Главная В избранное Контакты News О проекте Планы сайта Карта
счетчик сайта
Размер шрифта:

Кратко:

КРАТКО О ГАЛАКТИКАХ:

Галактикой называют семейство звёзд, связанных вместе взаимным гравитационным притяжением, обладающее некоторым отличительным свойством, выделяющим его из других галактик. Диапазон размеров и масс галактик огромен, велико также разнообразие их структур и свойств. Самые маленькие известные галактики — относительно близлежащие карликовые галактики, содержащие только 100000 звёзд, что намного меньше, чем в типичном шаровом скоплении. На другом конце диапазона — самая массивная из известных галактик — гигантская эллиптическая галактика M87, содержащая 3000 млрд. солнечных масс, т.е. приблизительно в 15 раз больше нашей собственной Галактики. Большинство галактик можно классифицировать, отнеся к одному из известных морфологических типов.

Местная группа Галактик

Совокупность галактик, к которой принадлежит наша Галактика Млечный Путь. Доминирующие члены - туманность Андромеды (M31), которая является самой большой и наиболее массивной галактикой, и наша собственная Галактика. Следующие по размеру - спиральная галактика M33 в созвездии Треугольника, компаньон галактики M31, и Большое Магелланово Облако, лежащее вблизи нашей Галактики. Другие члены Местной группы - небольшие эллиптические и неправильные галактики, а также некоторое количество карликовых сферических галактик, напоминающих изолированные шаровые скопления. Эти карликовые галактики настолько слабы, что на расстояниях, превышающих расстояние до туманности Андромеды, обнаружить их очень трудно. Поэтому общее количество их неизвестно. Четыре небольших эллиптических галактики (NGC 221, 205, 185 и 147) представляют собой спутники галактики M31, а Магеллановы Облака и различные карликовые галактики - спутники нашей собственной Галактики. Таким образом, Местная группа не имеет центрального уплотнения, а состоит из двух подгрупп, сосредоточенных вокруг двух наиболее массивных её членов. Местная группа занимает объем пространства с радиусом около 3 млн. световых лет (около 1 Мпс). Другие близкие галактики удалены на расстояния, вдвое или даже втрое большие.

 

Галактика местной группы

Галактика NGC 6822 лежит достаточно близко, чтобы можно было разрешить её на отдельные звёзды, однако её удаление (около 1,8 млн. световых лет) позволяет увидеть только самые яркие из них даже с помощью телескопа такой мощности, как ААТ. Она, кажется, не имеет симметричного строения и классифицируется как неправильная галактика. На одном конце сияющего "стержня" видны несколько облаков светящегося газа, а на другом - яркие голубоватые звёзды, которые отошли и как бы пытаются образовать структуру с первыми признаками спирального рукава. NGC 6822 - одна из ближайших к нам галактик; она входит в небольшое скопление, называемое Местной группой, к которому принадлежит и наш Млечный Путь.

 

    

    

ГАЛАКТИКИ

КЛАССИФИКАЦИЯ ГАЛАКТИК


СПИРАЛЬНЫЕ ГАЛАКТИКИ С ПЕРЕМЫЧКАМИ

Спирали с перемычками имеют заметно вытянутое ядро, образующее перемычку. Вблизи концов перемычки начинаются спиральные ветви. Спирали S и SB разделяют на подклассы а, Ь, с, в зависимости от относительных размеров ядра и закрученности ветвей. От подкласса "а" к "с" ядро (балдж) становится меньше, а спиральные ветви менее туго закрученными. Спектральный анализ звездного состава спиральных галактик показал, что при переходе от Sа к Sс возрастает доля молодых горячих звёзд классов А, В, О. Галактики Sс выглядят более голубыми, чем Sа-Галактики. Интересно, что степень закрученности спиралей у галактик разных типов, но с одинаковой светимостью LB одинакова. При одинаковых LB у Sa-систем массы больше, чем у Sс-систем. Поэтому степень закрученности спиралей Sа такая же, как и у менее массивных Sс-Галактик. Скорость вращения спиральных галактик растет с уменьшением степени закрученности спиральных ветвей. Галактики Sа более массивны, компактны и быстрее вращаются, чем Sс-Галактики: скорости вращения у Sа порядка 300 км/с, у SЬ 220 км/с, у Sс 175 км/с. Все эти особенности связаны с динамической эволюцией галактик и с деталями звездообразования.

Спиральная галактика с перемычкой в созвездии Печи, NGC 1365  Спиральная галактика типа Sb, NGC 4622  Спиральная галактика с перемычкой типа SBb в созвездии Жирафа

Американские астрономы Р.Б. Тулли и Дж. Фишер обнаружили, что чем ярче спиральная Галактика, тем больше её скорость вращения u, причем LB ~ u3. Диски спиральных галактик состоят из звезд и их скоплений, облаков пыли и газа. Доля массы газа составляет около 10%. Распределение массы и движение вещества в S-Галактиках неоднородно, и его изучают прежде всего по кривым вращения. Большую программу определения кривых вращения по оптическим спектрам выполнила, начиная с конца 70-х годов американский астроном В. Рубин с сотрудниками на обсерваториях Китт Пик и Серро Тололо. Для получения кривых вращения теперь используют оптические спектры излучения звёзд и ионизованного газа, спектры поглощения межзвездной среды, линию водорода 21 см. Главным результатом исследований стало обнаружение плоских "хвостов" кривых вращения: скорость вращения не убывает с расстоянием, а остается постоянной вплоть до пределов обнаружения, газа. Наблюдаемое движение газа на больших расстояниях от звездного диска галактики можно объяснить если предположить, что он движется в гравитационном поле не только видимого диска, но и массивного темного гало, окружающего диск. Масса гало, как показывает анализ кривых вращения, примерно в десять раз больше массы звездных дисков. Предсказание существования галактических гало было сделано еще до работ Рубин. В 1973 г. Дж. Острайкер и П. Пиблс (США) при численном моделировании динамики системы гравитирующих частиц обнаружили, что самогравитирующий вращающийся диск неустойчив. Он быстро деформируется, и упорядоченное движение частиц по круговым орбитам в плоскости диска переходит в хаотическое движение в различных плоскостях. Диск превращается в эллипсоид. Острайкер и Пиблс обнаружили, что диск будет устойчив, если большая часть всей массы системы находится в невращающейся сферической подсистеме. Такой подсистемой и может быть гало. Прямой регистрации гало галактик пока нет. Возможно, они образованы уже угасшими звездами или маломассивными звездами низкой светимости, не способными создать достаточно высокую поверхностную яркость, которую можно было бы заметить. Подобный состав имеет, по-видимому, внутреннее гало, радиусом около 1,5 кпк. Внешнее гало, размером в десятки кпк, скорее всего состоит из долгоживущих массивных элементарных частиц. Эти частицы - аксионы, фотино, гравитино и другие космино, взаимодействуют между собой и с видимым веществом практически лишь гравитационно и потому их трудно зарегистрировать.

ЛИНЗООБРАЗНЫЕ ГАЛАКТИКИ

У линзообразных галактик такое название потому, что когда на них смотришь сбоку, они похожи на две выпуклые линзы, наложенные друг на друга. У них может быть преграждение (SBO), а может и не быть (SO). Как и у спиралей, у них есть центральная светящаяся выпуклость, слегка сплющенная, и диск меньших размеров, чем у спиральных. Кроме того, у них слабое диффузное гало;  спиральная структура отсутствует. В наружных частях линзы иногда видны зачатки спиральных ветвей, перемычки и наружное светлое кольцо. Такой тип галактик составляет 22% от общего количества.

ЭЛЛИПТИЧЕСКИЕ ГАЛАКТИКИ

В эллиптических галактиках (Е) звёзды распределены в основном симметрично по сфере, что делает их похожими на шаровые скопления. Эллиптические галактики подразделяются на группы, которым присвоены номера от 0 до 7. Практически сферическим дан номер ЕО, а с удлиненной формой, напоминающей форму «сигары», получили обозначение Е7. Тем не менее, видимая сплющенность Галактики зависит от угла зрения, под которым ведётся наблюдение: галактика ЕО, которая кажется идеально сферической, может оказаться удлиненной, если смотреть на неё от полярной оси. В эллиптических галактиках в основном находятся старые звёзды звёздного населения II, самые яркие из них — красные гиганты, которые окрашивают в этот цвет всю галактику в целом. В этих галактиках межзвездная материя практически отсутствует, и поэтому в них не идёт образование новых звёзд. У эллиптических галактик масса сильно различается: от менее 1 млн. солнечной массы (карликовые эллиптические галактики) до нескольких тысяч миллиардов (гигантские эллиптические галактики). Эллиптические галактики составляют во Вселенной 13%.

Поверхностная яркость эллиптических галактик плавно уменьшается от центра к периферии по закону, описываемому уравнением эллипса. Внутренней структуры на фотографиях эллиптических галактик не обнаружено, хотя у многих из них есть маленькие звездообразные ядрышки. Только в самых близких галактиках удается выделить отдельные звезды. Поэтому обычно звездный состав галактик определяют из анализа суммарного излучения звезд. Согласно наблюдениям, эллиптические галактики содержат только желтые и красные звезды, в них практически нет газа и нет молодых звёзд. Возраст звёзд в этих системах не менее 5-7 млрд лет. Спектральные линии Е-галактик очень широкие из-за большой дисперсии скоростей звезд (до 200 км/с). Звёзды вращаются вокруг центра галактики в разных плоскостях. Видимое сжатие Е-галактик связано с тем, что не все орбиты звезд устойчивы. Орбиты, плоскости которых параллельны оси вращения всей системы, неустойчивы. При небольшом гравитационном влиянии соседних звезд движение звезды по такой орбите быстро изменяется: эллипс превращается в отрезок прямой, и звезда падает на центр звездной системы. Как целое Е-галактики вращаются медленно, причем более уплощенные системы вращаются быстрее, чем сферические. Характерные параметры Е-галактик охватывают широкий диапазон: радиусы 5-10 кпк, массы 106 - 1013М Солнца, светимости 106 - 1012L Солнца (МСолнца = 2•1033 г, LСолнца = 4•1033 эрг/с).

Самые крупные из Е-галактик выделяют в отдельную группу cD-галактик. В этих галактиках имеется компактная звездная система, окруженная гигантской разреженной оболочкой из звезд. Размеры оболочки могут быть десятки и даже сотни килопарсек. Галактики cD встречаются редко. Ближайшая к нам и наиболее изученная из них - система М87. Радиус ее центральной компоненты около 8 кпк, а оболочка прослеживается на расстоянии до 60 кпк от центра. Масса М 87 около 1012МСолнца. Самая большая из известных cD-систем, имеющая радиус оболочки около 2 Мпк - галактика А1413. Оказывается, что cD-системы находятся всегда в центре скоплений галактик.

Было также установлено, что гигантские эллиптические галактики более богаты металлами, чем карликовые галактики этого типа. Такое различие связано с особенностями процесса звездообразования в массивных и маломассивных галактиках. Некоторые из гигантских эллиптических галактик обладают мощным радиоизлучением, источниками которого являются горячий газ и звёзды. Наряду с центральным источником радиоизлучения эти галактики имеют протяженные, размером иногда в сотни кпк области радиоизлучения, часто симметрично расположенные по отношению к оптическому изображению галактики. Интенсивность радиоизлучения достигает 1012 LСолнца.

>>>Читайте дальше: Взаимодействующие, неправильные Галактики.

Галактики Классификация Галактик. Спиральные ГалактикиСпиральные Галактики с перемычкой. Линзообразные и эллиптические ГалактикиНеправильные и взаимодействующие ГалактикиЭволюция ГалактикМлечный ПутьВзгляд на Галактику сквозь толщу пыли и газа [1 2 3 4]Взгляд на инфракрасную Вселенную [1 2]

 
 
Главная В закладки Контакты Новости О проекте Планы сайта

open
© KV


 


 

Интересно отметить, что существует т.н. альтернативный сценарий образования звёзд внутри галактик - космогоническая концепция В. Амбарцумяна. Согласно этой гипотезе, звёзды (звёздные ассоциации) в галактиках образовались не путём гравитационной конденсации разреженных масс газа, а в результате распада сверхплотных тел, а скопления галактик - в результате распада массивных сверхплотных тел незвёздной природы. Основным постулатом новой концепции была гипотеза о сверхплотных массивных телах. Но согласно ОТО такие тела должны быть чёрными дырами и, следовательно, не могут распадаться на части.

Закрыть урок