галактики

ГАЛАКТИКИ - чётко ограниченные, гравитационно-связанные звёздные системы, расположенные вне нашей Галактики .Г. содержат от неск. миллионов до многих тысяч миллиардов звёзд. Совр. астрономии доступно для изучения более миллиарда Г., но практически изучено лишь неск. тысяч наиболее ярких. Г.- осн. структурный элемент более крупных объединений - скоплений и сверхскоплений галактик, определяющих крупномасштабную структуру Вселенной.

Характерные расстояния между Г. в группах и скоплениях близки к 0,1-0,5 Мпк. Размер ярких Г. в 10-20 раз меньше (напр., диаметр крупной спиральной галактики М3150 кпк). Обнаружены области размером до 100 Мпк, не содержащие ярких Г. В больших масштабах пространственное распределение Г. оказывается более однородным.

По морфологич. признакам Г. делят на 3 осн. типа: эллиптические (E), спиральные (S), неправильные (Ir); каждый из типов, в свою очередь, содержит неск. подтипов (рис. 1, 2 и 3).

Эллиптические Г.- наиб. упорядоченные системы звёзд, их светимость L плавно изменяется с расстоянием от центра по закону

,

где а и b - большая и малая полуоси галактики, х и у - расстояния от центра вдоль полуосей. В зависимости от соотношения полуосей, характеризующих степень видимого сжатия Г., Е-галактики подразделяются на 8 классов, причём номер класса п связан с полуосями а п b соотношением . Не обнаружены Г. с n> 7, что, вероятно, связано с неустойчивостью чрезмерно сжатых систем. В Е-галактиках не наблюдаются в заметных кол-вах как молодые яркие звёзды, так и межзвёздный газ. Интересно, что видимое сжатие Е-галактик, как правило, связано не с их вращением, а с сильной анизотропией внутр. движений звезд. Нек-рые из Е-галактик обладают активными ядрами (см. Ядра галактик).

Спиральные Г. (S-галактики) имеют ярко выраженные спиральные рукава, состоящие из молодых ярких звёзд и газово-пылевых туманностей. В S-галактиках выделяют сферическую и плоскую подсистемы, а также ядро галактики. Яркие молодые звёзды принадлежат к плоской подсистеме и концентрируются к плоскости Г., а в ней - к спиральным рукавам. Однако осн. долю в массу плоской подсистемы вносят не самые молодые и поэтому не самые яркие звёзды. Они не концентрируются к рукавам, и поэтому в S-галактиках масса распределена всегда заметно симметричнее, чем яркость. Примерно у половины S-галактик ядро сильно вытянуто и спиральные рукава начинаются с концов ядра. Такие Г. (пересечённые спиральные, или спиральные с перемычкой - "баром") обозначаются как SB-галактики. Как обычные Г., так и Г. с перемычкой подразделяются на классы в зависимости от размеров ядра и от степени закрученности спирали: Sa, Sb, Sc и SBa, SBb, SBc. При переходе от Sa к Sc уменьшаются и ядро галактики, и степень закрученности спиральных ветвей. В S-галактиках наблюдается сильное дифференц. вращение.

Между E- и S-галактиками выделяют особый тип линзовидных Г., к-рые по структуре близки к спиральным Г., но содержат очень мало газа (подобно Е-галактикам) и не обладают спиральной структурой.

К неправильным (Ir) Г. относят неск. различных по характеру классов Г. IrI является предельным случаем S-галактик, это - сильно уплощенные системы без ядра и спиральной структуры, обладающие очень несимметричным распределением яркости при сравнительно симметричном распределении вещества. Галактики IrII имеют неправильную клочковатую форму, не содержат звёзд-сверхгигантов и ярких газовых туманностей. К неправильным Г. относят также пекулярные (нетипичные) галактики.

Особенно сильно различаются по массе, светимости и размеру Е-галактики. Встречаются гигантские эллиптич. Г. с массами до 10¹²-10¹³ и карликовые Е-галактики с массой М~10⁶ . Среди S-галактик разброс по массам не так велик: гигантские S-галактики имеют массу М~10¹² , масса карликовых S-галактик М~10⁷ . Масса нашей галактики близка к 2*10¹¹ . Масса Г. оценивается по наблюдениям вращения или дисперсии скоростей звёзд и др. объектов в зависимости от расстояния до центра вращения. Размер видимой в оптич. диапазоне части галактики в зависимости от её массы изменяется от 1-3 кпк (для Г--карликов) до 40-50 кпк для гигантских Г. Диаметр нашей галактики ок. 30 кпк.

Cp. плотность Г. близка к 10^-23-10^-24 г/см³, хотя плотность в центр. областях может достигать значений 10^-20-10^-22 г/см³. Отношение масса-светимость (M/L)зависит от типа Г. Для Е-галактик обычно M/L(5-15) , для S-галактик M/L(5-10) , для Sc- и Ir-галактик M/L5

Рис. 4. Кривые вращения галактик (V - линейная скорость вращения на расстоянии R от центра вращения).

Рис. 5. Зависимость массы от радиуса, рассчитанная для галактики NGC 801 по кривой вращения.

Масса межзвёздного газа в Е-галактиках пренебрежимо мала, в S-галактиках близка к 3-10%, в Ir-галактиках достигает 20%. Приведённые значения M/L показывают, что осн. масса в галактиках заключена в маломассивных звёздах с . В S- и Iг-галактиках существ. вклад в светимость дают молодые массивные звёзды, не встречающиеся в Е-галактиках. Это объясняет нек-рое уменьшение отношения M/L при переходе от E- к S- и Ir-галактикам. С этим же связан более голубой цвет S- и Ir-галактик по сравнению с Е-галактиками. Для многих Г. как по оптическим, так и по радионаблюдениям (на волне 21 см) найдены кривые вращения (рис. 4). Полученные данные позволяют найти зависимость массы галактики от расстояния до её центра (рис. 5). Определение скоростей вращения далёких периферич. областей Г. показало, что у многих Г. могут существовать весьма массивные, слабо светящиеся короны. Наличием этих корон в богатых скоплениях Г. можно объяснить существование скрытой массы - расхождения (в 50-100 раз) между суммарной массой отдельных Г., определённой без учёта массы их невидимых корон, и массой скопления, определяемой по дисперсии скоростей отдельных Г. (в предположении стационарности скопления). Если галактич. короны состоят из звёзд низкой светимости, то различие между E- и S-галактиками сильно сглаживается. Обсуждается возможность связать существование корон и скрытой массы с присутствием в Г. большого числа слабовзаимодействующих элементарных частиц, обладающих малой, но не равной нулю массой (кандидатами могут быть нейтрино и др. частицы).

Важной составляющей S- и Ir-галактнк, во многом определяющей их наблюдаемые свойства, является межзвёздная среда - межзвёздные газ и пыль, галактическое магнитное поле и космические лучи. Газ, сосредоточенный в сравнительно тонком слое в экваториальной плоскости Г., находится в одном из трёх состояний (фаз): 1) нагретый взрывами сверхновых звезд до T~10⁶ K разреженный ионизованный газ с концентрацией частиц n~10^-2-10^-3 см^-3; 2) остывший нейтральный газ с Т~10⁴К и n~1-0,1 см^-3; 3) холодный газ в облаках (часто в смеси с пылью) с Т~10²К и n~100 см^-3. В холодных газово-пылевых комплексах наблюдается активное образование молодых звёзд. Космич. лучи, рождающиеся гл. обр. при взрывах сверхновых звёзд, играют важную роль в тепловом балансе межзвёздного газа. Их движение в Г. ограничено магнитным полем Галактики.

Согласно наиб. популярной схеме образования Г., они возникают в результате медленного сжатия протогалактич. газового облака, дробящегося затем из-за гравитационной неустойчивости на отд. системы прото-звёзд. В последующих процессах звездообразования и эволюции звёзд Г. обогащаются образующимися в звёздах тяжёлыми элементами. В этой схеме часто предполагают бурное звездообразование на ранних фазах эволюции Г. Всё шире обсуждается иная модель, согласно к-рой большие Г. образуются при слиянии газово-звёздных комплексов типа карликовых Г. В этой схеме первые звёзды образуются в карликовых Г. и гигантские Г. никогда не проходят выраженной фазы протогалактики и молодой галактики. В такой модели естественно объясняются сильная сплюснутость (при малом вращении) S-галактик и высокое содержание тяжёлых элементов в газе, находящемся в скоплениях Г. Эти модели хорошо согласуются с развитыми эволюционными схемами образования структуры Вселенной. Первые по времени возникновения звёзды распределены в сферич. составляющей Г. Эти звёзды маломассивны и бедны тяжёлыми элементами. Газ, обогащённый тяжёлыми элементами и частично прошедший через массивные звёзды первого поколения, оседает под действием тяготения к плоскости S-галактик и образует плоскую подсистему, в к-рой звездообразование продолжается. В Е-галактиках из-за слабого вращения газ быстрее оседал к центру Г. и превратился в звёзды центральной области Г.

Г. обладают заметной светимостью в радиодиапазоне. Это прежде всего радиоизлучение нейтрального водорода в линии 21 см, затем тепловое излучение ионизов. газа, а также нетепловое (синхротронное) излучение остатков сверхновых звёзд и центр. областей нек-рых Г. (с активными ядрами). Радиоизлучение нормальных Г. заметно слабее оптического. К мощным источникам радиоизлучения относятся радиогалактики .Их излучение - нетепловое, часто - синхротронное. Многие радиогалактики отождествлены с гигантскими Е-галактиками. Ещё более мощными радиоисточниками являются квазары (по-видимому, активные ядра удалённых Г.), обладающие громадной светимостью и в остальных спектральных диапазонах (табл.). Для радиогалактик ср. абс. звёздная величина близка к - 22^m, для квазеров к - 24,7^m, для нормальных Г. к - 20^m. T. о., радиогалактики в ср. в 6 раз, а квазары в 80 раз ярче нормальных Г. Развитие заатмосферных исследований позволило получить интересные данные о светимости Г. в рентгеновском и гамма-диапазонах. В нормальных Г. источниками рентг. излучения являются остатки вспышек сверхновых звёзд и горячий газ в областях, нагретых при взрывах сверхновых. В гигантских Г., находящихся в богатых скоплениях Г., рентг. излучение образуется также в коронах. Это излучение часто маскируется рентг. излучением горячего межгалактич. газа, заполняющего скопления. Вероятно, важную роль в эволюции Г. имеют их ядра - массивные, компактные, быстро вращающиеся газово-звёздные комплексы. Для активных ядер Г. характерны нетепловое излучение в широком диапазоне (от радио- до рентгеновского), сильные широкие эмиссионные линии, выбросы газа и струй релятивистских частиц. Активность ядер Г. часто связывают с влиянием массивной чёрной дыры, возможно, расположенной в центре галактики. Лит.: Воронцов-Вельяминов Б. А., Внегалактическая астрономия, 2 изд., M., 1978; Происхождение и эволюция галактик и звезд, M., 1976; Звезды и звездные системы, M., 1981; Tейлер P. Д., Галактики. Строение и эволюция, пер. с англ., M., 1981. А. Г. Дорошкевич.

   <<      Предметный указатель      >>