Галактики Вселенной


Галамктика (др.-греч. ГблбоЯбт -- молочный, млечный) -- гигантская, гравитационно-связанная система из звезд и звездных скоплений, межзвездного газа и пыли, и темной материи. Все объекты в составе галактики участвуют в движении относительно общего центра масс[1][2][3].

Галактики -- чрезвычайно далекие астрономические объекты. Расстояние до ближайших из них принято измерять в мегапарсеках, а до далеких -- в единицах красного смещения z. Именно из-за удаленности различить на небе невооруженным глазом можно всего лишь три из них: туманность Андромеды (видна в северном полушарии), Большое и Малое Магеллановы Облака (видны в южном). Разрешить изображение других галактик до отдельных звезд не удавалось вплоть до начала XX века. К началу 1990-х годов насчитывалось не более 30 галактик, в которых удалось увидеть отдельные звезды, и все они входили в Местную группу. После запуска космического телескопа "Хаббл" и ввода в строй 10-метровых наземных телескопов число галактик, в которых удалось различить отдельные звезды, резко возросло. галактика млечный путь звезда

Галактики отличаются большим разнообразием: среди них можно выделить сфероподобные эллиптические галактики, дисковые спиральные галактики, галактики с перемычкой (баром), карликовые, неправильные и т. д. Если же говорить о числовых значениях, то, к примеру, их масса варьируется от 107 до 1012 масс Солнца, для сравнения -- масса нашей галактики Млечный Путь равна 2-1011 масс Солнца. Диаметр галактик -- от 5 до 250 килопарсек[4] (16--800 тысяч световых лет), для сравнения -- диаметр нашей галактики около 30 килопарсек (100 тысяч световых лет). Самая большая известная на 2012 год галактика IC 1101 имеет диаметр более 600 килопарсек[5].

Одной из нерешенных проблем строения галактик является темная материя, проявляющая себя только в гравитационном взаимодействии. Она может составлять до 90 % от общей массы галактики, а может и полностью отсутствовать, как в некоторых карликовых галактиках[6].

В пространстве галактики распределены неравномерно: в одной области можно обнаружить целую группу близких галактик, а можно не обнаружить ни одной, даже самой маленькой галактики (так называемые войды). Точное количество галактик в наблюдаемой части Вселенной неизвестно, но, по всей видимости, их порядка ста миллиардов (1011)[7].

Основные наблюдаемые составляющие галактик включают[10]:

Нормальные звезды различных масс и возрастов, часть которых заключена в скоплениях.

Компактные остатки проэволюционировавших звезд.

Холодная газопылевая среда.

Наиболее разреженный горячий газ с температурой 105--106 К.

Двойные звезды в соседних галактиках не наблюдаются, но, судя по окрестностям Солнца, кратных звезд должно быть достаточно много. Газопылевая среда и звезды состоят из атомов, и их совокупность называют барионной материей галактики. В небарионную включается масса темной материи и масса черных дыр[10].

Галактики не имеют четких границ. Нельзя точно сказать, где кончается галактика и начинается межгалактическое пространство. К примеру, если в оптическом диапазоне галактика имеет один размер, то определяемый по радионаблюдениям межзвездного газа радиус галактики может оказаться в десятки раз больше. От размера зависит и измеряемая масса галактики. Обычно под размером галактики понимают фотометрический размеризофоты 25-й звездной величины с квадратной угловой секунды в фильтре B. Стандартное обозначение такого размера -- D25[12].

Масса дисковых галактик оценивается по кривой вращения в рамках некой модели. Выбор оптимальной модели галактики опирается как на форму кривой вращения, так и на общие представления о структуре галактики. Для грубых оценок массы эллиптических галактик необходимо знать дисперсию скоростей звезд в зависимости от расстояния от центра и радиальное распределение плотности[13].

Масса холодного газа в галактике определяется по интенсивности линии H I. Если регистрируемая плотность потока излучения от галактики или какой-либо ее части равны Fн, то соответствующая масса равна:

,

Где D -- расстояние в мегапарсеках, поток выражен в янских.

Оценка массы молекулярного газа весьма сложна, так как спектр самой распространенной молекулы H2 не имеет линий, возбуждаемых в холодном газе. Поэтому исходными данными являются интенсивности спектральных линий молекулы CO (ICO). Коэффициент пропорциональности между интенсивностью излучения CO и его массой зависит от металличности газа. Но самая большая неопределенность связана с малопрозрачностью облака, из-за нее основная доля света, излучаемая внутренними областями, поглощается самим же облаком, таким образом, до наблюдателя доходит свет только от поверхности облаков[14].

Морфологическая классификация галактик

Бар (перемычка) проходит от внутренних концов спиральных ветвей (голубые) к центру галактики. NGC 1300.

Ядро -- крайне малая область в центре галактики. Когда речь заходит о ядрах галактик, то чаще всего говорят об активных ядрах галактик, где процессы нельзя объяснить свойствами сконцентрированных в них звезд.

Диск -- относительно тонкий слой, в котором сконцентрировано большинство объектов галактики. Подразделяется на газопылевой диск и звездный диск.

Полярное кольцо -- редкий компонент. В классическом случае галактика с полярным кольцом имеет два диска, вращающихся в перпендикулярных плоскостях. Центры этих дисков в классическом случае совпадают. Причина возникновения полярных колец до конца не ясна[17].

Сфероидальный компонент -- сфероподобное распределение звезд.

Балдж (англ. bulge -- вздутие) -- наиболее яркая внутренняя часть сфероидального компонента.

Гало -- внешний сфероидальный компонент. Граница между балджем и гало размыта и достаточно условна.

Спиральная ветвь (спиральный рукав) -- уплотнение из межзвездного газа и преимущественно молодых звезд в виде спирали. Скорее всего, являются волнами плотности, вызванными различными причинами, однако вопрос об их происхождении до сих пор окончательно не решен.

Бар (перемычка) -- выглядит как плотное вытянутое образование, состоящее из звезд и межзвездного газа. По расчетам, главный поставщик межзвездного газа к центру галактики. Однако почти все теоретические построения основываются на факте, что толщина диска много меньше его размеров, иными словами, диск плоский, и почти все модели -- упрощенные двумерные модели, расчетов трехмерных моделей дисков крайне мало. А трехмерный расчет галактики с баром и газом в известной литературе всего один[18]. По данным автора данного расчета, газ не попадает в центр галактики, а проходит довольно далеко.

Важнейшими компонентами являются газопылевой диск, звездный диск и сфероидальный компонент. Существует четыре основных вида галактик[19]:

Эллиптические галактики (E) -- галактики, у которых дисковой составляющей нет, либо она слабоконтрастна. Все остальные галактики дисковые.

Спиральные галактики (S) -- галактики, обладающие спиральными ветвями. Иногда ветви могут вырождаться в кольца.

Линзовидные галактики (S0) -- галактики, по своей структуре не отличающиеся от спиральных, за исключением отсутствия четкого спирального узора. Объясняется это низким содержанием межзвездного газа, а значит, и низким темпом звездообразования.

Неправильные галактики (Irr) -- для них характерна неправильная клочковатая структура. Как правило, в них очень много межзвездного газа, до 50 % от массы галактики.

Млечный Путь, называемый также просто Галактикой, является большой спиральной галактикой с перемычкой, диаметром около 30 килопарсек (или 100 000 световых лет) и толщиной 1000 световых лет (до 3000 в районебалджа)[49]. Солнце с Солнечной системой находятся внутри галактического диска, наполненного пылью, поглощающей свет. Поэтому на небе мы видим полосу звезд, но клочковатую, напоминающую сгустки молока. Из-за поглощения света Млечный Путь как галактика изучен не до конца: не построена кривая вращения, до конца не выяснен морфологический тип, неизвестно число спиралей и т. д. Галактика содержит около 3-1011звезд[50], а ее общая масса составляет около 3-1012 масс Солнца.

Большую роль в изучении Млечного Пути играют исследования скоплений звезд -- относительно небольших гравитационно связанных объектов, содержащих от сотен до сотен тысяч звезд. Их гравитационная связанность, вероятно, вызвана единством происхождения. Поэтому, исходя из теории эволюции звезд и зная расположение звезд скопления на диаграмме Герцшпрунга -- Рассела, можно рассчитать возраст скопления. Скопления делятся на рассеянные и шаровые.

Шаровые -- старые звездные скопления, имеющие шаровидную форму, концентрирующиеся к центру Галактики. Отдельные шаровые скопления могут иметь возраст свыше 12 млрд лет.

Рассеянные -- относительно молодые скопления, имеют возраст до 2 млрд лет, в некоторых еще идут процессы звездообразования. Самые яркие звезды рассеянных скоплений -- молодые звезды спектральных классов B или A, а в самых молодых скоплениях еще есть голубые сверхгиганты (класс O).

Вследствие своих небольших (относительно космологических масштабов) размеров, звездные скопления напрямую могут наблюдаться только в Галактике и ее ближайших соседях.

Еще один тип объектов, доступный для наблюдения только в окрестностях Солнца, -- двойные звезды. Значимость двойных звезд для исследования различных процессов, происходящих в галактике, объясняется тем, что благодаря им возможно определить массу звезды, именно в них можно изучить процессы аккреции. Новые и сверхновые типа Ia -- это тоже результат взаимодействия звезд в двойных системах, называемых тесными двойными системами.

Похожие статьи




Галактики Вселенной

Предыдущая | Следующая