Морфологические типы галактик. Виды галактик и их строение. Спиральные галактики каталога Мессье

Всего существует три главных типа галактик: спиральная, эллиптическая и неправильная. К первым относятся, например, Млечный Путь и Андромеда. В центре расположены объекты и черная дыра, вокруг которых вращается ореол звезд и темная материя. Из ядра ответвляются рукава. Спиральная форма образуется из-за того, что галактика не прекращает вращения. Многие представители обладают лишь одним рукавом, но у некоторых их можно насчитать три и больше.

Таблица характеристик основных видов галактик

Спиральные бывают с перемычкой и без. В первом типе центр пересекается плотным баром звезд. А у вторых подобного формирования не наблюдается.

В эллиптических галактиках проживают самые древние звезды и нет достаточного количества пыли и газа, чтобы создать молодые. Могут напоминать по форме круг, овал или же спиральный тип, но без рукавов.

Примерно четверть галактик представляют группу неправильных. Они меньше, чем спиральные и отображают порой причудливые формы. Их можно объяснить появлением новых звезд или же гравитационным контактом с соседней галактикой. Среди неправильных числятся .

Есть также много галактических подтипов: сейфертовские (спирали с быстрым движением), яркие эллиптические супергиганты (поглощают других), кольцевые (без ядра) и прочие.

Ясной безлунной ночью, вдалеке от больших городов, на бархатно-черном небе разливает свои воды небесная река Млечного Пути. Однако кроме этой "молочной реки" пытливый взор обнаружит на небе и другие туманные пятна, перемещающиеся вместе со звездами. В северном полушарии одно из таких пятен заметно неподалеку от звезды Андромеды. А бинокль или подзорная труба позволят найти уже несколько десятков таких объектов.

В конце XVIII века французский астроном Шарль Мессье составил первый каталог этих туманностей, дабы не путать их с кометами, поисками которых он занимался. Как мы знаем сегодня, в его каталог вошли существенно разные по природе объекты, в том числе и несколько галактик.

Шло время, астрономы открывали на небе все новые галактики, но эти объекты по-прежнему считались обычными туманностями. Настоящее понимание их природы стало проясняться лишь после того, как в начале нашего века шведский Астроном Кнут Лундмарк доказал, что туманность в созвездии Треугольника - это огромная звездная система. А когда астрономы научились надежно определять расстояния до далеких небесных объектов, выяснилось, что галактик во Вселенной существует огромное множество.

Что же такое галактика? Прежде всего - это большая система, в которой звезды связаны друг с другом силами гравитации. Помимо звезд галактики включают в себя межзвездный газ и пыль, а также различные экзотические объекты: белые карлики, нейтронные звезды, черные дыры. Газ в галактиках не только рассеян между звездами, но и образует большие облака и газопылевые туманности.

Мы тоже живем в Галактике, название которой пишем с большой буквы, потому что она - наша, а Млечный Путь представляет собой множество слабых звезд, расположенных в ее плоскости.

Галактики бывают самые разнообразные. Встречаются огромные системы, насчитывающие триллионы солнц. С другой стороны, есть карликовые галактики, которые больше напоминают шаровые скопления, и число звезд в них не превышает нескольких сотен тысяч. Наша Галактика достаточно велика - в ней около 200 миллиардов звезд.

Массы галактик также лежат в широких пределах. Нормальные галактики в миллиард-триллион раз тяжелее Солнца. Карликовые галактики менее массивны - наименьшие из наблюдаемых лишь в 100 тысяч раз тяжелее Солнца. И тут мы имеем солидный вес - масса нашей Галактики оценивается в несколько сотен миллиардов масс Солнца.

В 1925 году американский астроном Эдвин Хаббл предложил классификацию галактик по их формам, внешнему виду. Более поздние классификации галактик придерживаются схемы, предложенной Хабблом.

Эллиптические галактики . Они составляют четвертую часть от общего числа галактик и обозначаются буквой Е. На фотографиях они похожи на шар или эллипс. В зависимости от вытянутости эллипса галактике присваивается класс от 0 до 7. Галактики класса Е0 выглядят шарообразными, а галактики Е7 - как сильно вытянутый эллипс. Цвет у эллиптических галактик имеет красноватый оттенок, так как состоят они преимущественно из старых звезд. Межзвездного газа в таких системах почти нет. По общему виду эллиптические галактики похожи на шаровые звездные скопления, но только очень большие.

Спиральные галактики . К этому классу относится половина всех галактик. По внешнему виду они напоминают чечевицу или двояковыпуклую линзу. При этом толщина спиральной галактики в десятки раз меньше ее диаметра. На их фотографиях виден спиральный узор в виде двух или более (до десятка) закрученных в одну сторону спиральных ветвей или рукавов, выходящих из центра галактики.

На фоне диска галактик рукава выделяются по яркости, так как в них находится много массивных и ярких звезд, а также ярких газовых туманностей. Большинство звезд концентрируется к плоскости симметрии, называемой плоскостью галактики, образуя диск. Чем моложе звезды, тем сильнее они концентрируются к галактической плоскости. В центральной части диска находится утолщение - балдж, переходящий на больших расстояниях в гало галактики. Гало состоит из старых звезд и шаровых скоплений, которые образуют сферическую систему и не тяготеют к плоскости галактики. Самые внешние области галактик часто называют коронами.

В спиральных галактиках много межзвездного газа - до 15% от их общей массы. Много в них и молодых звезд, образовавшихся совсем недавно по сравнению с возрастом самих галактик. Примерно у половины спиральных галактик в центральной части на фотографиях видна почти прямая перемычка, называемая баром.

Обозначают спиральные галактики буквой S. Галактики с яркой, протяженной центральной частью и слабо развитыми спиралями относят к классу Sa. Если же спирали более мощные и четкие, а центр менее выделяется, то галактике присваивают индекс Sc. Промежуточный класс обозначают Sb. Если у галактики имеется центральная перемычка-бар, то к обозначению добавляется буква В, например, SBb.

Наша Галактика тоже относится к классу спиральных, возможно с баром, и Солнце располагается почти точно в ее галактической плоскости. Поэтому большинство звезд нашей системы мы видим в пределах полосы на небе в виде Млечного Пути.

Линзовидные галактики . Это промежуточный тип между спиральными и эллиптическими галактиками. У них есть балдж, гало и диск (линза), но нет спиральных рукавов. Такие галактики обозначаются S0. Среди всех галактик их примерно 20%.

Неправильные галактики . К этому классу относят остальные 5% галактик, не попавших в предыдущие. Для них характерна неправильная, клочковатая форма, возможны зачатки спиральных ветвей. Газа в таких объектах очень много - до половины от общей массы. Неправильные галактики имеют обозначение Ir.

Э. Хаббл расположил типы галактик в порядке увеличения процентного содержания газа и уменьшения вклада сферической составляющей:

В полученном так называемом "камертоне" Хаббл видел некую эволюционную последовательность форм.

Позже выяснилось, что не все галактики вмещаются в простую классификацию Хаббла. Наряду с нормальными галактиками существуют и карликовые . У них своя классификация, однако и в ней можно выделить карликовые эллиптические, дисковые и неправильные галактики, хотя спиральной структуры при этом в карликовых галактиках почти никогда не наблюдается.

Существует также класс больших галактик, яркость у которых намного меньше, чем у обычных. Ненормальным в них является отсутствие ярких звезд, которые по загадочным причинам не образуются в этих галактиках. Такие галактики называют анемичными (то есть "хилыми").

В то же время встречаются галактики, в которых происходят бурные внутренние процессы, связанные с интенсивным образованием звезд. Примером может служить объект М82 из созвездия Большой Медведицы - неправильная галактика, вещество которой в центральных областях движется с большими скоростями, "кипит". Выделяют также класс галактик с высоким содержанием молодых звезд и большой концентрацией вещества, называя их по внешнему виду голубыми компактными галактиками.

Галактики, об активности которых свидетельствует повышенное радиоизлучение, цвет, нетипичные для большинства спектральные линии, также выделяют в отдельные группы.

Галактики склонны образовывать группы и скопления. Так, наша Галактика входит в так называемую Местную группу галактик, в которой около тридцати разнообразных звездных систем, включая Туманность Треугольника и Туманность Андромеды.

А что будет, если две галактики окажутся очень близко друг к другу? Их свойства и внешний вид изменятся. На фотографиях таких пар или тесных групп галактик можно заметить хвосты и перемычки из газа и звезд, галактики часто окружены общей газовой оболочкой, их форма сильно искажена вследствие взаимного притяжения. Подобные галактики астрономы называют взаимодействующими .

Существуют также галактики-каннибалы, пожирающие своих меньших соседей, затягивая их своим гравитационным полем. В центрах многих больших скоплений галактик располагаются настоящие резиденции "королей каннибалов" - гигантских эллиптических галактик. Они "заглатывают" окружающий газ и медленно падающие на них мелкие галактики скопления.

Галактики объединяются в группы из десятков галактик и в скопления из сотен и даже тысяч галактик. Сами скопления образуют систему сверхскоплений, которые строят крупномасштабную структуру Вселенной.

Галактики являются сложными самоорганизующимися объектами, сравнимыми по уровню сложности с клеткой - основой всего живого. Изучение их в настоящее время активно продолжается, и все новые и новые загадки ждут своего часа.

Классификация галактик

Первую классификацию галактик разработал Эдвин Пауэл Хаббл, американский астроном в далёком 1926 г. Классификация оказалась столь удачной, что с незначительными изменениями, сделанными самим Хабблом в 1936 г. (добавлены линзовидные галактики), используется астрономами всего мира и сегодня.

Классификацию галактик, предложенную Хабблом, часто называют камертонной, так как последовательность расположения в ней типов галактик напоминает вилку камертона.

Рис.1 Классификация галактик Э.Хаббла

По этой классификации галактики объединяются в пять основных типов:

Эллиптические (Е);

Линзообразные (S0);

Спиральные (S);

рис.2 Гигантская эллиптическая галактика NGC 11321. Credit: NASA/ ESA/ STScI/ AURA (The Hubble Heritage Team) - ESA/Hubble Collaboration

Пересеченные спиральные или спиральные галактики с перемычкой (SB);

Неправильные (Irr).

Эллиптические галактики (тип Е) составляют 13% от общего числа галактик. Они выглядят как нерезкий круг или эллипс, яркость которого быстро уменьшается от центра к периферии. Полагают, что в центре ярких эллиптических галактик находится массивная черная дыра. Размеры галактик колеблются от от десятых частей до более 100 кпк. Масса может достигать 10 13 ¤.

По форме эллиптические галактики очень разнообразны: 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). Размеры больших a и малых b осей эллиптических галактик измеряют по фотографиям и по ним определяют сжатие галактик:

Это наиболее простые по структуре галактики. Состоят, преимущественно, из звёзд следующих типов: старых красных и желтых гигантов, красных, желтых и белых карликов. Образование звезд в галактиках этого типа не идет уже несколько миллиардов лет. Холодного газа, как и космической пыли почти нет; наиболее массивные галактики заполнены очень разреженным горячим газом с температурой более 1 000 000 К, поэтому цвет этих галактик красноватый. Вращение обнаружено лишь у наиболее сжатых из эллиптических галактик.

Примерами эллиптических галактик служат галактики M32, M87 и M110.

рис.3 Спиральная галактика M81. Credit: NASA, ESA, and The Hubble Heritage Team (STScI/AURA)

Спиральные галактики - самый многочисленный тип - составляют около 50 % всех наблюдаемых галактик. Чаще всего наблюдаются за пределами скоплений галактик. Большая часть звёзд галактики занимает линзообразный объём (галактический диск). На галактическом диске заметен спиральный узор из двух или более закрученных в одну сторону ветвей или рукавов, выходящих из центра галактики. Различаются два типа спиралей. У одних, обозначаемых SA или S, спиральные ветви выходят непосредственно из центрального уплотнения. У других они начинаются у концов продолговатого образования, в центре которого находится овальное уплотнение. Создаётся впечатление, что две спиральные ветви соединены перемычкой, почему 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.

У галактик Sa и SBa основное число звёзд сосредоточено в центральном сгущении, а спиральные ветви слабо выражены, или даже только намечаются. У галактик Sb и SBb ветви достаточно развиты. В галактиках Sc и SBc основное число звёзд содержится в сильно развитых и часто разбросанных ветвях, а центральное сгущение имеет небольшие размеры.

Рукава спиральных галактик имеют голубоватый цвет, так как в них присутствует много молодых гигантских звёзд. Эти звёзды возбуждают свечение диффузных газовых туманностей, разбросанных вместе с пылевыми облаками вдоль спиральных ветвей. Цвет центральных сгущений - красновато-жёлтый, свидетельствующий о том, что они состоят в основном из звёзд спектральных классов G, K и M. Все спиральные галактики вращаются со значительными скоростями, поэтому звёзды, пыль и газы сосредоточены у них в узком диске. Вращение в подавляющем большинстве случаев происходит в сторону закручивания спиральных ветвей.

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.

рис.4 Спиральная галактика с баром NGC 1512. Credit: NASA/Space Telescope Science Institute

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. В некоторых ядрах помимо звёзд наблюдается яркий звёздоподобный источник в центре и светящийся газ, движущийся со скоростью тысячи километров в секунду.

Такие галактики получили название галактик с активными ядрами, или сейфертовских (по имени открывшего их в 1943 г. американского астронома К. Сейферта).

Сейфертовские галактики относятся к спиральным звёздным системам с баром. Они составляют примерно один процент от общего числа спиральных галактик. Формы проявления активности могут быть самыми разнообразными. Это может быть очень большая мощность излучения в оптической, рентгеновской или инфракрасной области спектра. Мощность рентгеновского излучения достигает 10 42 эрг/сек, что превышает мощность излучения всей галактики в видимой области спектра. Иногда наблюдается быстрое движение газа (вплоть до 8500 км/сек), причём газ образует длинные прямолинейные выбросы.

Активные ядра характеризуются очень большой светимостью во всем диапазоне электромагнитного спектра. На их долю приходится несколько десятков процентов общей светимости сейфертовских галактик, причём добрую половину составляет излучение в спектральных линиях. Что служит источником энергии для такой бурной активности - до сих пор точно не установлено.

Масса спиральных галактик до ~10 12 М¤ (масс Солнца).

Наиболее известные спиральные галактики - это наша Галактика Млечный Путь и туманность Андромеды. В ясную безлунную ночь туманность Андромеды видна как облако к западу от звезды v Андромеды. Свет от неё до Земли идёт 2 млн. лет.

рис.5 Линзовидная галактика NGC 5866. Credit: NASA, ESA, and The Hubble Heritage Team STScI/AURA)

рис.6 Неправильная галактика NGC 1427A. Credit: NASA, ESA, and The Hubble Heritage Team (STScI/AURA)

Промежуточным типом между спиральной и эллиптической галактиками является линзовидная галактика типа S0. 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 IrrI, относят галактики с намеком на определенную структуру. Деление IrrI 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. К галактикам типа SBm относятся Большое и Малое Магеллановы облака.

Ко второй группе (типу) неправильных галактик 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.

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

Последующие наблюдения показали, что описанная классификация недостаточна, чтобы систематизировать всё многообразие форм и свойств галактик. Поэтому еще при жизни Эдвин Хаббл начал совершенствовать собственную камертонную систему. Позже дело Хаббла продолжил американский астроном Сэндидж Аллан Рекс, который в 1961 году закончил пересмотр классификации.

В расширенной классификации Хаббла появились:

1) Тип линзовидных галактик S0 и SB0.

Галактики S0 разделили на 2 типа: к типу 1 отнесли не имеющие структуры в галактическом диске; к типу 2 имеющие зачаточные структурные признаки в виде темных колец и областей. Между этими 2 типами выделили третий - S0/a - галактики с зарождающейся спиральной структурой.

Галактики типа SB0 имеет в своей структуре бар и, иногда, сформировавшиеся кольца. В эту категорию были перенесены некоторые спиральные галактики типа SBa у которых спиральные ветви нечеткие, но зато имеется обнаруживается развитое центральное сгущение. По классификации Хаббла галактики типа SB0 разделены на 3 группы, в зависимости от выраженности в структуре галактики бара и наличия колец:

1 группа. К ней относят галактики с неясным баром и протяженной неструктурированной оболочкой;

2 группа. Сюда входят галактики со слабо выраженным широким баром и одним кольцом;

3 группа. Бар и кольцевая структура галактик этой группы хорошо выражены.

2) В типе спиральных галактик появились группы Sd и SBd. Подобные галактики характеризуются низкой яркостью поверхности, представляющей собой сложную клочковатую структуру и слабо выраженным галактическим ядром. Для обозначения спиральных галактик

3) В типе эллиптических галактик ввели новый класс dE. К нему относят карликовые галактики с низкой поверхностной яркостью, хотя во всем остальном это типичные эллиптические галактики.

Следует отметить, что классификация Хаббла является на данный момент самой распространенной, но далеко 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.

Особой разновидностью галактик являются радиогалактики.

Радиоволны в той или иной степени излучают все галактики. Однако у большинства обычных галактик на радиоизлучение приходится лишь ничтожная доля всей их мощности, в то время как поток радиоволн от некоторых галактик оказывается сравнимым с мощностью их оптического излучения. Такие галактики называются радиогалактиками. Мощность их радиоизлучения часто в тысячи и десятки тысяч раз больше, чем у обычных галактик.

Компактные далекие галактики, обладающие мощным нетепловым радиоизлучением, называются N-галактиками.

Примером очень мощной радиогалактики может служить галактика, связанная с одним из источников радиоизлучения в созвездии Лебедя, называемым Лебедь-А. Между двумя его компонентами находится слабая галактика 18m, пересечённая широкой тёмной полосой (возможно, две галактики).

Расстояние до источника Лебедь-А составляет 170 Мпк. Мощность его радиоизлучения в шесть раз превышает мощность оптического излучения, больше половины которого приходится на эмиссионные линии.

Имеется также несколько десятков других радиогалактик, которые удалось отождествить с оптическими объектами - гигантскими, чаще всего эллиптическими галактиками.

Область, откуда приходит радиоизлучение, чаще всего значительно превышает размеры галактик в оптических лучах. Очень часто источники радиоизлучения выглядят двойными, причем максимумы яркости располагаются по обе стороны от связанной с ними галактики. Это говорит в пользу того, что источниками радиоизлучения являются два облака быстрых частиц, возникшие в результате взрыва, подобного тем, которые наблюдаются во взрывающихся галактиках. Энергия такого взрыва может достигать 10 60 эрг, что в десятки миллиардов раз больше, чем энергия вспышки сверхновой звезды. Частицами, излучающими радиоволны, являются релятивистские электроны, движение которых тормозится магнитными полями. Вследствие торможения интенсивность излучения уменьшается со временем, Причём особенно сильно для больших частот (более коротких волн). Область спектра, где начинается резкое уменьшение интенсивности, зависит от того, сколько времени уже длилось высвечивание электронов, т.е. как давно произошёл взрыв. Оказалось, что возраст многих источников всего лишь несколько миллионов лет, если считать, что после взрыва релятивистские электроны больше не возникают.

В 1963 г. некоторые источники радиоизлучения с угловыми размерами в 1" или меньше были отождествлены со звездообразными объектами в оптическом диапазоне, иногда окружёнными диффузным ореолом или выбросами вещества. Изучено более 1000 подобных объектов, названных квазарами (англ. quasar, сокр. от quasistellar radiosource - квазизвездный источник радиоизлучения).

Такие же оптические объекты, но не обладающие сильным радиоизлучением, были открыты в 1965 г. и названы квазизвездными галактиками (квазагами), а вместе с квазарами их стали называть квазизвездными объектами.

Строение Галактики. Виды Галактик.

Окружающие Солнце звезды и само Солнце составляют малую часть гигантского скопления звезд и туманностей, которую называют Галактикой. Галактика имеет довольно сложную структуру. Существенная часть звезд в Галактике находится в гигантском диске диаметром примерно 100 тыс. и толщиной около 1500 световых лет. В этом диске насчитывается более сотни миллиардов звезд самых различных видов. Наше Солнце – одна из таких звезд, находящихся на периферии Галактики вблизи ее экваториальной плоскости.

Звезды и туманности в пределах Галактики движутся довольно сложным образом: они участвуют во вращении Галактики вокруг оси, перпендикулярной ее экваториальной плоскости. Различные участки Галактики имеют различные периоды вращения.

Звезды удалены друг от друга на огромные расстояния и практически изолированы друг от друга. Они практически не сталкиваются, хотя движение каждой из них определяется полем силы тяготения, создаваемым всеми звездами Галактики.

Астрономы последние несколько десятилетий изучают другие звездные системы, схожие с нашей. Это очень важные исследования в астрономии. За это время внегалактическая астрономия добилась поразительных успехов.

Число звезд в Галактике порядка триллиона. Самые многочисленные из них – карлики с массами, примерно в 10 раз меньшими массы Солнца. В состав Галактики входят двойные и кратные звезды, а также группы звезд, связанных силами тяготения и движущиеся в пространстве как единое целое, - звездные скопления . Существуют рассеянные звездные скопления, например Плеяды в созвездии Тельца. Такие скопления не имеют правильной формы; в настоящее время их известно более тысячи.

Наблюдаются шаровые звездные скопления. Если в рассеянных скоплениях содержатся сотни или тысячи звезд, то в шаровых их сотни тысяч. Силы тяготения удерживают звезды в таких скоплениях миллиарды лет.

В различных созвездиях обнаруживаются туманные пятна, которые состоят в основном из газа и пыли, - это туманности . Они бывают неправильной, клочковатой формы – диффузные, и правильной формы, напоминающие по виду планеты, - планетарные.

Существуют еще светлые диффузные туманности, например Крабовидная туманность, названная за необычную сетку из ажурных газовых волокон. Это источник не только оптического излучения, но и радиоизлучения, рентгеновских и гамма-квантов. В центре Крабовидной туманности находится источник импульсного электромагнитного излучения – пульсар , у которого впервые были обнаружены наряду с пульсациями радиоизлучения оптические пульсации блеска и пульсации рентгеновского излучения. Пульсар, обладающий мощным переменным магнитным полем, ускоряет электроны и вызывает свечение туманности в различных участках спектра электромагнитных волн.

Пространство в Галактике заполнено везде – разреженным межзвездным газом и межзвездной пылью. В межзвездном пространстве существуют и различные поля – гравитационное и магнитное. Пронизывают межзвездное пространство космические лучи, представляющие собой потоки электрически заряженных частиц, которые при движении в магнитных полях разогнались до скоростей, близких к скорости света, и приобрели огромную энергию.

Галактику можно представить в виде диска с ядром в центре и огромными спиральными ветвями, содержащими в основном наиболее горячие и яркие звезды и массивные газовые облака. Диск со спиральными ветвями образует основу плоской подсистемы Галактики. А объекты, концентрирующиеся к ядру Галактики и лишь частично проникающие в диск, относятся к сферической подсистеме. Сама Галактика вращается вокруг своей центральной области. В центре Галактики сосредоточена лишь небольшая часть звезд. Солнце находится на таком расстоянии от центра Галактики, где линейная скорость звезд максимальна. Солнце и ближайшие к нему звезды движутся вокруг центра Галактики со скоростью 250 км/с, совершая полный оборот примерно за 290 млн. лет.

По внешнему виду галактики условно разделяются на три типа: эллиптические, спиральные и неправильные.

Пространственная форма эллиптических галактик – эллипсоиды с разной степенью сжатия. Среди них встречаются гигантские и карликовые. Почти четверть всех изученных галактик относится к эллиптическим. Это наиболее простые по структуре галактики – распределение звезд в них равномерно убывает от центра, пыли и газа почти нет. В них самые яркие звезды – красные гиганты.

Спиральные галактики – самый многочисленный вид. К нему относится наша Галактика и Туманность Андромеды, удаленная от нас примерно на 2,5 млн. световых лет.

Неправильные галактики не имеют центральных ядер, в их строении пока не обнаружены закономерности. Это Большое и Малое Магеллановы облака, являющиеся спутниками нашей Галактики. Они находятся от нас на расстоянии в полтора раза большем диаметра Галактики. Магеллановы облака значительно меньше нашей Галактики по массе и размерам.

Существуют и взаимодействующие галактики . Они обычно находятся на небольших расстояниях друг от друга, связаны «мостами» из светящейся материи, иногда как бы пронизывают одна другую.

Некоторые галактики обладают исключительно мощным радиоизлучением, превосходящим видимое излучение. Это радиогалактики .

В 1963 г. начались открытия звездоподобных источников радиоизлучения – квазаров . Сейчас их открыто более тысячи.

Список использованной литературы:

Карпенков С.Х. Концепции современного естествознания: Учебник для вузов. – М.: Культура и спорт, ЮНИТИ, 1997.

2. Галактики

Галактики стали предметом космогонических исследований с 20-х годов нашего века, когда была надежно установлена их действительная природа и оказалось, что это не туманности, т.е. не облака газа и пыли, находящиеся неподалеку от нас, а огромные звездные миры, лежащие от нас на очень больших расстояниях от нас. В основе всей современной космологии лежит одна фундаментальная идея - восходящая к Ньютону идея гравитационной неустойчивости. Вещество не может оставаться однородно рассеянным в пространстве, ибо взаимное притяжение всех частиц вещества стремиться создать в нем сгущения тех или иных масштабов и масс. В ранней Вселенной гравитационная неустойчивость усиливала первоначально очень слабые нерегулярности в распределении и движении вещества и в определенную эпоху привела к возникновению сильных неоднородностей: "блинов" - протоскоплений. Границами этих слоев уплотнения служили ударные волны, на фронтах которых первоначально невращательное, безвихревое движение вещества приобретало завихренность. Распад слоев на отдельные сгущения тоже происходил, по-видимому, из-за гравитационной неустойчивости, и это дало начало протогалактикам. Многие из них оказывались быстро вращающимися благодаря завихренному состоянию вещества, из которого они формировались. Фрагментация протогалактических облаков в результате их гравитационной неустойчивости вела к возникновению первых звезд, и облака превращались в звездные системы - галактики. Те из них, которые обладали быстрым вращением, приобретали из-за этого двухкомпонентную структуру - в них формировались гало более или менее сферической формы и диск, в котором возникали спиральные рукава, где и до сих пор продолжается рождение звезд Протогалактики, у которых вращение было медленнее или вовсе отсутствовало, превращались в эллиптические или неправильные галактики. Параллельно с этим процессом происходило формирование крупномасштабной структуры Вселенной - возникали сверхскопления галактик, которые, соединяясь своими краями, образовывали подобие ячеек или пчелиных сот; их удалось распознать в последние годы.

В 20-30 гг. XX века Хаббл разработал основы структурной классификации галактик - гигантских звездных систем, согласно которой различают три класса галактик:

I. Спиральные галактики - характерны двумя сравнительно яркими ветвями, расположенными по спирали. Ветви выходят либо из яркого ядра (такие галактики обозначаются S), либо из концов светлой перемычки, пересекающей ядро (обозначаются - SB).

II. Эллиптические галактики (обозначаются Е) - имеющие форму эллипсоидов.

Представитель - кольцевая туманность в созвездии Лиры находится на расстоянии 2100 световых лет от нас и состоит из светящегося газа, окружающего центральную звезду. Эта оболочка образовалась, когда состарившаяся звезда сбросила газовые покровы и они устремились в пространство. Звезда сжалась и перешла в состояние белого карлика, по массе сравнимого с нашим солнцем, а по размеру с Землей.

III. Иррегулярные (неправильные) галактики (обозначаются I) - обладающие неправильными формами.

По степени клочковатости ветвей спиральные галактики разделяются на подтипы а, в, с. У первых из них - ветви аморфны, у вторых - несколько клочковаты, у третьих - очень клочковаты, а ядро всегда неярко и мало.

Плотность распределения звезд в пространстве растет с приближением к экваториальной плоскости спиральных галактик. Эта плоскость является плоскостью симметрии системы, и большинство звезд при своем вращении вокруг центра галактики остается вблизи нее; периоды обращения составляют 107 - 109 лет. При этом внутренние части вращаются как твердое тело, а на периферии угловая и линейная скорости обращения убывают с удалением от центра. Однако в некоторых случаях находящееся внутри ядра еще меньшее ядрышко ("керн") вращается быстрее всего. Аналогично вращаются и неправильные галактики, являющиеся также плоскими звездными системами.

Эллиптические галактики состоят из звезд второго типа населения. Вращение обнаружено лишь у наиболее сжатых из них. Космической пыли в них, как правило, нет, чем они отличаются от неправильных и особенно спиральных галактик, в которых поглощающее свет пылевое вещество имеется в большом количестве.

В спиральных галактиках поглощающее свет пылевое вещество имеется в большем количестве. Оно составляет от нескольких тысячных до сотой доли полной их массы. Вследствие концентрации пылевого вещества к экваториальной плоскости, оно образует темную полосу у галактик, повернутых к нам ребром и имеющих вид веретена.

Последующие наблюдения показали, что описанная классификация недостаточна, чтобы систематизировать все многообразие форм и свойств галактик. Так, были обнаружены галактики, занимающие в некотором смысле промежуточное положение между спиральными и эллиптическими галактиками (обозначаются Sо). Эти галактики имеют огромное центральное сгущение и окружающий его плоский диск, но спиральные ветви отсутствуют. В 60-х годах ХХ века были открыты многочисленные пальцеобразные и дисковидные галактики со всеми градациями обилия горячих звезд и пыли. Еще в 30-х годах ХХ века были открыты эллиптические карликовые галактики в созвездиях Печи и Скульптора с крайне низкой поверхностной яркостью, настолько малой, что эти, одни из ближайших к нам, галактик даже в центральной своей части с трудом видны на фоне неба. С другой стороны, в начале 60-х годов ХХ века было открыто множество далеких компактных галактик, из которых наиболее далекие по своему виду не отличимы от звезд даже в сильнейшие телескопы. От звезд они отличаются спектром, в котором видны яркие линии излучения с огромными красными смещениями, соответствующими таким большим расстояниям, на которых даже самые яркие одиночные звезды не могут быть видны. В отличие от обычных далеких галактик в которые, из-за сочетания истинного распределения энергии в их спектре и красного смещения выглядят красноватыми, наиболее компактные галактики (называющиеся также квазозвездными галактиками) имеют голубоватый цвет. Как правило, эти об"екты в сотни раз ярче обычных сверхгиганских галактик, но есть и более слабые. У многих галактик обнаружено радиоизлучение нетепловой природы, возникающее, согласно теории руссого астронома И.С.Шкловского, при торможении в магнитном поле электронов и более тяжелых заряженных частиц, движущихся со скоростями, близкими к скорости света (так называемое синхотронное излучение). Такие скорости частицы получают в результате грандиозных взрывов внутри галактик.

Компактные далекие галактики, обладающие мощным нетепловым радиоизлучением, называются N-галактиками.

Звездообразные источники с таким радиоизлучением, называются квазарами (квазозвездными радиоисточниками), а галактики обладающие мощным радиоизлучением и имеющие заметные угловые размеры, - радиогалактиками. Все эти объекты чрезвычайно далеки от нас, что затрудняет их изучение. Радиогалактики, имеющие особенно мощное нетепловое радиоизлучение, обладают преимущественно эллиптической формой, встречаются и спиральные.

Радиогалактики - это галактики, у которых ядра находятся в процессе распада. Выброшенные плотные части, продолжают дробиться, возможно, образуют новые галактики - сестры, или спутники галактик меньшей массы. При этом скорости разлета осколков могут достигать огромных значений. Исследования показали, что многие группы и даже скопления галактик распадаются: их члены неограниченно удаляются друг от друга, как если бы они все были порождены взрывом.

Галактики - сверхгиганты имеют светимости, в 10 раз превышающие светимость Солнца, квазары в среднем еше в 100 раз ярче; слабейшая же из известных галактик - карликов сравнимы с обычными шаровыми звездными скоплениями в нашей галактике. Их светимость составляет около 10 светимости солнца.

Размеры галактик весьма разнообразны и колеблются от десятков парсек до десятков тысяч парсек.

Пространство между галактиками, особенно внутри скоплений галактик, по-видимому, содержит иногда космическую пыль. Радиотелескопы не обнаруживают в них ощутимого количества нейтрального водорода, но космические лучи, пронизывают его насквозь так же, как и в электромагнитное излучение.

Галактика состоит из множества звезд различных типов, а также звездных скоплений и ассоциаций, газовых и пылевых туманностей и отдельных атомов и частиц, рассеянных в межзвездном пространстве. Большая часть их занимает об"ем линзообразной формы поперечником около 30 и толщиной около 4 килопарсек (соответственно около 100 тысяч и 12 тысяч световых лет). Меньшая часть заполняет почти сферический об"ем с радиусом около 15 килопарсек (около 50 тысяч световых лет).

Все компоненты галактики связаны в единую динамическую систему, вращающуюся вокруг малой оси симметрии. Земному наблюдателю, находящемуся внутри галактики, она представляется в виде Млечного Пути (отсюда и ее название - "Галактика") и всего множества отдельных звезд, видимых на небе.

Звезды и межзвездная газо-пылевая материя заполняют объем галактики неравномерно: наиболее сосредоточены они около плоскости, перпендикулярной оси вращения галактики и составляющейся плоскостью ее симметрии (так называемой галактической плоскостью). Вблизи линии пересечения этой плоскости с небесной сферой (галактического экватора) и виден Млечный Путь, средняя линия которого представляет собой почти большой круг, так как Солнечная система находится недалеко от этой плоскости. Млечный Путь представляет собой скопление огромного количества звезд, сливающихся в широкую белесую полосу; одноко звезды, проектирующиеся на небе рядом, удалены друг от друга в пространстве на огромные расстояния, исключающие их столкновения, несмотря на то, что они движутся с большими скоростями (десятки и сотни км/сек) в направлении полюсов галактики (ее северный полюс находится в созвездии Волос Вероники). Общее количество звезд в галактике оценивается в 100 миллиардов.

Межзвездное вещество рассеяно в пространстве также не равномерно, концентрируясь преимущественно вблизи галактической плоскости в виде глобул, отдельных облаков и туманностей (от 5 до 20 - 30 парсек в поперечнике), их комплексов или аморфных диффузных образований. Особенно мощные, относительно близкие к нам темные туманности представляются невооруженному глазу в виде темных прогалин неправильных форм на фоне полосы Млечного Пути; дефицит звезд в них является результатом поглащения света этими несветящимися пылевыми облаками. Многие межзвездые облака освещены близкими к ним звездами большой светимости и представляются в виде светлых туманностей, так как светятся либо отраженным светом (если состоят из космических пылинок) либо в результате возбуждения атомов и последующего испускания ими энергии (если туманности газовые).

Наши дни с полным основанием называют золотым веком астрофизики - замечательные и чаще всего неожиданные открытия в мире звезд следуют сейчас одно за другим. Солнечная система стала прследнее время предметом прямых экспериментальных, а не только наблюдательных исследований. Полеты межпланетных космических станций, орбитальных лабораторий, экспедиции на Луну принесли множество новых конкретных знаний о Земле, околоземном пространстве, планетах, Солнце. Мы живем в эпоху поразительных научных открытий и великих свершений. Самые невероятные фантазии неожиданно быстро реализуются. С давних пор люди мечтали разгадать тайны Галактик, разбросанных в беспредельных просторах Вселенной. Приходится только поражаться, как быстро наука выдвигает различные гипотезы и тут же их опровергает. Однако астрономия не стоит на месте: появляются новые способы наблюдения, модернизируются старые. С изобретением радиотелескопов, например, астрономы могут "заглянуть" на расстояния, которые еще в 40-x. годах ХХ столетия казались недоступными. Однако надо себе ясно представить огромную величину этого пути и те колоссальные трудности, с которыми еще предстоит встретится на пути к звездам.

И Вселенной………………………………………………8 Глава 3. Образование Вселенной... голова. Хаббл предложил разделить все галактики на 3 вида : Эллиптические – обозначаемые Е (...

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).

Таблица 1. РАССТОЯНИЯ ДО БЛИЖАЙШИХ ГАЛАКТИК,ИХ ГРУПП И СКОПЛЕНИЙ
Галактика или группа	Видимый модуль расстояния (m – M )	Расстояние, млн. св. лет
Большое Магелланово Облако
Малое Магелланово Облако
Группа Андромеды (М 31)
Группа Скульптора
Группа Б. Медведицы (М 81)
Скопление в Деве
Скопление в Печи

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.