Галактики. Виды Галактик

Ведение.

Галактики  «внегалактические туманности» или «островные Вселенные»,― это гигантские звездные системы, содержащие также межзвездный газ и пыль. Солнечная система входит в нашу Галактику – Млечный Путь. Все космическое пространство до пределов, куда могут проникнуть мощнейшие телескопы, заполнено галактиками. Астрономы насчитывают их не менее миллиарда. Ближайшая галактика находится от нас на расстоянии около 1 млн. св. лет (1019 км), а до самых удаленных галактик, зарегистрированных телескопами, – миллиарды световых лет. Исследование галактик – одна из самых грандиозных задач астрономии.

Историческая справка.

Ярчайшие и ближайшие  к нам внешние галактики –  Магеллановы Облака – видны невооруженным  глазом на южном полушарии неба и  были известны арабам еще в 11 в., равно  как и ярчайшая галактика северного  полушария – Большая туманность в Андромеде. С переоткрытия этой туманности в 1612 при помощи телескопа немецким астрономом С.Мариусом (1570–1624) началось научное изучение галактик, туманностей и звездных скоплений. Немало туманностей было обнаружено различными астрономами в 17 и 18 вв.; тогда их считали облаками светящегося газа.

Представление о звездных системах за пределом Галактики впервые  обсуждали философы и астрономы 18 в.: Э.Сведенборг (1688–1772) в Швеции, Т.Райт (1711–1786) в Англии, И.Кант (1724–1804) в Пруссии, И.Ламберт (1728–1777) в Эльзасе и В.Гершель (1738–1822) в Англии. Однако лишь в первой четверти 20 в. существование «островных Вселенных» было однозначно доказано в основном благодаря работам американских астрономов Г.Кертиса (1872–1942) и Э.Хаббла (1889–1953). Они доказали, что расстояния до наиболее ярких, а значит, ближайших «белых туманностей» значительно превосходят размер нашей Галактики. За период с 1924 по 1936 Хаббл продвинул границу исследования галактик от ближайших систем до предела возможностей 2,5-метрового телескопа обсерватории Маунт-Вилсон, т.е. до нескольких сотен миллионов световых лет.

В 1929 Хаббл открыл зависимость  между расстоянием до галактики  и скоростью ее движения. Эта зависимость, закон Хаббла, стала наблюдательной основой современной космологии. После окончания Второй мировой  войны началось активное изучение галактик с помощью новых крупных телескопов с электронными усилителями света, автоматических измерительных машин  и компьютеров. Обнаружение радиоизлучения нашей и других галактик дало новую  возможность для изучения Вселенной  и привело к открытию радиогалактик, квазаров и других проявлений активности в ядрах галактик. Внеатмосферные наблюдения с борта геофизических  ракет и спутников позволили  обнаружить рентгеновское излучение  из ядер активных галактик и скоплений  галактик.

Первый каталог «туманностей»  был опубликован в 1782 французским  астрономом Ш.Мессье (1730–1817). В этот список попали как звездные скопления и газовые туманности нашей Галактики, так и внегалактические объекты. Номера объектов по каталогу Мессье используются до сих пор; например, Мессье 31 (М 31) – это знаменитая Туманность Андромеды, ближайшая крупная галактика, наблюдаемая в созвездии Андромеды.

1

Систематический обзор неба, начатый В.Гершелем в 1783, привел его к открытию нескольких тысяч туманностей на северном небе. Эта работа была продолжена его сыном Дж.Гершелем (1792–1871), который провел наблюдения в Южном полушарии на мысе Доброй Надежды (1834–1838) и опубликовал в 1864 Общий каталог 5 тыс. туманностей и звездных скоплений. Во второй половине 19 в. к этим объектам добавились вновь открытые, и Й.Дрейер (1852–1926) в 1888 опубликовал Новый общий каталог (New General Catalogue – NGC), включающий 7814 объектов. С публикацией в 1895 и 1908 двух дополнительных Индекс-каталогов (IC) число обнаруженных туманностей и звездных скоплений превысило 13 тыс. Обозначение по каталогам NGC и IC с тех пор стало общепринятым. Так, Туманность Андромеды обозначают либо М 31, либо NGC 224. Отдельный список 1249 галактик ярче 13-й звездной величины, основанный на фотографическом обзоре неба, составили Х.Шепли и А.Эймс из Гарвардской обсерватории в 1932.

Эта работа была существенно  расширена первым (1964), вторым (1976) и  третьим (1991) изданиями Реферативного  каталога ярких галактик Ж. де Вокулера с сотрудниками. Более обширные, но менее детальные каталоги, основанные на просмотре фотографических пластинок обзора неба были опубликованы в 1960-х годах Ф.Цвикки (1898–1974) в США и Б.А.Воронцовым-Вельяминовым (1904–1994) в СССР. Они содержат ок. 30 тыс. галактик до 15-й звездной величины. Недавно был закончен подобный обзор южного неба с помощью 1-метровой камеры Шмидта Европейской южной обсерватории в Чили и британской 1,2-метровой камеры Шмидта в Австралии.

Галактик слабее 15-й звездной величины слишком много, чтобы составлять их список. В 1967 опубликованы результаты подсчета галактик ярче 19-й звездной величины (к северу от склонения -20°), проделанного Ч.Шейном и К.Виртаненом по пластинкам 50-см астрографа Ликской обсерватории. Таких галактик оказалось ок. 2 млн., не считая тех, которые скрыты от нас широкой пылевой полосой Млечного Пути. А еще в 1936 Хаббл на обсерватории Маунт-Вилсон подсчитал количество галактик до 21-й звездной величины в нескольких небольших площадках, распределенных равномерно по небесной сфере (севернее склонения -30°). По этим данным на всем небе более 20 млн. галактик ярче 21-й звездной величины.

 

Рис. 1. Классификация галактик по Хабблу

2

О галактиках.

Классификация.

 Встречаются галактики различных  форм, размеров и светимостей;  некоторые из них изолированные,  но большинство имеет соседей  или спутников, оказывающих на  них гравитационное влияние. Как  правило, галактики спокойны, но  нередко встречаются и активные. В 1925 Хаббл предложил классификацию галактик, основанную на их внешнем виде. Позже ее уточняли Хаббл и Шепли, затем Сэндидж и наконец Вокулер. Все галактики в ней делятся на 4 типа: эллиптические, линзовидные, спиральные и неправильные.

Эллиптические(рис. 2) (E) галактики имеют на фотографиях форму эллипсов без резких границ и четких деталей. Их яркость возрастает к центру. Это вращающиеся эллипсоиды, состоящие из старых звезд; их видимая форма зависит от ориентации к лучу зрения наблюдателя. При наблюдении с ребра отношение длин короткой и длинной осей эллипса достигает ~5/10 (обозначается E5).

Линзовидные (рис. 3)(L или S0) галактики похожи на эллиптические, но, кроме сфероидального компонента, имеют тонкий быстро вращающийся экваториальный диск, иногда с кольцеобразными структурами наподобие колец Сатурна. Наблюдаемые с ребра линзовидные галактики выглядят более сжатыми, чем эллиптические: отношение их осей достигает 2/10.

Спиральные(рис. 4) (S) галактики также состоят из двух компонентов – сфероидального и плоского, но с более или менее развитой спиральной структурой в диске. Вдоль последовательности подтипов Sa, Sb, Sc, Sd (от «ранних» спиралей к «поздним») спиральные рукава становятся толще, сложнее и менее закручены, а сфероид (центральная конденсация, или балдж) уменьшается. У спиральных галактик, наблюдаемых с ребра, спиральные рукава не видны, но тип галактики можно установить по относительной яркости балджа и диска.

Неправильные (рис. 5)(I) галактики бывают двух основных видов: магелланового типа, т.е. типа Магеллановых Облаков, продолжающие последовательность спиралей от Sm до Im, и немагелланового типа I0, имеющие хаотические темные пылевые полосы поверх сфероидальной или дисковой структуры типа линзовидной или ранней спиральной.

Типы L и S распадаются на два семейства  и два вида в зависимости от наличия или отсутствия проходящей через центр и пересекающей диск линейной структуры (бар), а также  центральносимметричного кольца.(рис 7)

                                                                            3           

                            

Рис. 2. Эллиптическая    Рис. 3. Галактика Веретено           Рис. 4. Пример спиральной         Рис. 5. NGC 1427A, пример

галактика ESO 325-G004 (NGC 5866), линзообразная        галактики,Галактика «Верту-        неправильной галактики.

галактика в созвездии Дракон.  шка» (Pinwheel)NGC 545

 

 

Рис. 6. Компьютерная модель галактики    Рис. 7. NGC 1300, пример спиральной галактики с перемычкой.

Млечный путь.

 

 

Рис. 8. ТРЕХМЕРНАЯ КЛАССИФИКАЦИЯ ГАЛАКТИК. Основные типы: E, L, S, I располагаются последовательно от E до Im; семейства обычных A и пересеченных B; вида s и r. Круглые диаграммы

внизу – сечение главной конфигурации в области спиральных и линзовидных  галактик.

4

Существуют и другие схемы  классификации галактик, основанные на более тонких морфологических  деталях, но пока еще не развита объективная  классификация, основанная на фотометрических, кинематических и радиоизмерениях.

Рис.9

Состав.

Два структурных компонента – сфероид и диск – отражают различие в звездном населении галактик, открытое в 1944 немецким астрономом В.Бааде (1893–1960).

Население I, присутствующее в неправильных галактиках и в  рукавах спиралей, содержит голубые  гиганты и сверхгиганты спектральных классов O и B, красные сверхгиганты классов K и M, а также межзвездные  газ и пыль с яркими областями  ионизованного водорода. В нем  присутствуют и маломассивные звезды главной последовательности, которые видны вблизи Солнца, но неразличимы в далеких галактиках.

Население II, присутствующее в эллиптических и линзовидных  галактиках, а также в центральных  областях спиралей и в шаровых  скоплениях, содержит красные гиганты  от класса G5 до K5, субгиганты и, вероятно, субкарлики; в нем встречаются  планетарные туманности и наблюдаются  вспышки новых (рис. 10). На рис. 11 показана связь между спектральными классами (или цветом) звезд и их светимостью  у различных населений.

Первоначально считалось, что  эллиптические галактики содержат только Население II, а неправильные – только Население I. Однако выяснилось, что обычно галактики содержат смесь  двух звездных населений в разных пропорциях. Детальный анализ населений  возможен только для нескольких близких  галактик, но измерения цвета и  спектра далеких систем показывают, что различие их звездных населений  может быть значительнее, чем думал  Бааде.

 

5

 

 

Рис. 10. ЗВЕЗДНЫЕ НАСЕЛЕНИЯ. На фотографии   Рис. 11. ДИАГРАММА ГЕРЦШПРУНГА – РЕССЕЛА, спиральной галактики Туманности Андромеды видно на которой видна связь между спектральным классом

, что в ее диске  сосредоточены голубые гиганты  и  (или цветом) и светимостью у звезд разного типа.

 сверхгиганты Населения  I, а центральная часть состоит I: молодые звезды Населения I, типичные для

 из красных звезд  Населения II. Видны также спутники спиральных рукавов. II: состарившиеся звезды

 Туманности Андромеды:  галактика NGC 205 (внизу) и  Населения I; III: старые звезды Населения II,

 М 32 (вверху слева). Самые яркие звезды на этом  фото типичные для шаровых скоплений и эллиптических

 принадлежат нашей  Галактике.    галактик.

 

Расстояние.

 Измерение расстояний  до далеких галактик основано  на абсолютной шкале расстояний  до звезд нашей Галактики. Ее  устанавливают несколькими методами. Наиболее фундаментальный – метод  тригонометрических параллаксов,  действующий до расстояний в  300 св. лет. Остальные методы косвенные  и статистические; они основаны  на изучении собственных движений, лучевых скоростей, блеска, цвета  и спектра звезд. На их основе  определяют абсолютные величины  Новых и переменных типа RR Лиры  и d Цефея, которые становятся первичными индикаторами расстояния до ближайших галактик, где они видны. Шаровые скопления, ярчайшие звезды и эмиссионные туманности этих галактик становятся вторичными индикаторами и дают возможность определять расстояния до более далеких галактик. Наконец, в качестве третичных индикаторов используются диаметры и светимости самих галактик. В качестве меры расстояния астрономы обычно используют разность между видимой звездной величиной объекта m и его абсолютной звездной величиной M ; эту величину (m – M) называют «видимым модулем расстояния». Чтобы узнать истинное расстояние, его необходимо исправить с учетом поглощения света межзвездной пылью. При этом ошибка обычно достигает 10–20%.

6

Внегалактическая шкала  расстояний время от времени пересматривается, а значит, меняются и прочие параметры  галактик, зависящие от расстояния. В табл. 1 приведены наиболее точные на сегодня расстояния до ближайших  групп галактик. До более далеких галактик, удаленных на миллиарды световых лет, расстояния оцениваются с невысокой точностью по их красному смещению (см. ниже: Природа красного смещения).

 

Таблица 1. РАССТОЯНИЯ ДО БЛИЖАЙШИХ ГАЛАКТИК,ИХ ГРУПП И СКОПЛЕНИЙ
Галактика или группа	Видимый модуль расстояния  (m – M)	Расстояние, млн. св. лет
Большое Магелланово Облако	18,7	0,15
Малое Магелланово Облако	19,0	0,18
Группа Андромеды (М 31)	24,5	2,15
Группа Скульптора	27,2	8,20
Группа Б. Медведицы (М 81)	27,4	8,60
Скопление в Деве	30,7	40
Скопление в Печи	31,3	54