ГАЛА́КТИКИ

  • рубрика

    Рубрика: Физика

  • родственные статьи
  • image description

    В книжной версии

    Том 6. Москва, 2006, стр. 301-302

  • image description

    Скопировать библиографическую ссылку:




Авторы: В. А. Гаген-Торн

ГАЛА́КТИКИ (вне­га­лак­ти­че­ские ту­ман­но­сти, внеш­ние га­лак­ти­ки), ги­гант­ские звёзд­ные сис­те­мы, на­хо­дя­щие­ся за пре­де­ла­ми на­шей Га­лак­ти­ки. Ис­сле­до­ва­ние Г. – од­на из осн. за­дач вне­га­лак­ти­че­ской ас­тро­но­мии.

Не­воо­ру­жён­ным гла­зом на не­бе вид­но все­го три Г., пред­став­ляю­щие­ся ту­ман­ны­ми пят­на­ми (Ан­дро­ме­ды ту­ман­ность в Сев. по­лу­ша­рии и Боль­шое и Ма­лое Ма­гел­ла­но­вы Об­ла­ка в Юж­ном). Те­ле­ско­пич. на­блю­де­ния при­ве­ли в 18 в. к соз­да­нию пер­вых ка­та­ло­гов ту­ман­ных объ­ек­тов, сре­ди ко­то­рых бы­ли и вне­га­лак­тич. ту­ман­но­сти (Ш. Мес­сье, Ита­лия, и У. Гер­шель, Анг­лия). Совр. ка­та­ло­ги Г. со­дер­жат сот­ни ты­сяч объ­ек­тов. В сер. 19 в. у не­сколь­ких ту­ман­но­стей бы­ла от­кры­та спи­раль­ная струк­ту­ра [У. Пар­сонс (лорд Росс), Ир­лан­дия]. Су­ще­ст­вен­ный про­гресс в изу­че­нии Г. свя­зан с ис­поль­зо­ва­ни­ем с кон. 19 в. круп­ных те­ле­ско­пов и фо­то­гра­фич. ме­то­дов на­блю­де­ний.

Классификация и структура галактик

Мно­го­об­ра­зие на­блю­дае­мых форм Г. по­тре­бо­ва­ло раз­ра­бот­ки их клас­си­фи­ка­ции. Пер­вая клас­си­фи­ка­ция Г., дан­ная в 1920-х гг. Э. П. Хабб­лом, ока­за­лась на­столь­ко удач­ной, что с не­боль­ши­ми мо­ди­фи­ка­ция­ми ис­поль­зу­ет­ся до на­стоя­ще­го вре­ме­ни. Все Г. бы­ли раз­де­ле­ны на три ти­па: эл­лип­ти­че­ские, спи­раль­ные и ир­ре­гу­ляр­ные (рис.). Эл­лип­ти­че­ские га­лак­ти­ки ли­ше­ны струк­тур­ных де­та­лей и под­раз­де­ля­ют­ся на под­ти­пы от E0 до E7 по сте­пе­ни сжа­тия. Спи­раль­ные га­лак­ти­ки, об­ла­даю­щие дис­ка­ми, как это вид­но у Г., на­блю­дае­мых «с реб­ра», со­став­ля­ют две по­сле­до­ва­тель­но­сти – нор­маль­ных (S) и пе­ре­се­чён­ных (SB) спи­раль­ных Г. У пер­вых спи­раль­ные вет­ви на­чи­на­ют­ся от яр­ко­го цен­траль­но­го сгу­ще­ния (балд­жа), у вто­рых в цен­тре, по­ми­мо центрального сгу­ще­ния, име­ет­ся бар (пе­ре­мыч­ка), из кон­цов ко­то­ро­го и на­чи­на­ют­ся спи­раль­ные вет­ви. По сте­пе­ни за­кру­чен­но­сти спи­раль­ных вет­вей, раз­ли­чи­мо­сти в них де­та­лей и от­но­си­тель­ной яр­ко­сти цент­раль­но­го сгу­ще­ния и спи­ра­лей обе по­сле­до­ва­тель­но­сти под­раз­де­ля­ют­ся на ряд под­ти­пов (Sa, Sb и т. д.). Ир­ре­гу­ляр­ные Г. (не­пра­виль­ные га­лак­ти­ки) ха­рак­те­ри­зу­ют­ся от­сут­ст­ви­ем цент­раль­но­го сгу­ще­ния и не­пра­виль­ной фор­мой. Мо­ди­фи­ка­ция хабб­лов­ской клас­си­фи­ка­ции све­лась к вве­де­нию про­ме­жу­точ­но­го ме­ж­ду эл­лип­ти­че­ски­ми и спи­раль­ны­ми Г. клас­са S0 (Г. с дис­ком, но без спи­раль­ных вет­вей, лин­зо­вид­ные), под­раз­де­ле­нию ир­ре­гу­ляр­ных Г. на два под­ти­па (Irr I и Irr II; раз­ли­чие ме­ж­ду ни­ми в том, что у пер­вых на­блюда­ет­ся боль­шое чис­ло струк­тур­ных де­та­лей, а вто­рые аморф­ны) и вве­де­нию па­ра­мет­ра r, ха­рак­те­ри­зую­ще­го на­ли­чие в центральной час­ти коль­це­вых струк­тур. Не­боль­шое чис­ло Г., не ук­лады­ваю­щих­ся в эту клас­си­фи­ка­цию, на­зы­ва­ют пе­ку­ляр­ны­ми (осо­бен­ны­ми). При­мер пе­ку­ляр­ной Г. при­ве­дён на ри­с. д (т. н. га­лак­ти­ка с по­ляр­ным коль­цом). Струк­тур­ные осо­бен­но­сти час­то свя­за­ны с гра­ви­тац. взаи­мо­дей­ст­ви­ем меж­ду близ­ки­ми Г. (взаи­мо­дей­ст­вую­щие га­лак­ти­ки) ли­бо со след­ст­вия­ми взаи­мо­дей­ст­вия в про­шлом. Во­об­ще взаи­мо­дей­ст­вие, а ино­гда и по­гло­ще­ние Г. бо­лее мас­сив­ным парт­нё­ром, яв­ля­ет­ся важ­ным фак­то­ром в эво­лю­ции га­лак­тик. В ча­ст­но­сти, эл­лип­тич. Г. боль­шой мас­сы и све­ти­мо­сти (ги­гант­ские эл­лип­тич. Г.), по-ви­ди­мо­му, пред­став­ля­ют со­бой ре­зуль­тат по­гло­ще­ния мас­сив­ной Г. сво­их бо­лее мел­ких со­се­дей.

Состав галактик

По­ми­мо звёзд, Г. со­дер­жат меж­звёзд­ные газ и пыль; в них при­сут­ст­ву­ют час­ти­цы вы­со­ких энер­гий и маг­нит­ные по­ля. На­се­ле­ние Г., фи­зич. про­цес­сы в них и струк­тур­ные осо­бен­но­сти Г. раз­ных ти­пов су­ще­ст­вен­но раз­лич­ны. Эл­лип­тич. Г. бед­ны хо­лод­ным га­зом и пы­лью (но го­ря­чий газ, со­глас­но рент­ге­нов­ским на­блю­де­ни­ям, в ги­гант­ских Г. при­сут­ст­ву­ет); в них нет очень яр­ких (в аб­со­лют­ной ме­ре) звёзд, от­но­ся­щих­ся к на­се­ле­нию I. Осн. вклад в ос­ве­щён­ность от них да­ют звёз­ды на­се­ле­ния II – крас­ные ги­ган­ты. От­сут­ст­вие звёзд вы­со­кой све­ти­мо­сти ука­зы­ва­ет на от­сут­ст­вие в них ин­тен­сив­но­го про­цес­са звез­до­об­ра­зо­ва­ния. В спи­раль­ных и ир­ре­гу­ляр­ных Г., на­про­тив, мно­го га­за и пы­ли, кон­цен­три­рую­щих­ся в дис­ках и осо­бен­но в спи­раль­ных ру­ка­вах Г. Пыль хо­ро­шо вид­на в Г., на­блю­дае­мых «с реб­ра», в ви­де тём­ной по­ло­сы, тя­ну­щей­ся вдоль Г. (рис. в). На­ли­чие мо­ло­дых го­ря­чих звёзд вы­со­кой све­ти­мо­сти го­во­рит об ин­тен­сив­ных про­цес­сах звез­до­об­ра­зо­ва­ния в спи­раль­ных ру­ка­вах и об­шир­ных об­лас­тях звез­до­об­ра­зо­ва­ния в ир­ре­гу­ляр­ных Г. Раз­ло­же­ние на звёз­ды спи­раль­ных ру­ка­вов и вы­яв­ле­ние в них звёзд с из­вест­ной из др. сооб­ра­же­ний аб­со­лют­ной ве­ли­чи­ной (це­фе­ид и яр­чай­ших го­лу­бых звёзд) по­зво­ли­ло Э. П. Хабб­лу в 1920-х гг. оп­ре­де­лить рас­стоя­ния до бли­жай­ших ту­ман­но­стей и ус­та­но­вить их вне­га­лак­тич. при­ро­ду.

Основные характеристики галактик

Фотографии галактик различных типов: а – эллиптическая галактика NGC 4697 (тип E6, по классификации Хаббла); б – спиральная галактика NGC 1300 (тип SBb); в – спиральная галактика NGC...

Для оп­ре­де­ле­ния фун­дам. па­ра­мет­ров Г. (ли­ней­но­го раз­ме­ра, све­ти­мо­сти и мас­сы) не­об­хо­ди­мо знать рас­стоя­ние до неё. Для близ­ких Г., в ко­то­рых уда­ёт­ся вы­де­лить отд. объ­ек­ты (ин­ди­ка­то­ры рас­стоя­ний), рас­стоя­ние оп­ре­де­ля­ет­ся срав­не­ни­ем их ви­ди­мых звёзд­ных ве­ли­чин или уг­ло­вых раз­ме­ров с аб­со­лют­ны­ми звёзд­ны­ми ве­ли­чи­на­ми или ли­ней­ны­ми раз­ме­ра­ми, из­вест­ны­ми для ин­ди­ка­то­ров за­ра­нее. Для да­лё­ких Г., в ко­то­рых ин­ди­ка­то­ры вы­де­лить не уда­ёт­ся, рас­стоя­ние оп­ре­де­ля­ет­ся по вы­зван­но­му эф­фек­том До­п­ле­ра крас­но­му сме­ще­нию ли­ний в спек­трах Г., об­на­ру­жен­но­му в 1910-х гг. В. М. Слай­фе­ром. Как по­ка­зал Э. П. Хаббл, су­ще­ст­ву­ет пря­мая про­пор­цио­наль­ность ме­ж­ду най­ден­ны­ми по крас­но­му сме­ще­нию лу­че­вы­ми ско­ро­стя­ми Г. и рас­стоя­ния­ми до них. Ко­эф. про­пор­цио­наль­но­сти в этой за­виси­мо­сти (по­сто­ян­ная Хабб­ла), по со­вре­менным дан­ным, рав­ня­ет­ся (с точ­но­стью до 10–15%) 65 км/(с·Мпк). Раз­брос све­ти­мо­стей Г., ус­та­нов­лен­ных по их ин­те­граль­ным ви­ди­мым звёзд­ным ве­ли­чи­нам и рас­стоя­ни­ям, со­став­ля­ет при­мер­но от –10-й звёзд­ной ве­ли­чи­ны у кар­ли­ко­вых Г. до –23-й звёзд­ной ве­личи­ны у ги­гант­ских Г. Ли­ней­ные раз­ме­ры на­хо­дят­ся в пре­де­лах при­мер­но от 1 кпк до не­сколь­ких де­сят­ков ки­ло­парсек.

Как по­ка­зы­ва­ют спек­траль­ные на­блю­де­ния, спи­раль­ные Г. вра­ща­ют­ся во­круг оси, пер­пен­ди­ку­ляр­ной плос­ко­сти их дис­ков. За­ви­си­мость ли­ней­ной ско­ро­сти вра­ще­ния га­лак­тик, оп­ре­де­ляе­мой по эф­фек­ту До­п­ле­ра, от рас­стоя­ния до цен­тра Г. на­зы­ва­ет­ся кри­вой вра­ще­ния. По­строе­ние кри­вой вра­ще­ния для Г. с из­вест­ным рас­стоя­ни­ем ис­поль­зу­ет­ся для оп­ре­де­ле­ния масс Г. По­ве­де­ние кри­вых вра­ще­ния на да­лё­кой пе­ри­фе­рии Г. за­став­ля­ет пред­по­ла­гать, что в га­лак­ти­че­ской ко­ро­не по­ми­мо све­тя­щей­ся ма­те­рии име­ет­ся тём­ное га­ло, со­дер­жа­щее за­мет­ную часть об­щей мас­сы. При­ро­да этой «тём­ной ма­те­рии» (скры­той мас­сы) не­из­вест­на. Мас­сы эл­лип­тич. Г., не об­ла­даю­щих за­мет­ным вра­ще­ни­ем, оп­ре­де­ля­ют­ся с при­ме­не­нием тео­ре­мы ви­риа­ла по ши­ри­не аб­сорб­ци­он­ных ли­ний в их спек­трах. Мас­сы Г. за­клю­че­ны в пре­де­лах от 105 до 1012 масс Солн­ца. Эти чис­ла оп­ре­де­ля­ют и при­мер­ное чис­ло звёзд в га­лак­тиках.

Спиральная структура и ядра галактик

Важ­ней­ши­ми струк­тур­ны­ми де­та­ля­ми га­лак­тик яв­ля­ют­ся их цент­раль­ные сгу­ще­ния (яд­ра га­лак­тик) и спи­раль­ные вет­ви (в слу­чае спи­раль­ных га­лак­тик). Во 2-й пол. 20 в. при­ро­да спи­раль­ных вет­вей и эво­лю­ция спи­раль­ной струк­ту­ры Г. бы­ли в осн. вы­яс­не­ны. Счи­та­ет­ся, что спи­раль­ные вет­ви пред­став­ля­ют со­бой вол­ны плот­но­сти, пе­ре­ме­щаю­щие­ся по вра­щаю­ще­му­ся дис­ку Г. Их ус­той­чи­вость под­дер­жи­ва­ет­ся маг­нит­ны­ми по­ля­ми, на­прав­лен­ны­ми вдоль ру­ка­вов. Что ка­са­ет­ся об­лас­тей ядер Г., то рас­пре­де­ле­ние плот­но­сти в них, оп­ре­де­ляе­мое по рас­пре­де­ле­нию яр­ко­сти, в ря­де слу­ча­ев ука­зы­ва­ет на на­ли­чие в яд­ре сверх­мас­сив­но­го (от 106 до 109 масс Солн­ца) ком­пакт­но­го объ­ек­та, по всей ве­ро­ят­ности чёр­ной ды­ры (в яд­ре на­шей Га­лак­ти­ки су­ще­ст­во­ва­ние та­ко­го объ­ек­та с мас­сой 3·106 масс Солн­ца ус­та­нов­ле­но впол­не оп­ре­де­лён­но по дви­же­ни­ям звёзд). За­хват чёр­ной ды­рой ок­ру­жаю­щей ма­те­рии (звёзд и га­за) со­про­во­ж­да­ет­ся мощ­ным всплеском гра­ви­тац. из­лу­че­ния. В не­по­сред­ст­вен­ной бли­зо­сти от чёр­ной ды­ры об­ра­зу­ет­ся ак­кре­ци­он­ный диск, го­ря­чие центр. час­ти ко­то­ро­го из­лу­ча­ют в рент­ге­нов­ском диа­па­зо­не. В на­прав­ле­ни­ях, пер­пен­ди­ку­ляр­ных плос­ко­сти дис­ка, вы­бра­сы­ва­ют­ся с ре­ля­ти­вист­ски­ми ско­ро­стя­ми уз­кие струи плаз­мы (дже­ты), про­тя­жён­ность ко­то­рых, как это сле­ду­ет из на­блю­де­ний в ра­дио­диа­па­зо­не, обыч­но пре­вос­хо­дит раз­ме­ры га­лак­ти­ки, ино­гда дос­ти­гая ги­гант­ских раз­ме­ров в неск. ме­га­пар­сек. Ра­дио­ин­тер­фе­ро­мет­рич. ис­сле­до­ва­ния со сверх­длин­ной ба­зой по­зво­ля­ют изу­чить об­лас­ти в ос­но­ва­нии дже­та, не­раз­ре­шае­мые при оп­тич. на­блю­де­ни­ях, и про­сле­дить за из­ме­не­ни­ем их струк­ту­ры. Из­лу­че­ние во всех диа­па­зо­нах спек­тра, ис­хо­дя­щее из не­боль­ших объ­ё­мов про­стран­ст­ва, ока­зы­ва­ет­ся пе­ре­мен­ным с ма­лы­ми ха­рак­тер­ны­ми вре­ме­на­ми пе­ре­мен­но­сти (ми­ну­ты и да­же се­кун­ды); вме­сте с тем от­ме­ча­ет­ся пе­ре­мен­ность и на про­ме­жу­точ­ных и длин­ных вре­мен­ны́х шка­лах (по­ряд­ка дней – ме­ся­цев и лет – де­сят­ков лет). Сте­пен­ное рас­пре­де­ле­ние энер­гии в спек­тре пе­ре­мен­ных ком­по­нен­тов и вы­со­кая сте­пень по­ля­ри­за­ции их из­лу­че­ния ука­зы­ва­ют на син­хро­трон­ный ме­ха­низм из­лу­че­ния (из­лу­че­ние ре­ля­ти­ви­ст­ских элек­тро­нов в маг­нит­ном по­ле). Пе­ре­мен­ность в ра­дио­диа­па­зо­не хо­ро­шо объ­яс­ня­ет­ся про­хо­ж­де­ни­ем по дже­ту удар­ных волн. В за­ви­си­мо­сти от сте­пе­ни энер­го­вы­де­ле­ния ак­тив­ных ядер га­лак­тик объ­ек­ты под­раз­де­ля­ют на ква­за­ры (яд­ро из­лу­ча­ет энер­гию на 2–3 по­ряд­ка бо́ль­шую, чем вся Г.) и ак­тив­ные Г. то­го или ино­го ти­па, напр. сей­фер­тов­ские га­лак­ти­ки, ра­дио­га­лак­ти­ки.

Сис­те­мы га­лак­тик. Рас­пре­де­ле­ние Г. в про­стран­ст­ве край­не не­од­но­род­но. Су­ще­ст­ву­ют об­лас­ти боль­шой про­тя­жён­но­сти, в ко­то­рых их во­об­ще нет («вой­ды»), и об­лас­ти по­вы­шен­ной плот­но­сти Г. Изо­ли­ро­ван­ные Г. встре­ча­ют­ся ред­ко. Ча­ще встре­ча­ют­ся двой­ные и крат­ные сис­те­мы и груп­пы Г. На­ша Га­лак­ти­ка ок­ру­же­на сис­те­мой не­боль­ших спут­ни­ков, из ко­то­рых са­мы­ми круп­ными яв­ля­ют­ся Боль­шое и Ма­лое Ма­гел­ла­но­вы Об­ла­ка. У ту­ман­но­сти Ан­дро­ме­ды то­же есть спут­ни­ки. Все эти объ­ек­ты, в свою оче­редь, вхо­дят в Ме­ст­ную груп­пу га­лак­тик, на­счи­ты­ваю­щую неск. де­сят­ков Г. (в осн. кар­ли­ко­вых), при­чём на­ша Га­лак­ти­ка и ту­ман­ность Ан­дро­ме­ды яв­ля­ют­ся са­мы­ми яр­ки­ми и мас­сив­ны­ми чле­на­ми этой груп­пы. В пре­де­лах 30 млн. све­то­вых лет от Ме­ст­ной груп­пы Г. об­на­ру­же­но бо­лее де­сят­ка по­добных групп. На­блю­да­ют­ся ещё бо­лее круп­ные объ­е­ди­не­ния Г. – ско­п­ле­ния и сверх­ско­п­ле­ния, на­счи­ты­ваю­щие сот­ни и ты­ся­чи Г. (см. Ско­п­ле­ния га­лак­тик).

Лит.: Во­рон­цов-Вель­я­ми­нов Б. А. Вне­га­лак­ти­че­ская ас­тро­но­мия. М., 1978; Тей­лер Р. Д. Га­лак­ти­ки: строе­ние и эво­люция. М., 1981; Гор­бац­кий В. Г. Вве­де­ние в фи­зи­ку га­лак­тик и ско­п­ле­ний га­лак­тик. М., 1986.

Вернуться к началу