Skip to content

Галактики

3 ГЛАВА. ГАЛАКТИКИ

3.1. Галактики

Кажущийся ровный фон излучения Космоса при наблюдениях с высоким разрешением распадается на отдельные зерна – это многочисленные далекие галактики. Каждая из них является мощным источником ИК-излучения, а вместе они сливаются в ровное сияние, покрывающее все небо. Большинство из звезд на нашем небе в действительности являются галактиками.

Галактики – гигантские системы из звезд и газопылевых облаков. Они были открыты  случайно, как «туманные пятна», «диффузные туманности». В 50-е годы 20 века термин «истинные диффузные туманности» в астрономической литературе был заменен на термин «галактики». На фото представлены образцы галактик и туманностей.

Галактика NGC 7742 (Фото. 3.1. «Галактика NGC 7742») — очень удачно ориентированная «лицом» к нам, маленькая, но удивительно правильной формы спиральная галактика.

В центре NGC 7742 старое желтое ядро, затем четкое правильное кольцо интенсивного звездообразования в 3000 световых годах от центра, затем — клочковатое запыленное кольцо, вероятно, место бурного звездообразования в прошлом, далее более слабые, туго закрученные рукава.

На сегодня нет единой теории происхождения и развития галактик и разумного объяснения того, что в них происходит. По мнению современных астрономов Галактики заполнены так называемой «темной материей», сила гравитации удерживает галактики вместе.

Фото. 3.1. Галактика NGC 7742.

Распределение галактик в пространстве является однородным. Они образуют группы и скопления, в которые входят тысячи подсистем (звезд).

На рис. 3.2. «Взаимное расположение нескольких галактик» представлена схема галактик, куда входит и наша Галактика со своими наиболее крупными спутниками (Большое и Малое Магеллановы Облака), галактика в созвездии Андромеды (М31), галактика в созвездии Треугольник (М33) и некоторые другие галактики.

 

 

Рис. 3.2. Взаимное расположение нескольких галактик.

Подсистемы имеются не только в галактиках, но и сами галактики являются некими подсистемами в более крупной системе (Метагалактике). Например, в созвездии Андромеды имеется туманность Андромеды М31, где гигантская спиральная галактика Sb-типа окружена “спутниками” — несколькими небольшими галактиками. Особенно хорошо видны две из них.

Численность галактик в наблюдаемой части Вселенной более миллиарда. Всего сейчас открыто несколько миллионов галактик. Галактики встречаются в пространстве парами и более крупными группами, как Большое и малое Магеллановы Облака, Туманность Андромеды. В нашей Вселенной галактики очень слабые объекты. Всего три галактики заметны невооруженным глазом.

Самая далекая (из известных на сегодня) галактика NGC 1316. Ее расстояние до нас составляет 70 миллионов световых лет.

Вид галактик. Внешний вид галактик определить трудно, так как на изображениях Космической инфракрасной обсерватории (ISO) они представляются расплывчатыми пятнами, полностью лишенными структуры. Все сверхскопления сильно сплюснуты или вытянуты в цепочку, то есть, практически распределены по плоскости. Большинство галактик имеют правильную форму спирали или эллипса.

В 1871 году Ш.Месье, составляя каталог туманностей, обратил внимание на некоторые из них. Они не могли быть отнесены ни к звездам, ни к туманностям. Это были галактики – далекие звездные системы. Но в те времена никто об этом не догадывался, и термина «галактика» не существовало. Работу над туманностями продолжил английский астроном У.Хёггинс. Он обнаружил, что одни туманности имеют форму кольца или диска с яркой звездой в центре, а другие — неправильные диффузные. В 1783 году шаровыми скоплениями заинтересовался Вильям Гершель (1738-1822), который к 1802 году уже знал 2500 туманностей и звездных скоплений.

Каталоги галактик. Первый каталог «туманных пятен» Вселенной (М), содержащий 103 объекта, составил французский астроном Шарль Мессье (1781) по виду галактик. Через 3 года он зарегистрировал в этих туманностях 29 шаровых скоплений. Среди них: Гончие Псы (М3), Геркулес (М13), Близнецы (М35), Возничий (М38) (М37), Лебедь (М39), Рак (М44), Телец (М45), Плеяды (М45), Кассиопея (М103), Центавр (NG3766),(W), Южный крест (NG4755).

С 1885 года эти объекты стали фотографироваться и систематизироваться.

В 1924 году Эдвин Хаббл не только первый отметил, что туманности – это другие галактики, но и в 1929 году доказал, что эти галактики удаляются от нас. Хаббл предложил первую подробную морфологическую классификацию галактик.

В 20 годах 20 века в России был составлен самый большой каталог галактик, он содержал 30 тысяч звездных систем. В 1968 году в СССР был составлен «Морфологический каталог галактик» (4 тома), который содержал около 30 тыс. ярких галактик (до 15-й звездной величины). Они охватывают ¾  всего неба. Такие галактики отличаются от слабых звезд лишь легкой размытостью изображения.

Обычно используют следующие каталоги:

М — каталог французского астронома Мессье (1781 года);

NGC — “New General Catalog” или “Новый Генеральный каталог”, составленный Дрейером (1888) на основе старых каталогов Гершелей;

ZС — два дополнительных тома к “Новому Генеральному каталогу”.

В 1938-1940 годах был опубликован “Третий фундаментальный каталог Берлинского астрономического ежегодника» (FK 3). Он содержит координаты 1535 звезд по всему небу. Затем вышел каталог FK 4 и FK 5.

В каталогах галактик и в звездных картах галактики обозначаются вместе с порядковым номером условным индексом: М, NGC, ZС. Индекс указывает на определенный каталог, а номер — на номер галактики (или звезды) в этом каталоге. Так каталог Шарля Месье имеет обозначение «М», Новый Генеральный каталог — «NGC», дополнительные тома к “Новому Генеральному каталогу” — «ZC»*.

*Например, Туманность Андромеды в каталоге Месье обозначается как М31, а в Новом Генеральном Каталоге —  как NGC 224.

Табл. 3.1. Объекты, видимые невооруженным глазом.

Название Примечание Обозначение Созвездие, в котором расположен объект
Большое Магелланово Облако ближайшая к нам галактика LMC Dor| Men
Малое Магелланово Облако SMC Tuc
Андромеда большая галактика M31 And
Туманность Ориона M42 Ori
Ясли рассеянное скопление M44 Cnc
Плеяды яркое рассеянное скопление M45 Tay
Шаровое скопление M3 CVn
Шаровое скопление M13 Her
Рассеянное скопление M34 Per
Двойное скопление пара рассеянных скоплений H&χ Per
NGC 104 шаровое скопление 47 Tuc
Угольный Мешок темная туманность χ Cru
Яркое шаровое скопление ω Cen
Двойная звезда видимая невооруженным глазом при хорошем зрении ε Lyr
Двойная звезда легко наблюдаемая θ Tay
Мицар звезда, вместе с Алькором представляет широкую пару ζ UMa

Табл. 3.2. Расстояния до некоторых ближайших групп и скоплений галактик.

Группы или скопления Расстояния (Мпк)
Большое Магелланово Облако 0,05
Группа Андромеды 0,76
Группа Большой Медведицы 1,4
Скопление в Деве 16
Скопление в Волосах Вероники (Coma) 89

 

Современные звездные каталоги делятся на 2 группы:

  • фундаментальные каталоги — содержат несколько сот звезд с наивысшей точностью определения их положения;
  • звездные обозрения.

Составлен «Хаббловский атлас галактик», на базе снимков космического телескопа «Хаббл».

Типы галактик. В 20-30 годы 20-го века Хаббл разработал основы структурной классификации галактик. По внешнему виду все известные галактики делят на три типа:

  1. спиральные – S и SB (где S – нормальные; SB – пересеченные). Их около 80%;
  2. эллиптические – Е. По структуре это наиболее простые галактики. Среди них встречаются гигантские и карликовые. Распределение звезд в них равномерно убывает от центра к периферии. Самыми яркими звездами в них являются красные гиганты. Таких галактик 17% (фото. 3.3.);
  3. неправильные (или иррегулярные) – I. Эти галактики не имеют центральных ядер, и пока в их строении не обнаружены закономерности. Их 3% (фото. 3.4.).

Иногда добавляют четвертый тип – SO (линзообразные). Они являются промежуточными между S (спиральными) и Е (эллиптическими).

Фото. 3.3. Эллиптическая Фото.

 

 

 

 

 

 

3.4. Неправильная галактика

 

К первому типу (спиральному) относятся наша Галактика и Туманность Андромеды. К неправильным галактикам относят Большой и Малое Магеллановы Облака (которые являются спутниками нашей Галактики). На фото 3.5. «Пара  спиральных  галактик в созвездии Гидры» представлено изображение двух галактик, наложенных друг на друга. Эта пара находится в 140 миллионах световых лет в созвездии Гидра.

 

 

Фото. 3.5. Пара  спиральных галактик в созвездии Гидры.

 

Пара  спиральных  галактик,  уникально расположившихся на луче зрения. Подсветка от задней, большей галактики проявляет всю пыль в передней галактике, удачно ориентированной плашмя к нам. Внешние рукава меняются со светлого (на фоне темного пространства) на темное (на фоне галактики). Маленькое красное пятно около центра снимка является ядром задней галактики. Изначально оно не красное, но свет краснеет, проходя через «дымку» передней галактики, точно так, как Солнце краснеет на закате.

На рис. 3.6. и в табл. 3.3. “Основные виды галактик” схематически представлены 40 основных видов галактик, которые имеют свои обозначения.

Вокруг многих галактик обнаруживаются спутники (назовем их минигалактиками). Например, такие объекты имеются около нашей Галактики (вместе с Большим и Малым Магеллановыми Облаками их около 20) и туманности Андромеды (2 шаровидные минигалактики). Все эти системы можно рассматривать как кратные системы. Ближайшее к нам скопление галактик обнаружено в созвездии Девы, оно насчитывает сотни крупных галактик и занимает пространство около 6 млн. пк (пк – парсек). Расстояние до нее – порядка 20 млн. пк*.

*В астрономии обычно используют 3 (максимум 5) единицы измерения длины:

  • астрономическая единица (а.е.) —  расстояние Земли до Солнца.  1 а.е. = 149,59787 млн. км.;
  • световой год (св. год), (1 св. год = 63 240 а.е.);
  • парсек ( пк), (1 пк = 3,26 св. лет = 206 265 а.е.). Ранее слово «парсек» сокращали как «пс», но после перехода на СИ, чтобы не путать с обозначением пикосекунды, приняли сокращение «пк». Международное обозначение – рс («parsec»);
  • килопарсек (кпк);
  • мегапарсек (мпк).

Возраст и состав галактик. Возраст галактик начали «определять» с 40-х годов 20 века, деля их на молодые и старые (И.Бааде, Б.В.Кукаркин, П.П.Паренаго). «Эволюционной» концепцией галактик занимались русские ученые А.И.Лебединский и Л.Э.Гуревич. Они утверждали, что галактики образовались не одновременно. Но они  не смогли объяснить возникновение протогалактик и спиральных галактик.

Исследования Х.Шепли (1947) показали, что:

  • молодыми являются неправильные галактики и спирали «Sс» с сильно развитыми ветвями.
  • старые галактики — это эллиптические и спирали класса «Sа».

По мнению Шепли, переход от одного возраста к другому должен занимать громадные сроки.

Наземные телескопы определили спектры 27 планетарных туманностей в Большом Магеллановом Облаке (БМО), которое находится за пределами Млечного Пути.

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

Рис.  3.6. Основные виды галактик

 

Табл. 3.3. Основные виды галактик

Основные виды Второстепенные виды
Обозна-чение Характеристика Обозна- 

чение

Характеристика
N Резко выделяющееся ядро е Эллиптическая
D Равномерный диск г Спиральная ветвь малая
L Линза l Отросток
A Сильные поглощающие зоны a, c, d, i Структурности
H Туман п Малое ядро (Пп — с размытыми краями)
С, В Перемычка (ВВ – длинная) c Дуга короткая
R Кольцо (R R – кольца) r Луч
F Плоская система f Нитеобразная деталь
S Спиральная ветвь (длинная) s Спиральная ветвь малая
P Пятно p Односторонняя неправильная форма
T Хвост t Туго закрученная
m Толстая и яркая деталь
γ Ветви
z Перпендикулярная ветвь
o Широко открытая
w Широкая деталь

*Цифра около обозначения говорит о количестве данных объектов в галактике.

Удалось определить, что содержание в туманностях тяжелых элементов (в частности неона) зависит от формы туманности:

  • вытянутые туманности содержат больше неона;
  • сферические туманности содержат неона меньше.

Обычно содержание тяжелых элементов связывают с возрастом объекта. Тогда выходит, что вытянутые туманности моложе симметричных.

Разбегание галактик. В 1928-1929 гг. Хаббл на базе астрономических наблюдений доказал предположение А.Фридмана о развивающейся (пульсирующей) Вселенной. Им было выявлено, что расстояние между галактиками, скоплениями и сверхскоплениями постоянно возрастает примерно со скоростью 20 км/с. Они как бы разбегаются друг от друга. Леметр и Хаббл определили, что скорость разбегания галактик (v) напрямую зависит от расстояния до этих галактик (r):

v = Н • r                                                        (3.1.)

 

Н = 75 км  / (с • Мпк)                                   (3.2.)

где:

Н — коэффициент пропорциональности (константа Хаббла),

с — скорость света,

Мпк – расстояние в мегапарсеках.

Чем больше расстояние между галактиками, тем их скорость разбегания выше. На расстоянии 15-20 млрд. св. лет скорость близка к скорости света.

Большинство галактик (36 из измеренных 41) удаляются, и наибольшая скорость удаления превышает 1000 км/с. Приближается к нам только несколько галактик, одна из них Туманность Андромеды, которая летит к нам со скоростью 300 км/с.

Взаимосвязь галактик. Галактики, подобно звездам, наблюдаются группами. Русский астроном Б.А.Воронцов-Вельяминов обнаружил взаимодействующие (или двойные) галактики, в которых наблюдались перемычки. Как правило, одна из галактик намного меньше другой. Это хорошо видно по галактике фото. 3.7. “Галактика Водоворот” (М51 или NGC 4038-4039) в созвездии Ворона, которая является спиральной.

 

Фото. 3.7. Галактика Водоворот.

 

Это одна из самых фотогеничных галактик, прекрасно наблюдаемаемая в любительские телескопы из-за своей близости. Динамическое влияние одной галактики на другую часто вызывает феномены активности галактических ядер. Масса черной дыры в центре М51 может превышать 106 степени масс Солнца. Скорость газа в центре этой галактики может превышать 2 миллиона километров в час.

На снимке подчеркнуто излучение водорода (розовый цвет), ассоциирующееся с молодыми яркими звездами. Удивительное, впервые наблюдаемое явление — темные «спицы» пылевых облаков, отходящие от рукавов под большим углом. Их большое число и регулярность являются доводом за то, чтобы пересмотреть предыдущие модели «двухрукавных» галактик. Рядом с M51 находится взаимодействующая с ней меньшая галактика NGC5195. Ее тяготение усиливает рождение звезд в M51. Таких галактик открыто уже больше тысячи.

Фото. 3.8. Галактики NGC 2207 и IC 2163.

 

Это взаимодействие доказали исследования 70-х годов 20 века, когда радиоастрономы открыли протяженный водородный рукав (Магелланов поток), в который погружены Магеллановы Облака и ряд карликовых галактик. Магелланов поток тянется от созвездия Пегаса к созвездию Скульптора, проходя через Магеллановы Облака и Южный полюс нашей Галактики.

Газ в этом потоке движется с переменной скоростью. Газ разряжен, но суммарная масса его велика.

Недавно группа европейских и американских ученые открыли в созвездии Водолея две космические структуры, состоящие из сотен тысяч взаимодействующих между собой галактик. Размеры их превышают млрд. св. лет. Эти две структуры пересекаются! Среди взаимодействующих (двойных) галактик две: NGC 2207 и IC 2163; NGC 1409 и NGC 1410 (фото. 3.8., фото. 3.9.). С помощью спектрографа установили, что вещество истекает из галактики NGC 1410 (слева на снимке) и поступает в NGC 1409 (правая галактика). Длина струи около 20 000 световых лет. За год перекачивается около 0.02 масс Солнца (порядка миллиона — двух солнечных масс за время после столкновения, что не много по галактическим масштабам).

Несмотря на то, что снимков взаимодействующих галактик много, это первый, где явно видно, как галактики могут обмениваться материалом. При этом никто не может сказать — почему вещество перетекает именно от NGC 1410 к NGC1409.

Видимо, перетекающего вещества недостаточно, чтобы вызвать интенсивное звездообразование в NGC 1409. Зато в «донорской» галактике бурное звездообразование налицо — яркое голубое свечение в рукавах. Галактики невелики — расстояние между ними, 23 000 световых лет, меньше, чем расстояние от Солнца до центра нашей Галактики. Их относительная скорость около 300 км/с. Это гравитационно-связанная пара.

Фото. 3.9. Галактики NGC 1410 и NGC 1409.

 

Исследования П.В.Доккума (Нидерланды) восьмидесяти одного скопления галактик показали, что в одном из самых молодых и далеких скоплений галактик MS1054-03 в недалеком будущем проходили мимо друг друга (т.е. сближались) 13 галактик.

Взрывы (коллапсы) галактик. Доказано, что переход из одного состояния в другое проходит не непрерывно, а дискретно (скачком). Скачки являются следствием пульсации галактики. Так фаза коллапса (сжатия) сменяется фазой разлета; а затем через длительное время переходит к новой фазе сжатия и следующего коллапса. За этот цикл (сжатие-разлет) формируется новая система с разными характеристиками. Существование двух и более подсистем в Галактике говорит о том, что таких циклов (сжатие-разлет) было несколько. Безусловно, подразделение на подсистемы имеет глубокий эволюционный смысл.

То, что галактики (и звезды) меняют свое состояние перед коллапсом, хорошо подтвердили наблюдения американских астрономов за галактикой GRB 980326. Так сначала яркость этой галактики после вспышки понизилась на 4м, а затем стабилизировалась. Это было в марте 1998 года. В декабре же 1998 года (через 9 месяцев) галактика совсем исчезла, а вместо нее светилось что-то другое (“черная дыра”).

Д.Тейл (США) предполагает, что многие плотные облака вблизи Солнечной системы (до нескольких тысяч световых лет) движутся так, словно некогда разлетелись из одной точки, совпадающей со звездным скоплением Альфа Персея. Эти облака очерчивают огромное кольцо, лежащее почти в плоскости Галактики.

3.2. Выдающиеся галактики и туманности

Cреди многих галактик во Вселенной наиболее интересными являются следующие:

  • самая близкая к нам галактика обнаружена в 1991 году в созвездии Стрельца на расстоянии 80 тыс. световых лет, что в 3 раза ближе, чем Большое Магелланово Облако.
  • самая крупная галактика — это объект “Малин 1” в созвездии Девы. Его масса в 1 тыс. раз превышает массу нашей Галактики.
  • более далекая галактика находится в созвездии Большая Медведица (М81), до нее более 10 млрд. св. лет.
  • самое населенное скопление галактик – это скопление галактик “Абелл 665” в созвездии Большой Медведицы.

Большое Магелланово Облако (LMC, БМО) (фото 3.10.) располагается в южном полушарии неба, находится в созвездии Золотой Рыбы на расстоянии от Солнца около 180 тыс. св. лет. Согасно последним исследованием астрономов звезды в Магеллановом Облаке моложе, чем в Млечной Пути. Звездные облака являются карликовыми неправильными галактиками — спутниками нашей Галактики.

* Магеллановы Облака (Большое и Малое).  Большое Магелланово Облако — в созвездии Золотой Рыбы на расстоянии от нас 52 кпс;  Малое Магелланово Облако — в созвездии Тукан 71 кпс.

Фото. 3.10. Большое Магелланово Облако.

 

Это самая массивная из всех галактик-спутников нашей Галактики (Млечный Путь), ее размер — около 15 тысяч световых лет. В Большом Магеллановом Облаке вспыхнула самая близкая сверхновая нашего времени. Хорошо заметное красное пятно слева — это «30 Золотой Рыбы», или туманность Тарантул — огромная область звездообразования.

Туманность Андромеды (М31) (31номер из каталога 1781 года французского астронома Мессье). На фото 3.11. представлена Туманность Андромеды в оптическом диапазоне (1) и ее три спутника в других диапазонах: 2 – в инфракрасном (получен в 2005 г. спутником «Спитцер», НАСА); 3 – ультрафиолетовый (получен в 2003 г. спутником GALEX, НАСА); 4 – радиопортрет в линии нейтрального водорода.

Эта самая большая галактика среди всех галактик Местной группы. Она располагается в созвездии Андромеды около звезды γ Андромеды. Туманность в 1,5 раза больше нашей Галактики, и она очень похожа на нашу Галактику. На земном звездном небе Туманность Андромеды хоть и видна невооруженным глазом, но всего лишь как звезда +4 звездной величины. Диаметр ее около 120 тысяч световых лет.

Фото. 3.11. Туманность Андромеды (М31).

 

Расстояние до нее более 2 миллионов световых лет. Это гигантская спиральная галактика Sb-типа. Она (как и наша Галактика и галактика Треугольник) имеет около себя 2 карликовые галактики-спутники М32 и NGC 205. Эти три галактики (вместе с двумя Магеллановыми Облаками) образуют устойчивую Местную группу галактик. Галактика в Андромеде вместе со своими спутниками М32 и NGC 205 и с галактикой Треугольник образуют «архипелаг Андромеды». Впервые Туманность Андромеды была упомянута в 10-м веке арабским астрономом Аль-Суфи. Европейцы (немецкий астроном Симон Мариус, 1570-1624 гг.) открыли ее (повторно) в 1612 году. Вальтер Бааде в начале 20-го века (в 30 годы), исследовав галактику Туманность Андромеды, обнаружил в ней две спиральные ветви, которые шли от центра галактики, и систему звездных цепочек. Состав звезд от центра к периферии менялся: в центре — пыль и малые звезды; в середине — крупные, светлые и шло образования новых звезд; в конце  — звезды тускнели, но на дальних орбитах присутствовали и молодые звезды. Рентгеновский источник в М31 оказался холоднее, чем предсказывала теоретическая модель. В центре М31 были обнаружены сотни ярких рентгеновских звезд с температурой в десятки миллионов градусов.

Центавра А (фото. 3.12.)ближайшая к нам активная галактика (до нее 10 миллионов св. лет). Верхний снимок показывает бурное звездообразование в пылевом диске, опоясывающем Центавр А. В ней обнаружены два звездных скопления: рассеянное и шаровое.

Фото. 3.12. Центавра А.

 

По созвездию Центавра также проходит Млечный Путь. Диск наклонен к нам почти ребром. Снизу на левом снимке крупный план того же пылевого диска. Слева — снимок сделанный инфракрасной камерой NICMOS сквозь пыль. Инфракрасный спектрометр обнаружил в центре галактики наклоненный газовый диск (белая полоса, идущая по диагонали в центре снимка) диаметром 130 световых лет. Диск окружает черную дыру, массой порядка миллиарда масс Солнца. Газовый диск питает материалом меньший аккреционный диск вокруг черной дыры (размеры последнего намного меньше разрешения снимка). Черная дыра с аккреционным диском является источником активности галактики. В настоящий момент активность умеренная и заметна в основном по радиоизлучению джетов. Красные комки — облака газа, ионизованного жестким излучением аккреционного диска.

Туманность Ориона (состоит из трех туманностей М42, М43 и М78) располагается в созвездии Гидры (фото. 3.13.). Туманность была открыта в 1610 году французским астрономом Н.Пейреском. Туманность (как и Андромеда 31) видна невооруженным глазом. В ней обнаружена яркая и большая диффузная туманность (NGC 1976), имеющая видимую звездную величину +4 на расстоянии в 460 парсек. По созвездию Ориона проходит Млечный Путь.

Фото. 3.13. Туманность Ориона.

Планетарная туманность “Кольцо” (М57 или NGC 3132) располагается в созвездии Лиры (фото. 3.14.). Туманность удалена от нас на расстояние в 1600 световых лет и находится внутри нашей Галактики. В центре туманности расположена звезда белый карлик. Диаметр более плотного кольца этой туманности равен 0,7 световых лет.

 


 

 

Фото. 3.14. Планетарная туманность “Кольцо”.

Галактика «Сомбреро» ESO 510-G13 — гигантская, спиральная (фото. 3.15.). Располагается в созвездии Девы (вид с ребра). Обычно спиральные галактики имеют плоский диск.

Этот диск перекручен «винтом» благодаря гравитационному взаимодействию с близлежащей галактикой (за пределами снимка). Силуэт диска хорошо виден благодаря пыли на фоне свечения звезд балджа (центрального утолщения) галактики. Предполагают, что со временем диск вернется к обычной плоской форме.

 

Фото. 3.15. Галактика «Сомбреро» ESO 510-G13

Планетарную туманность NGC 6751 (фото. 3.16.) — весьма необычная планетарная туманность в созвездии Орла, похожа на светящийся глаз. Хорошо видны потоки газа, покидающие центральную звезду. Расстояние до туманности 6500 световых лет, ее диаметр 0.8 световых года, что в 600 раз больше Солнечной системы.

В туманности есть несколько интересных и плохо понятых особенностей. Голубые области — наиболее горячий светящийся газ, образующий приблизительный круг со звездой в центре. Оранжевый и красный цвета показывают более холодный газ. Прохладный газ стремится вытянуться в струи, направленные от звезды.

Фото. 3.16. Планетарная туманность NGC 6751.

 

Происхождение этих прохладных облаков пока неясно, но струи дают четкое свидетельство, что их форма обусловлена излучением и звездным ветром от горячей звезды, чья температура по предположению около 140 000 градусов Цельсия. Туманность расширяется со скоростью 40 км/с. Снимок 1998 года.

 

 

 

3.3. Состав галактик

Галактики, как правило, по составу похожи на нашу Галактику. К 1940 году было установлено, что Галактика состоят из центральной части – центрального вздутия (балджа), в центре которого располагается ядро. Сам балдж входит в звездный диск, из которого выходят спиральные ветви. Ядро, балдж и звездный диск со спиральными ветвями окружены газовой оболочкой. Вся галактика окружена короной (гало), которая в десятки раз превосходит размеры самой галактики. На рис. 3.17. «Состав Галактики» представлен для примера состав нашей Галактики.

 

 

 

 

Рис. 3.17. Состав  Галактики

 

В нашей Галактике имеются два основных типа звездного скопления:

  1. концентрируются к плоскости Галактики: рассеянные скопления, звезды-сверхгиганты, облака газа и пыли, Солнце;
  2. концентрируются к центру Галактики и образуют балдж: шаровые скопления, планетарные туманности, звезды типа RR Лиры, некоторые звезды-гиганты и др.

Гало (корона). Последние научные данные по галактикам говорят о том, что фактические размеры галактик в десятки раз больше предполагаемых ранее размеров (в среднем более 30 кпс). Этот вывод был сделан в 80-90 годах 20 века в результате обнаружения около всех галактик оболочки — гало (короны, которая является своего рода “аурой” галактики).

Оболочка является границей галактики, за которую вещество галактики не может вырваться.

Это хорошо видно на примере взрыва сверхновой в 1987 году в Большом Магеллановом Облаке (LMC), когда ударная волна, достигнув границы газовой оболочки этой галактики, заставила ее светиться (кольцом). (Фото. 3.18. “Взрыв сверхновой в Большом Магеллановом Облаке в 1987 г.”).

Фото. 3.18. Взрыв сверхновой в Большом Магеллановом Облаке в 1987 г.

 

В течение нескольких лет интенсивность этого кольца ослабевала. При этом в 1998 году в кольце (внутри на окраине этой галактики) начал светиться некий сгусток (вероятно, шаровое скопление). Диаметр этого сгустка доходил до нескольких сотых долей парсека, а его температура при ударе волны поднялась до нескольких сотен тысяч градусов. Подобное свечение наблюдается и во многих других галактиках (фото 3.19. и 3.20. «Галактика «Колесо от телеги», планетарная туманность MyCn 18 «Туманность «Песочные часы»).

 

 

 

 

 

 

 

Фото. 3.19. Галактика Фото.                        3.20. Туманность

«Колесо от телеги».                                      «Песочные часы».

Короны галактик имеют разную массу, но среднюю плотность. Галактика находится внутри этой массивной и протяженной оболочки. Чем массивнее галактика и выше ее светимость, тем массивнее корона. Разработки Д.Миннити и А.Зийстра (1996 год) показывают, что эта оболочка состоит из слабых звезд с низким содержанием металлов*.

* «Металлами» в астрономии по традиции называют все химические элементы тяжелее воды и гелия.

Природа основной массы гало пока остается неизвестной. Она является как бы гипергалактикой, куда сама галактика входит как некое ядро.

Группа ученых из Англии и США обнаружили в двух ближайших к нам крупных скоплениях галактик облака «холодного» газа с температурой 800 тыс. – 2 млн. градусов Кельвина. А спутник EUVE  обнаружил, что в этих скоплениях массы больше, чем предполагалось ранее.

Это открытие заставляет:

  • пересмотреть и всю массу Вселенной (она, вероятнее, больше, чем предполагалось ранее);
  • пересмотреть выбор модели нашего мира (вероятно, что «скрытая масса» галактик имеет больше массу, чем предполагалось).

Спиральные рукава (ветви) галактик. Вальтер Бааде в 30-е годы 20 века, исследовав ближайшую к нам галактику М31 (Туманность Андромеды), обнаружил в ней две спиральные ветви, которые шли от центра галактики, и систему звездных цепочек.

Состав звезд от центра к периферии менялся:

  • в центре располагаются пыль и малые звезды;
  • в середине — крупные, светлые звезды, и шло образования новых звезд;
  • в конце  звезды тускнели, но на дальних орбитах присутствовали и молодые звезды.

Расположение и даже количество спиральных рукавов в Галактике остаются предметом дискуссий. Проблема состоит в том, что оптический метод дает неплохие результаты по объектам только на расстояния от Солнца до 3-4 кпк.

На сегодняшний день учеными доказано, что ветви во всех галактиках — архимедовы и одинаково закручены. Истечение вещества происходит в двух противоположных направлениях. Соединяет рукава небольшой бар – перемычка, проходящая через центр Галактики. Концы бара находятся на расстояниях 3-4 кпк от центра Галактики. Предполагают наличие двух таких перемычек, каждая из которых образует по две ветви (всего четыре ветви).

Все крупные звезды галактик находятся в архимедовых ветвях. Но более 60% спиральных галактик не имеют четкой границы спиральных рукавов, то есть не имеют перемычек, проходящих через центральное сгущение. Эти галактики имеют хлопьевидную структуру, при которой вместо отдельных ветвей наблюдается множество небольших очагов звездообразования, звездных скоплений, газопылевых туманностей (например, галактики NGC 3310, ESO 0418-008, UGC 06471-2).

Среди очень далеких галактик ранней Вселенной, при красных смещениях больше 1 (т.е. в ранней Вселенной), наблюдается множество галактик странной формы, точнее — бесформенных. В действительности они только кажутся бесформенными, поскольку снимки фиксируют только самые яркие области, где много молодых звезд. Действительно, видимый свет далеких галактик из-за большого красного смещения «съезжает» в инфракрасную область, где инструменты менее чувствительны, а в видимой области доминирует смещенный ультрафиолет молодых горячих звезд. Но области звездообразования не обязательно образуют какую-то регулярную картину. С помощью Космического телескопа была снята выборка из 37 близких галактик. Ультрафиолетовые снимки близких галактик подтверждают, что бесформенный вид далеких галактик частично объясняется эффектом «верхушки айсберга».

Природа галактической спиральности — эта одна из ключевых и наиболее принципиальных проблем физики галактик. Согласно предложенной Лином и Шу теории, эти спирали (волны) состоят из пыли, газа и молодых звезд, перемещающихся в плоскости диска со скоростью, отличной от скорости вращения основной массы вещества.

Балдж (фото. 3.21.). Английские ученые под руководством Р.Пелетьера выяснили, что звезды в балджах галактик очень старые.

Ученые США под рук. М.Каролло обнаружили, что звездообразование в балджах продолжается и сейчас. А в спиральных галактиках кроме центрального балджа на периферии были замечены и более мелкие образования, входящие в галактику и имеющие свой маленький балдж*.

*Это замечание очень важно.

 

Фото. 3.21. Балдж галактики с ядром.

 

Ядро галактик вращается как твердое тело с большим периодом. В ядре находится некоторое количество газа, а также массивное тело, которое вызывает активность ядер галактик. Телескоп “Хаббла” показал, что в центрах почти всех галактик находятся “черные дыры” со скоплением звезд (материалы “4 съезда Астро”, МГУ, Москва, ГАИШ, 1997). По современным данным в центре нашей Галактики также располагается «черная дыра» с массой в 4 миллиона раз больше массы Солнца.

“Черные дыры” были предсказаны еще в 18 веке. Во второй половине 20 века их стали рассматривать как “гравитационные могилы” массивных звезд и как места, куда может навечно “проваливаться” значительная часть вещества. Позже появилась гипотеза, что черные дыры испаряются. Но со временем все гипотезы оказывались неверными.

В большинстве галактик в центре (в ядре) происходит колоссальное выделение энергии, которое нельзя объяснить излучением или взрывами обычных звезд. Иногда в этих активных ядрах наблюдается мощный источник электромагнитных волн (видимого, инфракрасного или ультрафиолетового излучения, а в редких случаях — радио- и рентгеновского). При значительной светимости источник занимает очень небольшую область в центре галактики. Мощность излучения у некоторых таких звезд непостоянна. Из ядра иногда происходит выброс мощных потоков космических лучей, чаще всего в двух противоположных направлениях. Электроны космических лучей рождают мощное синхронное радиоизлучение.

Автор предполагает, что в центре галактик вполне возможно находится сверхзвезда. Это подтверждается и тем, что ядра планетарных туманностей являются самыми горячими звездами. Вполне возможно, что в центре галактик (особенно активных) могут находиться квазары — самые далекие и самые мощные из известных в природе источников видимого и инфракрасного излучения.

В созвездии Девы, которое находится в центре Местного Сверхскопления галактик (МСГ), радиогалактика имеет мощность радиоизлучения 1035 Вт, это в 100 тысяч раз больше излучения нашей Галактики.

На снимке 3.22. «Галактика NGC 4438»центр близкой галактики NGC 4438, которая находится в скоплении Девы в 50 миллионах световых лет от нас. Это пример активного галактического ядра — в центре галактики находится сверхмассивная (от миллионов до миллиардов солнечных масс) черная дыра, которая всасывает большие количества газа.

 

Фото. 3.22. Галактика NGC 4438

 

На снимке отчетливо виден розовый пузырь, поднимающийся из темной пылевой полосы. Это — своеобразное проявление струи частиц и потока магнитной энергии (джета), бьющей по направлению оси вращения черной дыры.

Такие струи обычно бьют симметрично в двух направлениях, но та, которая направлена к нам, всегда видна лучше. Вторая струя угадывается снизу, как несколько розоватых комков. Обычно активные ядра испускают длинные струи, а не пузыри. Здесь, по-видимому, струя не смогла пробить себе длинный канал и, врезаясь в плотную окружающую среду, раздувается в виде пузыря. Его размеры около 800 световых лет.

 

3.4. Звездные скопления

Звездные скопления (звездные ассоциации, туманные пятна) (фото. 3.23.)это самостоятельные сгущения звезд в галактиках. Изучение этих подсистем Галактики в 30 годах 20 века позволило Линдбладу и Боттлингеру выяснить, что звездные скопления разнятся кинематически. Интерес к этим системам был настолько велик, что в 1958 году в Риме  на симпозиуме  “Звездные населения” собрались крупнейшие астрономы мира.

Звездные скопления подразделяются на два основных типа:

  1. рассеянные (галактические), на сегодняшний день их открыто около 1200;
  2. шаровые (сферические), их открыто 150.

Пример шарового (сферического) скопления представлен на фото «Туманное пятно (шаровое скопление)».

Фото. 3.23. Туманное пятно (шаровое скопление).

Шаровые скопления нашей Галактики. Шаровые скопления были обнаружены при исследовании туманных пятен Галактики. Звездные скопления, как и галактики, видны на небе как небольшие туманности или как одинокие или двойные звезды. Распределение шаровых скоплений в Галактике очень неравномерное. Таких (шаровых) объединений немало в нашей Галактике. Предполагается, что шаровых скоплений в Галактике имеется более 500. Общее количество звезд в таких скоплениях доходит до  несколько миллионов. И ежегодно вспыхивают новые (около 200). Максимальное скопление звезд в этих объектах приходится на их центр.

 

Рис. 3.24. Шаровые скопления в окрестностях Солнца (вверху – вид с ребра Галактики; внизу – проекция на ее плоскость).

 

В отличие от рассеянных скоплений шаровые концентрируются не в спиральных рукавах, а ближе к центру Галактики, который расположен в направлении созвездия Стрелец. Шаровые скопления обнаружены также и далеко от центра — в области галактического гало. Например, они имеются в созвездиях Гончих Псов, Рака (Ясли), Волосы Вероники, Щита, Единорога, Пегаса, Лебедя, Змеи. Шаровые скопления наблюдаются во всех галактиках Вселенной. На Рис. 3.24. «Шаровые скопления в окрестностях Солнца» показаны ближайшие к Солнцу шаровые скопления.

На расстоянии 120 пк от центра находится крупнейший шаровой объект Sqr В2 с массой 3х106 масс Солнца и диаметром около 30 пк. Он состоит из звезд.

Шаровые скопления (и короткопериодические цефеиды) имеют почти сферическую форму, например, в созвездии  Геркулеса (Б.Кукаркин). Некоторые скопления имеют спиралевидную форму, например, в  созвездии Близнецов. Среди скоплений есть карлики и гиганты. Радиус большинства скоплений примерно равен 40-60 пк. (60-300 св. лет).

К числу самых больших скоплений относится М15 в созвездии Пегаса. В шаровых скоплениях наблюдается обилие звезд (до  несколько  миллионов). Обладая большой массой, скопления различаются по массе и светимости (примерно в 100 раз). При этом самые массивные из них  светят в миллион раз ярче Солнца. Пространство между звездами заполнено облаками пыли и газа, образующими межзвездную диффузную материю.

Сами эти объекты имеют газово-пылевые туманности, в которых обнаружены мазерные источники, излучающие линии гидроксила и водяного пара. Эти зоны группируются в активных зонах размером около 1 тыс. а.е. (около 0,016 св. лет или 0,005 пк). И даже в самих этих активных зонах наблюдается до десятка таких самостоятельных зон. Высказывается предположение, что в этих зонах идут процессы образования планет.

Шаровые скопления имеются в близкой к нам галактике «Туманность Андромеды» (М31). На рис. 3.25. «Распределение в плоскости галактики М31 звездных ассоциаций» представлена картина распределения в проекции на галактическую плоскость 197 звездных ассоциаций (по данным Ван ден Берга и Рихтера), на которую нанесены положения 4 спиралей галактики (по данным Бааде) (Шаров, 1982).

Рис. 3.25. Распределение в плоскости галактики М31 звездных ассоциаций.

 

Большая масса и высокая плотность делает шаровые скопления исключительно устойчивыми к внешним гравитационным воздействиям. Звезды имеют примерно один химический состав. Непрерывный спектр скоплений указывает на сложный состав. В середине 70 годов 20-го столетия А.А.Сучков определил, что шаровые скопления по величине металличности (Fe/H) делятся на 3 группы. Скопления с промежуточными значениями этих данных (Fe/H) практически отсутствовали. Эти же результаты были получены и многими другими исследователями.

Шаровые скопления имеют общие в этих скоплениях центры обращения, как правило, этими центрами являются самые крупные звезды. Движение каждой звезды в скоплении происходит под действием суммарного притяжения всех остальных звезд, поэтому орбита звезды становится сложной, напоминающей ромашку (Рис. 3.26.).

Показано около пяти оборотов звезды вокруг центра скопления (отмечено точкой). Но и в это движение вносятся изменения, возникающие из-за взаимного сближения звезд. При этом возникают флуктуации поля тяготения, которые изменяют направления полета и скорости звезд. Поэтому скопления имеют беспорядочные скорости (векторы скорости характеризуются разной величиной и направлением). Эта система как целое медленно вращается вокруг центра Галактики (Б.Линдблад, Я.Оорт). Подобное наблюдается в созвездиях Центавра, Змееносца, Персея, Большого Пса, Эридана, Лебедя, Малого Пса, Кита,  Льва, Геркулеса и других.

Изучение подсистем Галактики в 30-х годах нашего века позволило Линдбладу и Боттлингеру  выяснить, что они разнятся кинематически (скоростями). В начале 20 годов 20 века Г.Стремберг обнаружил, что наибольшими скоростями обладают шаровые скопления.

Рис. 3.26. Вычисленная орбита звезды в типичном шаровом скоплении.

Возраст всех звезд скопления примерно один. Из этого следует, что эти структуры возникли уже при образовании Галактики, то есть шаровые скопления принадлежат к числу самых старых объектов Вселенной (Э.Эпик, 1937). При этом возраст шаровых скоплений  больше возраста звезд горячих гигантов.

«Паспортом» каждого скопления служит диаграмма Герцшпрунга-Рассела, на которой изученные звезды располагаются в соответствии с их блеском и температурой поверхности. По диаграмме можно определить возраст скопления, расстояние до него и другие его важные параметры.

Параметры галактик и шаровых скоплений меняются очень медленно. Гершель показал, что чем форма туманности правильнее, тем объем ее меньше, плотность больше и разложимость на звезды  легче. Такая связь между  формой,  объемом и физическими свойствами туманностей привела Гершеля к космогонической гипотезе, что разнообразные туманности представляют собою первоначальные фазы развития материи, переходящие в более совершенные элементы Вселенной.

Шаровые скопления, как и галактики постоянно взаимодействуют друг с другом и с другими объектами Галактики.

Рассеянные (галактические) скопления состоят из звезд и имеют неправильную форму. В основном они сосредоточены в спиральных рукавах нашей Галактики, поэтому на звездном небе они в основном расположены в области Млечного Пути. Предполагают, что звезды в этих скоплениях имеют один возраст и один химический состав. В табл. 3.4. «Звездные скопления» представлены некоторые типы скоплений.

Выделяют еще один тип молодых звездных группировок — звездные ассоциации (“О” и “Т”):

  • · “О-ассоциации” — группа из 20-30 звезд. Их сейчас известно около 50.
  • · “Т-ассоциации” — скопление неправильных переменных звезд-карликов (желтых и красных). Их зарегистрировано около 700.

 

Табл. 3.4. Звездные скопления

Созвездие, в котором находится скопление Обозначение 

(в каталогах)

Тип 

скопления

Примечания
Центавр W Шаровое Яркий объект, видимый невооруженным глазом
Гончие Псы М3 Шаровое
Скорпион М7 Рассеянное Яркое скопление, видно невооруженным глазом
Близнецы М35 Рассеянное Виден в бинокль
Рак М44 Рассеянное “Ясли” — видны невооруженным глазом
Центавр NQ 3766 Рассеянное Видно в бинокль

 

3.5. Наша Галактика

Наша Галактика вместе с Магеллановыми Облаками, Туманностью Андромеды, Туманность Треугольника и несколькими десятками более мелких ближайших галактик образует Метагалактику (или Локальное Сверхскопление — сверхскопление взаимодействующих галактик).

Наша Галактика – спиральная, она находится на краю Локального Сверхскопления и связана с ними гравитационными силами, которые заставляют обращаться все это содружество вокруг общего центра масс. Это — громадные системы со всеми своими звездами и планетами, туманностями и скоплениями, пульсарами и черными дырами. Галактическое скопление галактик, куда входит и наша Галактика, названа Великим Аттрактором. Центр масс Великого Аттрактора расположен на линии, соединяющей центры нашей Галактики и галактики в Андромеде (М31) на расстоянии 2/3 от Андромеды примерно в области АСО 3627. Местная группа галактик двигается в сторону созвездия Гидры со скоростью 600 км/с. Движение Галактики в Метагалактике идет от созвездия Пегас (гелиоцентрическая долгота равна около 340 градусов). Б.Линдблад и Я.Оорт нашли также признаки вращения нашей Галактики вокруг своего центра.

Размеры и масса нашей Галактики до конца еще не определены, предполагают, что ее радиус составляет более 10 тысяч парсек. В 1906 году Якобус Корнелис Каптейн (1851-1922) выявил вид нашей Галактики, как двояковыпуклой линзы (Рис. 3.27. «Наша Галактика (А — вид сверху; В — вид сбоку)»). В настоящее время наша Галактика согласно А.А.Сучкову находится в стадии сжатия и размер ее за 15-17 миллиардов лет уменьшился в 10-20 раз. Автор при этом ссылается на работы О.Эггена, Д.Линден-Белл и А.Сэндиджа. Если это так, то Галактика сейчас находится в «синем спектре», приближается к центру своего вращения – к своему перигалактию (к т. «О») (см. гл. 1). Центр (Великого Аттрактора — группы, в которую входит наша Галактика) располагается примерно в области АСО 3627. И в будущем в космосе наша Галактика будет видна как большая черная дыра.

Наша Галактика молодая; возраст Галактики согласно разным представлениям равен от 15 млрд.лет до 100 млрд. лет. Энергия Галактики велика, она прямопропорциональна массе; светимость равна 18,8М*.

* М — истинная звездная величина.

А В

 

 

 

 

 

Рис. 3.27. Наша Галактика (А — вид сверху; В — вид сбоку)

Галактика NGC4013 — похожа на нашу (фото. 3.28. «Галактика NGC4013») (вид с ребра).  Галактика NGC4013, находящаяся в 55 миллионах световых лет от нас в направлении Большой Медведицы, повернута точно ребром.

Фото. 3.28. Галактика NGC4013

Полоса пыли, разрезающая всю галактику – это самая тонкая и плоская составляющая (вместе с молодыми яркими звездами) — ее толщина всего 500 световых лет. Считают, что там, где пыль и холодный газ, рождаются новые скопления звезд, которые на снимке можно отличить по голубому цвету короткоживущих гигантов.

 

 

 

 

Млечный путь.

Наша Галактика имеет второе название – Млечный Путь*.

*Млечный Путь — по-гречески называется «галаксиас» (т.е. «молочный»). Этим словом (с маленькой буквы) называются все крупные звездные системы. Если же речь идет о нашей собственной звездной системе, то пишется она с заглавной буквы – Галактика. Иногда говорят «наша Галактика» или «Галактика Млечный Путь». Каждому из народов Млечный Путь напоминает о чем-то своем. В России его называли «Небесная Дорога», «Батыева Дорога», «Пояс», «Коромысло», «Птичий Путь», «Гусиная Дорожка», «Мышиные Тропки» и т.д.

Млечный путь — это слабо светящаяся, с неровными и неопределенными очертаниями полоса шириной от 15 градусов (рис. 3.29. “Весь Млечный Путь”. Фотокарта Лундской обсерватории. Координаты соответствуют старой галактической системе, сдвинутой относительно современной примерно на 30 градусов по долготе). Млечный Путь состоит из звезд и космической пыли. Это видимая полоса. В действительности этой “полосы” нет. Так как звезды в Галактике расположены в одной плоскости нашего галактического диска, то со стороны Земли, которая находится на краю диска, все звезды кажутся собранными на одной прямой. Млечный Путь проходит по созвездиям: Единорог, Малый Пес, Орион, Близнецы, Телец, Возничий, Персей, Жираф, Кассиопея, Андромеда, Цефей, Ящерица, Лебедь, Лисичка, Лира, Стрела, Орел, Щит, Стрелец, Змееносец, Южная Корона, Скорпион, Наугольник, Волк, Южный Треугольник, Центавр, Циркуль, Южный Крест, Муха, Киль, Парус, Корма.

Если представить, что Млечный Путь имеют форму кольца (галактический экватор*), то его плоскость наклонена к плоскости небесного экватора под углом в 60-62 градуса. Небесный экватор и галактический экватор пересекаются в двух точках, расположенных в созвездиях Орла и Единорога.

*Галактический экватор – большой круг небесной сферы, проходящий вдоль Млечного Пути и равноотстоящий от галактических полюсов.

Рис. 3.29. Весь Млечный Путь

Галактика состоит из множества звезд различных типов, звездных скоплений, ассоциаций, газовых и пылевых туманностей, отдельных атомов и частиц, рассеянных в межзвездном пространстве. В ее состав входят не только две большие галактики-спутники, но и еще несколько карликовых галактик. В настоящее время в Галактике выделяют пять подсистем: две плоские, две промежуточные и одну сферическую (рис. 3.30. и 3.31).

Где:

  1. сферическую (гало), в которую входят субкарлики, короткопериодические цефеиды (лириды) и звездные скопления. Сферические (гало) имеют форму круга;
  2. промежуточную сферическую;
  3. промежуточную (“диск”);
  4. плоскую старую, включающая звезды класса А;
  5. плоскую молодую, включающая звезды классов О и В и звезды, входящие в Т-ассоциации, и др.

Рис. 3.30. Системы Галактики: I – сферическая (гало); II – промежуточная сферическая; III – диск; IV – старая плоская; V – молодая плоская.

 

 

 

 

 

 

 

 

Рис.  3.31. Подсистемы Галактики (ядро, центральное тело, плоская подсистема, звезды диска).

Плоские располагаются у галактической плоскости в форме экваториального диска толщиной 1/20 поперечника Галактики.

Корона (гало). Наша Галактика сбоку имеет вид “летающей тарелки” с радиусом около 9 кпк, окруженной изотермической сферой (гало) — газовой оболочкой или большой короной  радиусом в 75-100 кпс. (244500 св. лет). Это почти в 10 раз больше расстояния Солнца до центра Галактики. Гало определяет границу Галактики (её “ауру”).

Такими же гало окружены и другие галактики (пример на фото сверхновой 1987А). Оба снимка сделаны в видимом свете (Фото. 3.32. «Свечение гало при взрыве сверхновой 1987 А»). Снимок слева показывает кольцо светящегося газа вокруг сверхновой 1987А на момент 2 февраля 2000 г. Это кольцо существовало до взрыва и ярко засветилось в 1978 г. под действием излучения сверхновой. Потом оно постепенно тускнело, а потом некоторые его части вновь стали разогреваться дошедшей за 13 лет ударной волной, которая сама по себе не видна.

Фото. 3.32. Свечение гало при взрыве сверхновой 1987 А.

 

Снимок справа: тот же снимок, полученный вычитанием старого снимка из нового, чтобы подчеркнуть новые детали разогретого газа. Самый яркий узел справа появился уже в 1997 г. Астрономы ждали еще три года, пока зажглись другие части кольца, когда до них дошла ударная волна. Это первый явный знак начала бурного и драматического столкновения, которое продлится еще несколько лет, вновь делая остаток SN 1987A мощным источником рентгеновского и радиоизлучения. Звезды в гало старые и по сравнению с Солнцем имеют малый процент содержания тяжелых химических элементов и металлов.

В 2000 году ученые США, согласно данным космического ультрафиолетового телескопа FUSE (NASA) определили, что гало нашей Галактики является горячим пятикратно ионизированным кислородом. Температура гало достигает 500 тысяч градусов Кельвина. Гало простирается на 5-10 тысяч световых лет вверх и вниз от плоскости диска.

Структурная материя Галактики (пространство между звездами) состоит из твердых пылинок, газа, содержащего молекулы, атомы и ионы многих элементов. Тяжелых элементов мало. Главной составляющей межзвездного газа является водород. Кроме газа и пыли в межзвездном пространстве со скоростью 300000 км/сек движется большое число элементарных частиц и ядер различных атомов — это космические лучи. Газ имеет примерно такой же химический состав, как и большинство наблюдаемых звезд и преимущественно состоит из легких газов (водорода — 70% и гелия — 30%). Основная масса приходится на разряженный газ, находящийся в трех состояниях: ионизированном,  атомарном и молекулярном. Этот газ обладает способностью слабо светиться. Атомы и ионы других элементов, а также свободные молекулы и твердые пылинки* составляют по массе не более 1% межзвездного диффузного вещества. Размеры пылинок равны около 0,5 мкм. Они состоят в основном из углерода, кремния и “намерзших” на них молекул межзвездного газа.

* Длина космической пылинки примерно вдвое больше ее диаметра. Пылинка усиленно поглощает те электромагнитные волны, электрический вектор которых совпадает с направлением ее большой оси. Эффект поляризации создает группа пылинок, ориентированных в одинаковом направлении в магнитном поле. Каждая пылинка быстро вращается вокруг своей малой оси, параллельно силовой линии поля.

В 1996 году группа американских ученых под руководством Д.Мерингера нашла в облаках межзвездного газа (в созвездии Стрельца) молекулы уксуса (СН3 СООН). В газе обнаружены несколько довольно сложных органических молекул, содержащих до девяти атомов, например, такие, как метиловый спирт, формамид, метилциан, метилацетилен, тиоформальдегид, уксусный альдегид, метанимин, этиловый спирт, метиламин, диметилэфир, метилформиат и так далее. Эта “примесь” (в частности свободные молекулы) играет определенную роль в эволюции межзвездной среды и является важным источником информации о физических условиях межзвездного газа. Газ и пыль изменяют и ослабляют истинный цвет и свет звезд. Например, свет из центра Галактики до Солнца ослабевает в 1012 раз.

Как уже говорилось выше, в газово-пылевых туманностях обнаружены мазерные источники, излучающие линии гидроксила и водяного пара. Эти зоны группируются в активных зонах размером около 1000 а.е. В каждой из газово-пылевых туманностей наблюдается до десяти таких зон. Предполагают, что в них идут процессы образования планет и звезд. А возможно, что эти системы там уже существуют (просто их не видно).

В 1915-1917 годах американский астроном Харлоу Шепли (1885-1972) определил направление на центр Галактики.

Звездный диск располагается в центре Галактики (Рис. 3.33., 3.34., 3.35.).  Это звездное скопление размером на небе 30х20 градусов (радиус около 2-2,5 кпс или 6520 св. лет). Диск имеет относительно спокойное излучение и находится по направлению к созвездию Стрельца А (западный компонент источника) на границе с созвездием Змееносца* (Х.Шепли). Гелиоцентрическая долгота 270 градусов.

*В качестве экваториальной плоскости обычно принимают плоскость, в которой находится Солнце.

Балдж наклонен к плоскости галактического экватора* на угол примерно в 22 градуса. Он имеет форму эллипсоида вращения и обладает резко растущей концентрацией звезд к центру.

Большая полуось этого эллипсоида лежит в плоскости Галактики, а малая — расположена вдоль оси вращения. Вращение центра Галактики происходит с периодом около 2,5 тыс. лет (Т.Мацумото). Звезды балджа по химическому составу близки к звездам солнечного типа. Шаровидный звездный диск центра имеет радиус в 2.8 кпк. На небе он занимает площадь диаметром в 9 градусов.

 

 

 

 

 

 

Фото. 3.33. Центр нашей Галактики.

Ядро. В центре балджа располагается еще одно ядро с радиусом в 96 пк. Здесь же располагается и “черная дыра” с массой в 2 млн. масс Солнца. “Дыра” ведет себя спокойно, она вращается со сверхвысокой скоростью (околосветовой) /«Astronomy and Astrophysies»/. Космическая обсерватория (ISO) 7 июня 2000 года после более 255 часов наблюдений за центром Галактики сообщила, что в центре имеется более 100 тысяч звезд. Большинство из них — красные гиганты.

 

 

 

 

 

 

 

 

Рис. 3.34. Звезды центра Галактики

В свою очередь в центре ядра имеется другое более маленькое ядро с радиусом в 3,6 пк., где имеется скопление рентгеновских источников. В ядре находится  некоторое количество газа, а также  массивное тело,   которое вызывает активность ядер галактик. Масса самого центрального скопления составляет 1,1х1010 масс Солнца, хотя по предположению немецких астрономов А.Эккарта и Р.Генцеля масса скопления равна 2,4х106 масс Солнца, а радиус — около 1 пс.

 

Рис. 3.35. Структура центра Галактики.

 

В центре Галактики на расстоянии от центра в 200 а.е. наблюдаются звезды. Скорость их движения составляет 1500 км/с. Две из трех центральных звезд никогда не удаляются от своего центра более чем на 0,1 пк. Они располагаются в скоплении NGC 6624 (фото и рис. 3.34. «Звезды центра Галактики»).

Эксцентриситет этих звезд равен от 0 до 0,9 (круговая или вытянутая орбиты). Фокусы орбит всех трех звезд находятся в одной точке, координаты которой с точностью до 0,05 угловой секунды (или 0,002 пк) совпадают с координатами радиоисточника Стрелец А, традиционно отождествляемого с центром Галактики.

Период обращения одной из звезд примерно равен 15 лет. Здесь находится мощный источник инфракрасного излучения (1041 степени эрг/с), где время от времени происходят вспышки звезд. Это один из самых мощных радиоисточников Галактики (Sqr A), угловые размеры которого составляют около 2 мин. Этот источник состоит из двух объектов: Sqr A (W) (нейтронной звезды — собственно центра Галактики) и Sqr A (Е) (белого карлика — сверхновой около центра).

Телескоп Хаббла обнаружил, что они вращаются друг около друга с периодом 11 минут. Наибольшее энерговыделение соответствует оптическому и ультрафиолетовому диапазону (около 1041 степени эрг/с).

 

 

 

 

 

 

 

 

 

Рис. 3.36. Местная группа галактик.

Центр нашей Галактики хорошо виден на Южном небе Земли (Земля движется между центром Галактики и Солнцем ежегодно 22 июня).

Спиральные ветви. От ядра в диаметрально противоположных направлениях отходят  спиральные рукава, состоящие из звезд, туманностей и космической пыли. Два расширяющиеся спиральные рукава, которые образуют 4 спиральные логарифмические ветви (звездные спирали), берут начало с четырех диаметрально противоположных точек центра. Все это позволяет сделать вывод, что наша Галактика имеет вид “N, 2B, D→R” (см. гл. 3.1., рис. «Виды галактик»). По классификации Хаббла она относится к галактикам типа Sв или Sс.

Природа галактической спиральности — одна из ключевых и наиболее принципиальных проблем физики галактик. Согласно предложенной Лином и Шу теории, эти спирали (волны) имеют состав из пыли, газа и молодых звезд, перемещающихся в плоскости диска со скоростью, отличной от скорости вращения основной массы вещества. Если рассматривать количество спиральных ветвей по аналогу солнечных, то при своей активности Солнце имеет 8 секторов, а при пониженной активности – только 4 (ИЗМИРАН). Тогда выходит, что наша Галактика, имея 4 спиральные ветви, сейчас находится в не активной фазе.

Рис. 3.37. Расположение карликовых галактик.

Структурные истечения. Согласно А.Баренбауму структурные истечения из центра галактик имеют скорость разбегания около 300 км/сек. Модель Баренбаума основана на интенсивном разрушении старых звезд в области ядра Галактики, радиус которого равен 600 пк. Здесь плотность звезд наиболее высокая, что обуславливает эволюцию Галактик. Продукты разрушения, накапливаясь в центре, образуют быстро вращающийся ядерный диск. Затем при накоплении критической массы вещество отрывается от диска и распространяется в Галактике. Считают, что выброс газопылевого вещества из ядерного диска начался более 5 млрд. лет тому назад и  продолжается поныне.

Космические лучи в межзвездном пространстве Галактики по происхождению делятся на 5 групп:

  1. галактикечские (протоны, электроны, ядра легких элементов – до Земли они не доходят);
  2. метагалактические;
  3. солнечные – возникают во время вспышек на Солнце (протоны, электроны);
  4. рекуррентные потоки;
  5. заряженные частицы.

Как уже говорилось выше, наша Галактика входит в местную группу галактик (Рис. 3.36. «Местная группа галактик»). Расположение галактик показано относительно экваториальной плоскости Млечного Пути. На внешнем круге указана галактическая долгота.

На рис. 3.37 «Расположение карликовых галактик» показано расположение спутников системы Млечный Путь – их расположение относительно экваториальной плоскости Галактики; на внешнем круге указана галактическая долгота.