Галактика
- Источник статьи: Большая российская энциклопедия[1]
ГАЛА́КТИКА, Млечный Путь (от греч. γαλαϰτιϰός – молочный, млечный) – огромная звёздная система, в которую входит звезда – Солнце. Наша Галактика – одна из триллионов таких систем (галактик) во Вселенной. Общее число звёзд в Галактике не менее 100 млрд.; большинство звёзд, включая Солнце, находятся в дискообразной системе, видимой на небе как светлая полоса Млечного Пути. В состав Галактики входят также десятки тысяч звёздных скоплений и множество облаков межзвёздного вещества, содержащих в основном водород и гелий. Есть данные, что, кроме обычного вещества, в Галактике в огромном количестве имеется невидимое вещество неизвестной пока природы, проявляющее себя только гравитационным притяжением; оно распределено главным образом на далёкой периферии Галактики. Солнце находится на расстоянии около 8 кпк (26 тыс. световых лет) от центра Галактики и обращается вокруг него с периодом около 230 млн. лет. Строение, кинематику и динамику Галактики изучает звёздная астрономия.
Открытие Галактики
Первые телескопические наблюдения, проведённые Г. Галилеем (1610), показали, что Млечный Путь представляет собой множество слабых звёзд. Впервые попытку изучить строение системы Млечного Пути предпринял в конце 18 в. У. Гершель, который установил, что пространственная плотность звёзд убывает с расстоянием от плоскости Млечного Пути и от Солнца. Согласно Я. Каптейну (1922), звёздная система имеет форму двояковыпуклой линзы диаметром около 20 кпк, на расстоянии всего 650 пк от её центра находится Солнце. Кажущееся увеличение плотности звёзд к Солнцу объясняется неизвестным до 1930-х гг. поглощением света в пространстве.
В 1919 Х. Шепли пришёл к выводу, что находящийся в направлении созвездия Стрельца центр сфероидальной системы шаровых звёздных скоплений является одновременно и центром дискообразной звёздной системы. Определив с помощью звёзд с известной светимостью положение в пространстве около 70 шаровых скоплений, Шепли установил, что расстояние от Солнца до центра, лежащего в созвездии Стрельца, составляет 50 тыс. световых лет, а вся система Млечного Пути простирается на 300 тыс. световых лет.
Таким образом, в начале 1920-х гг. существовали две системы мироздания: по Шепли, Солнце находится на окраине звёздной системы, а в мире Каптейна, который был намного меньше, Солнце располагалось вблизи центра. Однако обе эти системы не отвечали на вопрос, что же находится за пределами Млечного Пути, хотя ещё в 18 в. высказывалось предположение, что многочисленные «слабые туманности» являются огромными звёздными системами, сравнимыми с нашей. В начале 20 века было уже практически установлено, что самая яркая туманность – М31 в созвездии Андромеды – состоит из звёзд. Однако до 1925 большинство астрономов полагало, что звёздная система Млечного Пути есть вся Вселенная.
Проблема была окончательно решена в 1925, когда Э. П. Хаббл опубликовал результаты изучения в М31 переменных звёзд – цефеид. Из зависимости «период – светимость» для этих звёзд было определено расстояние до «туманности» – около 1 млн. световых лет. Стало очевидным, что и М31, и система Млечного Пути, и бесчисленные «слабые туманности» являются огромными звёздными системами – галактиками. Открытие населённой галактиками Вселенной стало и открытием нашей Галактики как одной из множества подобных систем. Появилась возможность сравнивать нашу звёздную систему с др. галактиками и, наоборот, опираться при их изучении на знания о нашей Галактике.
Подсистемы Галактики
В Галактике можно выделить центральное вздутие (балдж, утолщение), протяжённую дискообразную подсистему и окружающую их галактическую корону (гало) – эллипсоидальную подсистему, объекты которой концентрируются к центру. Эти главные составляющие Галактики хорошо видны на фотографиях спиральных галактик, наблюдаемых почти «с ребра». Диск и балдж Галактики можно непосредственно увидеть на изображениях Млечного Пути в ИК-лучах.
Подсистемы Галактики образованы звёздами разного возраста и химического состава. Как и во всех спиральных галактиках, в ней имеются два основных типа звёздного населения. К населению I относятся Солнце, рассеянные звёздные скопления, звёзды спектральных классов О и В, звёзды-сверхгиганты, в том числе цефеиды, а также облака газа и пыли; все они концентрируются к плоскости Галактики. Атомарный водород прослеживается до расстояний около 17 кпк от центра, на краях Галактики его слой отклоняется до 1 кпк от экваториальной плоскости. Примерно до таких же расстояний простирается и плоская система молодых звёзд, толщина которой, как и газа, около 100 пк. Объекты населения II (шаровые скопления, планетарные туманности, звёзды типа RR Лиры, некоторые типы звёзд-гигантов и др.) концентрируются к центру Галактики, образуя обширное эллипсоидальное гало. Сфероидальная система населения II состоит только из старых звёзд (возраст всех шаровых скоплений Галактики примерно одинаков – 12–13 млрд. лет). Самые далёкие шаровые скопления находятся на расстояниях около 100 кпк.
В плоской подсистеме концентрируется газ, обогащённый тяжёлыми элементами (к ним в астрофизике относят все химические элементы тяжелее гелия), возникающими в недрах звёзд при ядерных реакциях. На конечных стадиях эволюции звёзд, в основном при взрывах сверхновых, тяжёлые элементы поступают в межзвёздную среду. Образование звёзд из этого обогащённого газа в диске Галактики продолжается и ныне. Химический состав звёзд населения I в среднем близок к солнечному, а у звёзд населения II тяжёлых элементов в 10–100 раз меньше.
Вращение Галактики
В 1926 Б. Линдблад пришёл к выводу, что большинство звёзд в окрестностях Солнца и оно само, а также рассеянные звёздные скопления входят в плоскую систему, члены которой находятся в быстром, почти круговом вращении вокруг центра Галактики. Шаровые скопления, образующие сфероидальную систему, вращаются вокруг центра Галактики медленно; они двигаются в разных направлениях по вытянутым орбитам.
В 1927 Я. Х. Оорт рассмотрел влияние вращения Галактики на собственные движения и лучевые скорости звёзд. В случае нетвердотельного (дифференциального) вращения, которое вытекает из законов Кеплера, справедливых при увеличении концентрации массы к центру вращения, зависимость лучевых скоростей от направления (от галактической долготы) должна иметь вид двойной волны – кривой с двумя максимумами и двумя минимумами, которая представляется формулой: Vr=Arsin2l, где r – расстояние от звезды до Солнца, l – галактическая долгота, отсчитываемая от направления на центр Галактики, коэффициент A, называемый постоянной Оорта, характеризует степень отклонения вращения от твердотельного. По лучевым скоростям звёзд классов O и B и цефеид Оорт определил параметры двойной волны и доказал, что звёзды Галактики обращаются вокруг центра, который лежит в направлении на созвездие Стрельца.
Зависимость скорости вращения V различных объектов Галактики от расстояния R до центра Галактики изображена на так называемой кривой вращения Галактики; по ней можно определить массу её отдельных составляющих. В самых внутренних областях вращение близко к твердотельному, затем скорость чуть убывает. На больших расстояниях от центра Галактики, за пределом её плотного диска, где в основном сосредоточены звёзды и газ, скорость вращения на протяжении многих десятков парсек остаётся примерно постоянной. Наблюдательные данные свидетельствуют, что подобная кривая вращения характерна и для большинства других галактик. Общепринятое объяснение этого факта состоит в том, что, кроме видимого гало из объектов населения II, галактики окружены намного более обширным гало из гравитирующей, но ненаблюдаемой материи (так называемое тёмное гало). В Галактике масса тёмного гало оценивается в 1011–1012 масс Солнца, что на порядок больше, чем масса звёзд (около 5·1010), и на два порядка больше, чем масса газа (5–10·109). Проблема природы этой «тёмной материи» – одна из важнейших нерешённых проблем астрофизики.