Галактика - Млечный Путь

Введение

Галактика (др.-гр. Γαλαξίας — Млечный Путь) — гравитационно-связанная система из звёзд, межзвёздного газа, пыли и тёмной материи. Все объекты в составе галактик участвуют в движении относительно общего центра масс.

Галактики - это основные структурные "кирпичики" Вселенной, которые содержат почти все ее вещество, излучающее в видимой области  спектра. Именно в галактиках рождаются, живут и умирают звезды; вокруг них в свою очередь формируются  планетные системы. В одной из таких планетных систем, расположенной  около типичной звезды на периферии  обычной галактики, находится и  наша Земля.

С древнейших времен людей  интересовало, что же находится за горизонтом, и они отправлялись исследовать  далекие и незнакомые земли. По мере того как Земля открывала человеку большинство своих белых пятен, астрономы стали выходить в область  новых и не исследованных территорий за пределами нашей маленькой  планеты. Сегодня исследователи  Вселенной, используя современные  телескопы и ЭВМ, продвигаются в  направлении всё больших расстояний в поисках предела Космоса - последней  его границы.

Столетия мы были узниками Солнечной системы, считая звезды просто украшениями сферы, расположенной  за планетами. Потом человек признал  в этих крошечных светящихся точках другие солнца, настолько далекие, что  их свет идет до Земли многие годы. Казалось, что космос населен редкими одинокими  звездами, и ученые спорили о том, простирается ли звездное население  в пространстве неограниченно или  же за некоторым пределом звезды кончаются, и начинается пустота. Проникая все дальше и дальше, астрономы нашли такой предел, и оказалось, что наше Солнце - одна из огромного числа звезд, образующих систему под названием Галактика. За границей Галактики была тьма.

XX век принес новое  открытие: наша Галактика-это еще  не вся Вселенная. За самыми  далекими звездами Млечного Пути  находятся другие галактики, похожие  на нашу и простирающиеся в  пространстве до пределов видимости  наших крупнейших телескопов. Грандиозные  звездные системы - одни из  самых потрясающих и наиболее  изучаемых современной астрономией  объектов, и именно о них пойдет  речь далее.

Аннотация

Структура галактик крайне разнообразна, и все же большинство  их можно объединить в несколько  основных типов. Впервые такую классификацию  предложил в 1925 году Э.Хаббл. Впоследствии было разработано несколько классификаций, но все они оказались сложными, так что до сих пор астрономы  используют классификацию Э.Хаббла, несколько усовершенствованную  им в 1936 г. По этой классификации галактики  объединяются в пять основных типов: Эллиптические (Е), Спиральные (S), Спиральные с перемычкой(SB), Неправильные (Ir), Линзообразные(S0). Эллиптические галактики обозначаются Е.Представитель - кольцевая туманность в созвездии Лиры находится на расстоянии 2100 световых лет от нас и состоит из светящегося газа, окружающего центральную звезду. Эллиптические галактики бывают разной формы, от почти сферической до вытянутой и сплюснутой. Спиральные галактики обозначаются S. Представитель галактика М82 находится от нас на расстоянии 6.5 миллионов световых лет. Спиральные галактики имеют центральное сгущение и несколько спиральных ветвей, или рукавов, которые имеют голубоватый цвет, так как в них присутствует много молодых гигантских звезд. Все спиральные галактики вращаются со значительными скоростями, поэтому звезды, пыль и газы сосредоточены у них в узком диске. Спиральные галактики с перемычкой обозначаются SB. У них сильно вытянутое ядро (перемычка), от которого расходятся спиральные рукава. Неправильные галактики получили обозначение Ir за отсутствие правильной структуры. Характерными представителями таких галактик является Большое Магелланово Облако и Малое Магелланово Облако. Даже в небольшом телескопе видно, что оба Облака состоят из множества звезд. В них также содержатся газ и пыль. Промежуточными между Е-галактиками и S-галактиками являются линзовидные галактики типа S0. У них центральное сгущение сильно сжато и похоже на линзу. У Линзовидных галактик есть гало и диск, но нет спиральных рукавов.

Ядро- это яркая центральная часть у большинства галактик. Сейфертовские галактики- галактики с активными ядрами, спектр излучения которых содержит множество широких ярких полос, что указывает на мощные выбросы газа со скоростями до нескольких тысяч км/с. Впервые описаны в 1943 К. Сейфертом. Сейфертовские галактики (или просто сейферты) относятся к гигантским спиральным звёздным системам. Формы проявления активности ядер неодинаковы в различных галактиках. Это может быть очень большая мощность излучения в оптической, рентгеновской или инфракрасной области спектра. Среди сильно взаимодействующих галактик особенно часто встречаются галактики с активными ядрами. Сейферт обнаружил 12 галактик с активными ядрами, но в течение 15 лет их практически не изучали. Активные ядра любого типа характеризуются очень большой светимостью во всём диапазоне электромагнитного спектра. 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 чёрные дыры. Чёрные дыры массой более миллиона масс Солнца могут иметься у значительной части галактик.

У галактик есть тенденция  к скручиванию, к образованию  более крупных систем. Часто они  образуют своеобразные «гнезда» галактик, внутри которых звездные системы  столь близки, что между ними наблюдаются  явные следы взаимодействия. Ученым удалось также получить эффекты, которые астрономы наблюдают  при слиянии галактик. Самым заметным среди них является формирование так называемых "приливных хвостов" - потоков звезд и газа, которые  образуются при столкновении галактик под воздействием сильных приливных  сил. Долгое время среди астрономов шел спор, закручиваются или раскручиваются ветви у спиральных галактик. Спор этот утерял всякий смысл после того, как Б.А. Воронцов-Вельяминов открыл ряд спиральных галактик с ветвями, направленными (или «закрученными») в противоположные стороны. Несколько (более двух) основных тел, расположенных  очень тесно, часто в контакте друг с другом, нередко погружены  в общую светящуюся оболочку.

Квазар- это яркий объект в центре галактики, который производит примерно в 10 триллионов раз больше энергии в секунду, чем наше Солнце (и в миллион раз больше энергии, чем самая мощная известная звезда), и обладающий переменностью излучения во всех диапазонах длин волн. Спектры квазаров содержат ярки эмиссионные линии, сильно смещённые в красную сторону, как у далёких галактик. На фотографиях квазары выглядят очень яркими по сравнению с удалёнными галактиками и в радиодиапазоне излучают так же сильно, как близкие радиоисточники. Природа активности радиоизлучения квазаров точно пока не установлена, однако с определённой уверенностью можно сказать следующее: квазары – самые далекие объекты, наблюдаемые во Вселенной; значительная часть квазаров – это ядра далёких галактик, которые  находятся в состоянии очень высокой активности; квазары – самые мощные из известных в природе источников видимого и инфракрасного излучений, т.е. это космические объекты с колоссальной поверхностной яркостью излучения. Многие квазары располагаются в центрах подобных звёздных систем.

ГЛАВА 1. Типы галактик

Галактики во Вселенной не похожи друг на друга. Некоторые из них ровные и круглые, другие имеют  форму уплощенных разметавшихся  спиралей, а у некоторых не наблюдается  почти никакой структуры.

Галактики стали предметом  космогонических исследований с 20-х  годов нашего века, когда была, надежно установлена их действительная природа и оказалось, что это не туманности, т.е. не облака газа и пыли, находящиеся неподалеку от нас, а огромные звездные миры, лежащие от нас на очень больших расстояниях от нас. Открытия и исследования в области космологии прояснили в последние десятилетия многое из того, что касается предыстории галактик и звезд, физического состояния разряженного вещества, из которого они формировались в очень далекие времена. В основе всей современной космологии лежит одна фундаментальная идея - восходящая к Ньютону идея гравитационной неустойчивости. Вещество не может оставаться однородно рассеянным в пространстве, ибо взаимное притяжение всех частиц вещества стремиться создать в нем сгущения тех, или иных масштабов и масс. В ранней Вселенной гравитационная неустойчивость усиливала первоначально очень слабые нерегулярности в распределении и движении вещества и в определенную эпоху привела к возникновению сильных неоднородностей: "блинов" - протоскоплений. Границами этих слоев уплотнения служили ударные волны, на фронтах которых первоначально невращательное, безвихревое движение вещества приобретало завихренность. Распад слоев на отдельные сгущения тоже происходил, по-видимому, из-за гравитационной неустойчивости, и это дало начало протогалактикам. Многие из них оказывались быстро вращающимися благодаря завихренному состоянию вещества, из которого они формировались. Фрагментация протогалактических облаков в результате их гравитационной неустойчивости вела к возникновению первых звезд, и облака превращались в звездные системы - галактики. Те из них, которые обладали быстрым вращением, приобретали из-за этого двухкомпонентную структуру - в них формировались гало более или менее сферической формы и диск, в котором возникали спиральные рукава, где и до сих пор продолжается рождение звезд Протогалактики, у которых вращение было медленнее или вовсе отсутствовало, превращались в эллиптические или неправильные галактики. Параллельно с этим процессом происходило формирование крупномасштабной структуры Вселенной - возникали сверхскопления галактик, которые, соединяясь своими краями, образовывали подобие ячеек или пчелиных сот; их удалось распознать в последние годы.

В 1925 году Хаббл предложил  свою первую классификацию, в которой  галактики по внешнему виду делятся  на эллиптические (E), нормальные спирали (S), пересеченные спирали (SB) и неправильные (Irr). При попытке усовершенствования этой классификации были разработаны более сложные классификационные схемы. Однако классификация Хаббла до сих пор широко используется. Основывается она только на морфологии галактик и никак не связана с их эволюцией, хотя сам Хаббл использовал термины "ранний" и "поздний" при описании спиральных подтипов галактик. На рис. 1 представлена несколько расширенная классификация Хаббла, опубликованная в 1961 году А. Сэндиджем в "Хаббловском атласе галактик".

1. Эллиптические галактики 

В эллиптических галактиках (Е) звезды распределены в основном симметрично по сфере, что делает их похожими на шаровые скопления. Эллиптические  галактики бывают разной формы, от почти  сферической до вытянутой и сплюснутой. Эллиптические галактики подразделяются на группы, которым присвоены номера от 0 до 7. Практически сферическим дан номер ЕО, а с удлиненной формой, напоминающей форму «сигары», получили обозначение Е7. Тем не менее, видимая сплющенность Галактики зависит от угла зрения, под которым ведется наблюдение: галактика ЕО, которая кажется идеально сферической, может оказаться удлиненной, если смотреть на нее от полярной оси. В эллиптических галактиках в основном находятся старые звезды звездного населения II, самые яркие из них — красные гиганты, которые окрашивают в этот цвет всю галактику в целом. В этих галактиках межзвездная материя практически отсутствует, и поэтому в них не идет образование новых звезд. У эллиптических галактик масса сильно различается: от менее 1 млн. солнечной массы (карликовые эллиптические галактики) до нескольких тысяч миллиардов (гигантские эллиптические галактики). Эллиптические галактики составляют во Вселенной 13%.

Поверхностная яркость эллиптических  галактик плавно уменьшается от центра к периферии по закону, описываемому уравнением эллипса. Внутренней структуры  на фотографиях эллиптических галактик не обнаружено, хотя у многих из них  есть маленькие звездообразные ядрышки. Только в самых близких галактиках удается выделить отдельные звезды. Поэтому обычно звездный состав галактик определяют из анализа суммарного излучения звезд. Согласно наблюдениям, эллиптические галактики содержат только желтые и красные звезды, в них практически нет газа и нет молодых звезд. Возраст звезд в этих системах не менее 5- 7 млрд. лет. Спектральные линии Е-галактик очень широкие из-за большой дисперсии скоростей звезд (до 200 км/с). Звезды вращаются вокруг центра галактики в разных плоскостях. Видимое сжатие Е-галактик связано с тем, что не все орбиты звезд устойчивы. Орбиты, плоскости которых параллельны оси вращения всей системы, неустойчивы. При небольшом гравитационном влиянии соседних звезд движение звезды по такой орбите быстро изменяется: эллипс превращается в отрезок прямой, и звезда падает на центр звездной системы. Как целое Е-галактики вращаются медленно, причем более уплощенные системы вращаются быстрее, чем сферические. Характерные параметры Е-галактик охватывают широкий диапазон: радиусы 5-10 кпк, массы 106 - 1013М Солнца, светимости 106 - 1012L Солнца (МСолнца = 2•1033 г, LСолнца = 4•1033 эрг/с).

Самые крупные из Е-галактик выделяют в отдельную группу cD-галактик. В этих галактиках имеется компактная звездная система, окруженная гигантской разреженной оболочкой из звезд. Размеры оболочки могут быть десятки  и даже сотни килопарсек. Галактики cD встречаются редко. Ближайшая к  нам и наиболее изученная из них - система М87. Радиус ее центральной  компоненты около 8 кпк, а оболочка прослеживается на расстоянии до 60 кпк от центра. Масса  М 87 около 1012МСолнца. Самая большая  из известных cD-систем, имеющая радиус оболочки около 2 Мпк - галактика А1413. Оказывается, что cD-системы находятся  всегда в центре скоплений галактик.

Было также установлено, что гигантские эллиптические галактики  более богаты металлами, чем карликовые галактики этого типа. Такое различие связано с особенностями процесса звездообразования в массивных  и маломассивных галактиках. Некоторые  из гигантских эллиптических галактик обладают мощным радиоизлучением, источниками  которого являются горячий газ и  звезды. Наряду с центральным источником радиоизлучения эти галактики имеют  протяженные, размером иногда в сотни  кпк области радиоизлучения, часто  симметрично расположенные по отношению  к оптическому изображению галактики. Интенсивность радиоизлучения достигает 1012 LСолнца.

2. 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 звёзды. Выводы были противоречивы как в оценках расстояний до туманностей, так и в определении масштабов Галактики. Одни исследователи выносили звёздные туманности далеко за пределы нашей Галактики и называли их «островными вселенными», другие (и таких было большинство) наоборот включали эти туманности в состав Млечного Пути. Все встало на свои места, когда в 20-х гг. в ближайших спиральных туманностях были обнаружены цефеиды, позволившие оценить расстояния до них.

Ещё в 1908 г. астроном Гарвардской  обсерватории (США) Генриетта Ливитт обнаружила зависимость между периодом изменения блеска переменных звёзд  класса цефеид и их светимостью. Это  дало возможность по величине периода  узнать светимость звезды, по светимости — расстояние до неё, а следовательно, и до той звёздной системы, куда она входит. Этот метод позволил определить расстояние до туманности Андромеды в 900 тыс. световых лет. Такая оценка оказалась заниженной. Уточнение шкалы расстояния цефеид в 1952 г. удвоило все межгалактические расстояния. При новой шкале размеры ближайших спиральных туманностей стали сопоставимы с размерами Млечного Пути, а иногда и превышали их. Тем самым были получены последние доказательства того, что спиральные туманности — это огромные звёздные системы, сравнимые с нашей галактикой и удалённые от неё на миллионы световых лет. С тех пор их и стали называть галактиками.