиральных галактик). Во 2-й половине 20 в. природа спиральных ветвей и эволюция спиральной структуры галактик были в основном выяснены. Считается, что спиральные ветви представляют собой волны плотности, перемещающиеся по вращающемуся диску галактики. Их устойчивость поддерживается магнитными полями, направленными вдоль рукавов. Что касается областей ядер галактик, то распределение плотности в них, определяемое по распределению яркости, в ряде случаев указывает на наличие в ядре сверхмассивного (от 10⁶ до 10⁹ масс Солнца) компактного объекта, по всей вероятности чёрной дыры (в ядре нашей Галактики существование такого объекта с массой 3·10⁶ масс Солнца установлено вполне определённо по движениям звёзд). Захват чёрной дырой окружающей материи (звёзд и газа) сопровождается мощным всплеском гравитационного излучения. В непосредственной близости от чёрной дыры образуется аккреционный диск, горячие центральные части которого излучают в рентгеновском диапазоне. В направлениях, перпендикулярных плоскости диска, выбрасываются с релятивистскими скоростями узкие струи плазмы (джеты), протяжённость которых, как это следует из наблюдений в радиодиапазоне, обычно превосходит размеры галактики, иногда достигая гигантских размеров в несколько мегапарсек. Радиоинтерферометрические исследования со сверхдлинной базой позволяют изучить области в основании джета, неразрешаемые при оптических наблюдениях, и проследить за изменением их структуры. Излучение во всех диапазонах спектра, исходящее из небольших объёмов пространства, оказывается переменным с малыми характерными временами переменности (минуты и даже секунды); вместе с тем отмечается переменность и на промежуточных и длинных временны́х шкалах (порядка дней – месяцев и лет – десятков лет). Степенное распределение энергии в спектре переменных компонентов и высокая степень поляризации их излучения указывают на синхротронный механизм излучения (излучение релятивистских электронов в магнитном поле). Переменность в радиодиапазоне хорошо объясняется прохождением по джету ударных волн. В зависимости от степени энерговыделения активных ядер галактик объекты подразделяют на квазары (ядро излучает энергию на 2–3 порядка бо́льшую, чем вся галактика) и активные галактики того или иного типа, например сейфертовские галактики, радиогалактики.

Системы галактик[править | править код]

Распределение галактик в пространстве крайне неоднородно. Существуют области большой протяжённости, в которых их вообще нет («войды»), и области повышенной плотности галактик. Изолированные галактики встречаются редко. Чаще встречаются двойные и кратные системы и группы галактик. 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, насчитывающую несколько десятков галактик (в основном карликовых), причём наша Галактика и туманность Андромеды являются самыми яркими и массивными членами этой группы. В пределах 30 млн. световых лет от Местной группы галактик обнаружено более десятка подобных групп. Наблюдаются ещё более крупные объединения галактик – скопления и сверхскопления, насчитывающие сотни и тысячи галактик (см. Скопления галактик).

Литература статьи Большой российской энциклопедии[править | править код]

Воронцов-Вельяминов Б. А. Внегалактическая астрономия. М., 1978.
Тейлер Р. Д. Галактики: строение и эволюция. М., 1981.
Горбацкий В. Г. Введение в физику галактик и скоплений галактик. М., 1986.

Видео[править | править код]

Вселенная. 1 сезон 9 серия. Чужие галактики