Галактики. Виды Галактик

 

Светимость.

Измерение поверхностной  яркости галактики дает полную светимость ее звезд на единицу площади. Изменение  поверхностной светимости с расстоянием  от центра характеризует структуру  галактики. Эллиптические системы, как наиболее правильные и симметричные, изучены подробнее других; в целом  они описываются единым законом  светимости (рис. 12,а):

 Рис. 12. РАСПРЕДЕЛЕНИЕ СВЕТИМОСТИ У ГАЛАКТИК. а – эллиптические галактики (изображен логарифм поверхностной яркости в зависимости от корня четвертой степени из приведенного радиуса (r/re)1/4, где r – расстояние от центра, а re – эффективный радиус, внутри которого заключена половина полной светимости галактики); б – линзовидная галактика NGC 1553; в – три нормальные спиральные галактики (внешняя часть у каждой из линий прямая, что указывает на экспоненциальную зависимость светимости от расстояния).

7

Данные о линзовидных  системах не так полны. Их профили  светимости (рис. 12,б) отличаются от профилей эллиптических галактик и имеют три основных участка: ядро, линзу и оболочку. Эти системы выглядят как промежуточные между эллиптическими и спиральными.

Спирали очень разнообразны, структура их сложна, и нет единого  закона для распределения их светимости. Впрочем, похоже, что у простых  спиралей вдали от ядра поверхностная  светимость диска спадает к периферии  экспоненциально. Измерения показывают, что светимость спиральных рукавов  не так велика, как это кажется  при рассматривании фотографий галактик. Рукава добавляют не более 20% к светимости диска в голубых лучах и  значительно меньше в красных. Вклад  в светимость от балджа уменьшается от Sa к Sd (рис. 12,в).

Измерив видимую звездную величину галактики m и определив  ее модуль расстояния (m – M), вычисляют  абсолютную величину M. У самых ярких  галактик, исключая квазары, M » -22, т.е. их светимость почти в 100 млрд. раз больше, чем у Солнца. А у самых маленьких галактик M » -10, т.е. светимость ок. 106 солнечной. Распределение числа галактик по M, называемое «функцией светимости», – важная характеристика галактического населения Вселенной, но аккуратно определить ее нелегко.

Для галактик, отобранных до некоторой предельной видимой величины, функция светимости каждого типа в отдельности от E до Sc почти гауссова (колоколообразная) со средней абсолютной величиной в голубых лучах Mm = -18,5 и дисперсией ± 0,8 (рис. 13). Но галактики поздних типов от Sd до Im и эллиптические карлики слабее.

У полной выборки галактик в заданном объеме пространства, например в скоплении, функция светимости круто растет с уменьшением светимости, т.е. количество карликовых галактик во много раз превосходит количество гигантских.

 

Рис. 13. ФУНКЦИЯ СВЕТИМОСТИ ГАЛАКТИК. а – выборка ярче некоторой предельной видимой величины; б – полная выборка в определенном большом объеме пространства. Обратите внимание на подавляющее количество карликовых систем с MB < -16.

8

Размер.

 Поскольку звездная  плотность и светимость у галактик  постепенно спадают наружу, вопрос  об их размере фактически упирается  в возможности телескопа, в  его способность выделить слабое  свечение внешних областей галактики  на фоне свечения ночного неба. Современная техника позволяет  регистрировать области галактик  с яркостью менее 1% от яркости  неба; это примерно в миллион  раз ниже яркости ядер галактик. По этой изофоте (линии одинаковой яркости) диаметры галактик составляют от нескольких тысяч световых лет у карликовых систем до сотен тысяч – у гигантских. Как правило, диаметры галактик хорошо коррелируют с их абсолютной светимостью.

 

 

Спектральный класс и  цвет.

 Первая спектрограмма  галактики – Туманности Андромеды,  полученная в Потсдамской обсерватории  в 1899 Ю.Шейнером (1858–1913), своими линиями поглощения напоминает спектр Солнца. Массовое исследование спектров галактик началось с создания «быстрых» спектрографов с низкой дисперсией (200–400  /мм); позже применение электронных усилителей яркости изображения позволило повысить дисперсию до 20–100  /мм. Наблюдения Моргана на Йеркской обсерватории показали, что, несмотря на сложный звездный состав галактик, их спектры обычно близки к спектрам звезд определенного класса от A до K, причем есть заметная корреляция между спектром и морфологическим типом галактики. Как правило, спектр класса A имеют неправильные галактики Im и спирали Sm и Sd. Спектры класса A–F у спиралей Sd и Sc. Переход от Sc к Sb сопровождается изменением спектра от F к F–G, а спирали Sb и Sa, линзовидные и эллиптические системы имеют спектры G и K. Правда, позже выяснилось, что излучение галактик спектрального класса A в действительности состоит из смеси света звезд-гигантов спектральных классов B и K.

Кроме линий поглощения, у  многих галактик видны линии излучения, как у эмиссионных туманностей  Млечного Пути. Обычно это линии  водорода бальмеровской серии, например, H_a на l6563 , дублеты ионизованных азота (N II) на l6548 и 6583 и серы (S II) на l6717 и 6731, ионизованного кислорода (O II) на l3726 и 3729 и дважды ионизованного кислорода (O III) на l4959 и 5007. Интенсивность эмиссионных линий обычно коррелирует с количеством газа и звезд-сверхгигантов в дисках галактик: эти линии отсутствуют или очень слабы у эллиптических и линзовидных галактик, но усиливаются у спиральных и неправильных – от Sa к Im. К тому же интенсивность эмиссионных линий элементов тяжелее водорода (N, O, S) и, вероятно, относительное содержание этих элементов уменьшаются от ядра к периферии дисковых галактик. У некоторых галактик необычайно сильны эмиссионные линии в ядрах. В 1943 К.Сейферт открыл особый тип галактик с очень широкими линиями водорода в ядрах, указывающими на их высокую активность. Светимость этих ядер и их спектры меняются со временем. В целом ядра сейфертовских галактик похожи на квазары, хотя не так мощны.

 

9

Вдоль морфологической последовательности галактик изменяется интегральный показатель их цвета (B – V), т.е. разность между звездной величиной галактики в голубых B и желтых V лучах. Средний показатель цвета основных типов галактик таков:

В этой шкале 0,0 соответствует  белому цвету, 0,5 – желтоватому, 1,0 –  красноватому.

При детальной фотометрии обычно выясняется, что цвет галактики  меняется от ядра к краю, что указывает  на изменение звездного состава. Большинство галактик голубее во внешних областях, чем в ядре; у спиралей это проявляется гораздо заметнее, чем у эллиптических, поскольку в их дисках много молодых голубых звезд. Неправильные галактики, обычно лишенные ядра, нередко бывают в центре голубее, чем на краю.

Вращение и масса.

Вращение галактики вокруг оси, проходящей через центр, приводит к изменению длины волны линий  в ее спектре: линии от приближающихся к нам областей галактики смещаются  в фиолетовую часть спектра, а  от удаляющихся – в красную (рис. 7). По формуле Доплера, относительное изменение длины волны линии составляет Dl/l = V_r/c, где c – скорость света, а Vr – лучевая скорость, т.е. компонента скорости источника вдоль луча зрения. Периоды обращения звезд вокруг центров галактик составляют сотни миллионов лет, а скорости их орбитального движения достигают 300 км/с. Обычно скорость вращения диска достигает максимального значения (VM) на некотором расстоянии от центра (rM), а затем уменьшается (рис. 8). У нашей Галактики VM = 230 км/с на расстоянии rM = 40 тыс. св. лет от центра:

      

Рис. 14. СПЕКТРАЛЬНЫЕ ЛИНИИ ГАЛАКТИКИ,          Рис. 15 КРИВАЯ ВРАЩЕНИЯ ГАЛАКТИКИ. Скорость вращения

 вращающейся вокруг  оси N, при ориентации щели         Vr достигает максимального значения VM на расстоянии

 спектрографа вдоль  оси ab. Линия от удаляющегося         RM от центра галактики, а затем медленно уменьшается.

 края галактики (b) отклонена в красную сторону (R),

 а от приближающегося  края (a) – в ультрафиолетовую

(UV).

Линии поглощения и линии  излучения в спектрах галактик имеют  одинаковую форму, cледовательно, звезды и газ в диске вращаются с одинаковой скоростью в одном направлении.

10

Когда по расположению темных пылевых полос в диске удается  понять, какой край галактики расположен к нам ближе, мы можем выяснить направление закрученности спиральных рукавов: во всех изученных галактиках они отстающие, т.е., удаляясь от центра, рукав загибается в сторону, обратную направлению вращения.

Анализ кривой вращения позволяет  определить массу галактики. В простейшем случае, приравняв силу гравитации к центробежной силе, получим массу  галактики внутри орбиты звезды: M = rV_r²/G, где G – постоянная тяготения. Анализ движения периферийных звезд позволяет оценить полную массу. У нашей Галактики масса ок. 2×10¹¹ солнечных масс, у Туманности Андромеды 4×10¹¹, у Большого Магелланова Облака – 15×10⁹. Массы дисковых галактик приблизительно пропорциональны их светимости (L), поэтому отношение M/L у них почти одинаковое и для светимости в голубых лучах равное M/L » 5 в единицах массы и светимости Солнца.

Массу сфероидальной галактики  можно оценить таким же образом, взяв вместо скорости вращения диска  скорость хаотического движения звезд  в галактике (s_v), которую измеряют по ширине спектральных линий и называют дисперсией скоростей M » Rs_v²/G,, где R – радиус галактики (теорема вириала). Дисперсия скоростей звезд у эллиптических галактик обычно от 50 до 300 км/с, а массы от 10⁹ солнечных масс у карликовых систем до 10¹² у гигантских.

Радиоизлучение.

Радиоизлучение Млечного Пути было открыто К.Янским в 1931. Первую радиокарту Млечного Пути получил Г.Ребер в 1945. Это излучение приходит в широком диапазоне длин волн l или частот n = c/l, от нескольких мегагерц (l » 100 м) до десятков гигагерц (l » 1 см), и называется «непрерывным». За него ответственны несколько физических процессов, важнейший из которых – синхротронное излучение межзвездных электронов, движущихся почти со скоростью света в слабом межзвездном магнитном поле. В 1950 непрерывное излучение на волне 1,9 м было обнаружено Р.Брауном и К.Хазардом (Джодрелл-Бэнк, Англия) от Туманности Андромеды, а затем и от многих других галактик. Нормальные галактики, как наша или М 31, – слабые источники радиоволн. Они излучают в радиодиапазоне едва ли одну миллионную часть своей оптической мощности. Но у некоторых необычных галактик это излучение гораздо сильнее. У ближайших «радиогалактик» Дева А (M 87), Кентавр А (NGC 5128) и Персей А (NGC 1275) радиосветимость составляет 10^–4¸10^–3 от оптической. А у редких объектов, таких, как радиогалактика Лебедь А, это отношение близко к единице. Лишь через несколько лет после открытия этого мощного радиоисточника удалось отыскать слабую галактику, связанную с ним. Множество слабых радиоисточников, вероятно, связанных с далекими галактиками, до сих пор не отождествлено с оптическими объектами.

Кроме непрерывного радиоизлучения, галактики испускают узкие спектральные линии, например на волне 21 см. Эта линия  принадлежит межзвездному нейтральному водороду и излучается им, когда  электрон в атоме самопроизвольно  поворачивает свой спин относительно спина протона. Излучение водорода на волне 21 см было предсказано в 1944 Х.ван де Хюлстом (Лейденская обсерватория, Нидерланды) и обнаружено в 1951 от Млечного Пути, а вскоре и от других галактик. Это очень важная линия, поскольку других спектральных линий у нейтрального водорода нет. Долгие годы она вообще была единственной спектральной линией в радиодиапазоне, давая возможность измерять количество газа в галактике и его движение (по

11

доплеровскому смещению). Оказалось, что в эллиптических галактиках почти нет межзвездного газа, в  линзовидных его масса ок. 0,1% массы галактики, в спиралях ок. 1–2%, а в неправильных галактиках 5–10% и даже больше. Нашлось даже несколько галактик-«призраков», целиком состоящих из газа и невидимых в оптике.

Оказалось, что часть межзвездной  среды, порой значительная, находится  в плотных и очень холодных облаках, где большинство атомов объединено в молекулы (H2, CO, H2O, HCN, NH3 и др.), имеющие разнообразные  спектральные линии. Поэтому изучение радиоспектров галактик стало очень полезным инструментом для их исследования.

Пары и группы.

 Галактики часто объединены  в пары, триплеты и более сложные  группы. Относительно редки одиночные  галактики. Так, Большое и Малое  Магеллановы Облака составляют  двойной спутник (рис. 9) Млечного  Пути. У Туманности Андромеды  тоже есть спутники. Все они, в свою очередь, входят в «Местную группу» галактик диаметром ок. 5 млн. св. лет и толщиной менее 2 млн. св. лет (рис. 18). В пределах 30 млн. св. лет от Местной группы обнаружено еще более дюжины подобных групп.

Массы двойных галактик оценивают  по разности их лучевых скоростей, считая, что их компоненты, подобно двойным  звездам, движутся по эллиптическим  орбитам вокруг общего центра масс. Однако орбитальные периоды галактик в парах очень велики (108–109 лет), поэтому истинную форму орбиты определить невозможно и приходится ограничиваться средними статистическими оценками массы. Обычно при этом масса пары оказывается близкой к сумме  масс ее компонентов, измеренной по их внутренним движениям. Но для групп  из нескольких галактик масса, полученная из теоремы вириала по дисперсии скоростей ее членов, обычно бывает больше суммарной массы всех видимых членов группы. Это расхождение называют «проблемой скрытой массы». Многие астрономы считают, что на периферии галактик и между ними действительно присутствует невидимая масса: межгалактический газ, темные звезды, черные дыры или что-то еще.

                      

Рис. 16. БОЛЬШОЕ И МАЛОЕ МАГЕЛЛАНОВЫ             Рис. 17. Группа взаимодействующих галактик Квинтет

 ОБЛАКА – ближайшие  и ярчайшие галактики,             Стефана.

которые видны невооруженным глазом на южном

 небе. Они были известны арабам в 11 в. Структура

 Большого Облака похожа на неправильную

пересеченную спираль.

12

Взаимодействие и столкновение галактик.

Сближения галактик в группах  приводят к их впечатляющему взаимодействию. Множество примеров такого рода обнаружили Ф.Цвикки, Х.Арп и Б.А.Воронцов-Вельяминов. Часто длинные «мосты» протягиваются между взаимодействующими галактиками, но нередко от них в разные стороны отходят «хвосты», указывая на наличие приливных эффектов. Иногда галактики соединяются внешними частями своих спиральных рукавов. Компьютерное моделирование показало, что большинство этих форм можно объяснить гравитационным взаимодействием галактик, подбирая их ориентацию и скорость сближения.