Класифікація галактик за їхньою формою та зовнішнім виглядом. Які бувають галактики

У сучасній астрономії найбільш широко використовується найперша класифікація галактик, запропонована Едвіном Пауеллом Хабблом в 1926 році, і допрацьована згодом ним же, а потім Жераром де Вокулера і Аланом Сендіджа.

Ця класифікація заснована на формі відомих галактик. Відповідно до неї, все галактики діляться на 5 основних типів:

Еліптичні (Е);

Спіральні (S);

Спіральні галактики з перемичкою - баром (SB);

Неправильні (Irr);

Галактики занадто тьмяні, щоб їх можна було класифікувати, Хаббл позначив символом Q.

Крім того, в позначеннях галактик в цій класифікації використовуються цифри, що вказують, наскільки сплюснута еліптична галактика, і букви - для вказівки, наскільки щільно рукава спіральних галактик примикають до ядра.

Графічно цю класифікацію представляють як ряд, який називають послідовність Хаббла (або камертон Хаббла через схожість схеми з цим інструментом).

Еліптичні галактики (тип Е) складають 13% від загального числа галактик. Вони виглядають як коло або еліпс, яскравість якого швидко зменшується від центру до периферії. За формою еліптичні галактики дуже різноманітні: вони бувають як кульові, так і дуже сплюснуті. У зв'язку з цим вони поділені на 8 підкласів - від Е0 (кульова форма, стиснення відсутня) до Е7 (найбільша стиск).

Еліптичні галактики - найбільш прості за структурою. Вони складаються в основному зі старих червоних і жовтих гігантів, червоних, жовтих і білих карликів. У них немає пилової матерії. Утворення зірок у галактиках цього типу не йде вже кілька мільярдів років. Холодного газу і космічного пилу в них майже немає. Обертання виявлене лише у найбільш стислих з еліптичних галактик.

спіральні галактики- найчисленніший тип: вони складають близько 50% всіх спостережуваних галактик. Велика частина зірок спіральної галактики розташована в межах галактичного диска. На галактичному диску помітний спіральний візерунок з двох або більше закручених в одну сторону гілок або рукавів, що виходять з центру галактики.

Розрізняють два типу спіралей. У першого типу, що позначається SA або S, спіральні гілки виходять безпосередньо з центрального ущільнення. У другого вони починаються у кінців довгастого освіти, в центрі якого знаходиться овальне ущільнення. Створюється враження, що дві спіральні гілки з'єднані перемичкою, через що такі галактики і називаються пересіченими спіралями; вони позначаються символом SB.

Спіральні галактики відрізняються ступенем розвиненості своєї спіральної структури, що в класифікації відзначається додаванням до символів S (або SA) і SB букв а, b, с.

Рукава спіральних галактик мають блакитний колір, так як в них є багато молодих гігантських зірок. Всі спіральні галактики обертаються зі значними швидкостями, тому зірки, пил і гази зосереджені у них у вузькому диску (зірки «Населення I»). Обертання в переважній більшості випадків відбувається в бік закручування спіральних гілок.

Кожна галактика має центральне згущення. Колір згущень спіральних галактик - червонувато-жовтий, який свідчить про те, що вони складаються в основному із зірок спектральних класів G, K, і M (тобто самих маленьких і холодних).

Велика кількість газових і пилових хмар і присутність яскравих блакитних гігантів спектральних класів О і В говорить про активні процеси зореутворення, що відбуваються в спіральних рукавах цих галактик.

Диск спіральних галактик занурений в розріджений слабосветящіхся хмара зірок - гало. Гало складається з молодих зірок «Населення II», що утворюють численні кульові скупчення.

У деяких галактиках центральна частина має кулясту форму і яскраво світиться. Ця частина називається балдж (від англ. Bulge - потовщення, здуття). Балдж складається зі старих зірок «Населення II» і, часто, надмасивної чорної діри в центрі. У інших галактик в центральній частині розташовується "зоряна перемичка" - бар.

Найбільш відомі спіральні галактики - це наша Галактика Чумацький Шлях і туманність Андромеди.

лінзовідная галактика (Тип S0) є проміжним типом між спіральної та еліптичної галактиками. У галактик цього типу яскраве центральне згущення (балдж) сильно стисло і схоже на лінзу, а гілки відсутні або дуже слабо простежуються.

Складаються лінзовидні галактики зі старих зірок-гігантів, тому і колір їх - червонуватий. Дві третини лінзоподібних галактик, подібно еліптичних, не містять газу, в однієї третини зміст газу таке ж, як у спіральних галактик. Тому процеси зореутворення йдуть дуже повільними темпами. Пил в лінзоподібних галактиках зосереджена поблизу галактичного ядра. До лінзоподібна галактика відноситься близько 10% відомих галактик.

для неправильних або іррегулярних галактик (Ir) характерна неправильна, клочковатая форма. Неправильні галактики характеризуються відсутністю центральних ущільнень і симетричною структури, а також низькою світністю. Такі галактики містять багато газу (в основному нейтрального водню) - до 50% їх загальної маси. До цього типу належать близько 25% всіх зоряних систем.

Неправильні галактики діляться на 2 великі групи. До першої з них, що позначається як Irr I, відносять галактики з натяком на певну структуру. Розподіл Irr I не остаточне: так, якщо в досліджуваної галактиці виявляється подібність спіральних рукавів (характерні для галактик типу S), галактика отримує позначення Sm або SBm (має в своїй структурі перемичку); якщо ж подібного явища не спостерігається - позначення Im.

До другої групи неправильних галактик (Irr II) відносяться всі інші галактики з хаотичною структурою.

Є ще й третя група неправильних галактик - карликові, що позначаються як dI або dIrrs. Вважається, що карликові неправильні галактики схожі на найбільш ранні галактичні освіти, що існували у Всесвіті. Деякі з них представляють собою невеликі спіральні галактики, зруйновані приливними силами більш масивних компаньйонів.

Характерними представниками таких галактик є Велике і Мале Магелланові Хмари. У минулому вважалося, що Велике і Мале Магелланові хмари відносяться до неправильних галактик. Однак пізніше було виявлено, що вони мають спіральну структуру з баром. Тому ці галактики були перекваліфіковані в SBm, четвертий тип спіральних галактик з баром.

Галактики, які володіють тими чи іншими індивідуальними особливостями, що не дозволяють віднести їх до жодного з перерахованих вище класів, називаються пекулярними.

Приклад пекулярними галактики - радіогалактика Centaurus A (NGC 5128).

Класифікація Хаббла є на наразі найпоширенішою, але не єдиною. Зокрема, широко використовуються Система де Вокулер, що представляє собою більш розширену і перероблену версію класифікації Хаббла, і Йерського система, в якій галактики групуються в залежності від їх спектрів, форми і ступеня концентрації до центру.

ГАЛАКТИКИ, «позагалактичні туманності» або «острівні Всесвіти», - це гігантські зоряні системи, що містять також міжзоряний газ і пил. Сонячна система входить в нашу Галактику - Чумацький Шлях. Все космічний простір до меж, куди можуть проникнути найпотужніші телескопи, заповнене галактиками. Астрономи налічують їх не менше мільярда. Найближча галактика знаходиться від нас на відстані близько 1 млн. Св. років (10 19 км), а до найвіддаленіших галактик, зареєстрованих телескопами, - мільярди світлових років. Дослідження галактик - одна з найбільш грандіозних завдань астрономії.

Історична довідка. Найяскравіші і найближчі до нас зовнішні галактики - Магелланові Хмари - видно неозброєним оком на південній півкулі неба і були відомі арабам ще в 11 ст., Так само як і найяскравіша галактика північної півкулі - Велика туманність в Андромеді. З перевідкриття цієї туманності в 1612 за допомогою телескопа німецьким астрономом С.Маріусом (1570-1624) почалося наукове вивчення галактик, туманностей і зоряних скупчень. Чимало туманностей було виявлено різними астрономами в 17 і 18 ст .; тоді їх вважали хмарами газу, що світиться.

Подання про зоряних системах за межею Галактики вперше обговорювали філософи і астрономи 18 ст .: Е.Сведенборг (1688-1772) в Швеції, Т.Райт (1711-1786) в Англії, І. Кант (1724-1804) в Пруссії, І .Ламберт (1728-1777) в Ельзасі і В.Гершель (1738-1822) в Англії. Однак лише в першій чверті 20 ст. існування «острівних всесвітів» було однозначно доведено в основному завдяки роботам американських астрономів Г.Кертіса (1872-1942) і Е. Хаббл (1889-1953). Вони довели, що відстані до найбільш яскравих, а значить, найближчих «білих туманностей» значно перевершують розмір нашої Галактики. За період з 1924 по 1936 Хаббл просунув кордон дослідження галактик від найближчих систем до межі можливостей 2,5-метрового телескопа обсерваторії Маунт-Вілсон, тобто до декількох сотень мільйонів світлових років.

У 1929 Хаббл відкрив залежність між відстанню до галактики і швидкістю її руху. Ця залежність, закон Хаббла, стала спостережної основою сучасної космології. Після закінчення Другої світової війни почалося активне вивчення галактик за допомогою нових великих телескопів з електронними підсилювачами світла, автоматичних вимірювальних машин та комп'ютерів. Виявлення радіовипромінювання нашої та інших галактик дало нову можливість для вивчення Всесвіту і привело до відкриття радиогалактик, квазарів і інших проявів активності в ядрах галактик. Позаатмосферні спостереження з борту геофізичних ракет і супутників дозволили виявити рентгенівське випромінювання з ядер активних галактик і скупчень галактик.

Мал. 1. Класифікація галактик по Хабблу

Перший каталог «туманностей» був опублікований в 1782 французьким астрономом Ш.Мессье (1730-1817). У цей список потрапили як зоряні скупчення і газові туманності нашої Галактики, так і позагалактичні об'єкти. Номери об'єктів по каталогу Мессьє використовуються досі; наприклад, Мессьє 31 (М 31) - це знаменита Туманність Андромеди, найближча велика галактика, яка спостерігається в сузір'ї Андромеди.

Систематичний огляд неба, розпочатий В.Гершелем в 1783, привів його до відкриття кількох тисяч туманностей на північному небі. Ця робота була продовжена його сином Дж.Гершелем (1792-1871), який провів спостереження в Південній півкулі на мисі Доброї Надії (1834-1838) і опублікував в 1864 Загальний каталог 5 тис. Туманностей і зоряних скупчень. У другій половині 19 ст. до цих об'єктів додалися нововідкриті, і Й.Дрейер (1852-1926) в 1888 опублікував Новий загальний каталог (New General Catalogue - NGC), Що включає 7814 об'єктів. З публікацією в 1895 і 1908 двох додаткових Індекс-каталогів (IC) число виявлених туманностей і зоряних скупчень перевищило 13 тис. Позначення по каталогам NGC і IC з тих пір стало загальноприйнятим. Так, Туманність Андромеди позначають або М 31, або NGC 224. Окремий список 1249 галактик яскравіше 13-й зоряної величини, заснований на фотографічному огляді неба, склали Х.Шеплі і А.Еймс з Гарвардської обсерваторії в 1932.

Ця робота була істотно розширена першим (1964), другим (1976) і третім (1991) виданнями Реферативного каталогу яскравих галактик Ж. де Вокулера з співробітниками. Більш великі, але менш детальні каталоги, засновані на перегляді фотографічних пластинок огляду неба були опубліковані в 1960-х роках Ф.Цвіккі (1898-1974) в США і Б.А.Воронцовим-Вельяміновим (1904-1994) в СРСР. Вони містять ок. 30 тис. Галактик до 15-ї зоряної величини. Нещодавно був закінчений подібний огляд південного неба за допомогою 1-метрової камери Шмідта Європейської південної обсерваторії в Чилі і британської 1,2-метрової камери Шмідта в Австралії.

Галактик слабкіше 15-ї зоряної величини занадто багато, щоб складати їх список. У 1967 опубліковані результати підрахунку галактик яскравіше 19-ї зоряної величини (на північ від відміни 20), зробленого Ч.Шейном і К.Віртаненом по пластинках 50-см астрографа Ликской обсерваторії. Таких галактик виявилося ок. 2 млн., Не рахуючи тих, які приховані від нас широкої пилової смугою Чумацького Шляху. А ще в 1936 Хаббл на обсерваторії Маунт-Вілсон підрахував кількість галактик до 21-ї зоряної величини в декількох невеликих майданчиках, розподілених рівномірно по небесній сфері (на північ від відміни 30). За цими даними на всьому небі понад 20 млн. Галактик яскравіше 21-ї зоряної величини.

Класифікація. Зустрічаються галактики різних форм, розмірів і светимостей; деякі з них ізольовані, але більшість має сусідів або супутників, що роблять на них гравітаційний вплив. Як правило, галактики спокійні, але нерідко зустрічаються і активні. У 1925 Хаббл запропонував класифікацію галактик, засновану на їх зовнішній вигляд. Пізніше її уточнювали Хаббл і Шеплі, потім Сендідж і нарешті Вокулер. Всі галактики в ній діляться на 4 типи: еліптичні, лінзоподібні, спіральні і неправильні.

еліптичні(E) Галактики мають на фотографіях форму еліпсів без різких кордонів і чітких деталей. Їх яскравість зростає до центру. Це обертаються еліпсоїди, що складаються зі старих зірок; їх видима форма залежить від орієнтації до променю зору спостерігача. При спостереженні з ребра ставлення довжин короткій і довгій осей еліпса досягає  5/10 (позначається E5).

Мал. 2. Еліптична галактика ESO 325-G004

лінзовидні(L або S0) галактики схожі на еліптичні, але, крім сфероїдальної компонента, мають тонкий швидко обертається екваторіальний диск, іноді з кільцеподібними структурами на зразок кілець Сатурна. Спостережувані з ребра лінзовідние галактики виглядають більш стислими, ніж еліптичні: ставлення їх осей досягає 2/10.

Мал. 2. Галактика Веретено (NGC 5866), галактика в сузір'ї Дракон.

спіральні(S) Галактики також складаються з двох компонентів - сфероїдальної і плоского, але з більш-менш розвиненою спіральною структурою в диску. Уздовж послідовності підтипів Sa, Sb, Sc, Sd (Від "ранніх" спіралей до «пізнім») спіральні рукави стають товщі, складніше і менш закручені, а сфероид (центральна конденсація, або балдж) Зменшується. У спіральних галактик, що спостерігаються з ребра, спіральні рукави не видно, але тип галактики можна встановити по відносній яскравості балджа і диска.

Мал. 2.Приклад спіральної галактики, Галактика «Вертушка» (Pinwheel) (об'єкт списку Мессьє 101 або NGC 5457)

Неправильні(I) Галактики бувають двох основних видів: Магелланової типу, тобто типу Магелланових Хмар, що продовжують послідовність спіралей від Sm до Im, І немагелланового типу I0, мають хаотичні темні пилові смуги поверх сфероидальной або дискової структури типу лінзоподібної або ранньої спіральної.

Мал. 2.NGC 1427A, приклад неправильної галактики.

типи L і S розпадаються на два сімейства і два види залежно від наявності або відсутності проходить через центр і перетинає диск лінійної структури (бар), А також центральносімметрічного кільця.

Мал. 2.Комп'ютерна модель галактики Чумацький шлях.

Мал. 1. NGC 1300, приклад спіральної галактики з перемичкою.

Мал. 1. ТРИВИМІРНА КЛАСИФІКАЦІЯ ГАЛАКТИК. Основні типи: E, L, S, I розташовуються послідовно від E до Im; сімейства звичайних A і пересічених B; виду s і r. Круглі діаграми внизу - перетин головної конфігурації в області спіральних і лінзоподібних галактик.

Мал. 2. ОСНОВНІ РОДИНИ І ВИДИ спіраль на перетині головної конфігурації в області Sb.

Існують і інші схеми класифікації галактик, засновані на більш тонких морфологічних деталях, але поки ще не розвинена об'єктивна класифікація, заснована на фотометричних, кінематичних і радіовимірювань.

склад. Два структурні компоненти - сфероид і диск - відображають відмінність у зоряному населенні галактик, відкрите в 1944 німецьким астрономом В.Бааде (1893-1960).

населення I, Присутнє в неправильних галактиках і в рукавах спіралей, містить блакитні гіганти і надгіганти спектральних класів O і B, червоні надгіганти класів K і M, а також міжзоряні газ і пил з яскравими областями іонізованого водню. У ньому присутні і маломасивні зірки головної послідовності, які видно поблизу Сонця, але невиразні в далеких галактиках.

населення II, Присутнє в еліптичних і лінзоподібних галактиках, а також в центральних областях спіралей і в кульових скупченнях, містить червоні гіганти від класу G5 до K5, субгіганти і, ймовірно, субкарлики; в ньому зустрічаються планетарні туманності і спостерігаються спалахи нових (рис. 3). На рис. 4 показано зв'язок між спектральними класами (або кольором) зірок і їх світністю у різних населений.

Мал. 3. Зоряні НАСЕЛЕННЯ. На фотографії спіральної галактики Туманності Андромеди видно, що в її диску зосереджені блакитні гіганти і надгіганти Населення I, а центральна частина складається з червоних зірок Населення II. Видно також супутники Туманності Андромеди: галактика NGC 205 ( внизу) І М 32 ( угорі ліворуч). Найяскравіші зірки на цьому фото належать нашій Галактиці.

Мал. 4. діаграмі Герцшпрунга - Рассела, На якій видно зв'язок між спектральним класом (або кольором) і світність у зірок різного типу. I: молоді зірки Населення I, типові для спіральних рукавів. II: постарілі зірки Населення I; III: старі зірки Населення II, типові для кульових скупчень і еліптичних галактик.

Спочатку вважалося, що еліптичні галактики містять тільки Населення II, а неправильні - тільки Населення I. Однак з'ясувалося, що зазвичай галактики містять суміш двох зіркових населений в різних пропорціях. Детальний аналіз населений можливий тільки для декількох близьких галактик, але вимірювання кольору і спектра далеких систем показують, що різниця їх зіркових населений може бути значніше, ніж думав Бааде.

відстань. Вимірювання відстаней до далеких галактик засноване на абсолютній шкалі відстаней до зірок нашої Галактики. Її встановлюють декількома методами. Найбільш фундаментальний - метод тригонометричних паралаксів, чинний до відстаней в 300 св. років. Решта методи непрямі і статистичні; вони засновані на вивченні власних рухів, променевих швидкостей, блиску, кольору і спектра зірок. На їх основі визначають абсолютні величини Нових і змінних типу RR Ліри і  Цефея, які стають первинними індикаторами відстані до найближчих галактик, де їх видно. Галактики, найяскравіші зірки і емісійні туманності цих галактик стають вторинними індикаторами і дають можливість визначати відстані до більш далеких галактик. Нарешті, в якості теоретичних індикаторів використовуються діаметри і світності самих галактик. В якості запобіжного відстані астрономи зазвичай використовують різницю між видимою зоряною величиною об'єкта m і його абсолютної зоряної величиною M ; цю величину ( m - M) Називають «видимим модулем відстані». Щоб дізнатися справжнє відстань, його необхідно виправити з урахуванням поглинання світла міжзоряним пилом. При цьому помилка зазвичай досягає 10-20%.

Позагалактична шкала відстаней час від часу переглядається, а значить, змінюються і інші параметри галактик, що залежать від відстані. У табл. 1 наведені найбільш точні на сьогодні відстані до найближчих груп галактик. До більш далеких галактик, віддалених на мільярди світлових років, відстані оцінюються з невисокою точністю по їх червоного зсуву ( див. нижчеПрирода червоного зсуву).

Світність.Вимірювання поверхневої яскравості галактики дає повну світність її зірок на одиницю площі. Зміна поверхневої світності з відстанню від центру характеризує структуру галактики. Еліптичні системи, як найбільш правильні і симетричні, вивчені докладніше інших; в цілому вони описуються єдиним законом світності (рис. 5, а):

Мал. 5. РОЗПОДІЛ світність У ГАЛАКТИК. а - еліптичні галактики (зображений логарифм поверхневої яскравості в залежності від кореня четвертого ступеня з наведеного радіуса ( r / r e) 1/4, де r - відстань від центру, а r e - ефективний радіус, всередині якого міститься половина повної світності галактики); б - лінзовідная галактика NGC 1553; в - три нормальні спіральні галактики (зовнішня частина у кожної з ліній пряма, Що вказує на експонентну залежність світності від відстані).

Дані про лінзоподібних системах не так повні. Їх профілі світності (рис. 5, б) Відрізняються від профілів еліптичних галактик і мають три основних ділянки: ядро, лінзу і оболонку. Ці системи виглядають як проміжні між еліптичними і спіральними.

Спіралі дуже різноманітні, структура їх складна, і немає єдиного закону для розподілу їх світності. Втім, схоже, що у простих спіралей далеко від ядра поверхнева світність диска спадає до периферії експоненціально. Вимірювання показують, що світність спіральних рукавів не так велика, як це здається при розгляданні фотографій галактик. Рукава додають не більше 20% до світності диска в блакитних променях і значно менше в червоних. Внесок в світність від балджа зменшується від Sa до Sd (Рис. 5, в).

Вимірявши видиму зоряну величину галактики m і визначивши її модуль відстані ( m - M), Обчислюють абсолютну величину M. У найяскравіших галактик, виключаючи квазари, M  22, тобто їх світність майже в 100 млрд. раз більше, ніж у Сонця. А у самих маленьких галактик M 10, тобто світність ок. 10 6 сонячної. Розподіл числа галактик по M, Зване «функцією світності», - важлива характеристика галактичного населення Всесвіту, але акуратно визначити її нелегко.

Для галактик, відібраних до деякої граничної видимої величини, функція світності кожного типу окремо від E до Sc майже гауссова (колоколообразная) із середньою абсолютною величиною в блакитних променях M m \u003d 18,5 і дисперсією  0,8 (рис. 6). Але галактики пізніх типів від Sd до Im і еліптичні карлики слабкіше.

У повній вибірки галактик в заданому обсязі простору, наприклад в скупченні, функція світності круто зростає зі зменшенням світності, тобто кількість карликових галактик у багато разів перевершує кількість гігантських

Мал. 6. ФУНКЦІЯ світність ГАЛАКТИК. а - вибірка яскравіше деякої граничної видимої величини; б - повна вибірка в певному великому обсязі простору. Зверніть увагу на переважна кількість карликових систем з M B< -16.

Розмір. Оскільки зоряна щільність і світність у галактик поступово спадають назовні, питання про їх розмір фактично впирається в можливості телескопа, в його здатність виділити слабке світіння зовнішніх областей галактики на тлі світіння нічного неба. сучасна техніка дозволяє реєструвати області галактик з яскравістю менше 1% від яскравості неба; це приблизно в мільйон разів нижче яскравості ядер галактик. З цієї ізофоти (лінії однакової яскравості) діаметри галактик становлять від декількох тисяч світлових років у карликових систем до сотень тисяч - у гігантських. Як правило, діаметри галактик добре корелюють з їх абсолютною світністю.

Спектральний клас і колір.Перша спектрограмма галактики - Туманності Андромеди, отримана в Потсдамської обсерваторії в 1899 Ю.Шейнером (1858-1913), своїми лініями поглинання нагадує спектр Сонця. Масове дослідження спектрів галактик почалося зі створення «швидких» спектрографів з низькою дисперсією (200-400 / мм); пізніше застосування електронних підсилювачів яскравості зображення дозволило підвищити дисперсію до 20-100 / мм. Спостереження Моргана на Йоркській обсерваторії показали, що, незважаючи на складний зоряний склад галактик, їх спектри зазвичай близькі до спектрами зірок певного класу від A до K, Причому є помітна кореляція між спектром і морфологічним типом галактики. Як правило, спектр класу A мають неправильні галактики Im і спіралі Sm і Sd. спектри класу A-F у спіралей Sd і Sc. Перехід від Sc до Sb супроводжується зміною спектру від F до F-G, А спіралі Sb і Sa, Лінзоподібні і еліптичні системи мають спектри G і K. Правда, пізніше з'ясувалося, що випромінювання галактик спектрального класу A в дійсності складається з суміші світла зірок-гігантів спектральних класів B і K.

Крім ліній поглинання, у багатьох галактик видно лінії випромінювання, як у емісійних туманностей Чумацького Шляху. Зазвичай це лінії водню бальмеровской серії, наприклад, H  на  6563, дублети іонізованих азоту (N II) на  6548 і 6583 і сірки (S II) на  6717 і 6731, іонізованого кисню (O II) на  3726 і 3729 і двічі іонізованого кисню (O III) на  4959 і 5007. Інтенсивність емісійних ліній зазвичай корелює з кількістю газу і зірок-надгігантів в дисках галактик: ці лінії відсутні або дуже слабкі у еліптичних і лінзоподібних галактик, але посилюються у спіральних і неправильних - від Sa до Im. До того ж інтенсивність емісійних ліній елементів важче водню (N, O, S) і, ймовірно, відносний вміст цих елементів зменшуються від ядра до периферії дискових галактик. У деяких галактик надзвичайно сильні емісійні лінії в ядрах. У 1943 К.Сейферт відкрив особливий тип галактик з дуже широкими лініями водню в ядрах, що вказують на їх високу активність. Світність цих ядер і їх спектри змінюються з часом. В цілому ядра сейфертовських галактик схожі на квазари, хоча не так потужні.

Уздовж морфологічної послідовності галактик змінюється інтегральний показник їх кольору ( B - V), Тобто різницю між зоряною величиною галактики в блакитних B і жовтих V променях. Середній показник кольору основних типів галактик такий:

У цій шкалі 0,0 відповідає білому кольору, 0,5 - жовтуватого, 1,0 - червоному.

При детальній фотометрії зазвичай з'ясовується, що колір галактики змінюється від ядра до краю, що вказує на зміну зоряного складу. Більшість галактик блакитніше в зовнішніх областях, ніж в ядрі; у спіралей це проявляється набагато помітніше, ніж у еліптичних, оскільки в їх дисках багато молодих блакитних зірок. Неправильні галактики, зазвичай позбавлені ядра, нерідко бувають в центрі блакитніше, ніж на краю.

Обертання і маса.Обертання галактики навколо осі, що проходить через центр, призводить до зміни довжини хвилі ліній в її спектрі: лінії від наближаються до нас областей галактики зміщуються в фіолетову частину спектру, а від віддаляються - в червону (рис. 7). За формулою Доплера, відносна зміна довжини хвилі лінії становить   / = V r / c, де c - швидкість світла, а V r - променева швидкість, тобто компонента швидкості джерела уздовж променя зору. Періоди звернення зірок навколо центрів галактик становлять сотні мільйонів років, а швидкості їх орбітального руху досягають 300 км / с. Зазвичай швидкість обертання диска досягає максимального значення ( V M) На деякій відстані від центру ( r M), А потім зменшується (рис. 8). У нашої Галактики V M \u003d 230 км / с на відстані r M \u003d 40 тис. Св. років від центру:

Мал. 7. СПЕКТРАЛЬНІ ЛІНІЇ ГАЛАКТИКИ, Що обертається навколо осі N, При орієнтації щілини спектрографа уздовж осі ab. Лінія від удаляющегося краю галактики ( b) Відхилена в червону сторону (R), а від наближається краю ( a) - в ультрафіолетову (UV).

Мал. 8. Крива ОБЕРТАННЯ ГАЛАКТИКИ. Швидкість обертання V r досягає максимального значення V M на відстані R M від центру галактики, а потім повільно зменшується.

Лінії поглинання і лінії випромінювання в спектрах галактик мають однакову форму, отже, зірки і газ в диску обертаються з однаковою швидкістю в одному напрямі. Коли по розташуванню темних пилових смуг в диску вдається зрозуміти, який край галактики розташований до нас ближче, ми можемо з'ясувати напрямок закрученности спіральних рукавів: у всіх вивчених галактиках вони відстають, тобто, віддаляючись від центру, рукав загинається в бік, зворотний напрямку обертання.

Аналіз кривої обертання дозволяє визначити масу галактики. У найпростішому випадку, прирівнявши силу гравітації до відцентрової сили, отримаємо масу галактики всередині орбіти зірки: M = rV r 2 /G, де G - постійна тяжіння. Аналіз руху периферійних зірок дозволяє оцінити повну масу. У нашої Галактики маса ок. 210 11 сонячних мас, у Туманності Андромеди 410 11, у Великої Магелланової Хмари - 1510 9. Маси дискових галактик приблизно пропорційні їх світності ( L), Тому відношення M / L у них майже однакова і для світності в блакитних променях рівне M / L  5 в одиницях маси і світності Сонця.

Масу сфероидальной галактики можна оцінити таким же чином, взявши замість швидкості обертання диска швидкість хаотичного руху зірок в галактиці (  v), Яку вимірюють по ширині спектральних ліній і називають дисперсією швидкостей: M  R v 2 /G, де R - радіус галактики (теорема вириала). Дисперсія швидкостей зірок у еліптичних галактик зазвичай від 50 до 300 км / с, а маси від 10 9 сонячних мас у карликових систем до 10 12 у гігантських.

радіовипромінюванняЧумацького Шляху було відкрито К.Янскім в 1931. Першу радіокарту Чумацького Шляху отримав Г.Ребер в 1945. Це випромінювання приходить в широкому діапазоні довжин хвиль  або частот  \u003d c/ , Від декількох мегагерц (   100 м) до десятків гігагерц (   1 см), і називається «безперервним». За нього відповідальні кілька фізичних процесів, найважливіший з яких - синхротронне випромінювання міжзоряних електронів, що рухаються майже зі швидкістю світла в слабкому міжзоряному магнітному полі. У 1950 безперервне випромінювання на хвилі 1,9 м було виявлено Р.Браун і К.Хазардом (Джодрелл-Бенк, Англія) від Туманності Андромеди, а потім і від багатьох інших галактик. Нормальні галактики, як наша або М 31, - слабкі джерела радіохвиль. Вони випромінюють в радіодіапазоні чи одну мільйонну частину своєї оптичної потужності. Але у деяких незвичайних галактик це випромінювання набагато сильніше. У найближчих «радиогалактик» Діва А (M 87), Кентавр А (NGC 5128) і Персей А (NGC 1275) радіосветімость становить 10 -4 10 -3 від оптичної. А у рідкісних об'єктів, таких, як радіогалактика Лебідь А, це відношення близьке до одиниці. Лише через кілька років після відкриття цього потужного радиоисточника вдалося відшукати слабку галактику, пов'язану з ним. Безліч слабких радіоджерел, ймовірно, пов'язаних з далекими галактиками, до сих пір не ототожнене з оптичними об'єктами.

Пов'язана силами гравітаційної взаємодії. Кількість зірок і розміри галактик можуть бути різними. Як правило, галактики містять від декількох мільйонів до декількох трильйонів (1 000 000 000 000) зірок. Крім звичайних зірок і міжзоряного середовища галактики також містять різні туманності. Розміри галактик від декількох тисяч до декількох сотень тисяч світлових років. А відстань між галактиками досягає мільйонів світлових років.

Близько 90% маси галактик припадає на частку темної матерії і енергії. Природа цих невидимих \u200b\u200bкомпонентів поки не вивчена. Існують свідоцтва того, що в центрі багатьох галактик знаходяться надмасивні. Простір між галактиками практично не містить речовини і має середню щільністю менше одного атома на кубічний метр. Імовірно, у видимій частині всесвіту знаходиться близько 100 млрд. Галактик.

За класифікацією, запропонованої астрономом Едвіном Хабблом, в 1925 році існують кілька видів галактик:

• еліптичні (E),
• галактика (S0),
• звичайні спіральні (S),
• пересічені спіральні (SB),
• неправильні (Ir).

еліптичні галактики - клас галактик з чітко вираженою сферичної структурою і зменшується до країв яскравістю. Вони порівняно повільно обертаються, помітне обертання спостерігається тільки у галактик зі значним стиском. У таких галактиках немає пилової матерії, яка в тих галактиках, в яких вона є, видно як темні смуги на безперервному тлі зірок галактики. Тому зовні еліптичні галактики відрізняються один від одного в основному однією рисою - більшим чи меншим стисненням.

Частка еліптичних галактик в загальній кількості галактик в спостерігається частини всесвіту - близько 25%.

спіральні галактики названі так, тому що мають всередині диска яскраві рукави зоряного походження, які майже логарифмічно простягаються з балджа (майже сферичного потовщення в центрі галактики). Спіральні галактики мають центральне згущення і декілька спіральних гілок, або рукавів, які мають блакитний колір, так як в них є багато молодих гігантських зірок. Ці зірки збуджують світіння дифузних газових туманностей, розкиданих разом з пиловими хмарами уздовж спіральних гілок. Диск спіральної галактики зазвичай оточений великим сфероидальним гало (світиться кільце навколо об'єкта; оптичний феномен), що складається зі старих зірок другого покоління. Всі спіральні галактики обертаються зі значними швидкостями, тому зірки, пил і гази зосереджені у них у вузькому диску. Велика кількість газових і пилових хмар і присутність яскравих блакитних гігантів говорить про активні процеси зореутворення, що відбуваються в спіральних рукавах цих галактик.

Багато спіральні галактики мають в центрі перемичку (бар), від кінців якої відходять спіральні рукави. Наша Галактика також відноситься до спіральним галактик з перемичкою.

галактика галактики - це проміжний тип між спіральними і еліптичними. У них є балдж, гало і диск, але немає спіральних рукавів. Їх приблизно 20% серед всіх зоряних систем. У цих галактиках яскраве основне тіло - лінза, оточене слабким ореолом. Іноді лінза має навколо себе кільце.

Неправильні галактики - це галактики, що не виявляють ні спіральної, ні еліптичної структури. Найчастіше такі галактики мають хаотичну форму без яскраво вираженого ядра і спіральних гілок. У відсотковому відношенні становлять одну чверть від усіх галактик. Більшість неправильних галактик в минулому були спіральними або еліптичними, але були деформовані гравітаційними силами.

еволюція галактик

Освіта галактик розглядають як природний етап еволюції, що відбувається під дією гравітаційних сил. Як припускають вчені, близько 14 млрд. Років тому стався великий вибух, після якого Всесвіт всюди була однаковою. Потім частинки пилу і газу почали групуватися, об'єднуватися, стикатися і таким чином з'являлися згустки, які пізніше перетворювалися в галактики. Різноманіття форм галактик пов'язане з різноманітністю початкових умов освіти галактик. Скупчення газоподібного водню в межах таких згустків стало першими зірками.

З моменту зародження галактика починає стискатися. Стиснення галактики триває близько 3 млрд років. За цей час відбувається перетворення газового хмари в зоряну систему. Зірки утворюються шляхом гравітаційного стиснення хмар газу. Коли в центрі стисненого хмари досягаються щільності і температури, достатні для ефективного протікання термоядерних реакцій, народжується зірка. У надрах масивних зірок відбувається термоядерний синтез хімічних елементів важчих за гелій. Ці елементи потрапляють в первинну воднево-гелієву середу під час вибухів зірок або при спокійному закінчення речовини з зірками. Елементи важче заліза утворюються при грандіозних вибухів наднових зірок. Таким чином, зірки першого покоління збагачують первинний газ хімічними елементами, важчих за гелій. Ці зірки найбільш старі і складаються з водню, гелію і дуже малої домішки важких елементів. В зірках другого покоління домішка важких елементів більше помітна, так як вони утворюються з уже збагаченого важкими елементами первинного газу.

Процес народження зірок йде при триваючому стисненні галактики, тому формування зірок відбувається все ближче до центру системи, і чим ближче до центру, тим більше повинно бути в зірках важких елементів. Цей висновок добре узгоджується з даними про вміст хімічних елементів в зірках гало нашої Галактики і еліптичних галактик. Під обертається галактиці зірки майбутнього гало утворюються на більш ранній стадії стиснення, коли обертання ще не вплинуло на загальну форму галактики. Свідченнями цієї епохи в нашій Галактиці є кульові зоряні скупчення.

Коли припиняється стиснення протогалактики, кінетична енергія утворилися зірок диска дорівнює енергії колективного гравітаційної взаємодії. В цей час, створюються умови для освіти спіральної структури, а народження зірок відбувається вже в спіральних гілках, в яких газ досить щільний. це зірки третього покоління. До них відноситься наше.

Запаси міжзоряного газу поступово виснажуються, народження зірок стає менш інтенсивним. Через кілька мільярдів років, коли будуть вичерпані всі запаси газу, спіральна галактика перетвориться в линзообразную, що складається з слабких червоних зірок. Еліптичні галактики вже знаходяться на цій стадії: весь газ в них витрачено 10-15 млрд. Років тому.

Вік галактик дорівнює приблизно віку Всесвіту. Одним із секретів астрономії залишається питання про те, що з себе представляють ядра галактик. дуже важливим відкриттям стало те, що деякі ядра галактик активні. Це відкриття було несподіваним. Раніше вважалося, що ядро \u200b\u200bгалактики - це не більше ніж скупчення сотень мільйонів зірок. Виявилося, що і оптичне і радіовипромінювання деяких галактичних ядер може змінюватися за кілька місяців. Це означає, що протягом короткого часу з ядер звільняється величезна кількість енергії, в сотні разів перевищує те, що вивільняється при спалаху наднової. Такі ядра отримали назву «активних», а процеси, що відбуваються в них, «активність».

У 1963 році були виявлені об'єкти нового типу, що знаходяться за межами нашої галактики. Ці об'єкти мають зіркоподібний вид. Згодом з'ясували, що їхня світність в багато десятків разів перевершує світність галактик! Найдивовижніше те, що їх яскравість змінюється. Потужність їх випромінювання в тисячі разів перевершує потужність випромінювання активних ядер. Ці об'єкти назвали. Зараз вважається, що ядра деяких галактик є квазари.

Класифікація по Хабблу

Існують три основні типи галактик: еліптичні, спіральні, і нерегулярні (неправильні). Два, з цих трьох типів, діляться і підрозділяються на системи, а загальна класифікація тепер відома як камертон Хаббла. Коли Хаббл вперше створив цю схему, він вважав, що це еволюційна послідовність, а також їх класифікація.

Однак, на сьогоднішній день, вчені дотримуються такої морфологічної класифікації, докладно відображеної в таблиці

Сучасна класифікація галактик за даними інфрачервоних телескопів Гершель і Спітцер.

На цій діаграмі 61 близький об'єкт знятий космічними телескопами Гершель і Спітцер. Вони розташовані приблизно в 10-100 мільйонів світлових років від Землі і були сфотографовані в рамках дослідницьких програм.

На зображеннях галактик замість зірок, видно міжзоряний пил, яка нагрівається гарячими молодими зірками, видимі тільки інфрачервоними телескопами, такими як Гершель і Спітцер.

Кожне окреме зображення триколірний і показує теплу пил ( синій колір), Виявлену Спітцером на довжині хвилі 24 мкм, і більш прохолодну пил зняту Гершелем в діапазоні 100 мкм (зелений) і 250 мкм (червоний).

Еліптичні - мають форму сфероїда або подовженою сфери. На небі, де ми можемо бачити тільки два з трьох вимірів, ці зоряні острови овальні і мають форму дисків. Їх поверхнева яскравість зменшується, у напрямку від центру. Чим більше число в класифікації еліптичних галактик, тим більшу форму еліпса вони мають. Так, наприклад за класифікацією E0 - ідеально кругла, а E7 в формі овалу. Еліптична шкала варіює від E0 до E7.

спіральні

Спіральні складаються з трьох основних компонентів: балдж, диск і гало. Балдж (опуклість) знаходиться в центрі галактики. Вона містить, в основному, старі зірки. Диск складається з пилу, газу і молодих зірок. Диск утворює ряд структур. Наше Сонце, наприклад, знаходиться в руці Оріона. Гало - вільні, сферичні структури, розташовані навколо балджа. Гало містить старі зоряні скупчення, відомі як кульові скупчення.

типу S0

S0 це проміжний тип між E7 і спіральними Sa. Вони відрізняються від еліптичних, оскільки мають опуклість і тонкий диск, але відрізняються від Sa, тому що вони не мають спіральну структуру. S0 галактики, також відомі як лінзовидні.

Неправильні

різноманітність галактик

Галактики - це великі зоряні системи, в яких зірки пов'язані один з одним силами гравітації. Існують галактики, що включають трильйони зірок. Наша Галактика - Чумацький Шлях - також досить велика: в ній більше 200 млрд зірок. Найменші галактики містять зірок в мільйон разів менше і швидше нагадують знаходяться в Чумацькому Шляху кульові скупчення, тільки значно більше за розмірами. Крім звичайних зірок галактики містять у собі міжзоряний газ, пил, а також різні "екзотичні" об'єкти: білі карлики, нейтронні зірки, чорні діри. Газ в галактиках не тільки розсіяний поміж зірками, а й утворює величезні хмари, яскраві туманності навколо гарячих зірок, щільні і холодні газопилові туманності. Великі зоряні системи мають маси в сотні мільярдів мас Сонця. Найменші з карликових галактик "важать" всього лише в 100 тис. Разів більша за Сонце. Таким чином, інтервал мас у галактик значно ширше, чому зірок: самі "важкі" і самі "легкі" зірки розрізняються по масі менше ніж в 1000 разів.

Зоряні острови - різноманіття галактик

Зовнішній вигляд і структура зоряних систем дуже різні, і відповідно до цього діляться на морфологічні типи.

Найближчими до нас і найяскравішими на небі галактиками є Магеланови Хмари. При дослідженні неба за допомогою сучасних телескопів виявлено безліч галактик, схожих на Магеланови Хмари. Для них характерна неправильна, клочковатая форма. У таких галактиках міститься багато газу - до 50% їх загальної маси. Цей тип називають неправильними галактиками і позначають Ir (від англ. irregular - "неправильний").

еліптичні галактики прийнято позначати буквою E (від англ. elliptical - "еліптичний"), до якої додається цифра від 0 до 6, що відповідає рівню уплощенія системи (Е0 - "кульові" галактики, Е6 - найбільш "сплюснуті"). Колір у еліптичних галактик червоний, так як складаються вони переважно зі старих зірок. Холодного газу в таких системах майже немає, але найбільш масивні з них заповнені дуже розрідженим гарячим газом температурою понад мільйон градусів.

спіральні галактики на галактичному диску помітний спіральний візерунок з двох або більше (до десяти) закручених в одну сторону гілок, або рукавів, що виходять з центру галактики. Диск занурений в розріджений слабосветящіхся сфероїдальних хмара зірок - гало. Позначають спіральні галактики буквою S. За ступенем структурності (розвиненості) спіральних гілок і загальній формі формі їх підрозділяють на типи, звані Хаббловском типами - по імені американського астронома Едвіна Хаббла, який запропонував класифікацію галактик. Системи з гладкими, туго закрученими спіральними гілками відносять до типу Sa. У них центральна куляста частина (балдж) є яскравою і протяжної, а рукава - нечіткі, розмиті. Якщо ж спіралі більш потужні і чіткі, а центральна частина менш виділяється, то такі галактики належать до типу Sb. Галактики з розвиненою клочковатой спіральною структурою, балдж яких слабо проглядається на загальному тлі, відносяться до типу Sc.

У деяких спіральних систем в центральній частині є майже пряма зоряна перемичка - бар.

Leo A - карликова неправильна галактика - одна з найбільш численного типу галактик у Всесвіті, які, можливо, є будівельними блоками більш масивних галактик.

NGC 205 - одна з представниць сімейства карликових еліптичних галактик. NGC 205 є, одним з супутників Галактики Андромеди.

В цьому випадку до їх позначення після букви S додається B (наприклад SBc).
лінзовидні галактики - це проміжний тип між спіральними і еліптичними. У них є балдж, гало і диск, але немає спіральних рукавів. Такі галактики позначають SO.

Зустрічаються серед галактик і карликові, Які не вписуються в класифікацію Хаббла. Життєвий шлях цих зоряних систем настільки своєрідний, що накладає відбиток і на властивості зірок усередині галактик, і на властивості галактик в цілому. Відкриття сімейства карликових галактик почалося з 30-х рр. XX ст. В ті часи американський астроном Харлоу Шеплі виявив два слабких, ледве помітних скупчення зірок в сузір'ях Скульптора і Печі. Природа їх залишалася неясною до тих пір, поки не були виміряні відстані до них. Слабкі скупчення зірок виявилися внегалактическими об'єктами, самостійними карликовими системами дуже низької щільності. Це викликало інтерес до слабких галактик з низькою поверхневою яскравістю, і через деякий час було відомо вже безліч карликових галактик. Карликові галактики позначають буквою d (від англ. Dwarf - "карлик"). Їх можна розділити на карликові еліптичні dE, карликові сфероїдальні dSph (Sph - скорочення від англ. Sphere - "куля"), карликові неправильні dIr і карликові блакитні компактні галактики dBCG (тут BCG - blue compact galaxies).

Карликові dE відрізняються від нормальних еліптичних галактик головним чином розмірами і масою. Це фактично ті ж еліптичні галактики, тільки з меншим числом зірок. Складаються вони в основному зі старих зірок невеликої маси, містять дуже мало газу і пилу. Карликові сфероїдальні галактики багато в чому схожі на карликові еліптичні, але набагато більш розріджені. Вони утворені старими воднево-гелієвими зірками з дуже низьким вмістом важких хімічних елементів. Остання обставина накладає відбиток на фізичні властивості цих зірок: вони більш гарячі, більш блакитні, і еволюція їх протікає трохи інакше, ніж у зірок з "сонячним" хімічним складом.

Інші типи карликових галактик - dIr і dBCG - це невеликі за розмірами і масою безформні системи, дуже багаті газом. Основна відмінність між ними полягає в тому, що в dBCG часто спостерігається інтенсивне зореутворення і народжується велика кількість блакитних масивних зірок. Завдяки цьому галактики виглядають більш яскравими, компактними і пофарбованими в блакитний колір. Галактик з добре розвиненими спіральними гілками серед карликів не зустрічається. Швидше за все для освіти спіралей потрібен масивний зоряний диск.

Існує також клас великих спіральних зоряних систем, поверхнева яскравість яких набагато менше, ніж у нормальних. Незвичайним в них є низька щільність зоряного диска. Їх називають анемічними або спіральними галактиками низької яскравості.

Підсистеми в галактиці (балдж, диск, гало) гравітаційно взаємодіють один з одним, складаючи єдине ціле. До сих пір галактики "добудовують" себе зсередини, утворюючи зірки і зоряні скупчення. "Їжею" для цього служить газ. Еліптичні галактики вже давно витратили свій запас газу, і молодих зірок в них немає. В інших галактиках, де газ ще залишився, зірки продовжують народжуватися. Виникають вони великими групами - звездообразованием бувають охоплені величезні області розмірами до декількох тисяч світлових років. Найбільш масивні зірки, швидко пройшовши свій життєвий шлях, Вибухають як наднові. Вибухи наднових викликають потужні хвилі стиснення в навколишньому міжзоряному середовищі, а це в свою чергу стимулює "епідемію" зореутворення в сусідніх ділянках галактики.

"Суспільне становище" галактики залежить від її маси. Масивні, великі оточені численним почтом з галактик поменше. Дрібні галактики при проходженні крізь великі часом "платять данину", віддаючи їм частково або повністю свій будівельний матеріал - газ. Якщо дві галактики проходять досить близько одна від одної, то їх гравітаційні поля активно впливають на рух зірок і газу в цих системах. В результаті зовнішній вигляд галактик може зазнати помітні зміни.

спіральні галактики

У 1845 р англійський астроном лорд Росс (Вільям Парсонс) за допомогою телескопа з 180-сантиметровим металевим дзеркалом виявив цілий клас "спіральних туманностей", найяскравішим прикладом яких з'явилася туманність в сузір'ї Гончих Псів (M 51 по каталогу Ш. Мессьє). Природа цих туманностей була встановлена \u200b\u200bлише в першій половині XX століття. У той час інтенсивно проводилися дослідження з визначення розмірів нашої Галактики - Чумацького Шляху - і відстаней до деяких туманностей, які вдалося розкласти на зірки. Висновки були суперечливі як в оцінках відстаней до туманностей, так і у визначенні масштабів. все встало на свої місця, коли в 20-х рр. в найближчих спіральних туманностях були виявлені цефеїди, що дозволили оцінити відстані до них. Ще в 1908 р астроном Гарвардської обсерваторії Генрієтта Лівітт виявила залежність між періодом зміни блиску змінних зірок класу цефеїд і їх світність. Це давало можливість за величиною періоду дізнатися світність зірки, по світності - відстань до неї, а отже, і до тієї зоряної системи, куди вона входить. Цей метод дозволив визначити відстань до туманності Андромеди в 900 тис. Світлових років. Така оцінка виявилася заниженою. Тим самим були отримані останні докази того, що спіральні туманності - це величезні зоряні системи,

Велика красива спіральна галактика з перемичкою NGC 1300 знаходиться на відстані близько 70 мільйонів світлових років у сузір'ї Ерідан. Розмір NGC 1300 - понад 100 тисяч світлових років.

Спіральна галактика M66, показана на малюнку, має розміри 100 тисяч світлових років і знаходиться на відстані 35 мільйонів світлових років від Сонця. Це найбільша галактика в триплеті Льва.

порівнянні з нашою Галактикою. З тих пір їх і стали називати галактиками.

Спіральні галактики плоскі, дископодібної форми, що пояснюється обертанням. Під час утворення галактики відцентрові сили перешкоджали стиску протогалактіческіх хмари або системи хмар газу в напрямку, перпендикулярному осі обертання. В результаті газ концентрувався до деякої площини - так утворилися обертаються диски спіральних галактик. Диск обертається не як єдине тверде тіло (Наприклад, колесо): період обертання зірок по краях диска набагато більше, ніж у внутрішніх частинах.

Чимало зусиль довелося докласти астрономам, щоб зрозуміти причину інших спостережуваних властивостей спіральних галактик. Помітний внесок у дослідження їхньої природи внесла вітчизняна наука. Ось як уявляють собі природу спіральних гілок галактик в наші дні. Всі зірки, що населяють галактику, гравітаційно взаємодіють, в результаті чого створюється загальне гравітаційне поле галактики.

Відомо кілька причин, за якими при обертанні масивного диска виникають регулярні ущільнення речовини, що поширюються як хвиля на поверхні води. В галактиках вони мають форму спіралей, що пов'язано з характером обертання диска. У спіральних гілках спостерігається підвищення щільності як зірок, так і міжзоряної речовини - пилу і газу. Підвищена щільність газу прискорює утворення і подальше стиснення газових хмар і тим самим сприяє народженню нових зірок. Тому спіральні гілки є місцем інтенсивного зореутворення.

Спіральні гілки - це хвилі щільності, що біжать по диска, що обертається. Тому через деякий час зірка, яка народилася в спіралі, виявляється поза нею. У найяскравіших і масивних зірок дуже короткий строк життя, вони згорають, не встигнувши покинути спіральну гілка. Менш масивні зірки живуть довго і доживають свій вік в межспіральном просторі диска. Маломасивні жовті і червоні зірки, складові балдж (кулясте "здуття" в центрі галактики), набагато старше зірок, що концентруються в спіральних гілках. Ці зірки народилися ще до того, як сформувався галактичний диск. Виникнувши в центрі протогалактіческіх хмари, вони вже не могли бути залучені до стиснення до площини галактики і тому утворюють кулясту структуру.

Розглянемо спіральні галактики на прикладі M 51, званої вир. У цій галактиці на кінці однієї зі спіральних галузей є невелика галактика-супутник. Вона обертається навколо материнської галактики. Вдалося побудувати комп'ютерну модель утворення цієї системи. Передбачається, що маленька галактика, пролітаючи поблизу великий, привела до сильних гравітаційних збурень її диска. В результаті в диску великий галактики створюється хвиля щільності спіральної форми. Зірки, що народжуються в спіральних гілках, роблять ці гілки яскравими і чіткими.

Балдж і диск галактики занурені в масивне гало. Деякі дослідники припускають, що основна маса гало міститься над зірках, а в несвітними (прихованому) речовині, що складається або з тіл з масою, проміжною між масами зірок і планет, або з елементарних частинок, існування яких пророкують теоретики, але які ще належить відкрити . Проблема природи цієї речовини - прихованої маси - зараз займає розуми багатьох вчених, і її рішення може дати ключ до природи речовини у Всесвіті в цілому.

Галактики з активними ядрами

У всіх галактиках, крім самих невеликих, виділяється яскрава центральна частина, звана ядром. У нормальних галактиках, таких, як наша, велика яскравість ядра пояснюється високою концентрацією зірок. Але все ж сумарна кількість зірок ядра складає лише кілька відсотків від їх загального числа в галактиці.

Зустрічаються галактики, у яких ядра особливо яскраві. Причому в цих ядрах крім зірок спостерігається яскравий Звездоподобние джерело в центрі і світиться газ, який рухається з величезними швидкостями - тисячі кілометрів на секунду. Галактики з активними ядрами були відкриті американським астрономом Карлом Сейферт в 1943 р і згодом отримали назву сейфертовських галактик. Зараз відомі тисячі подібних об'єктів. Сейфертовськи галактики (або просто Сейферт) відносяться до гігантських

Активна галактика Центавр А, в центрі клубочиться суміш молодих блакитних зоряних скупчень, гігантських світяться газових хмар і вкраплені темні пилові прожилки.

Художнє зображення струменів навколо масив-ної чорної діри з акреційний диском. Струмені - джети речовини.

спіральним зоряних систем. Серед них підвищена частка пересічених спіралей, тобто галактик з баром (SB). Сейферт частіше, ніж звичайні галактики, утворюють пари або групи, але уникають великих скупчень. Сейферт виявив 12 галактик з активними ядрами, але протягом 15 років їх практично не вивчали. У 1958 р радянський астрофізик Віктор Амазаспович Амбарцумян привернув увагу астрономії.

Форми прояву активності ядер неоднакові в різних галактиках. Це може бути дуже велика потужність випромінювання в оптичній, рентгенівській або інфрачервоної області спектра, причому помітно змінюється за кілька років, місяців або навіть днів. У деяких випадках спостерігається дуже швидкий рух газу в ядрі - зі швидкостями тисячі кілометрів на секунду. Іноді газ утворює довгі прямолінійні викиди. У деяких галактиках ядра є джерелами високоенергетичних елементарних частинок. Ці потоки частинок нерідко назавжди покидають галактику у вигляді радіовибросов, або радіоджетов. Активні ядра будь-якого типу характеризуються дуже великої світності у всьому діапазоні електромагнітного спектра. Потужність випромінювання сейфертовських галактик іноді досягає 10 35 Вт, що не набагато поступається світності всієї нашої галактики. Але ця величезна енергія виділяється в області діаметром близько 1 пк - менше, ніж відстань від Сонця до найближчої зірки! Потужність випромінювання світла (оптична світність) значно нижче. Основна частина енергії випромінюється зазвичай в інфрачервоному діапазоні.

Що ж служить джерелом енергії для такої бурхливої \u200b\u200bактивності? Що за "реактор", що займає менше 1 пк, виробляє стільки енергії? Остаточної відповіді поки не знає ніхто, але в результаті тривалої роботи теоретиків і спостерігачів розроблено кілька найбільш ймовірних моделей. Першою була висунута гіпотеза, що в центрі галактики знаходиться щільне масивне скупчення молодих зірок. В такому скупченні часто повинні відбуватися вибухи наднових. Ці вибухи можуть пояснити і спостерігаються викиди речовини з ядер, і змінність випромінювання. Друга модель була запропонована в кінці 60-х рр. почасти за аналогією з тоді тільки відкритими пульсарами. Згідно з цією версією, джерелом активності ядра служить надмасивних Звездоподобние об'єкт з потужним магнітним полем - так званий магнетоід. Третя модель пов'язана з таким загадковим об'єктом, як чорна діра. Передбачається наявність чорної діри масою в десятки або сотні мільйонів мас Сонця в центрі галактики. В результаті аккрекціі (падіння) речовини на чорну діру виділяється величезна кількість енергії. При падінні в гравітаційному полі чорної діри речовина розганяється до швидкостей, близьких до швидкості світла. Потім при зіткненні газових мас поблизу чорної діри енергія руху перетворюється у випромінювання електромагнітних хвиль.

Спектральні спостереження на Хаббловском космічному телескопі і великих наземних телескопах підтвердили наявність великих мас несветящегося речовини в ядрах цілого ряду галактик. Це добре узгоджується з припущенням, що причиною активності ядер є масивні чорні діри. Чорні діри масою понад мільйон мас Сонця можуть бути у значної частини галактик. Є наглядові свідоцтва існування чорних дір в ядрах нашої Галактики і туманності Андромеди. Але оскільки їх маса порівняно невелика, активність ядер слабка.

взаємодіючі галактики

В середині XX століття великі телескопи дозволили астрономам досліджувати положення і форми десятків тисяч слабких галактик. Звертало на себе увагу, що частина галактик (5-10%) має вельми дивний, спотворений вигляд, так що їх іноді важко віднести до якогось морфологічному типу. Деякі з них виглядають сильно асиметричними, немов пом'ятими. Іноді дві галактики оточені загальним світловим зоряним туманом або пов'язані зоряної або газової перемичкою. А в окремих випадках від галактик відходять довгі хвости, Що простягнулися на сотні тисяч світлових років в міжгалактичний простір. Деякі системи відрізняються характером внутрішніх рухів міжзоряного газу, які не зводяться до простого поводження речовини навколо центру. Такі некруговой руху не можуть тривати довго, вони повинні затухати за один-два оберти диска. 3начіт, вони виникли порівняно недавно. Бути може, ми спостерігаємо молоді, ще не д0 кінця сформувалися галактики? Ні, аналіз зоряного складу показав, що вони такі ж старі, Як і більшість інших.

Найчастіше ці незвичайні зоряні системи є членами пар або тісних груп, І це говорить про те, що всі перераховані особливості - результат впливу галактик один на одного. Відомий радянський астроном Борис Олександрович Воронцов-Вельямінов, першим почав дослідження таких об'єктів, дав їм назву "взаємодіючі галактики". Він описав і заніс в каталоги тисячі взаємодіючих систем, в тому числі рідкісні за своєю структурою та формою

Дослідження об'єкта Arp 230 показали, що виглядає самотньо ця галактика, насправді, є результатом недавнього зіткнення двох спіральних галактик.

Центавр A мабуть є продуктом зіткнення двох галактик, уламки якого продовжують заковтувати чорною дірою.

галактики, незвичайний зовнішній вигляд яких до сих пір спантеличує астрономів. Статистичні дослідження привели до висновку, що більшість взаємодіючих галактик - це не випадково зустрілися мандрівники у Всесвіті, а родичі, пов'язані Спільним походженням. У cвоем русі вони то зближуються, то віддаляються один від одного. гравітаційні поля близьких зоряних систем створюють приливні сили, достатні для того, щоб спотворити форму галактик АБО змінити їх внутрішню структуру. Теоретично описати цей процес досить складно. Дуже велику роль в його дослідженні зіграло побудова комп'ютерних моделей. Ті процеси, які в природі займають сотні мільйонів років, на екрані монітора розгортаються буквально у нас на очах. При зближенні зоряних систем спотворюється їх форма, виникають потужні спіральні гілки, народжуються перемички між галактиками. Пізніше, коли галактики починають віддалятися один від одного, з одного або обох викидаються довгі хвости з газу і зірок. При сильній взаємодії необоротно змінюються розміри, форма і навіть морфологічний тип галактик.

Характер взаємодії залежить від багатьох факторів. Наприклад, від того, чи володіє галактика зоряним диском, чи багато в ній міжзоряного газу, на яку відстань підходить до неї сусідня галактика, в якому напрямку і з якою швидкістю вона рухається, як орієнтована її орбіта. Тому форми взаємодіючих систем так різноманітні. Але можна зробити одне загальне пророцтво: якщо галактики не випадково зустрілися в просторі, а утворюють систему, то їх взаємодія рано чи пізно повинно привести до тісного зближення й подальшого злиття. Цей процес може тривати понад мільярд років. Такі зливаються системи дійсно були виявлені серед відомих галактик. У них спостерігаються подвійні, рідше кратні ядра, світлі струмені колись викинутого в міжгалактичний простір речовини або надзвичайно довгі зоряні "корони".

Взаємодія грає дуже велику роль в еволюції зоряних систем. Багато галактики мали б відчути сильну взаємодію, що завершилося злиттям, в далекому минулому. Зараз їх зовнішній вигляд може бути абсолютно нормальний, і тільки спеціальні дослідження дозволяють запідозрити колись пережиті ними бурхливі процеси. Так, найближча до нас радіогалактика Центавр А вважається результатом злиття еліптичної системи з дисковою, міжзоряний газ якої утворив гігантський газопилової диск. Він розташований до нас ребром і тому видно на фотографіях як темна смуга, що перетинає галактику. Можна припустити, що мільярди років тому взаємодія і злиття галактик відбувалися значно частіше - адже багато галактики вже встигли до цього часу злитися в єдині системи. І дійсно, проведені на Хаббловском космічному телескопі спостереження далеких і слабких галактик, світло від яких летів до нас мільярди років, показали, що серед них підвищена частка перекручених, взаємодіючих систем.

Взаємодія галактик не обмежується простою зміною їх структури або типу. Вплив один на одного навіть порівняно далеких галактик часто призводить до спалаху зореутворення в одній з них або в обох. Приливну взаємодію галактик сприяє формуванню масивних хмар газу. Крім того, відносні швидкості хмар зростають, і вони частіше стикаються один з одним. Саме ці процеси багато в чому визначають інтенсивність народження зірок. Нарешті, серед взаємодіючих галактик досить багато систем з активними ядрами. За сучасними уявленнями, для активності ядра потрібно масивний компактний об'єкт в центрі галактики і газ, який може вільно падати на нього.