Многообразие мира галактик


Многообразие мира галактик

Разнообразие галактик 

Галактики — это большие звездные системы, в которых звезды связаны друг с другом силами гравитации. Существуют галактики, включающие триллионы звезд. Наша Галактика — Млечный Путь — также достаточно велика: в ней более 200 млрд звезд. Самые маленькие галактики содержат звезд в миллион раз меньше и скорее напоминают находящиеся в Млечном Пути шаровые скопления, только значительно больше по размерам. Помимо обычных звезд галактики включают в себя межзвездный газ, пыль, а также различные «экзотические» объекты: белые карлики, нейтронные звезды, черные дыры. Газ в галактиках не только рассеян между звездами, но и образует громадные облака, яркие туманности вокруг горячих звезд, плотные и холодные газопылевые туманности. Большие звездные системы имеют массы в сотни миллиардов масс Солнца. Наименьшие из карликовых галактик «весят» всего лишь в 100 тыс. раз больше Солнца. Таким образом, интервал масс у галактик значительно шире, чему звезд: самые «тяжелые» и самые «легкие» звезды различаются по массе менее чем в 1000 раз.


Звездные острова — многообразие галактик

Внешний вид и структура звездных систем весьма различны, и в соответствии с этим делятся на морфологические типы.

Ближайшими к нам и самыми яркими на небе галактиками являются Магелановы Облака. При исследовании неба с помощью современных телескопов обнаружено множество галактик, похожих на Магелановы Облака. Для них характерна неправильная, клочковатая форма. В таких галактиках содержится много газа — до 50% их общей массы. Этот тип называют неправильными галактиками и обозначают Ir (от англ. irregular — «неправильный»).

Эллиптические галактики принято обозначать буквой E (от англ. elliptical — «эллиптический»), к которой добавляется цифра от 0 до 6, соответствующая степени уплощения системы (Е0 — «шаровые» галактики, Е6 — наиболее «сплюснутые»). Цвет у эллиптических галактик красноватый, так как состоят они преимущественно из старых звезд. Холодного газа в таких системах почти нет, но наиболее массивные из них заполнены очень разреженным горячим газом температурой более миллиона градусов.


Спиральные галактики на галактическом диске заметен спиральный узор из двух или более (до десяти) закрученных в одну сторону ветвей, или рукавов, выходящих из центра галактики. Диск погружен в разреженное слабосветящееся сфероидальное облако звезд — гало. Обозначают спиральные галактики буквой S. По степени структурности (развитости) спиральных ветвей и общей форме форме их подразделяют на типы, называемые хаббловскими типами — по имени американского астронома Эдвина Хаббла, предложившего классификацию галактик. Системы с гладкими, туго закрученными спиральными ветвями относят к типу Sa. В них центральная шарообразная часть (балдж) является яркой и протяженной, а рукава — нечеткие, размытые. Если же спирали более мощные и четкие, а центральная часть менее выделяется, то такие галактики принадлежат к типу Sb. Галактики с развитой клочковатой спиральной структурой, балдж которых слабо просматривается на общем фоне, относятся к типу Sc.

У некоторых спиральных систем в центральной части имеется почти прямая звездная перемычка — бар.

Галактика

Leo A — карликовая неправильная галактика — одна из наиболее многочисленного типа галактик во Вселенной, которые, возможно, являются строительными блоками более массивных галактик.

NGC 205 — одна из представительниц семейства карликовых эллиптических галактик. NGC 205 является, одним из спутников Галактики Андромеды.


Галактика

В этом случае к их обозначению после буквы S добавляется B (например SBc).
Линзовидные галактики — это промежуточный тип между спиральными и эллиптическими. У них есть балдж, гало и диск, но нет спиральных рукавов. Такие галактики обозначают SO.

Встречаются среди галактик и карликовые, которые не вписываются в классификацию Хаббла. Жизненный путь этих звездных систем настолько своеобразен, что накладывает отпечаток и на свойства звезд внутри галактик, и на свойства галактик в целом. Открытие семейства карликовых галактик началось с 30-х гг. XX в. В те времена американский астроном Харлоу Шепли обнаружил два слабых, еле заметных скопления звезд в созвездиях Скульптора и Печи. Природа их оставалась неясной до тех пор, пока не были измерены расстояния до них. Слабые скопления звезд оказались внегалактическими объектами, самостоятельными карликовыми системами очень низкой плотности. Это вызвало интерес к слабым галактикам с низкой поверхностной яркостью, и через некоторое время было известно уже множество карликовых галактик. Карликовые галактики обозначают буквой d (от англ. dwarf — «карлик»). Их можно разделить на карликовые эллиптические dE, карликовые сфероидальные dSph (Sph — сокращение от англ. sphere — «шар»), карликовые неправильные dIr и карликовые голубые компактные галактики dBCG (здесь BCG — blue compact galaxies).


Карликовые dE отличаются от нормальных эллиптических галактик главным образом размерами и массой. Это фактически те же эллиптические галактики, только с меньшим числом звезд. Состоят они в основном из старых звезд небольшой массы, содержат очень мало газа и пыли. Карликовые сфероидальные галактики во многом похожи на карликовые эллиптические, но гораздо более разрежены. Они образованы старыми водородно-гелиевыми звездами с очень низким содержанием тяжелых химических элементов. Последнее обстоятельство накладывает отпечаток на физические свойства этих звезд: они более горячие, более голубые, и эволюция их протекает несколько иначе, чем у звезд с «солнечным» химическим составом.

Другие типы карликовых галактик — dIr и dBCG — это небольшие по размерам и массе бесформенные системы, очень богатые газом. Основное различие между ними заключается в том, что в dBCG часто наблюдается интенсивное звездообразование и рождается большое число голубых массивных звезд. Благодаря этому галактики выглядят более яркими, компактными и окрашенными в голубой цвет. Галактик с хорошо развитыми спиральными ветвями среди карликов не встречается. Скорее всего для образования спиралей нужен массивный звездный диск.

Существует также класс больших спиральных звездных систем, поверхностная яркость которых намного меньше, чем у нормальных. Необычным в них является низкая плотность звездного диска. Их называют анемичными или спиральными галактиками низкой яркости.


Подсистемы в галактике (балдж, диск, гало) гравитационно взаимодействуют друг с другом, составляя единое целое. До сих пор галактики «достраивают» себя изнутри, образуя звезды и звездные скопления. «Пищей» для этого служит газ. Эллиптические галактики уже давно израсходовали свой запас газа, и молодых звезд в них нет. В других галактиках, где газ еще остался, звезды продолжают рождаться. Возникают они большими группами — звездообразованием бывают охвачены огромные области размерами до нескольких тысяч световых лет. Наиболее массивные звезды, быстро пройдя свой жизненный путь, взрываются как сверхновые. Взрывы сверхновых вызывают мощные волны сжатия в окружающей межзвездной среде, а это в свою очередь стимулирует «эпидемию» звездообразования в соседних участках галактики.

«Общественное положение» галактики зависит от ее массы. Массивные, крупные окружены многочисленной свитой из галактик поменьше. Мелкие галактики при прохождении сквозь крупные подчас «платят дань», отдавая им частично или полностью свой строительный материал — газ. Если две галактики проходят достаточно близко друг от друга, то их гравитационные поля активно влияют на движение звезд и газа в этих системах. В результате внешний вид галактик может претерпеть заметные изменения.

Спиральные галактики


В 1845 г. английский астроном лорд Росс (Уильям Парсонс) с помощью телескопа со 180-сантиметровым металлическим зеркалом обнаружил целый класс «спиральных туманностей», самым ярким примером которых явилась туманность в созвездии Гончих Псов (M 51 по каталогу Ш. Мессье). Природа этих туманностей была установлена лишь в первой половине XX столетия. В то время интенсивно проводились исследования по определению размеров нашей Галактики — Млечного Пути — и расстояний до некоторых туманностей, которые удалось разложить на звезды. Выводы были противоречивы как в оценках расстояний до туманностей, так и в определении масштабов. все встало на свои места, когда в 20-х гг. в ближайших спиральных туманностях были обнаружены цефеиды, позволившие оценить расстояния до них. Еще в 1908 г. астроном Гарвардской обсерватории Генриетта Ливитт обнаружила зависимость между периодом изменения блеска переменных звезд класса цефеид и их светимостью. Это давало возможность по величине периода узнать светимость звезды, по светимости — расстояние до нее, а следовательно, и до той звездной системы, куда она входит. Этот метод позволил определить расстояние до туманности Андромеды в 900 тыс. световых лет. Такая оценка оказалась заниженной. Тем самым были получены последние доказательства того, что спиральные туманности — это огромные звездные системы,

Галактика

Большая красивая спиральная галактика с перемычкой NGC 1300 находится на расстоянии около 70 миллионов световых лет в созвездии Эридан. Размер NGC 1300 — более 100 тысяч световых лет.

Спиральная галактика M66, показанная на рисунке, имеет размеры 100 тысяч световых лет и находится на расстоянии 35 миллионов световых лет от Солнца. Это самая большая галактика в триплете Льва.


Галактика

сравнимые с нашей Галактикой. С тех пор их и стали называть галактиками.

Спиральные галактики плоские, дискообразной формы, что объясняется вращением. Во время образования галактики центробежные силы препятствовали сжатию протогалактического облака или системы облаков газа в направлении, перпендикулярном оси вращения. В результате газ концентрировался к некоторой плоскости — так образовались вращающиеся диски спиральных галактик. Диск вращается не как единое твердое тело (например, колесо): период обращения звезд по краям диска намного больше, чем во внутренних частях.

Немало усилий пришлось приложить астрономам, чтобы понять причину других наблюдаемых свойств спиральных галактик. Заметный вклад в исследование их природы внесла отечественная наука. Вот как представляют себе природу спиральных ветвей галактик в наши дни. Все звезды, населяющие галактику, гравитационно взаимодействуют, в результате чего создается общее гравитационное поле галактики.


Известно несколько причин, по которым при вращении массивного диска возникают регулярные уплотнения вещества, распространяющиеся подобно волнам на поверхности воды. В галактиках они имеют форму спиралей, что связано с характером вращения диска. В спиральных ветвях наблюдается повышение плотности как звезд, так и межзвездного вещества — пыли и газа. Повышенная плотность газа ускоряет образование и последующее сжатие газовых облаков и тем самым стимулирует рождение новых звезд. Поэтому спиральные ветви являются местом интенсивного звездообразования.

Спиральные ветви — это волны плотности, бегущие по вращающемуся диску. Поэтому через некоторое время звезда, родившаяся в спирали, оказывается вне ее. У самых ярких и массивных звезд очень короткий срок жизни, они сгорают, не успев покинуть спиральную ветвь. Менее массивные звезды живут долго и доживают свой век в межспиральном пространстве диска. Маломассивные желтые и красные звезды, составляющие балдж (шарообразное «вздутие» в центре галактики), намного старше звезд, концентрирующихся в спиральных ветвях. Эти звезды родились еще до того, как сформировался галактический диск. Возникнув в центре протогалактического облака, они уже не могли быть вовлечены в сжатие к плоскости галактики и потому образуют шарообразную структуру.

Рассмотрим спиральные галактики на примере M 51, называемой Водоворотом. У этой галактике на конце одной из спиральных ветвей имеется небольшая галактика-спутник. Она обращается вокруг материнской галактики. Удалось построить компьютерную модель образования этой системы. Предполагается, что маленькая галактика, пролетая вблизи большой, привела к сильным гравитационным возмущениям ее диска. В результате в диске большой галактики создается волна плотности спиральной формы. Звезды, рождающиеся в спиральных ветвях, делают эти ветви яркими и четкими.


Балдж и диск галактики погружены в массивное гало. Некоторые исследователи предполагают, что основная масса гало заключена не в звездах, а в несветящемся (скрытом) веществе, состоящем либо из тел с массой, промежуточной между массами звезд и планет, либо из элементарных частиц, существование которых предсказывают теоретики, но которые еще предстоит открыть. Проблема природы этого вещества — скрытой массы — сейчас занимает умы многих ученых, и ее решение может дать ключ к природе вещества во Вселенной в целом.

Галактики с активными ядрами

Во всех галактиках, кроме самых небольших, выделяется яркая центральная часть, называемая ядром. В нормальных галактиках, таких, как наша, большая яркость ядра объясняется высокой концентрацией звезд. Но все же суммарное количество звезд ядра составляет лишь несколько процентов от их общего числа в галактике.

Встречаются галактики, у которых ядра особенно яркие. Причем в этих ядрах помимо звезд наблюдается яркий звездоподобный источник в центре и светящийся газ, движущийся с огромными скоростями — тысячи км в секунду. Галактики с активными ядрами были открыты американским астрономом Карлом Сейфертом в 1943 г. и впоследствии получили название сейфертовских галактик. Сейчас известны тысячи подобных объектов. Сейфертовские галактики (или просто сейферты) относятся к гигантским


Галактика

Активная галактика Центавр А, в центре клубится смесь молодых голубых звездных скоплений, гигантских светящихся газовых облаков и вкрапленные темные пылевые прожилки.

Художественное изображение струй вокруг массив-ной черной дыры с акреционным диском. Струи — джеты вещества.

Галактика

спиральным звездным системам. Среди них повышена доля пересеченных спиралей, т.е. галактик с баром (SB). Сейферты чаще, чем обычные галактики, образуют пары или группы, но избегают крупных скоплений. Сейферт обнаружил 12 галактик с активными ядрами, но в течение 15 лет их практически не изучали. В 1958 г. советский астрофизик Виктор Амазаспович Амбарцумян привлек внимание астрономии.

Формы проявления активности ядер неодинаковы в различных галактиках. Это может быть очень большая мощность излучения в оптической, рентгеновской или инфракрасной области спектра, причем заметно меняющаяся за несколько лет, месяцев или даже дней. В некоторых случаях наблюдается очень быстрое движение газа в ядре — со скоростями тысячи км в секунду. Иногда газ образует длинные прямолинейные выбросы. В некоторых галактиках ядра являются источниками высокоэнергетичных элементарных частиц. Эти потоки частиц нередко навсегда покидают галактику в виде радиовыбросов, или радиоджетов. Активные ядра любого типа характеризуются очень большой светимостью во всем диапазоне электромагнитного спектра. Мощность излучения сейфертовских галактик иногда достигает 1035 Вт, что ненамного уступает светимости всей нашей галактики. Но эта огромная энергия выделяется в области диаметром около 1 пк — меньше, чем расстояние от Солнца до ближайшей звезды! Мощность излучения света (оптическая светимость) значительно ниже. Основная часть энергии излучается обычно в инфракрасном диапазоне.

Что же служит источником энергии для столь бурной активности? Что за «реактор», занимающий менее 1 пк, вырабатывает столько энергии? Окончательного ответа пока не знает никто, но в результате длительной работы теоретиков и наблюдателей разработано несколько наиболее вероятных моделей. Первой была выдвинута гипотеза, что в центре галактики находится плотное массивное скопление молодых звезд. В таком скоплении часто должны происходить взрывы сверхновых. Эти взрывы могут объяснить и наблюдаемые выбросы вещества из ядер, и переменность излучения. Вторая модель была предложена в конце 60-х гг. отчасти по аналогии с тогда только открытыми пульсарами. Согласно этой версии, источником активности ядра служит сверхмассивный звездоподобный объект с мощным магнитным полем — так называемый магнетоид. Третья модель связана с таким загадочным объектом, как черная дыра. Предполагается наличие черной дыры массой в десятки или сотни миллионов масс Солнца в центре галактики. В результате аккрекции (падения) вещества на черную дыру выделяется огромное количество энергии. При падении в гравитационном поле черной дыры вещество разгоняется до скоростей, близких к скорости света. Затем при столкновении газовых масс вблизи черной дыры энергия движения преобразуется в излучение электромагнитных волн.

Спектральные наблюдения на Хаббловском космическом телескопе и крупных наземных телескопах подтвердили наличие больших масс несветящегося вещества в ядрах целого ряда галактик. Это хорошо согласуется с предположением, что причиной активности ядер являются массивные черные дыры. Черные дыры массой более миллиона масс Солнца могут иметься у значительной части галактик. Есть наблюдательные свидетельства существования черных дыр в ядрах нашей Галактики и туманности Андромеды. Но поскольку их масса сравнительно невелика, активность ядер слабая.

Взаимодействующие галактики

В середине XX столетия крупные телескопы позволили астрономам исследовать положения и формы десятков тысяч слабых галактик. Обращало на себя внимание, что часть галактик (5-10%) имеет весьма странный, искаженный вид, так что их иногда трудно отнести к какому-то морфологическому типу. Некоторые из них выглядят сильно ассиметричными, словно помятыми. Иногда две галактики окружены общим светящимся звездным туманом либо связаны звездной или газовой перемычкой. А в отдельных случаях от галактик отходят длинные хвосты, протянувшиеся на сотни тысяч световых лет в межгалактическое пространство. Некоторые системы отличаются характером внутренних движений межзвёздного газа, которые не сводятся к простому обращению вещества вокруг центра. Такие некруговые движения не могут продолжаться долго, они должны затухать за один-два оборота диска. 3начит, они возникли сравнительно недавно. Быть может, мы наблюдаем молодые, ещё не д0 конца сформировавшиеся галактики? Нет, анализ звёздного состава показал, что они такие же старые, Как и большинство других.

Чаще всего эти необычные звёздные системы являются членами пар или тесных групп, И это говорит о том, что все перечисленные особенности — результат влияния галактик друг на друга. Известный советский астроном Борис Александрович Воронцов-Вельяминов, первым начавший исследование таких объектов, дал им название «взаимодействующие галактики». Он описал и занес в каталоги тысячи взаимодействующих систем, в том числе редчайшие по своей структуре и форме

Галактика

Галактика

галактики, необычный внешний вид которых до сих пор озадачивает астрономов. Статистические исследования привели к выводу, что большинство взаимодействующих галактик — это не случайно встретившиеся странники во Вселенной, а родственники, связанные Общим происхождением. В cвоем движении они то сближаются, то удаляются друг от друга. Гравитационные поля близких звездных систем создают приливные силы, достаточные для того, чтобы исказить форму галактик ИЛИ изменить их внутреннюю структуру. Теоретически описать этот процесс довольно сложно. Очень большую роль в его исследовании сыграло построение компьютерных моделей. Те процессы, которые в природе занимают сотни миллионов лет, на экране монитора разворачиваются буквально у нас на глазах. При сближении звездных систем искажается их форма, возникают мощные спиральные ветви, рождаются перемычки между галактиками. Позднее, когда галактики начинают удаляться друг от друга, из одной или обеих выбрасываются длинные хвосты из газа и звезд. При сильном взаимодействии необратимо меняются размеры, форма и даже морфологический тип галактик.

Характер взаимодействия зависит от многих факторов. Например, от того, обладает ли галактика звездным диском, много ли в ней межзвездного газа, на какое расстояние подходит к ней соседняя галактика, в каком направлении и с какой скоростью она движется, как ориентирована ее орбита. Поэтому формы взаимодействующих систем так разнообразны. Но можно сделать одно общее предсказание: если галактики не случайно встретились в пространстве, а образуют систему, то их взаимодействие рано или поздно должно привести к тесному сближению и последующему слиянию. Этот процесс может продолжаться более миллиарда лет. Такие сливающиеся системы действительно были обнаружены среди известных галактик. В них наблюдаются двойные, реже кратные ядра, светлые струи некогда выброшенного в межгалактическое пространство вещества или необычайно протяженные звездные «короны».

Взаимодействие играет очень большую роль в эволюции звездных систем. Многие галактики должны были испытать сильное взаимодействие , завершившееся слиянием, в далеком прошлом. Сейчас их внешний вид может быть совершенно нормален, и только специальные исследования позволяют заподозрить некогда пережитые ими бурные процессы. Так, ближайшая к нам радиогалактика Центавр А считается результатом слияния эллиптической системы с дисковой, межзвездный газ которой образовал гигантский газопылевой диск. Он расположен к нам ребром и поэтому виден на фотографиях как темная полоса, пересекающая галактику. Можно предположить, что миллиарды лет назад взаимодействие и слияние галактик происходили значительно чаще — ведь многие галактики уже успели к настоящему времени слиться в единые системы. И действительно, проведенные на Хаббловском космическом телескопе наблюдения далеких и слабых галактик, свет от которых летел к нам миллиарды лет, показали, что среди них повышена доля искаженных, взаимодействующих систем.

Взаимодействие галактик не ограничивается простым изменением их структуры или типа. Влияние друг на друга даже сравнительно далеких галактик часто приводит к вспышке звездообразования в одной из них или в обеих. Приливное взаимодействие галактик способствует формированию массивных облаков газа. Кроме того, относительные скорости облаков возрастают, и они чаще сталкиваются друг с другом. Именно эти процессы во многом определяют интенсивность рождения звезд. Наконец, среди взаимодействующих галактик довольно много систем с активными ядрами. По современным представлениям, для активности ядра требуется массивный компактный объект в центре галактики и газ, который может свободно падать на него.

Источник: planetologia.ru

    Внешний вид и структура звездных систем весьма различны, и в соответствии с этим делятся на морфологические типы.
    Ближайшими к нам и самыми яркими на небе галактиками являются Магелановы Облака. При исследовании неба с помощью современных телескопов обнаружено множество галактик, похожих на Магелановы Облака. Для них характерна неправильная, клочковатая форма. В таких галактиках содержится много газа — до 50% их общей массы. Этот тип называют неправильными галактиками и обозначают Ir (от англ. irregular — «неправильный»).
    Эллиптические галактики принято обозначать буквой E (от англ. elliptical — «эллиптический»), к которой добавляется цифра от 0 до 6, соответствующая степени уплощения системы (Е0 — «шаровые» галактики, Е6 — наиболее «сплюснутые»). Цвет у эллиптических галактик красноватый, так как состоят они преимущественно из старых звезд. Холодного газа в таких системах почти нет, но наиболее массивные из них заполнены очень разреженным горячим газом температурой более миллиона градусов.
    Спиральные галактики на галактическом диске заметен спиральный узор из двух или более (до десяти) закрученных в одну сторону ветвей, или рукавов, выходящих из центра галактики. Диск погружен в разреженное слабосветящееся сфероидальное облако звезд — гало. Обозначают спиральные галактики буквой S. По степени структурности (развитости) спиральных ветвей и общей форме форме их подразделяют на типы, называемые хаббловскими типами — по имени американского астронома Эдвина Хаббла, предложившего классификацию галактик. Системы с гладкими, туго закрученными спиральными ветвями относят к типу Sa. В них центральная шарообразная часть (балдж) является яркой и протяженной, а рукава — нечеткие, размытые. Если же спирали более мощные и четкие, а центральная часть менее выделяется, то такие галактики принадлежат к типу Sb. Галактики с развитой клочковатой спиральной структурой, балдж которых слабо просматривается на общем фоне, относятся к типу Sc.
    У некоторых спиральных систем в центральной части имеется почти прямая звездная перемычка — бар. В этом случае к их обозначению после буквы S добавляется B (например SBc).

Многообразие мира галактик
Leo A — карликовая неправильная галактика — одна из наиболее многочисленного типа галактик во Вселенной, которые, возможно, являются строительными блоками более массивных галактик.
РАЗНООБРАЗИЕ ГАЛАКТИК

РАЗНООБРАЗИЕ ГАЛАКТИК
NGC 205 — одна из представительниц семейства карликовых эллиптических галактик. NGC 205 является, одним из спутников Галактики Андромеды.
Многообразие мира галактик

    Линзовидные галактики — это промежуточный тип между спиральными и эллиптическими. У них есть балдж, гало и диск, но нет спиральных рукавов. Такие галактики обозначают SO.
    Встречаются среди галактик и карликовые, которые не вписываются в классификацию Хаббла. Жизненный путь этих звездных систем настолько своеобразен, что накладывает отпечаток и на свойства звезд внутри галактик, и на свойства галактик в целом. Открытие семейства карликовых галактик началось с 30-х гг. XX в. В те времена американский астроном Харлоу Шепли обнаружил два слабых, еле заметных скопления звезд в созвездиях Скульптора и Печи. Природа их оставалась неясной до тех пор, пока не были измерены расстояния до них. Слабые скопления звезд оказались внегалактическими объектами, самостоятельными карликовыми системами очень низкой плотности. Это вызвало интерес к слабым галактикам с низкой поверхностной яркостью, и через некоторое время было известно уже множество карликовых галактик. Карликовые галактики обозначают буквой d (от англ. dwarf — «карлик»). Их можно разделить на карликовые эллиптические dE, карликовые сфероидальные dSph (Sph — сокращение от англ. sphere — «шар»), карликовые неправильные dIr и карликовые голубые компактные галактики dBCG (здесь BCG — blue compact galaxies).
    Карликовые dE отличаются от нормальных эллиптических галактик главным образом размерами и массой. Это фактически те же эллиптические галактики, только с меньшим числом звезд. Состоят они в основном из старых звезд небольшой массы, содержат очень мало газа и пыли. Карликовые сфероидальные галактики во многом похожи на карликовые эллиптические, но гораздо более разрежены. Они образованы старыми водородно-гелиевыми звездами с очень низким содержанием тяжелых химических элементов. Последнее обстоятельство накладывает отпечаток на физические свойства этих звезд: они более горячие, более голубые, и эволюция их протекает несколько иначе, чем у звезд с «солнечным» химическим составом.
    Другие типы карликовых галактик — dIr и dBCG — это небольшие по размерам и массе бесформенные системы, очень богатые газом. Основное различие между ними заключается в том, что в dBCG часто наблюдается интенсивное звездообразование и рождается большое число голубых массивных звезд. Благодаря этому галактики выглядят более яркими, компактными и окрашенными в голубой цвет. Галактик с хорошо развитыми спиральными ветвями среди карликов не встречается. Скорее всего для образования спиралей нужен массивный звездный диск.
    Существует также класс больших спиральных звездных систем, поверхностная яркость которых намного меньше, чем у нормальных. Необычным в них является низкая плотность звездного диска. Их называют анемичными или спиральными галактиками низкой яркости.
    Подсистемы в галактике (балдж, диск, гало) гравитационно взаимодействуют друг с другом, составляя единое целое. До сих пор галактики «достраивают» себя изнутри, образуя звезды и звездные скопления. «Пищей» для этого служит газ. Эллиптические галактики уже давно израсходовали свой запас газа, и молодых звезд в них нет. В других галактиках, где газ еще остался, звезды продолжают рождаться. Возникают они большими группами — звездообразованием бывают охвачены огромные области размерами до нескольких тысяч световых лет. Наиболее массивные звезды, быстро пройдя свой жизненный путь, взрываются как сверхновые. Взрывы сверхновых вызывают мощные волны сжатия в окружающей межзвездной среде, а это в свою очередь стимулирует «эпидемию» звездообразования в соседних участках галактики.
    «Общественное положение» галактики зависит от ее массы. Массивные, крупные окружены многочисленной свитой из галактик поменьше. Мелкие галактики при прохождении сквозь крупные подчас «платят дань», отдавая им частично или полностью свой строительный материал — газ. Если две галактики проходят достаточно близко друг от друга, то их гравитационные поля активно влияют на движение звезд и газа в этих системах. В результате внешний вид галактик может претерпеть заметные изменения.

Источник: galspace.spb.ru

На прошлом уроке мы с вами познакомились со строением нашей Галактики, которую часто именуют Млечным Путём. Давайте вспомним, что Галактика — это гравитационно-связанная система, имеющая форму диска и состоящая из сотен миллиардов звёзд и межзвёздной среды.

Как мы помним, в нашей звёздной системе по некоторым оценкам находится около 400 миллиардов звёзд и ярких туманностей. Из числа этих объектов в состав Галактики не входит лишь слабо заметное туманное пятно, видимое в созвездии Андромеды и напоминающее по форме пламя свечи.

Многообразие мира галактик

В 1924 году Эдвин Хаббл с помощью 100-дюймового телескопа обсерватории Маунт-Вилсон обнаружил, что туманность Андромеды находится от нас на расстоянии более двух миллионов световых лет и представляет собой систему из огромного числа звёзд. Тогда астрономы предположили, что различные небесные объекты, считавшиеся до этого спиральными туманностями, могут быть огромными скоплениями звёзд. Эти объекты стали называть «островными вселенными» или «звёздными островами». Но позже, когда стало понятно, что эти объекты похожи на нашу Галактику, оба термина перестали использоваться и были заменены на термин «галактика».

Многообразие мира галактик

Под галактиками мы с вами будем понимать гигантские гравитационно-связанные системы звёзд и межзвёздного вещества, расположенные вне нашей Галактики.

Интересно, что к началу 90-х годов прошлого века астрономам было известно всего около 30 галактик. Однако 24 апреля 1990 года на орбиту Земли был выведен космический телескоп «Хаббл», с помощью которого были обнаружены миллионы новых галактик. И хотя их точное количество во Вселенной до сих пор не известно, но, по всей видимости, их порядка двух триллионов.

Исследования показали, что у большинства известных галактик диаметр колеблется от 5 до 250 килопарсек. Но есть среди них и супергиганты, как, например, эта галактика IC 1101. Её диаметр примерно равен 6 млн св. лет. IC 1101 в 2000 раз крупнее Млечного Пути и в почти в 60 раз массивнее.

Многообразие мира галактик

Вообще же, мир галактик поражает своим разнообразием. Они резко различаются размерами, числом входящих в них звёзд, светимостями и внешним видом. Но, несмотря на исключительное многообразие внешнего вида, большинство галактик всё же можно объединить в несколько основных типов: эллиптические, линзовидные, спиральные и неправильные галактики.

Эллиптические галактики — это класс галактик с хорошо выраженной сферической или эллипсовидной структурой. Основная масса звёзд располагается вблизи центра галактики и плавно убывает к краю. Эллиптические галактики построены из звёзд красных и жёлтых гигантов, красных и жёлтых карликов и некоторого количества белых звёзд не очень высокой светимости.

Многообразие мира галактик

В таких галактиках вы не найдёте бело-голубых гигантов и сверхгигантов, а также пылевой материи. Поэтому внешне эллиптические галактики отличаются друг от друга в основном одной чертой — большим или меньшим сжатием (то есть эксцентриситетом). В связи с этим Эдвин Хаббл предложил к буквенному обозначению галактики добавлять цифру от 0 до 7, которая характеризует эксцентриситет эллипса. Однако не стоит забывать, что число характеризует не реальную форму галактики, а лишь её проекцию на небесную сферу. То есть некоторые галактики с хаббловским типом Е0 в действительности являются вытянутыми.

Многообразие мира галактик

В 1966 году исследования спектров галактик Е4—Е7 показали, что их звёздные диски вращаются. Из этого следовало, что такие галактики являются неправильно классифицированными линзовидными галактиками с дисками, наклонёнными под разными углами к нашему лучу зрения.

Линзовидные галактики — это дисковые галактики, которые потратили или потеряли свой межзвёздный газ. Поэтому частота формирования звёзд в них понижена. В результате линзовидные галактики состоят в основном из очень старых звёзд.

Многообразие мира галактик

Одним из основных типов галактик являются спиральные галактики. На их долю приходится около 55 % от общего числа всех изученных галактик Вселенной. Они представляют собой сильно сплюснутые системы с центральным уплотнением — балджем. Балдж имеет сходство с эллиптической галактикой, содержащей множество старых звёзд и нередко сверхмассивную чёрную дыру в центре. Диск спиральной галактики окружён большим сферическим гало, состоящим в основном из старых звёзд, которые сосредоточенны в шаровых скоплениях.

Спиральные галактики названы так, потому что имеют внутри диска яркие рукава звёздного происхождения, которые почти логарифмически простираются из балджа. Спиральные рукава представляют собой области активного звёздообразования и состоят по большей части из молодых горячих звёзд. Абсолютное большинство наблюдаемых спиральных галактик вращается в сторону закручивания спиральных ветвей.

Многообразие мира галактик

В зависимости от того, насколько плотно расположены рукава галактики, к её обозначению добавляются малые латинские буквы от а до d.

Многие (в среднем две из трёх) спиральные галактики имеют в центре перемычку («бар»), от концов которой отходят спиральные рукава, тогда как в обычных спиральных галактиках они выходят непосредственно из ядра. Такие галактики стали называть спиральными галактиками с перемычкой.

В своей классификации Эдвин Хаббл типизировал такие галактики как тип SB и подразделил их на три подкатегории — в зависимости от того, насколько плотно скручены спиральные ветви. Наша Галактика Наша Галактика, как демонстрируют наблюдения в инфракрасном диапазоне на космическом телескопе Спитцера также относится к спиральным галактикам с перемычкой.

Как мы говорили на прошлом уроке, Солнце расположено между спиральными рукавами Галактики и делает оборот вокруг центра Галактики в точности за то же время, что и спиральные рукава. Как следствие, оно не пересекает области активного звёздообразования, в которых часто вспыхивают сверхновые звёзды — источники губительного для жизни излучения.

Крупнейшей открытой на текущий момент спиральной галактикой является NGC 6872, общая протяжённость которой в 5 раз больше, чем диаметр Млечного Пути (522 тысячи световых лет).

Многообразие мира галактик

Ещё один тип галактик — это неправильные галактики, которые не вписываются в последовательность Хаббла. Они не обнаруживают ни спиральной, ни эллиптической структуры и чаще всего имеют хаотичную форму без ярко выраженного ядра и спиральных ветвей. Но в них очень много межзвёздного газа — до 50 % от массы галактики. Поэтому в таких галактиках очень много молодых звёзд высокой светимости и областей ионизированного водорода. В процентном отношении составляют одну четверть от всех галактик.

Многообразие мира галактик

Расстояния до ближайших галактик определяют по оценкам видимых звёздных величин цефеид:

Многообразие мира галактик

Но для далёких галактик этот метод, как правило, не работает. Однако ещё в 1912—1914 гг. американский астроном Весто Слайфер обратил внимание на то, что линии в спектрах далёких галактик смещены относительно их нормального положения в сторону красного конца спектра. В соответствии с эффектом Доплера это означало, что галактики удалялись от Солнечной системы с огромными скоростями (до 1000 км/с).

В 1929 году Эдвин Хаббл определил расстояния до некоторых галактик и их скорости. Из его наблюдений следовало, что чем дальше от нас находится галактика, тем с большей скоростью она удаляется. При этом между этими величинами существует весьма простая линейная зависимость, которая получила название закона Хаббла.

Многообразие мира галактик

Многообразие мира галактик

Однако в современных работах наблюдателей эта зависимость принимает вид:

Многообразие мира галактик

В записанной формуле с — это скорость света, z — красное смещение, а Н — это постоянная Хаббла. Она показывает, на сколько километров в секунду возрастает скорость галактик с увеличением расстояния до них на 1 Мпк.

Постоянная Хаббла не является постоянной как таковой. То есть её значение изменяется со временем. Но термин «постоянная» оправдан тем, что в каждый данный момент времени во всех точках Вселенной постоянная Хаббла одинакова и, по оценкам на 2016 год, примерно равна 66,93 ± 0,62 (км/с)/Мпк. Таким образом, в современную эпоху две галактики, разделённые расстоянием в 1 Мпк, в среднем разлетаются со скоростью около 67 км/с.

С помощью закона Хаббла по известному красному смещению можно с достаточно большой точностью определить расстояние до наиболее далёких объектов во Вселенной.

Интересно, что благодаря этому закону в 1999 году Стивен Филлипс из Бристольского университета открыл новый тип ультракомпактных карликовых галактик.

Ультракомпактные карликовые галактики — это класс очень компактных галактик с крайне высокой плотностью звёздного населения. Предполагается, что их размеры составляют всего порядка двухсот (200) световых лет в поперечнике. Но в них располагаются около сотни миллионов звёзд.

Многообразие мира галактик

В 2018 году в центре ультракомпактной карликовой галактики UCD3 была найдена сверхмассивная чёрная дыра, масса которой более чем в 3,3 млн больше массы нашего Солнца, или 4 % массы всей галактики. А это очень много для такого маленького образования (для сравнения, чёрная дыра в центре нашей галактики имеет почти ту же массу, но при этом масса галактики в сто раз больше). Это натолкнуло учёных на мысль, ультракомпактные карликовые галактики — это остатки обычных карликовых галактик, внешняя оболочка которых была захвачена приливным взаимодействием более массивной галактики, когда-то пролетевшей мимо.

Известно, что большинство наблюдаемых галактик, подобно звёздам группируются в скопления, которые принято делить на правильные (регулярные) и неправильные (иррегулярные).

Например в созвездии Волосы Вероники находится правильное скопление, состоящее из нескольких десятков тысяч галактик. Примером же неправильного скопления галактик может служить гигантское скопление Пандоры (Abell 2744).

Многообразие мира галактик

Иногда концентрация галактик в скоплениях бывает так велика, что они могут взаимодействовать друг с другом силами гравитации, которые вызывают значительные изменения формы галактик. Такие галактики принято называть взаимодействующими.

Наша Галактика также является взаимодействующей. Например сейчас она поглощает карликовую галактику, находящуюся на противоположной от нас стороне галактического диска. Через пару миллиардов лет она «скушает» Магеллановы Облака. А через 4 миллиарда лет сама станет обедом для галактики Андромеды. По разным оценкам поглощение будет длиться от одного до двух миллиардов лет. После чего две галактики превратятся в одну гигантскую звёздную систему.

Многообразие мира галактик

Изучение ядер различных галактик показало, что в некоторых из них выделяется колоссальное количество энергии, которое нельзя объяснить излучением или взрывами обычных звёзд. Такие галактики стали называть активными или галактиками с активными ядрами.

Такие галактики подразделяются на: сейфертовские, радиогалактики, лацертиды и квазары.

В настоящее время принято считать, что в центре активной галактики находится массивный компактный объект, скорее всего — чёрная дыра, которая и является причиной повышенной интенсивности излучения, особенно в рентгеновском диапазоне.

Наиболее примечательными среди активных галактик являются квазары, открытые 1960 году Алланом Сандэйжом и Томасом Мэттьюсом.  Квазары — класс астрономических объектов, являющихся одними из самых ярких в видимой Вселенной.

Многообразие мира галактик

По современным представлениям, квазары являются активными ядрами галактик на начальном этапе развития, в которых сверхмассивная чёрная дыра, поглощающая окружающее вещество, формируя, тем самым, аккреционный диск. Он и является источником исключительно мощного излучения. Так, например, в январе 2019 года было объявлено об обнаружении квазара, яркость которого в 600 трлн раз превышает солнечную.

Квазары называют маяками Вселенной, так как они видны с огромных расстояний. По ним исследуют структуру и эволюцию Вселенной, определяют распределение вещества на луче зрения.

Источник: videouroki.net

Галактики — это звездные системы из миллионов, миллиардов и триллионов звезд, связанных друг с другом силами гравитации.

Самые маленькие галактики содержат в миллион раз меньше звезд, чем наша Галактика, и скорее напоминают шаровые скопления, только значительно больше по размерам. Диапазон диаметров наблюдаемых галактик также впечатляет: от нескольких сотен до сотен тысяч световых лет. Помимо звезд и планетных систем галактики включают в себя межзвездный газ, межзвездную пыль, а также продукты звездной эволюции: белые карлики, нейтронные звезды, черные дыры.

Часть газа в галактиках просто рассеяна между звездами, а часть образует облака различной массы и плотности, в том числе массивные молекулярные облака с массой до миллиона масс Солнца. Небольшая доля газа приходится на яркие туманности вокруг горячих звезд. Существенная часть массы галактик приходится на темную (небарионную, т. е. не состоящую из атомов) материю, которая взаимодействует с обычным веществом только через гравитационное поле. Видимая материя погружена в протяженное темное гало. В крупных галактиках масса темной материи сравнима с массой обычного вещества, если ограничиться теми пределами, где еще наблюдаются звезды и газ. В карликовых звездных системах темной материи может быть в несколько раз больше. Полная масса темного гало, простирающегося намного дальше видимой материи, как правило, на порядок выше массы обычной, барионной, материи, содержащейся в галактике. Согласно наиболее распространенной схеме классификации по внешнему виду и структуре, галактики принято относить к одному из четырех морфологических типов: эллиптические, спиральные, линзовидные и неправильные.

Помимо нормальных (больших и сравнительно ярких) галактик наблюдается множество небольших, карликовых звездных систем. Галактик с хорошо развитыми спиральными ветвями среди карликов не встречается. Сравнительно низкая светимость затрудняет наблюдения карликовых галактик с очень больших расстояний, поэтому среди наблюдаемых галактик их доля составляет всего 5%. Но на самом деле карликовые галактики образуют самый многочисленный класс галактик в природе.

Основная часть галактик образовалась в первые миллиарды лет после начала расширения Вселенной. Свет от рекордно далеких галактик, обнаруженных на сегодняшний день, шел к нам более 10–12 млрд лет. Наблюдая такие галактики, мы видим их в далеком прошлом, в эпоху их молодости.

Хотя основная масса звезд в близких галактиках образовалась миллиарды лет назад и успела постареть, многие галактики до сих пор «достраивают» себя изнутри, образуя звезды и звездные скопления из запасов газа. Эллиптические галактики уже давно израсходовали свой газ, и молодых звезд в них почти нет. В других галактиках (спиральных и неправильных), где газ еще остался, звезды продолжают рождаться.

Источник: SiteKid.ru


You May Also Like

About the Author: admind

Добавить комментарий

Ваш e-mail не будет опубликован. Обязательные поля помечены *

Этот сайт использует Akismet для борьбы со спамом. Узнайте как обрабатываются ваши данные комментариев.