Физическая природа Солнца

  После многих попыток теоретически объяснить существование спиральных галактик при наличии не строго твердотельного вращения очень популярной стала теория, основы которой заложили Лин и Шу в 60-е годы.

Большой интерес представляет знание того, как галактики распределяются по светимостям, что в некоторой степени отражает их распределение и по массе, так как при одинаковом составе входящих в них звезд масса пропорциональна светимости. Это положение более оправдано для однотипных галактик, в особенности дтя эллиптических, у которых нет большого различия ни в структуре, ни в цвете. Но сперва пытались получить общую картину для всех типов галактик вместе, и тогда казалось, что карликовых галактик с абсолютной величиной М = -- 16 (в степени m) и меньше мало. Но потом открыли довольно много очень слабых и мелких галактик в окрестностях нашей Галактики.

Пространственную структуру галактик типов Е и S0 можно узнать, вычисляя пространственные плотности в функции радиуса из результатов точной фотометрии их поверхностной яркости. Яркость, измеренная в точках вдоль видимого радиуса, создается излучением всех звезд, лежащих на луче нашего зрения -- на хордах сфероида. От яркости в проекции можно перейти при условии наличия центральной симметрии к объемной яркости.  
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 

Строение Метагалактики, скопления.

Отдельные галактики часто объединены в пары сравнимых друг с другом систем или состоят из одной большой галактики и одного или даже нескольких спутников с меньшими светимостью, размерами и массами.

  Можно заметить и немногочисленные группы галактик. Некоторые из них, чаще часть их членов,-- лишь случайные проекции галактик, расположенных ближе или дальше. Наиболее тесными парами и группами с членами, безусловно связанными друг с другом физически, являются взаимодействующие системы -- гнезда и цепочки систем.

  Наконец, существуют скопления галактик как бедные и рассеянные, так и богатые, концентрирующиеся к центру скопления сотен и многих тысяч галактик.

  Много усилий прилагается к попыткам обнаружить скопления галактик -- системы, которые стали бы единицами высшего порядка в качестве "кирпичей" Метагалактики. Реальное существование их пока не доказано

  В скоплениях сильно преобладают эллиптические Е и линзовидные галактики S0, а в общем поле между ними многочисленны спирали.

  Двойные галактики. Хольмберг в Швеции составил каталог двойных и кратных галактик в количестве около 8007, но, к сожалению, современным требованиям он не удовлетворяет. Во всяком случае, гипотезу Хольмберга, что двойные галактики возникают в результате гравитационного захвата, надо оставить. По современным представлениям пары, группы и скопления галактик, как таковые, возникали на ранних стадиях их образования.

  И. Д. Караченцев ввел понятие об изолированных галактиках, видимое расстояние между которыми в пять или более раз меньше расстояния до другой ближайшей галактики, и составил каталог 603 пар.

  Надо заметить, что в любом каталоге таких галактик нет сведений о расстоянии от нас до каждой компоненты, и потому нет уверенности в реальной близости их компонент друг к другу. Поэтому И. Д. Караченцев и другие астрономы упорно работаюли над определением красного смещения компонент. Из них они находят и разности скоростей компонент, помогающие оценить массу систем и отношение у них массы к светимости.

  Масса пары галактик пропорциональна квадрату разности их скоростей (предполагается, что их движение орбитально) и расстоянию между компонентами. Но мы не знаем наклона к лучу зрения орбиты и длины линии, соединяющей компоненты, и поэтому пользуемся средними, вероятнейшими их величинами. Пейдж в США, получивший скорости многих пар, показал, что массы, определенные этим методом, на порядок больше масс, которые могли бы быть найдены из изучения вращения галактик или дисперсии скоростей в них. Более точные измерения скоростей в САО на 6-метровом телескопе это различие в определении масс устраняют. Половина "изолированных пар" состоит из взаимодействующих галактик. По Уайту типичный орбитальный период в парах составляет 200 * 10⁶ лет, а типичное расстояние между ними около 40 кпс. До 15% всех галактик входит в пары, но пока еще трудно уточнить процент оптических пар вследствие случайной проекции. Эксперименты И.Д. Караченцева и А. Л. Щербановского с использованием ЭВМ показали, что оптических пар только около 10%, но число это зависит от условий определения понятия двойственности.

Группы. Хольмберг выделял из поля тройные и кратные галактики. Как ни определять их, число объектов быстро убывает с переходом ко все большей кратности. С другой стороны, выделяют группы галактик; например, Вокулер дал список 54 групп и их членов. Но эти весьма обширные группы содержат до десятков членов, переходя, вероятно, в бедные скопления, бедные скопления переходят в богатые, состоящие из сотен, а может быть, десятков тысяч членов. Почти ни для одной группы, даже малочисленной, нет сведений о лучевой скорости каждого члена. Из нескольких данных часто можно сделать заключение, что, применив теорему о вириале, мы получим положительную энергию, указывающую на неустойчивость группы. В. А. Амбарцумян трактует это как признак молодости таких групп и считает их молодыми.

  Другие астрономы не согласны с ним и полагают, что все группы должны быть устойчивы, а это требует при данных скоростях членов большей массы; поэтому и говорят о "скрытой массе". Группы Вокулера содержат в некоторой неизвестной мере галактики, лишь проектирующиеся на группу. Я. Э. Эйнасто считает, что у гигантских галактик есть громадное гало (как у М 87) и они-то и представляют "скрытую массу". Однако, чем больше членов в системе, тем больше должна быть "скрытая масса", так что вклад корон был бы совершенно недостаточным, но в распространенность корон астрономы не верят, и в общем проблемы устойчивости групп и существования "скрытых масс" еще не решены.

  Самыми бесспорными и наиболее интересными группами являются гнезда взаимодействующих галактик; среди последних к наименее тесным относится Квинтет Стефана из пяти галактик. Но и в нем, как в цепочке VV 172 и некоторых других, есть член с аномальным красным смещением. Арп предполагает, что такие группы выброшены из больших галактик.

  Скопления галактик. Ближайшее к нам скопление галактик, скорее, облако их, включающее много больших и ярких спиралей, содержащих газ и пыль, отстоит на нас на 12 Мпс и находится в скоплении Девы. Подобное же близкое облако находится в Большой Медведице. Каждое из них содержит сотни галактик. Но больший интерес представляют богатые шаровые скопления галактик, концентрирующиеся к своему центру. Ближайшее из них -- в Волосах Вероники, отстоящее от нас на 70 Мпс, содержит за единичными исключениями эллиптические Е и линзовидные галактики S0, в которых газа или совсем нет или мало. Число галактик в скоплениях такого "правильного" типа устанавливается лишь до какой-либо предельной видимой звездной величины. Ярчайшие члены правильных скоплений являются гигантскими галактиками и неизменность этих величин используется для оценки расстояния до очень далеких скоплений, определение красного смещения которых невозможно по техническим причинам. Цвикки регистрировал скопления с числом видимых членов не менее 50. В больших, концентрированных скоплениях, ближайших к нам, насчитывается более 10000 членов. Установление принадлежности к скоплению отдельных членов по красному смещению при большом числе членов представляет чрезвычайные трудности. Подсчеты членов скопления в функции расстояния от центра делают, вычитая из плотности галактик скопления плотность галактик фона неба поблизости. Так, установлено, что в богатых правильных скоплениях ход числовой плотности на площади сходен с ходом числа частиц в изотермическом газовом шаре в функции расстояния от центра.

  Беря же более широкие окрестности, Л. С. Шаров показал наличие в скоплениях галактик плотного ядра и обширной короны; кроме того, наблюдается сегрегация некоторых типов галактик, например сильнее концентрирующихся к центру. Наибольшее число красных смещений (около 50) измерено в скоплении Кома. В таких случаях по дисперсии скоростей членов можно оценить массу; ее можно оценить также по функции светимости галактик в скоплении, нормализуя ее и зная связь светимости с массой для эллиптических галактик. Массы богатых скоплений составляют 10¹⁴ масс Солнца (и больше).

  Неожиданное компактное скопление открыла Р. К. Шахбазян. Оно оказалось состоящим из дюжины компактных галактик. Расстояние до него равно 700 Мне, а размер -- всего 350Х180 кпс. Дисперсия лучевых скоростей в нем необъяснимо мала: 62 км/с. Шахбазян и Петросян открыли затем в Бюракане еще десятки подобных по виду скоплений, но они еще не исследованы.

  Очень трудно выделить в скоплениях карликовые члены, в частности, рассеянные бедные сфероидальные галактики типа Печи и Скульптора, так как последние плохо видны из-за малой поверхностной яркости, а другие трудно отличить от галактик далекого фона. Каталог таких галактик типа Скульптора составила и исследовала В.Е. Караченцова.

Длительные поиски привели к заключению, что лишь в немногих скоплениях имеется крайне слабое общее свечение, создаваемое, вероятно, карликовыми галактиками. С другой стороны, в них рассеяно небольшое количество пыли, заметно поглощающей свет.

  Нейтральный водород в скоплениях не обнаружен, но есть радиоизлучение, идущее от существующего по гипотезе Б.В. Комберга горячего газа в коронах гигантских членов скопления. Было найдено в скоплениях и рентгеновское излучение, особенно сильное от радиогалактики NGC 1275 в скоплении Персея. Эйбелл на Паломарском атласе неба нашел 2712 очень богатых скоплений, а Цвикки по тому же материалу выявил и оконтурил десятки тысяч скоплений с числом членов не менее 50 и кратко классифицировал их.

  Эти данные служат материалом для огромного числа попыток обнаружить скопления скоплений, иначе сверхскопления. Некоторые авторы их не усматривают, другие считают, что нашли, третьи полагают, что сами определения этого понятия различны. Те, кто считает, что сверхскопления найдены, находят в их составе всего три -- четыре скопления, что следовало бы называть лишь кратной галактикой, в ранг же скоплений зачисляют системы, содержащие хотя бы десятки звезд. Поэтому автор считает, что пока еще скопления скоплений не обнаружены, хоть могут существовать. Его мнение разделяет, по-видимому, и Эйбелл, ранее выделявший такие сверх-скоплеиия. Статистические методы, применяемые в этих поисках, вынуждены опираться на каталог Цвикки, дающий контур скопления. Границы даже простых скоплении определены очень ненадежно. Б. И. Фесенко считает, что при таких работах сильное искажение вносит неучитываемое влияние клочковатости межгалактического поглощения света в пашей Галактике. Ему также кажется сомнительным утверждение Вокулера, что ближайшие к нам облака и группы скоплений (ближе 5 Мпс) образуют уплощенное сверхскоплепие с центром в скоплении Девы. 
 
 
 
 

Некоторые частные случаи поздней эволюции галактик

За последние годы многократно пытались создать модели звездного состава галактик, которые бы отвечали наблюдаемым интегральным спектрам ярких (центральных) областей спиральных и эллиптических галактик. (Получить хорошие спектрограммы слабо светящихся, но обширных частей галактик, диска и спиральных ветвей пока не удается.) В модели должна быть подобрана такая смесь звезд разных спектров и светимостей, чтобы она при взятых пропорциях их числа давала спектр, сходный с наблюдаемым. Получается, что эти области галактик должны содержать больше красных карликов, чем звезды вблизи Солнца. Модели эти пока еще не вполне совершенны. Поэтому, даже если числовые данные теории для разных стадий эволюции различных звезд верны, расчеты эволюции суммарного звездного состава галактик нельзя еще апробировать с уверенностью. В. А. Амбарцумян, сопоставляя видимую неустойчивость мелких групп и скоплений галактик с существованием активности ядер, пришел к мысли о вероятности ранней фрагментации дозвездного вещества, превращения его в разлетающиеся системы звезд в ассоциациях и галактик в группах. Такую дисперсию вещества вместо его конденсации он считает происходящей и в современную эпоху.

  Более распространена идея конденсации диффузного вещества в звезды, восходящая к гипотезе Гершеля. За последние годы эта гипотеза развилась в теорию звездообразования при движении в газе ударной волны сжатия. Звездообразование в нашу эпоху связывается с наличием молодых горячих звезд в области движения и сжатия холодных газов с пылью. Но системы самих галактик относятся к очень давней эпохе эволюции Метагалактики, и все группы галактик и их спутники считаются возникшими лишь давным-давно.