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 a, b, c, 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 Sa к Sc возрастает доля молодых горячих звёзд классов A, B, O. Галактики Sc 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 Sc-систем. Поэтому степень закрученности спиралей Sa 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 Sc-Галактики: скорости вращения у Sa порядка 300 км/с, у Sb 220 км/с, у Sс 175 км/с. Все эти особенности связаны с динамической эволюцией галактик и с деталями звездообразования.

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 звёзд 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. Ру́бин 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 среды́, 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 звёздного диска галактики можно объяснить если предположить, что он движется в гравитационном поле не только видимого диска, но и массивного тёмного 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 Ру́бин. В 1973 г. Дж. Острайкер и П. Пиблс (США) при численном моделировании динамики системы гравити́рующих частиц обнаружили, что самогравити́рующий 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 невраща́ющейся сферической подсистеме. Такой подсистемой и может быть гало.

Прямой регистрации гало галактик пока нет. Возможно, они образованы уже угасшими звёздами или маломассивными звёздами 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.

Линзообра́зные Галактики

У линзообра́зных галактик такое название потому, что когда на них смотришь сбоку, они похожи на две выпуклые линзы, наложенные друг на друга. У них может быть прегражде́ние (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 номера́ от 0 до 7. Практически сферическим дан номер Е0, 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 Е0, 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 звёзды. Поэтому обычно звездный состав галактик определяют из анализа суммарного излучения звёзд. Согласно наблюдениям, эллиптические галактики содержат только желтые и красные звёзды, 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 звёзд (до 200 км/с). Звёзды вращаются вокруг центра галактики в разных плоскостях. Видимое сжатие Е-галактик связано с тем, что не все орбиты звёзд устойчивы. Орбиты, плоскости которых параллельны оси вращения всей системы, неустойчивы. При небольшом гравитационном влиянии соседних звёзд 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 разреже́нной оболочкой из звёзд. Размеры оболочки могут быть десятки и даже сотни килопарсек. Галактики cD встречаются редко. Ближайшая к нам и наиболее изученная из них - система М87. Радиус её центральной компоненты около 8 килопарсек, а оболочка прослеживается на расстоянии до 60 килопарсек 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. Наряду́ с центральным источником радиоизлучения эти галактики имеют протяженные, размером иногда в сотни килопарсек области радиоизлучения, часто симметрично расположенные по отношению к оптическому изображению галактики. Интенсивность радиоизлучения достигает 10¹² LСолнца.