Классификация галактик по их формам и внешнему виду. Какие бывают галактики

В современной астрономии наиболее широко используется самая первая классификация галактик, предложенная Эдвином Пауэллом Хабблом в 1926 году, и доработанная впоследствии им же, а затем Жераром де Вокулером и Аланом Сендиджем.

Эта классификация основана на форме известных галактик. Согласно ей, все галактики делятся на 5 основных типов:

Эллиптические (Е);

Спиральные (S);

Спиральные галактики с перемычкой - баром (SB);

Неправильные (Irr);

Галактики слишком тусклые, чтобы их можно было классифицировать, Хаббл обозначил символом Q.

Кроме того, в обозначениях галактик в этой классификации используются цифры, указывающие, насколько сплюснута эллиптическая галактика, и буквы - для указания, насколько плотно рукава спиральных галактик примыкают к ядру.

Графически эту классификацию представляют как ряд, который называют последовательность Хаббла (или камертон Хаббла из-за сходства схемы с этим инструментом).

Эллиптические галактики (тип Е) составляют 13% от общего числа галактик. Они выглядят как круг или эллипс, яркость которого быстро уменьшается от центра к периферии. По форме эллиптические галактики очень разнообразны: они бывают как шаровые, так и очень сплюснутые. В связи с этим они подразделены на 8 подклассов - от Е0 (шаровая форма, сжатие отсутствует) до Е7 (наибольшее сжатие).

Эллиптические галактики - наиболее простые по структуре. Они состоят в основном из старых красных и желтых гигантов, красных, желтых и белых карликов. В них нет пылевой материи. Образование звезд в галактиках этого типа не идет уже несколько миллиардов лет. Холодного газа и космической пыли в них почти нет. Вращение обнаружено лишь у наиболее сжатых из эллиптических галактик.

Спиральные галактики - самый многочисленный тип: они составляют около 50% всех наблюдаемых галактик. Большая часть звёзд спиральной галактики расположена в пределах галактического диска. На галактическом диске заметен спиральный узор из двух или более закрученных в одну сторону ветвей или рукавов, выходящих из центра галактики.

Различают два типа спиралей. У первого типа, обозначаемого SA или S, спиральные ветви выходят непосредственно из центрального уплотнения. У второго они начинаются у концов продолговатого образования, в центре которого находится овальное уплотнение. Создаётся впечатление, что две спиральные ветви соединены перемычкой, из-за чего такие галактики и называются пересеченными спиралями; они обозначаются символом SB.

Спиральные галактики различаются степенью развитости своей спиральной структуры, что в классификации отмечается добавлением к символам S (или SA) и SB букв а, b,с.

Рукава спиральных галактик имеют голубоватый цвет, так как в них присутствует много молодых гигантских звёзд. Все спиральные галактики вращаются со значительными скоростями, поэтому звёзды, пыль и газы сосредоточены у них в узком диске (звезды «Населения I»). Вращение в подавляющем большинстве случаев происходит в сторону закручивания спиральных ветвей.

Каждая спиральная галактика имеет центральное сгущение. Цвет сгущений спиральных галактик - красновато-жёлтый, свидетельствующий о том, что они состоят в основном из звезд спектральных классов G, K, и M (то есть самых маленьких и холодных).

Обилие газовых и пылевых облаков и присутствие ярких голубых гигантов спектральных классов О и В говорит об активных процессах звёздообразования, происходящих в спиральных рукавах этих галактик.

Диск спиральных галактик погружён в разреженное слабосветящееся облако звёзд - гало. Гало состоит из молодых звезд «Населения II», образующих многочисленные шаровые скопления.

В некоторых галактиках центральная часть имеет шарообразную форму и ярко светится. Эта часть называется балдж (от англ. bulge - утолщение, вздутие). Балдж состоит из старых звезд «Населения II» и, часто, сверхмассивной черной дыры в центре. У других галактик в центральной части располагается "звёздная перемычка" - бар.

Наиболее известные спиральные галактики - это наша Галактика Млечный Путь и туманность Андромеды.

Линзовидная галактика (тип S0) является промежуточным типом между спиральной и эллиптической галактиками. У галактик этого типа яркое центральное сгущение (балдж) сильно сжато и похоже на линзу, а ветви отсутствуют или очень слабо прослеживаются.

Состоят линзовидные галактики из старых звёзд-гигантов, поэтому и цвет их - красноватый. Две трети линзовидных галактик, подобно эллиптическим, не содержат газа, в одной трети содержание газа такое же, как у спиральных галактик. Поэтому процессы звездообразования идут очень медленными темпами. Пыль в линзовидных галактиках сосредоточена вблизи галактического ядра. К линзовидным галактикам относится около 10% известных галактик.

Для неправильных или иррегулярных галактик (Ir) характерна неправильная, клочковатая форма. Неправильные галактики характеризуются отсутствием центральных уплотнений и симметричной структуры, а также низкой светимостью. Такие галактики содержат много газа (в основном нейтрального водорода) - до 50% их общей массы. К этому типу относится около 25% всех звёздных систем.

Неправильные галактики делятся на 2 большие группы. К первой из них, обозначаемой как Irr I, относят галактики с намеком на определенную структуру. Деление Irr I не окончательное: так, если в изучаемой галактике обнаруживается подобие спиральных рукавов (характерны для галактик типа S), галактика получает обозначение Sm или SBm (имеет в своей структуре перемычку); если же подобного явления не наблюдается - обозначение Im.

Ко второй группе неправильных галактик (Irr II) относятся все остальные галактики с хаотичной структурой.

Есть еще и третья группа неправильных галактик - карликовые, обозначаемые как dI или dIrrs. Считается, что карликовые неправильные галактики похожи на наиболее ранние галактические образования, существовавшие во Вселенной. Некоторые из них представляют собой небольшие спиральные галактики, разрушенные приливными силами более массивных компаньонов.

Характерными представителями таких галактик является Большое и Малое Магеллановы Облака . В прошлом считалось, что Большое и Малое Магеллановы облака относятся к неправильным галактикам. Однако позже было обнаружено, что они имеют спиральную структуру с баром. Поэтому эти галактики были переквалифицированы в SBm, четвёртый тип спиральных галактик с баром.

Галактики, которые обладают теми или иными индивидуальными особенностями, не позволяющими отнести их ни к одному из перечисленных выше классов, называются пекулярными .

Пример пекулярной галактики - радиогалактика Centaurus A (NGC 5128).

Классификация Хаббла является на данный момент самой распространенной, но не единственной. В частности, широко используются Система де Вокулёра, представляющая собой более расширенную и переработанную версию классификации Хаббла, и Йеркская система, в которой галактики группируются в зависимости от их спектров, формы и степени концентрации к центру.

ГАЛАКТИКИ, «внегалактические туманности» или «островные Вселенные»,― это гигантские звездные системы, содержащие также межзвездный газ и пыль. Солнечная система входит в нашу Галактику – Млечный Путь. Все космическое пространство до пределов, куда могут проникнуть мощнейшие телескопы, заполнено галактиками. Астрономы насчитывают их не менее миллиарда. Ближайшая галактика находится от нас на расстоянии около 1 млн. св. лет (10 19 км), а до самых удаленных галактик, зарегистрированных телескопами, – миллиарды световых лет. Исследование галактик – одна из самых грандиозных задач астрономии.

Историческая справка. Ярчайшие и ближайшие к нам внешние галактики – Магеллановы Облака – видны невооруженным глазом на южном полушарии неба и были известны арабам еще в 11 в., равно как и ярчайшая галактика северного полушария – Большая туманность в Андромеде. С переоткрытия этой туманности в 1612 при помощи телескопа немецким астрономом С.Мариусом (1570–1624) началось научное изучение галактик, туманностей и звездных скоплений. Немало туманностей было обнаружено различными астрономами в 17 и 18 вв.; тогда их считали облаками светящегося газа.

Представление о звездных системах за пределом Галактики впервые обсуждали философы и астрономы 18 в.: Э.Сведенборг (1688–1772) в Швеции, Т.Райт (1711–1786) в Англии, И.Кант (1724–1804) в Пруссии, И.Ламберт (1728–1777) в Эльзасе и В.Гершель (1738–1822) в Англии. Однако лишь в первой четверти 20 в. существование «островных Вселенных» было однозначно доказано в основном благодаря работам американских астрономов Г.Кертиса (1872–1942) и Э.Хаббла (1889–1953). Они доказали, что расстояния до наиболее ярких, а значит, ближайших «белых туманностей» значительно превосходят размер нашей Галактики. За период с 1924 по 1936 Хаббл продвинул границу исследования галактик от ближайших систем до предела возможностей 2,5-метрового телескопа обсерватории Маунт-Вилсон, т.е. до нескольких сотен миллионов световых лет.

В 1929 Хаббл открыл зависимость между расстоянием до галактики и скоростью ее движения. Эта зависимость, закон Хаббла, стала наблюдательной основой современной космологии. После окончания Второй мировой войны началось активное изучение галактик с помощью новых крупных телескопов с электронными усилителями света, автоматических измерительных машин и компьютеров. Обнаружение радиоизлучения нашей и других галактик дало новую возможность для изучения Вселенной и привело к открытию радиогалактик, квазаров и других проявлений активности в ядрах галактик. Внеатмосферные наблюдения с борта геофизических ракет и спутников позволили обнаружить рентгеновское излучение из ядер активных галактик и скоплений галактик.

Рис. 1. Классификация галактик по Хабблу

Первый каталог «туманностей» был опубликован в 1782 французским астрономом Ш.Мессье (1730–1817). В этот список попали как звездные скопления и газовые туманности нашей Галактики, так и внегалактические объекты. Номера объектов по каталогу Мессье используются до сих пор; например, Мессье 31 (М 31) – это знаменитая Туманность Андромеды, ближайшая крупная галактика, наблюдаемая в созвездии Андромеды.

Систематический обзор неба, начатый В.Гершелем в 1783, привел его к открытию нескольких тысяч туманностей на северном небе. Эта работа была продолжена его сыном Дж.Гершелем (1792–1871), который провел наблюдения в Южном полушарии на мысе Доброй Надежды (1834–1838) и опубликовал в 1864 Общий каталог 5 тыс. туманностей и звездных скоплений. Во второй половине 19 в. к этим объектам добавились вновь открытые, и Й.Дрейер (1852–1926) в 1888 опубликовал Новый общий каталог (New General Catalogue – NGC ), включающий 7814 объектов. С публикацией в 1895 и 1908 двух дополнительных Индекс-каталогов (IC) число обнаруженных туманностей и звездных скоплений превысило 13 тыс. Обозначение по каталогам NGC и IC с тех пор стало общепринятым. Так, Туманность Андромеды обозначают либо М 31, либо NGC 224. Отдельный список 1249 галактик ярче 13-й звездной величины, основанный на фотографическом обзоре неба, составили Х.Шепли и А.Эймс из Гарвардской обсерватории в 1932.

Эта работа была существенно расширена первым (1964), вторым (1976) и третьим (1991) изданиями Реферативного каталога ярких галактик Ж. де Вокулера с сотрудниками. Более обширные, но менее детальные каталоги, основанные на просмотре фотографических пластинок обзора неба были опубликованы в 1960-х годах Ф.Цвикки (1898–1974) в США и Б.А.Воронцовым-Вельяминовым (1904–1994) в СССР. Они содержат ок. 30 тыс. галактик до 15-й звездной величины. Недавно был закончен подобный обзор южного неба с помощью 1-метровой камеры Шмидта Европейской южной обсерватории в Чили и британской 1,2-метровой камеры Шмидта в Австралии.

Галактик слабее 15-й звездной величины слишком много, чтобы составлять их список. В 1967 опубликованы результаты подсчета галактик ярче 19-й звездной величины (к северу от склонения 20), проделанного Ч.Шейном и К.Виртаненом по пластинкам 50-см астрографа Ликской обсерватории. Таких галактик оказалось ок. 2 млн., не считая тех, которые скрыты от нас широкой пылевой полосой Млечного Пути. А еще в 1936 Хаббл на обсерватории Маунт-Вилсон подсчитал количество галактик до 21-й звездной величины в нескольких небольших площадках, распределенных равномерно по небесной сфере (севернее склонения 30). По этим данным на всем небе более 20 млн. галактик ярче 21-й звездной величины.

Классификация. Встречаются галактики различных форм, размеров и светимостей; некоторые из них изолированные, но большинство имеет соседей или спутников, оказывающих на них гравитационное влияние. Как правило, галактики спокойны, но нередко встречаются и активные. В 1925 Хаббл предложил классификацию галактик, основанную на их внешнем виде. Позже ее уточняли Хаббл и Шепли, затем Сэндидж и наконец Вокулер. Все галактики в ней делятся на 4 типа: эллиптические, линзовидные, спиральные и неправильные.

Эллиптические (E ) галактики имеют на фотографиях форму эллипсов без резких границ и четких деталей. Их яркость возрастает к центру. Это вращающиеся эллипсоиды, состоящие из старых звезд; их видимая форма зависит от ориентации к лучу зрения наблюдателя. При наблюдении с ребра отношение длин короткой и длинной осей эллипса достигает  5/10 (обозначается E5 ).

Рис. 2. Эллиптическая галактика ESO 325-G004

Линзовидные (L или S 0) галактики похожи на эллиптические, но, кроме сфероидального компонента, имеют тонкий быстро вращающийся экваториальный диск, иногда с кольцеобразными структурами наподобие колец Сатурна. Наблюдаемые с ребра линзовидные галактики выглядят более сжатыми, чем эллиптические: отношение их осей достигает 2/10.

Рис. 2. Галактика Веретено (NGC 5866), линзообразная галактика в созвездии Дракон.

Спиральные (S ) галактики также состоят из двух компонентов – сфероидального и плоского, но с более или менее развитой спиральной структурой в диске. Вдоль последовательности подтипов Sa , Sb , Sc , Sd (от «ранних» спиралей к «поздним») спиральные рукава становятся толще, сложнее и менее закручены, а сфероид (центральная конденсация, или балдж ) уменьшается. У спиральных галактик, наблюдаемых с ребра, спиральные рукава не видны, но тип галактики можно установить по относительной яркости балджа и диска.

Рис. 2. Пример спиральной галактики, Галактика «Вертушка» (Pinwheel) (объект списка Мессье 101 или NGC 5457)

Неправильные (I ) галактики бывают двух основных видов: магелланового типа, т.е. типа Магеллановых Облаков, продолжающие последовательность спиралей от Sm до Im , и немагелланового типа I 0, имеющие хаотические темные пылевые полосы поверх сфероидальной или дисковой структуры типа линзовидной или ранней спиральной.

Рис. 2. NGC 1427A, пример неправильной галактики.

Типы L и S распадаются на два семейства и два вида в зависимости от наличия или отсутствия проходящей через центр и пересекающей диск линейной структуры (бар ), а также центральносимметричного кольца.

Рис. 2. Компьютерная модель галактики Млечный путь.

Рис. 1. NGC 1300, пример спиральной галактики с перемычкой.

Рис. 1. ТРЕХМЕРНАЯ КЛАССИФИКАЦИЯ ГАЛАКТИК . Основные типы: E, L, S, I располагаются последовательно от E до Im ; семейства обычных A и пересеченных B ; вида s и r . Круглые диаграммы внизу – сечение главной конфигурации в области спиральных и линзовидных галактик.

Рис. 2. ОСНОВНЫЕ СЕМЕЙСТВА И ВИДЫ СПИРАЛЕЙ на сечении главной конфигурации в области Sb .

Существуют и другие схемы классификации галактик, основанные на более тонких морфологических деталях, но пока еще не развита объективная классификация, основанная на фотометрических, кинематических и радиоизмерениях.

Состав . Два структурных компонента – сфероид и диск – отражают различие в звездном населении галактик, открытое в 1944 немецким астрономом В.Бааде (1893–1960).

Население I , присутствующее в неправильных галактиках и в рукавах спиралей, содержит голубые гиганты и сверхгиганты спектральных классов O и B, красные сверхгиганты классов K и M, а также межзвездные газ и пыль с яркими областями ионизованного водорода. В нем присутствуют и маломассивные звезды главной последовательности, которые видны вблизи Солнца, но неразличимы в далеких галактиках.

Население II , присутствующее в эллиптических и линзовидных галактиках, а также в центральных областях спиралей и в шаровых скоплениях, содержит красные гиганты от класса G5 до K5, субгиганты и, вероятно, субкарлики; в нем встречаются планетарные туманности и наблюдаются вспышки новых (рис. 3). На рис. 4 показана связь между спектральными классами (или цветом) звезд и их светимостью у различных населений.

Рис. 3. ЗВЕЗДНЫЕ НАСЕЛЕНИЯ . На фотографии спиральной галактики Туманности Андромеды видно, что в ее диске сосредоточены голубые гиганты и сверхгиганты Населения I, а центральная часть состоит из красных звезд Населения II. Видны также спутники Туманности Андромеды: галактика NGC 205 (внизу ) и М 32 (вверху слева ). Самые яркие звезды на этом фото принадлежат нашей Галактике.

Рис. 4. ДИАГРАММА ГЕРЦШПРУНГА – РЕССЕЛА , на которой видна связь между спектральным классом (или цветом) и светимостью у звезд разного типа. I: молодые звезды Населения I, типичные для спиральных рукавов. II: состарившиеся звезды Населения I; III: старые звезды Населения II, типичные для шаровых скоплений и эллиптических галактик.

Первоначально считалось, что эллиптические галактики содержат только Население II, а неправильные – только Население I. Однако выяснилось, что обычно галактики содержат смесь двух звездных населений в разных пропорциях. Детальный анализ населений возможен только для нескольких близких галактик, но измерения цвета и спектра далеких систем показывают, что различие их звездных населений может быть значительнее, чем думал Бааде.

Расстояние . Измерение расстояний до далеких галактик основано на абсолютной шкале расстояний до звезд нашей Галактики. Ее устанавливают несколькими методами. Наиболее фундаментальный – метод тригонометрических параллаксов, действующий до расстояний в 300 св. лет. Остальные методы косвенные и статистические; они основаны на изучении собственных движений, лучевых скоростей, блеска, цвета и спектра звезд. На их основе определяют абсолютные величины Новых и переменных типа RR Лиры и  Цефея, которые становятся первичными индикаторами расстояния до ближайших галактик, где они видны. Шаровые скопления, ярчайшие звезды и эмиссионные туманности этих галактик становятся вторичными индикаторами и дают возможность определять расстояния до более далеких галактик. Наконец, в качестве третичных индикаторов используются диаметры и светимости самих галактик. В качестве меры расстояния астрономы обычно используют разность между видимой звездной величиной объекта m и его абсолютной звездной величиной M ; эту величину (m – M ) называют «видимым модулем расстояния». Чтобы узнать истинное расстояние, его необходимо исправить с учетом поглощения света межзвездной пылью. При этом ошибка обычно достигает 10–20%.

Внегалактическая шкала расстояний время от времени пересматривается, а значит, меняются и прочие параметры галактик, зависящие от расстояния. В табл. 1 приведены наиболее точные на сегодня расстояния до ближайших групп галактик. До более далеких галактик, удаленных на миллиарды световых лет, расстояния оцениваются с невысокой точностью по их красному смещению (см. ниже : Природа красного смещения).

Светимость. Измерение поверхностной яркости галактики дает полную светимость ее звезд на единицу площади. Изменение поверхностной светимости с расстоянием от центра характеризует структуру галактики. Эллиптические системы, как наиболее правильные и симметричные, изучены подробнее других; в целом они описываются единым законом светимости (рис. 5,а ):

Рис. 5. РАСПРЕДЕЛЕНИЕ СВЕТИМОСТИ У ГАЛАКТИК . а – эллиптические галактики (изображен логарифм поверхностной яркости в зависимости от корня четвертой степени из приведенного радиуса (r/r e) 1/4 , где r – расстояние от центра, а r e – эффективный радиус, внутри которого заключена половина полной светимости галактики); б – линзовидная галактика NGC 1553; в – три нормальные спиральные галактики (внешняя часть у каждой из линий прямая, что указывает на экспоненциальную зависимость светимости от расстояния).

Данные о линзовидных системах не так полны. Их профили светимости (рис. 5,б ) отличаются от профилей эллиптических галактик и имеют три основных участка: ядро, линзу и оболочку. Эти системы выглядят как промежуточные между эллиптическими и спиральными.

Спирали очень разнообразны, структура их сложна, и нет единого закона для распределения их светимости. Впрочем, похоже, что у простых спиралей вдали от ядра поверхностная светимость диска спадает к периферии экспоненциально. Измерения показывают, что светимость спиральных рукавов не так велика, как это кажется при рассматривании фотографий галактик. Рукава добавляют не более 20% к светимости диска в голубых лучах и значительно меньше в красных. Вклад в светимость от балджа уменьшается от Sa к Sd (рис. 5,в ).

Измерив видимую звездную величину галактики m и определив ее модуль расстояния (m – M ), вычисляют абсолютную величину M . У самых ярких галактик, исключая квазары, M  22, т.е. их светимость почти в 100 млрд. раз больше, чем у Солнца. А у самых маленьких галактик M 10, т.е. светимость ок. 10 6 солнечной. Распределение числа галактик по M , называемое «функцией светимости», – важная характеристика галактического населения Вселенной, но аккуратно определить ее нелегко.

Для галактик, отобранных до некоторой предельной видимой величины, функция светимости каждого типа в отдельности от E до Sc почти гауссова (колоколообразная) со средней абсолютной величиной в голубых лучах M m = 18,5 и дисперсией  0,8 (рис. 6). Но галактики поздних типов от Sd до Im и эллиптические карлики слабее.

У полной выборки галактик в заданном объеме пространства, например в скоплении, функция светимости круто растет с уменьшением светимости, т.е. количество карликовых галактик во много раз превосходит количество гигантских

Рис. 6. ФУНКЦИЯ СВЕТИМОСТИ ГАЛАКТИК . а – выборка ярче некоторой предельной видимой величины; б – полная выборка в определенном большом объеме пространства. Обратите внимание на подавляющее количество карликовых систем с M B < -16.

Размер . Поскольку звездная плотность и светимость у галактик постепенно спадают наружу, вопрос об их размере фактически упирается в возможности телескопа, в его способность выделить слабое свечение внешних областей галактики на фоне свечения ночного неба. Современная техника позволяет регистрировать области галактик с яркостью менее 1% от яркости неба; это примерно в миллион раз ниже яркости ядер галактик. По этой изофоте (линии одинаковой яркости) диаметры галактик составляют от нескольких тысяч световых лет у карликовых систем до сотен тысяч – у гигантских. Как правило, диаметры галактик хорошо коррелируют с их абсолютной светимостью.

Спектральный класс и цвет. Первая спектрограмма галактики – Туманности Андромеды, полученная в Потсдамской обсерватории в 1899 Ю.Шейнером (1858–1913), своими линиями поглощения напоминает спектр Солнца. Массовое исследование спектров галактик началось с создания «быстрых» спектрографов с низкой дисперсией (200–400 /мм); позже применение электронных усилителей яркости изображения позволило повысить дисперсию до 20–100/мм. Наблюдения Моргана на Йеркской обсерватории показали, что, несмотря на сложный звездный состав галактик, их спектры обычно близки к спектрам звезд определенного класса отA до K , причем есть заметная корреляция между спектром и морфологическим типом галактики. Как правило, спектр класса A имеют неправильные галактики Im и спирали Sm и Sd . Спектры класса A–F у спиралей Sd и Sc . Переход от Sc к Sb сопровождается изменением спектра от F к F–G , а спирали Sb и Sa , линзовидные и эллиптические системы имеют спектры G и K . Правда, позже выяснилось, что излучение галактик спектрального класса A в действительности состоит из смеси света звезд-гигантов спектральных классов B и K .

Кроме линий поглощения, у многих галактик видны линии излучения, как у эмиссионных туманностей Млечного Пути. Обычно это линии водорода бальмеровской серии, например, H  на  6563 , дублеты ионизованных азота (N II) на 6548 и 6583 и серы (S II) на  6717 и 6731, ионизованного кислорода (O II) на  3726 и 3729 и дважды ионизованного кислорода (O III) на  4959 и 5007. Интенсивность эмиссионных линий обычно коррелирует с количеством газа и звезд-сверхгигантов в дисках галактик: эти линии отсутствуют или очень слабы у эллиптических и линзовидных галактик, но усиливаются у спиральных и неправильных – от Sa к Im . К тому же интенсивность эмиссионных линий элементов тяжелее водорода (N, O, S) и, вероятно, относительное содержание этих элементов уменьшаются от ядра к периферии дисковых галактик. У некоторых галактик необычайно сильны эмиссионные линии в ядрах. В 1943 К.Сейферт открыл особый тип галактик с очень широкими линиями водорода в ядрах, указывающими на их высокую активность. Светимость этих ядер и их спектры меняются со временем. В целом ядра сейфертовских галактик похожи на квазары, хотя не так мощны.

Вдоль морфологической последовательности галактик изменяется интегральный показатель их цвета (B – V ), т.е. разность между звездной величиной галактики в голубых B и желтых V лучах. Средний показатель цвета основных типов галактик таков:

В этой шкале 0,0 соответствует белому цвету, 0,5 – желтоватому, 1,0 – красноватому.

При детальной фотометрии обычно выясняется, что цвет галактики меняется от ядра к краю, что указывает на изменение звездного состава. Большинство галактик голубее во внешних областях, чем в ядре; у спиралей это проявляется гораздо заметнее, чем у эллиптических, поскольку в их дисках много молодых голубых звезд. Неправильные галактики, обычно лишенные ядра, нередко бывают в центре голубее, чем на краю.

Вращение и масса. Вращение галактики вокруг оси, проходящей через центр, приводит к изменению длины волны линий в ее спектре: линии от приближающихся к нам областей галактики смещаются в фиолетовую часть спектра, а от удаляющихся – в красную (рис. 7). По формуле Доплера, относительное изменение длины волны линии составляет  / = V r /c , где c – скорость света, а V r – лучевая скорость, т.е. компонента скорости источника вдоль луча зрения. Периоды обращения звезд вокруг центров галактик составляют сотни миллионов лет, а скорости их орбитального движения достигают 300 км/с. Обычно скорость вращения диска достигает максимального значения (V M ) на некотором расстоянии от центра (r M ), а затем уменьшается (рис. 8). У нашей Галактики V M = 230 км/с на расстоянии r M = 40 тыс. св. лет от центра:

Рис. 7. СПЕКТРАЛЬНЫЕ ЛИНИИ ГАЛАКТИКИ , вращающейся вокруг оси N , при ориентации щели спектрографа вдоль оси ab . Линия от удаляющегося края галактики (b ) отклонена в красную сторону (R), а от приближающегося края (a ) – в ультрафиолетовую (UV).

Рис. 8. КРИВАЯ ВРАЩЕНИЯ ГАЛАКТИКИ . Скорость вращения V r достигает максимального значения V M на расстоянии R M от центра галактики, а затем медленно уменьшается.

Линии поглощения и линии излучения в спектрах галактик имеют одинаковую форму, следовательно, звезды и газ в диске вращаются с одинаковой скоростью в одном направлении. Когда по расположению темных пылевых полос в диске удается понять, какой край галактики расположен к нам ближе, мы можем выяснить направление закрученности спиральных рукавов: во всех изученных галактиках они отстающие, т.е., удаляясь от центра, рукав загибается в сторону, обратную направлению вращения.

Анализ кривой вращения позволяет определить массу галактики. В простейшем случае, приравняв силу гравитации к центробежной силе, получим массу галактики внутри орбиты звезды: M = rV r 2 /G , где G – постоянная тяготения. Анализ движения периферийных звезд позволяет оценить полную массу. У нашей Галактики масса ок. 210 11 солнечных масс, у Туманности Андромеды 410 11 , у Большого Магелланова Облака – 1510 9 . Массы дисковых галактик приблизительно пропорциональны их светимости (L ), поэтому отношение M/L у них почти одинаковое и для светимости в голубых лучах равное M/L  5 в единицах массы и светимости Солнца.

Массу сфероидальной галактики можно оценить таким же образом, взяв вместо скорости вращения диска скорость хаотического движения звезд в галактике ( v ), которую измеряют по ширине спектральных линий и называют дисперсией скоростей: M  R  v 2 /G , где R – радиус галактики (теорема вириала). Дисперсия скоростей звезд у эллиптических галактик обычно от 50 до 300 км/с, а массы от 10 9 солнечных масс у карликовых систем до 10 12 у гигантских.

Радиоизлучение Млечного Пути было открыто К.Янским в 1931. Первую радиокарту Млечного Пути получил Г.Ребер в 1945. Это излучение приходит в широком диапазоне длин волн  или частот  = c / , от нескольких мегагерц (  100 м) до десятков гигагерц (  1 см), и называется «непрерывным». За него ответственны несколько физических процессов, важнейший из которых – синхротронное излучение межзвездных электронов, движущихся почти со скоростью света в слабом межзвездном магнитном поле. В 1950 непрерывное излучение на волне 1,9 м было обнаружено Р.Брауном и К.Хазардом (Джодрелл-Бэнк, Англия) от Туманности Андромеды, а затем и от многих других галактик. Нормальные галактики, как наша или М 31, – слабые источники радиоволн. Они излучают в радиодиапазоне едва ли одну миллионную часть своей оптической мощности. Но у некоторых необычных галактик это излучение гораздо сильнее. У ближайших «радиогалактик» Дева А (M 87), Кентавр А (NGC 5128) и Персей А (NGC 1275) радиосветимость составляет 10 –4 10 –3 от оптической. А у редких объектов, таких, как радиогалактика Лебедь А, это отношение близко к единице. Лишь через несколько лет после открытия этого мощного радиоисточника удалось отыскать слабую галактику, связанную с ним. Множество слабых радиоисточников, вероятно, связанных с далекими галактиками, до сих пор не отождествлено с оптическими объектами.

Связанная силами гравитационного взаимодействия. Количество звезд и размеры галактик могут быть различными. Как правило, галактики содержат от нескольких миллионов до нескольких триллионов (1 000 000 000 000) звезд. Кроме обычных звезд и межзвездной среды галактики также содержат различные туманности. Размеры галактик от нескольких тысяч до нескольких сотен тысяч световых лет. А расстояние между галактиками достигает миллионов световых лет.

Около 90 % массы галактик приходится на долю темной материи и энергии. Природа этих невидимых компонентов пока не изучена. Существуют свидетельства того, что в центре многих галактик находятся сверхмассивные . Пространство между галактиками практически не содержит вещества и имеет среднюю плотностью меньше одного атома на кубический метр. Предположительно, в видимой части вселенной находится около 100 млрд. галактик.

По классификации, предложенной астрономом Эдвином Хабблом, в 1925 году существуют несколько видов галактик:

• эллиптические(E),
• линзообразные(S0),
• обычные спиральные(S),
• пересеченные спиральные(SB),
• неправильные (Ir).

Эллиптические галактики — класс галактик с четко выраженной сферической структурой и уменьшающейся к краям яркостью. Они сравнительно медленно вращаются, заметное вращение наблюдается только у галактик со значительным сжатием. В таких галактиках нет пылевой материи, которая в тех галактиках, в которых она имеется, видна как тёмные полосы на непрерывном фоне звёзд галактики. Поэтому внешне эллиптические галактики отличаются друг от друга в основном одной чертой — большим или меньшим сжатием.

Доля эллиптических галактик в общем числе галактик в наблюдаемой части вселенной — около 25 %.

Спиральные галактики названы так, потому что имеют внутри диска яркие рукава звёздного происхождения, которые почти логарифмически простираются из балджа (почти сферического утолщения в центре галактики). Спиральные галактики имеют центральное сгущение и несколько спиральных ветвей, или рукавов, которые имеют голубоватый цвет, так как в них присутствует много молодых гигантских звезд. Эти звезды возбуждают свечение диффузных газовых туманностей, разбросанных вместе с пылевыми облаками вдоль спиральных ветвей. Диск спиральной галактики обычно окружён большим сфероидальным гало (светящееся кольцо вокруг объекта; оптический феномен), состоящим из старых звёзд второго поколения. Все спиральные галактики вращаются со значительными скоростями, поэтому звезды, пыль и газы сосредоточены у них в узком диске. Обилие газовых и пылевых облаков и присутствие ярких голубых гигантов говорит об активных процессах звездообразования, происходящих в спиральных рукавах этих галактик.

Многие спиральные галактики имеют в центре перемычку (бар), от концов которой отходят спиральные рукава. Наша Галактика также относится к спиральным галактикам с перемычкой.

Линзообразные галактики — это промежуточный тип между спиральными и эллиптическими. У них есть балдж, гало и диск, но нет спиральных рукавов. Их примерно 20% среди всех звездных систем. В этих галактиках яркое основное тело - линза, окружено слабым ореолом. Иногда линза имеет вокруг себя кольцо.

Неправильные галактики — это галактики, которые не обнаруживают ни спиральной, ни эллиптической структуры. Чаще всего такие галактики имеют хаотичную форму без ярко выраженного ядра и спиральных ветвей. В процентном отношении составляют одну четверть от всех галактик. Большинство неправильных галактик в прошлом являлись спиральными или эллиптическими, но были деформированы гравитационными силами.

Эволюция галактик

Образование галактик рассматривают как естественный этап эволюции , происходящий под действием гравитационных сил. Как предполагают ученые, около 14 млрд. лет назад произошел большой взрыв, после которого Вселенная везде была одинаковой. Затем частицы пыли и газа начали группироваться, объединяться, сталкиваться и таким образом появлялись сгустки, которые позднее превращались в галактики. Многообразие форм галактик связано с разнообразием начальных условий образования галактик. Скопление газообразного водорода в пределах таких сгустков стало первыми звездами.

С момента зарождении галактика начинает сжиматься. Сжатие галактики длится около 3 млрд лет. За это время происходит превращение газового облака в звездную систему. Звезды образуются путем гравитационного сжатия облаков газа. Когда в центре сжатого облака достигаются плотности и температуры, достаточные для эффективного протекания термоядерных реакций, рождается звезда. В недрах массивных звезд происходит термоядерный синтез химических элементов тяжелее гелия. Эти элементы попадают в первичную водородно-гелиевую среду при взрывах звезд или при спокойном истечении вещества со звездами. Элементы тяжелее железа образуются при грандиозных взрывах сверхновых звезд. Таким образом, звезды первого поколения обогащают первичный газ химическими элементами, тяжелее гелия. Эти звезды наиболее старые и состоят из водорода, гелия и очень малой примеси тяжелых элементов. В звездах второго поколения примесь тяжелых элементов более заметная, так как они образуются из уже обогащенного тяжелыми элементами первичного газа.

Процесс рождения звезд идет при продолжающемся сжатии галактики, поэтому формирование звезд происходит все ближе к центру системы, и чем ближе к центру, тем больше должно быть в звездах тяжелых элементов. Этот вывод хорошо согласуется с данными о содержании химических элементов в звездах гало нашей Галактики и эллиптических галактик. Во вращающейся галактике звезды будущего гало образуются на более ранней стадии сжатия, когда вращение еще не повлияло на общую форму галактики. Свидетельствами этой эпохи в нашей Галактике являются шаровые звездные скопления.

Когда прекращается сжатие протогалактики, кинетическая энергия образовавшихся звезд диска равна энергии коллективного гравитационного взаимодействия. В это время, создаются условия для образования спиральной структуры, а рождение звезд происходит уже в спиральных ветвях, в которых газ достаточно плотный. Это звезды третьего поколения . К ним относится наше .

Запасы межзвездного газа постепенно истощаются, рождение звезд становится менее интенсивным. Через несколько миллиардов лет, когда будут исчерпаны все запасы газа, спиральная галактика превратится в линзообразную, состоящую из слабых красных звезд. Эллиптические галактики уже находятся на этой стадии: весь газ в них израсходован 10-15 млрд. лет назад.

Возраст галактик равен примерно возрасту Вселенной. Одним из секретов астрономии остаётся вопрос о том, что из себя представляют ядра галактик. Очень важным открытием явилось то, что некоторые ядра галактик активны. Это открытие было неожиданным. Раньше считалось, что ядро галактики - это не больше чем скопление сотен миллионов звёзд. Оказалось, что и оптическое и радиоизлучение некоторых галактических ядер может меняться за несколько месяцев. Это означает, что в течение короткого времени из ядер освобождается огромное количество энергии, в сотни раз превышающее то, которое освобождается при вспышке сверхновой. Такие ядра получили название «активных», а процессы, происходящие в них, «активность».

В 1963 году были обнаружены объекты нового типа, находящиеся за приделами нашей галактики. Эти объекты имеют звездообразный вид. Со временем выяснили, что их светимость во много десятков раз превосходит светимость галактик! Самое удивительное то, что их яркость меняется. Мощность их излучения в тысячи раз превосходит мощность излучения активных ядер. Эти объекты назвали . Сейчас считается, что ядра некоторых галактик представляют собой квазары.

Классификация по Хабблу

Существуют три основных типа галактик: эллиптические, спиральные, и нерегулярные (неправильные). Два, из этих трех типов, делятся и подразделяются на системы, а общая классификация теперь известна как камертон Хаббла. Когда Хаббл впервые создал эту схему, он считал, что это эволюционная последовательность, а также их классификация.

Однако, на сегодняшний день, ученые придерживаются следующей морфологической классификации, подробно отраженной в таблице

Современная классификация галактик по данным инфракрасных телескопов Гершель и Спитцер.

На этой диаграмме 61 близкий объект снятый космическими телескопами Гершель и Спитцер. Они расположены примерно в 10-100 миллионах световых лет от Земли и были сфотографированы в рамках исследовательских программ.

На изображениях галактик вместо звезд, видна межзвездная пыль, которая нагревается горячими молодыми звездами, видимые только инфракрасными телескопами, такими как Гершель и Спитцер.

Каждое отдельное изображение трехцветное и показывает теплую пыль (синий цвет), обнаруженную Спитцером на длине волны 24 мкм, и более прохладную пыль снятую Гершелем в диапазоне 100 мкм (зеленый) и 250 мкм (красный).

Эллиптические — имеют форму сфероида или удлиненной сферы. На небе, где мы можем видеть только два из трех измерений, эти звездные острова овальные и имеют форму дисков. Их поверхностная яркость уменьшается, по направлению от центра. Чем больше число в классификации эллиптических галактик, тем большую форму эллипса они имеют. Так, например по классификации E0 — идеально круглая, а E7 в форме овала. Эллиптическая шкала варьирует от E0 до E7.

Спиральные

Спиральные состоят из трех основных компонентов: балдж, диск и гало. Балдж (выпуклость) находится в центре галактики. Она содержит, в основном, старые звезды. Диск состоит из пыли, газа и молодых звезд. Диск образует ряд структур. Наше Солнце, например, находится в руке Ориона. Гало — свободные, сферические структуры, расположенные вокруг балджа. Гало содержит старые звездные скопления, известные как шаровые скопления.

Типа S0

S0 это промежуточный тип между E7 и спиральными Sa. Они отличаются от эллиптических, поскольку имеют выпуклость и тонкий диск, но отличаются от Sa, потому что они не имеют спиральную структуру. S0 галактики, также известны как линзовидные.

Неправильные

Разнообразие галактик

Галактики - это большие звездные системы, в которых звезды связаны друг с другом силами гравитации. Существуют галактики, включающие триллионы звезд. Наша Галактика - Млечный Путь - также достаточно велика: в ней более 200 млрд звезд. Самые маленькие галактики содержат звезд в миллион раз меньше и скорее напоминают находящиеся в Млечном Пути шаровые скопления, только значительно больше по размерам. Помимо обычных звезд галактики включают в себя межзвездный газ, пыль, а также различные "экзотические" объекты: белые карлики, нейтронные звезды, черные дыры. Газ в галактиках не только рассеян между звездами, но и образует громадные облака, яркие туманности вокруг горячих звезд, плотные и холодные газопылевые туманности. Большие звездные системы имеют массы в сотни миллиардов масс Солнца. Наименьшие из карликовых галактик "весят" всего лишь в 100 тыс. раз больше Солнца. Таким образом, интервал масс у галактик значительно шире, чему звезд: самые "тяжелые" и самые "легкие" звезды различаются по массе менее чем в 1000 раз.

Звездные острова - многообразие галактик

Внешний вид и структура звездных систем весьма различны, и в соответствии с этим делятся на морфологические типы.

Ближайшими к нам и самыми яркими на небе галактиками являются Магелановы Облака. При исследовании неба с помощью современных телескопов обнаружено множество галактик, похожих на Магелановы Облака. Для них характерна неправильная, клочковатая форма. В таких галактиках содержится много газа - до 50% их общей массы. Этот тип называют неправильными галактиками и обозначают Ir (от англ. irregular - "неправильный").

Эллиптические галактики принято обозначать буквой E (от англ. elliptical - "эллиптический"), к которой добавляется цифра от 0 до 6, соответствующая степени уплощения системы (Е0 - "шаровые" галактики, Е6 - наиболее "сплюснутые"). Цвет у эллиптических галактик красноватый, так как состоят они преимущественно из старых звезд. Холодного газа в таких системах почти нет, но наиболее массивные из них заполнены очень разреженным горячим газом температурой более миллиона градусов.

Спиральные галактики на галактическом диске заметен спиральный узор из двух или более (до десяти) закрученных в одну сторону ветвей, или рукавов, выходящих из центра галактики. Диск погружен в разреженное слабосветящееся сфероидальное облако звезд - гало . Обозначают спиральные галактики буквой S. По степени структурности (развитости) спиральных ветвей и общей форме форме их подразделяют на типы, называемые хаббловскими типами - по имени американского астронома Эдвина Хаббла, предложившего классификацию галактик. Системы с гладкими, туго закрученными спиральными ветвями относят к типу Sa. В них центральная шарообразная часть (балдж) является яркой и протяженной, а рукава - нечеткие, размытые. Если же спирали более мощные и четкие, а центральная часть менее выделяется, то такие галактики принадлежат к типу Sb. Галактики с развитой клочковатой спиральной структурой, балдж которых слабо просматривается на общем фоне, относятся к типу Sc.

У некоторых спиральных систем в центральной части имеется почти прямая звездная перемычка - бар.

Leo A - карликовая неправильная галактика - одна из наиболее многочисленного типа галактик во Вселенной, которые, возможно, являются строительными блоками более массивных галактик.

NGC 205 - одна из представительниц семейства карликовых эллиптических галактик. NGC 205 является, одним из спутников Галактики Андромеды.

В этом случае к их обозначению после буквы S добавляется B (например SBc).
Линзовидные галактики - это промежуточный тип между спиральными и эллиптическими. У них есть балдж, гало и диск, но нет спиральных рукавов. Такие галактики обозначают SO.

Встречаются среди галактик и карликовые , которые не вписываются в классификацию Хаббла. Жизненный путь этих звездных систем настолько своеобразен, что накладывает отпечаток и на свойства звезд внутри галактик, и на свойства галактик в целом. Открытие семейства карликовых галактик началось с 30-х гг. XX в. В те времена американский астроном Харлоу Шепли обнаружил два слабых, еле заметных скопления звезд в созвездиях Скульптора и Печи. Природа их оставалась неясной до тех пор, пока не были измерены расстояния до них. Слабые скопления звезд оказались внегалактическими объектами, самостоятельными карликовыми системами очень низкой плотности. Это вызвало интерес к слабым галактикам с низкой поверхностной яркостью, и через некоторое время было известно уже множество карликовых галактик. Карликовые галактики обозначают буквой d (от англ. dwarf - "карлик"). Их можно разделить на карликовые эллиптические dE, карликовые сфероидальные dSph (Sph - сокращение от англ. sphere - "шар"), карликовые неправильные dIr и карликовые голубые компактные галактики dBCG (здесь BCG - blue compact galaxies).

Карликовые dE отличаются от нормальных эллиптических галактик главным образом размерами и массой. Это фактически те же эллиптические галактики, только с меньшим числом звезд. Состоят они в основном из старых звезд небольшой массы, содержат очень мало газа и пыли. Карликовые сфероидальные галактики во многом похожи на карликовые эллиптические, но гораздо более разрежены. Они образованы старыми водородно-гелиевыми звездами с очень низким содержанием тяжелых химических элементов. Последнее обстоятельство накладывает отпечаток на физические свойства этих звезд: они более горячие, более голубые, и эволюция их протекает несколько иначе, чем у звезд с "солнечным" химическим составом.

Другие типы карликовых галактик - dIr и dBCG - это небольшие по размерам и массе бесформенные системы, очень богатые газом. Основное различие между ними заключается в том, что в dBCG часто наблюдается интенсивное звездообразование и рождается большое число голубых массивных звезд. Благодаря этому галактики выглядят более яркими, компактными и окрашенными в голубой цвет. Галактик с хорошо развитыми спиральными ветвями среди карликов не встречается. Скорее всего для образования спиралей нужен массивный звездный диск.

Существует также класс больших спиральных звездных систем, поверхностная яркость которых намного меньше, чем у нормальных. Необычным в них является низкая плотность звездного диска. Их называют анемичными или спиральными галактиками низкой яркости.

Подсистемы в галактике (балдж, диск, гало) гравитационно взаимодействуют друг с другом, составляя единое целое. До сих пор галактики "достраивают" себя изнутри, образуя звезды и звездные скопления. "Пищей" для этого служит газ. Эллиптические галактики уже давно израсходовали свой запас газа, и молодых звезд в них нет. В других галактиках, где газ еще остался, звезды продолжают рождаться. Возникают они большими группами - звездообразованием бывают охвачены огромные области размерами до нескольких тысяч световых лет. Наиболее массивные звезды, быстро пройдя свой жизненный путь, взрываются как сверхновые. Взрывы сверхновых вызывают мощные волны сжатия в окружающей межзвездной среде, а это в свою очередь стимулирует "эпидемию" звездообразования в соседних участках галактики.

"Общественное положение" галактики зависит от ее массы. Массивные, крупные окружены многочисленной свитой из галактик поменьше. Мелкие галактики при прохождении сквозь крупные подчас "платят дань", отдавая им частично или полностью свой строительный материал - газ. Если две галактики проходят достаточно близко друг от друга, то их гравитационные поля активно влияют на движение звезд и газа в этих системах. В результате внешний вид галактик может претерпеть заметные изменения.

Спиральные галактики

В 1845 г. английский астроном лорд Росс (Уильям Парсонс) с помощью телескопа со 180-сантиметровым металлическим зеркалом обнаружил целый класс "спиральных туманностей", самым ярким примером которых явилась туманность в созвездии Гончих Псов (M 51 по каталогу Ш. Мессье). Природа этих туманностей была установлена лишь в первой половине XX столетия. В то время интенсивно проводились исследования по определению размеров нашей Галактики - Млечного Пути - и расстояний до некоторых туманностей, которые удалось разложить на звезды. Выводы были противоречивы как в оценках расстояний до туманностей, так и в определении масштабов. все встало на свои места, когда в 20-х гг. в ближайших спиральных туманностях были обнаружены цефеиды, позволившие оценить расстояния до них. Еще в 1908 г. астроном Гарвардской обсерватории Генриетта Ливитт обнаружила зависимость между периодом изменения блеска переменных звезд класса цефеид и их светимостью. Это давало возможность по величине периода узнать светимость звезды, по светимости - расстояние до нее, а следовательно, и до той звездной системы, куда она входит. Этот метод позволил определить расстояние до туманности Андромеды в 900 тыс. световых лет. Такая оценка оказалась заниженной. Тем самым были получены последние доказательства того, что спиральные туманности - это огромные звездные системы,

Большая красивая спиральная галактика с перемычкой NGC 1300 находится на расстоянии около 70 миллионов световых лет в созвездии Эридан. Размер NGC 1300 - более 100 тысяч световых лет.

Спиральная галактика M66, показанная на рисунке, имеет размеры 100 тысяч световых лет и находится на расстоянии 35 миллионов световых лет от Солнца. Это самая большая галактика в триплете Льва.

сравнимые с нашей Галактикой. С тех пор их и стали называть галактиками.

Спиральные галактики плоские, дискообразной формы, что объясняется вращением. Во время образования галактики центробежные силы препятствовали сжатию протогалактического облака или системы облаков газа в направлении, перпендикулярном оси вращения. В результате газ концентрировался к некоторой плоскости - так образовались вращающиеся диски спиральных галактик. Диск вращается не как единое твердое тело (например, колесо): период обращения звезд по краям диска намного больше, чем во внутренних частях.

Немало усилий пришлось приложить астрономам, чтобы понять причину других наблюдаемых свойств спиральных галактик. Заметный вклад в исследование их природы внесла отечественная наука. Вот как представляют себе природу спиральных ветвей галактик в наши дни. Все звезды, населяющие галактику, гравитационно взаимодействуют, в результате чего создается общее гравитационное поле галактики.

Известно несколько причин, по которым при вращении массивного диска возникают регулярные уплотнения вещества, распространяющиеся подобно волнам на поверхности воды. В галактиках они имеют форму спиралей, что связано с характером вращения диска. В спиральных ветвях наблюдается повышение плотности как звезд, так и межзвездного вещества - пыли и газа. Повышенная плотность газа ускоряет образование и последующее сжатие газовых облаков и тем самым стимулирует рождение новых звезд. Поэтому спиральные ветви являются местом интенсивного звездообразования.

Спиральные ветви - это волны плотности, бегущие по вращающемуся диску. Поэтому через некоторое время звезда, родившаяся в спирали, оказывается вне ее. У самых ярких и массивных звезд очень короткий срок жизни, они сгорают, не успев покинуть спиральную ветвь. Менее массивные звезды живут долго и доживают свой век в межспиральном пространстве диска. Маломассивные желтые и красные звезды, составляющие балдж (шарообразное "вздутие" в центре галактики), намного старше звезд, концентрирующихся в спиральных ветвях. Эти звезды родились еще до того, как сформировался галактический диск. Возникнув в центре протогалактического облака, они уже не могли быть вовлечены в сжатие к плоскости галактики и потому образуют шарообразную структуру.

Рассмотрим спиральные галактики на примере M 51, называемой Водоворотом. У этой галактике на конце одной из спиральных ветвей имеется небольшая галактика-спутник. Она обращается вокруг материнской галактики. Удалось построить компьютерную модель образования этой системы. Предполагается, что маленькая галактика, пролетая вблизи большой, привела к сильным гравитационным возмущениям ее диска. В результате в диске большой галактики создается волна плотности спиральной формы. Звезды, рождающиеся в спиральных ветвях, делают эти ветви яркими и четкими.

Балдж и диск галактики погружены в массивное гало. Некоторые исследователи предполагают, что основная масса гало заключена не в звездах, а в несветящемся (скрытом) веществе, состоящем либо из тел с массой, промежуточной между массами звезд и планет, либо из элементарных частиц, существование которых предсказывают теоретики, но которые еще предстоит открыть. Проблема природы этого вещества - скрытой массы - сейчас занимает умы многих ученых, и ее решение может дать ключ к природе вещества во Вселенной в целом.

Галактики с активными ядрами

Во всех галактиках, кроме самых небольших, выделяется яркая центральная часть, называемая ядром. В нормальных галактиках, таких, как наша, большая яркость ядра объясняется высокой концентрацией звезд. Но все же суммарное количество звезд ядра составляет лишь несколько процентов от их общего числа в галактике.

Встречаются галактики, у которых ядра особенно яркие. Причем в этих ядрах помимо звезд наблюдается яркий звездоподобный источник в центре и светящийся газ, движущийся с огромными скоростями - тысячи км в секунду. Галактики с активными ядрами были открыты американским астрономом Карлом Сейфертом в 1943 г. и впоследствии получили название сейфертовских галактик. Сейчас известны тысячи подобных объектов. Сейфертовские галактики (или просто сейферты) относятся к гигантским

Активная галактика Центавр А, в центре клубится смесь молодых голубых звездных скоплений, гигантских светящихся газовых облаков и вкрапленные темные пылевые прожилки.

Художественное изображение струй вокруг массив-ной черной дыры с акреционным диском. Струи - джеты вещества.

спиральным звездным системам. Среди них повышена доля пересеченных спиралей, т.е. галактик с баром (SB). Сейферты чаще, чем обычные галактики, образуют пары или группы, но избегают крупных скоплений. Сейферт обнаружил 12 галактик с активными ядрами, но в течение 15 лет их практически не изучали. В 1958 г. советский астрофизик Виктор Амазаспович Амбарцумян привлек внимание астрономии.

Формы проявления активности ядер неодинаковы в различных галактиках. Это может быть очень большая мощность излучения в оптической, рентгеновской или инфракрасной области спектра, причем заметно меняющаяся за несколько лет, месяцев или даже дней. В некоторых случаях наблюдается очень быстрое движение газа в ядре - со скоростями тысячи км в секунду. Иногда газ образует длинные прямолинейные выбросы. В некоторых галактиках ядра являются источниками высокоэнергетичных элементарных частиц. Эти потоки частиц нередко навсегда покидают галактику в виде радиовыбросов, или радиоджетов. Активные ядра любого типа характеризуются очень большой светимостью во всем диапазоне электромагнитного спектра. Мощность излучения сейфертовских галактик иногда достигает 10 35 Вт, что ненамного уступает светимости всей нашей галактики. Но эта огромная энергия выделяется в области диаметром около 1 пк - меньше, чем расстояние от Солнца до ближайшей звезды! Мощность излучения света (оптическая светимость) значительно ниже. Основная часть энергии излучается обычно в инфракрасном диапазоне.

Что же служит источником энергии для столь бурной активности? Что за "реактор", занимающий менее 1 пк, вырабатывает столько энергии? Окончательного ответа пока не знает никто, но в результате длительной работы теоретиков и наблюдателей разработано несколько наиболее вероятных моделей. Первой была выдвинута гипотеза, что в центре галактики находится плотное массивное скопление молодых звезд. В таком скоплении часто должны происходить взрывы сверхновых. Эти взрывы могут объяснить и наблюдаемые выбросы вещества из ядер, и переменность излучения. Вторая модель была предложена в конце 60-х гг. отчасти по аналогии с тогда только открытыми пульсарами. Согласно этой версии, источником активности ядра служит сверхмассивный звездоподобный объект с мощным магнитным полем - так называемый магнетоид. Третья модель связана с таким загадочным объектом, как черная дыра. Предполагается наличие черной дыры массой в десятки или сотни миллионов масс Солнца в центре галактики. В результате аккрекции (падения) вещества на черную дыру выделяется огромное количество энергии. При падении в гравитационном поле черной дыры вещество разгоняется до скоростей, близких к скорости света. Затем при столкновении газовых масс вблизи черной дыры энергия движения преобразуется в излучение электромагнитных волн.

Спектральные наблюдения на Хаббловском космическом телескопе и крупных наземных телескопах подтвердили наличие больших масс несветящегося вещества в ядрах целого ряда галактик. Это хорошо согласуется с предположением, что причиной активности ядер являются массивные черные дыры. Черные дыры массой более миллиона масс Солнца могут иметься у значительной части галактик. Есть наблюдательные свидетельства существования черных дыр в ядрах нашей Галактики и туманности Андромеды. Но поскольку их масса сравнительно невелика, активность ядер слабая.

Взаимодействующие галактики

В середине XX столетия крупные телескопы позволили астрономам исследовать положения и формы десятков тысяч слабых галактик. Обращало на себя внимание, что часть галактик (5-10%) имеет весьма странный, искаженный вид, так что их иногда трудно отнести к какому-то морфологическому типу. Некоторые из них выглядят сильно ассиметричными, словно помятыми. Иногда две галактики окружены общим светящимся звездным туманом либо связаны звездной или газовой перемычкой. А в отдельных случаях от галактик отходят длинные хвосты, протянувшиеся на сотни тысяч световых лет в межгалактическое пространство. Некоторые системы отличаются характером внутренних движений межзвёздного газа, которые не сводятся к простому обращению вещества вокруг центра. Такие некруговые движения не могут продолжаться долго, они должны затухать за один-два оборота диска. 3начит, они возникли сравнительно недавно. Быть может, мы наблюдаем молодые, ещё не д0 конца сформировавшиеся галактики? Нет, анализ звёздного состава показал, что они такие же старые, Как и большинство других.

Чаще всего эти необычные звёздные системы являются членами пар или тесных групп, И это говорит о том, что все перечисленные особенности - результат влияния галактик друг на друга. Известный советский астроном Борис Александрович Воронцов-Вельяминов, первым начавший исследование таких объектов, дал им название "взаимодействующие галактики". Он описал и занес в каталоги тысячи взаимодействующих систем, в том числе редчайшие по своей структуре и форме

Исследования объекта Arp 230 показали, что выглядящая одиноко эта спиральная галактика, на самом деле, является результатом недавнего столкновения двух спиральных галактик.

Центавр A по-видимому является продуктом столкновения двух галактик, обломки которого продолжают заглатываться черной дырой.

галактики, необычный внешний вид которых до сих пор озадачивает астрономов. Статистические исследования привели к выводу, что большинство взаимодействующих галактик - это не случайно встретившиеся странники во Вселенной, а родственники, связанные Общим происхождением. В cвоем движении они то сближаются, то удаляются друг от друга. Гравитационные поля близких звездных систем создают приливные силы, достаточные для того, чтобы исказить форму галактик ИЛИ изменить их внутреннюю структуру. Теоретически описать этот процесс довольно сложно. Очень большую роль в его исследовании сыграло построение компьютерных моделей. Те процессы, которые в природе занимают сотни миллионов лет, на экране монитора разворачиваются буквально у нас на глазах. При сближении звездных систем искажается их форма, возникают мощные спиральные ветви, рождаются перемычки между галактиками. Позднее, когда галактики начинают удаляться друг от друга, из одной или обеих выбрасываются длинные хвосты из газа и звезд. При сильном взаимодействии необратимо меняются размеры, форма и даже морфологический тип галактик.

Характер взаимодействия зависит от многих факторов. Например, от того, обладает ли галактика звездным диском, много ли в ней межзвездного газа, на какое расстояние подходит к ней соседняя галактика, в каком направлении и с какой скоростью она движется, как ориентирована ее орбита. Поэтому формы взаимодействующих систем так разнообразны. Но можно сделать одно общее предсказание: если галактики не случайно встретились в пространстве, а образуют систему, то их взаимодействие рано или поздно должно привести к тесному сближению и последующему слиянию. Этот процесс может продолжаться более миллиарда лет. Такие сливающиеся системы действительно были обнаружены среди известных галактик. В них наблюдаются двойные, реже кратные ядра, светлые струи некогда выброшенного в межгалактическое пространство вещества или необычайно протяженные звездные "короны".

Взаимодействие играет очень большую роль в эволюции звездных систем. Многие галактики должны были испытать сильное взаимодействие, завершившееся слиянием, в далеком прошлом. Сейчас их внешний вид может быть совершенно нормален, и только специальные исследования позволяют заподозрить некогда пережитые ими бурные процессы. Так, ближайшая к нам радиогалактика Центавр А считается результатом слияния эллиптической системы с дисковой, межзвездный газ которой образовал гигантский газопылевой диск. Он расположен к нам ребром и поэтому виден на фотографиях как темная полоса, пересекающая галактику. Можно предположить, что миллиарды лет назад взаимодействие и слияние галактик происходили значительно чаще - ведь многие галактики уже успели к настоящему времени слиться в единые системы. И действительно, проведенные на Хаббловском космическом телескопе наблюдения далеких и слабых галактик, свет от которых летел к нам миллиарды лет, показали, что среди них повышена доля искаженных, взаимодействующих систем.

Взаимодействие галактик не ограничивается простым изменением их структуры или типа. Влияние друг на друга даже сравнительно далеких галактик часто приводит к вспышке звездообразования в одной из них или в обеих. Приливное взаимодействие галактик способствует формированию массивных облаков газа. Кроме того, относительные скорости облаков возрастают, и они чаще сталкиваются друг с другом. Именно эти процессы во многом определяют интенсивность рождения звезд. Наконец, среди взаимодействующих галактик довольно много систем с активными ядрами. По современным представлениям, для активности ядра требуется массивный компактный объект в центре галактики и газ, который может свободно падать на него.