ЗМІСТ
Введення
З історії відкриття
Загальні властивості галактик
Морфологічна класифікація та структура галактик
Оцінка відстаней до галактик
Склад галактик
Кінематика галактик
Ядра галактик
Системи галактик
Висновок
ВСТУП
Галактики - гігантські зоряні острови, що знаходяться за межами нашої зоряної системи (нашої Галактики). Вони дуже різноманітні за своїми розмірами, зовнішнім виглядом та складом. Різниця меду галактиками різних типів пояснюється як різними умовами формування, так і еволюційними змінами, що відбулися за мільярди років їхнього життя.
Простір між галактиками прозоро, що дозволяє спостерігати дуже далекі об'єкти. Неозброєному оку доступно всього три галактики - туманність Андромеди в північній півкулі і Велике і Мале Магелланові Хмари - у південному. Магелланові хмари є найближчими до нас галактиками: відстань до них близько 150 тис. св. років. Сучасним великим телескопам потенційно доступні для спостереження більше мільярда далеких галактик, однак, більшість з них ледве помітні і видно лише як крихітні цятки розміром в декілька кутових секунд, часто з вигляду насилу відмітні від слабких зірок нашої Галактики. Тому сучасні уявлення про галактики засновані на вивченні декількох десятків тисяч порівняно близьких об'єктів, які можуть бути досліджені більш детально.
Вивчення галактик дуже важливо, тому що це може пояснити походження Всесвіту, зірок, нашої планети.
З ІСТОРІЇ ВІДКРИТТЯ
Ідея про те, що наша Галактика не укладає в себе весь зоряний світ і існують інші, подібні з нею зоряні системи, вперше була висловлена вченими і філософами в середині 18 ст. (Е. Сведенборг у Швеції, І. Кант в Німеччині, Т. Райт в Англії). На небі інші зоряні системи виглядають як далекі гігантські скупчення зірок. Природно було припустити, що такими «зовнішніми» галактиками є світлі туманні плями низькій яскравості, відкриті астрономами на небі, коли в їх розпорядженні з'явилися досить великі телескопи. Англійський астроном В. Гершель у кінці 18 ст. зміг за допомогою побудованого ним великого телескопа першим «розкласти» на окремі зірки деякі з таких туманностей. Згодом виявилося, що вони є зоряними скупченнями, які належать нашій Галактиці. Інші ж туманності (включаючи велику Туманність Андромеди) не дозволялися на зірки, і було невідомо, чи належать вони до нашої Галактиці або лежать за її межами. Пізніше, в кінці 19 ст., З'ясувалося, що природа спостережуваних світлих плям взагалі не однакова, деякі з них, дійсно, можуть бути далекими зоряними скупченнями, а інші мають спектр, характерний для газу, а не для зірок, а, значить, є хмарами нагрітого міжзоряного газу.
У середині 19 ст. було вперше виявлено наявність спіральної структури у деяких туманностей (лорд Росс, Великобританія). Але їх зоряна природа ще довгий час залишалася недоведеною.
На допомогу прийшла малюнок. На початку 20 ст. американському астроному Дж.Річі за допомогою нового телескопа з діаметром 1,5 м на обсерваторії Маунт Вільсон вперше вдалося, використовуючи довгі експозиції, отримати фотографії кількох туманних плям (включаючи туманності в Андромеді і в трикутнику) такої високої якості, що на них можна було розглянути зображення великого числа дуже слабких зір. Але оскільки ніхто не міг сказати, до яких типів належать ці зірки, відкриття Річі не вирішило питання про відстань, а значить, і про природу досліджуваних об'єктів. Остаточно цей проблема була вирішена в 1924 р, коли американський астроном Е. Хаббл, проводячи спостереження на новому інструменті - 2,5-метровому рефлекторі, виявив в туманностях Андромеди і Трикутника зірки знайомого типу - цефеїди.
Відстань до цих змінних зір астрономи вже вміли визначати за характерною для них залежності «період-світність». І хоча згодом з'ясувалося, що отримані Хабблом відстані більш ніж удвічі менше дійсних, його оцінки переконливо показали, що спостерігалися зоряні системи знаходяться далеко за межами нашої Галактики. З цього часу стало можливим говорити про народження нового розділу науки - позагалактичної астрономії.
Перший каталог, що містить інформацію про становище на небі більше ста туманних плям, був складений французьким астрономом, що спеціалізувався на пошуку комет, Шарлем Мессьє в 18 ст. Більшість зареєстрованих ним плям згодом виявилося галактиками, решта - світлими газовими туманностями і зоряними скупченнями нашої Галактики. Об'єкти Мессьє досі позначаються номерами його каталогу (наприклад, туманність Андромеди має позначення М31). Одним з найбільш великих каталогів, номерами з яких часто позначають галактики, є New General Catalogue (NGC), основи якого заклали англійські астрономи Вільям Гершель і його син Джон Гершель. Разом з додаванням до нього (Index Catalogues, або IC) каталог NGC містить координати більше 13 тис. об'єктів.
Робота зі складання більш докладних каталогів галактик була істотно розширена декількома виданнями реферативного каталогу яскравих галактик Ж. де Вокулера зі співробітниками. Більш великі, але менш інформативні каталоги, засновані на перегляді фотографічних платівок огляду неба, отриманих на 1,2-метрової камері Шмідта Паломарській обсерваторії, були опубліковані ще раніше Ф. Цвіккі в США (Каталог Цвіккі), П. Нільсоном у Швеції (каталог UGC ) і Б.А.Воронцовим-Вельяміновим в СРСР (Морфологічний каталог галактик). Вони містять координати, зоряні величини, кутові розміри і деякі інші параметри для декількох десятків тисяч галактик приблизно до 15-ї зоряної величини. Пізніше було проведено аналогічний огляд і для південного неба - за фотографіями, отриманим за допомогою ширококутних камер Шмідта Європейської південної обсерваторії в Чилі і в Австралії. З часом з'явилися численні більш спеціалізовані атласи та каталоги галактик, що володіють тими чи іншими властивостями, у тому числі складені за спостереженнями в радіо, рентгенівському або інфрачервоному діапазонах спектру.
Одна і та ж типу під різними номерами може входити в різні каталоги. За винятком невеликого числа об'єктів, галактики не мають власних імен. Кожній відповідає цифрове позначення, перед яким, як правило, коштує абревіатура (скорочена до кількох літер назва) відповідного каталогу. Позначення галактик в окрему папку разом з обширною інформацією про їх спостережуваних властивості можна знайти, наприклад, у базі даних НАСА по позагалактичних об'єктів на сайті.
ЗАГАЛЬНІ ВЛАСТИВОСТІ ГАЛАКТИК
Галактики - складні по складу і структурі системи. Найменші з них по числу зірок порівнянні з великими зоряними скупченнями в нашій Галактиці, однак за розмірами вони значно перевершують: діаметр навіть найменших галактик становить кілька тисяч св. років. Розміри гігантських галактик в сотні разів більше.
Галактики не мають різких кордонів, їх яскравість поступово спадає з віддаленням від центру назовні, тому поняття розміру не є строго визначеним. Видимий розмір галактик залежить від можливості телескопа виділити їх зовнішні області, що мають низьку яскравість, на тлі світіння нічного неба, яке ніколи не буває абсолютно чорним. У його слабкому світлі «тонуть» периферійні частини галактик. Сучасна техніка дозволяє реєструвати області галактик з яскравістю менше 1% від яскравості нічного неба. Для об'єктивної оцінки розмірів галактик за їх межу умовно приймається певний рівень поверхневої яскравості, або, як кажуть, певна ізофота (так називають лінію, вздовж якої поверхнева яскравість має постійне значення). Часто як такого порогового значення яскравості приймається 25 зоряна величина з квадратною кутовий секунди у фотографічній області спектра. Відповідна їй яскравість в десятки разів нижче яскравості нічного, нічим не «підсвіченого» неба. Яскравість центральних областей галактик може бути в кілька сотень разів вище порогового значення.
Світність галактик (тобто повна потужність випромінювання) змінюється у ще більших межах, ніж їх розмір - від декількох мільйонів светимостей Сонця (L c) у найменших галактик до кількох сотень мільярдів L c для галактик-гігантів. Ця величина приблизно відповідає загальній кількості зірок в галактиці або її повній масі. Світність галактик такого типу як наша Галактика становить кілька десятків мільярдів светимостей Сонця. Однак у однієї і тієї ж галактики вона може сильно відрізнятися в залежності від діапазону спектру, в якому ведеться спостереження. Тому дуже важливу роль у вивченні галактик грають спостереження в різних інтервалах довжин хвиль. Вид галактик невпізнанно змінюється при переході від одного спектрального діапазону до іншого - від радіохвиль до гамма-променів. Це пов'язано з тим, що основний внесок у випромінювання галактик на різних довжинах хвиль вносять об'єкти різної природи.
Маси галактик, як і їх світності, також можуть розрізнятися на декілька порядків - від значень, характерних для великих кульових зоряних скупчень (мільйони мас Сонця) до тисячі мільярдів мас Сонця у деяких еліптичних галактиках.
Галактики - це перш за все зоряні системи; саме з зірками пов'язане їхнє оптичне випромінювання. Просторово зірки утворюють два основних структурних компонента галактики, як би вкладених один в іншій: швидко обертається зоряний диск, товщина якого зазвичай складає 1-2 тис. св. років, і повільно обертається сферичну (або сфероїдальну) складову, яскравість якої концентрується не до площини диска, а до центру галактики. Внутрішня, найбільш яскрава частина сферодального компоненту називається балджа (від англ. Bulge - здуття), а зовнішня частина низькій яскравості - зоряне гало. У центральній частині масивних галактик часто виділяється невеликий і швидко обертався околоядерного диск розміром близько тисячі Хаббл-тип, який також складається із зірок і газу. Така структурність галактик відображає складний багатоступінчастий характер їх формування. Є галактики, в яких спостерігається тільки один з двох основних компонентів: диск або сфероїд.
Крім зірок з різними масами, хімічним складом і віком, кожна галактика містить розріджену і злегка намагнічену міжзоряне середовище (газ і пил), пронизує високоенергічних частками (космічними променями). Відносна маса, яка припадає на частку міжзоряного середовища, як і потужність радіовипромінювання, також відносяться до найважливіших піднаглядним характеристиками галактик. Повна маса міжзоряного речовини сильно змінюється від однієї галактики до іншої і звичайно становить від кількох десятих часток відсотка до 50% сумарної маси зірок (в окремих випадках газ може навіть переважати за масою над зірками). Зміст газу в галактиці - це дуже важлива характеристика, від якої багато в чому залежить активність відбуваються в галактиках процесів і, насамперед, - процес утворення зірок.
Морфологічна класифікація та структура ГАЛАКТИК
Різноманіття спостережуваних форм галактик викликало у астрономів бажання об'єднати схожі об'єкти і розбити галактики на ряд класів за їх зовнішнім виглядом (за морфології). В основі найбільш часто використовуваної морфологічної класифікації галактик лежить схема, запропонована Е. Хабблом в 1925 і розвинена ним у 1936. Галактики поділяються на кілька основних класів: еліптичні (Е), спіральні (S) лінзовідние (S0) і неправильні (Irr).
E-галактики виглядають як еліптичні або овальні плями, не надто сильно витягнуті, яскравість усередині яких плавно зменшується з відстанню від центру. Помітний диск у них відсутній, хоча точні фотометричні вимірювання в деяких випадках дозволяють запідозрити його існування. Сліди пилу або газу в них також рідко зустрічаються. За ступенем сплюснутості Е-галактики поділяються на кілька підкласів - від Е0 (круглі) до Е6 (витягнуті). Цифра, що стоїть після букви «Е», характеризує видиму декомпозиція галактики. Вона приблизно дорівнює відношенню 10 · (a-b) / a, де a і b - відповідно велика і мала осі еліпса, який описує галактику.
У спіральних (S) галактиках виділяється центральне згущення зірок - «балдж», і протяжний зоряний диск, у якому (якщо він тільки не повернуть до спостерігача «руба») спостерігаються спіральні гілки. Розрізняють спіральні галактики без перемички і з перемичкою. В останньому випадку в центральній частині галактики зірки утворюють витягнуту структуру - бар, за межами якого починаються спіральні гілки. Такі галактики позначаються SB. На фотографіях, отриманих в променях видимої частини спектру, бари помітні не менш ніж у третини усіх S-галактик. В інфрачервоних променях їх можна виявити у ще більшої кількості галактик.
Спіральні галактики також діляться на підкласи: Sa, Sb, Sc, Sd, а для галактик з баром - SBa, SBb, SBc, SBd. Уздовж послідовності від а до d зменшується яскравість балджа, а спіральні гілки стають все більш клочковатое, більш «розгорнутими» і менш чіткими за формою. У спіральних галактик, що спостерігаються з ребра, спіральні рукави не видно, але тип галактики можна встановити за відносної яскравості балджа і диска.
Між типами Е і S знаходиться тип лінзовідних галактик (S0). Як і S-галактики, вони мають зоряним диском і балджем, але в них немає спіральних гілок (хоча бар може бути). Вважається, що це галактики, які в далекому минулому були спіральними, але до теперішнього часу майже повністю «втратили» або витратили міжзоряний газ, а разом з ним - і здатність утворювати яскраві спіральні гілки.
Irr-галактики не мають впорядкованою структурою, в них немає спіральних гілок, хоча вони і містять в собі яскраві області різних розмірів (як правило, це області інтенсивного зореутворення). Балдж в цих галактиках дуже малий або зовсім відсутній.
Кілька відсотків галактик, що спостерігаються не вкладається в описану класифікаційну схему, їх називають пекулярними. Зазвичай це галактики, форма яких спотворена сильною взаємодією із сусідніми галактиками, або ж мають незвичайною структурою - наприклад, полярним колом, що обертається в площині, перпендикулярної площини зоряного диска.
В окрему групу виділяються карликові галактики - невеликі за розміром, світність яких в тисячі разів менше, ніж у таких галактик як наша або туманність Андромеди. Це найчисленніший клас галактик, але через низьку світності їх важко виявити на великій відстані. Розмір карликів зазвичай не перевершує декількох кілопарсек (див. ПС). Серед них також зустрічаються еліптичні dE, спіральні dS (дуже рідко), і неправильні (dIrr). Буква d (від англійського dwarf - карлик) означає приналежність до карликових системам.
Введення
З історії відкриття
Загальні властивості галактик
Морфологічна класифікація та структура галактик
Оцінка відстаней до галактик
Склад галактик
Кінематика галактик
Ядра галактик
Системи галактик
Висновок
ВСТУП
Галактики - гігантські зоряні острови, що знаходяться за межами нашої зоряної системи (нашої Галактики). Вони дуже різноманітні за своїми розмірами, зовнішнім виглядом та складом. Різниця меду галактиками різних типів пояснюється як різними умовами формування, так і еволюційними змінами, що відбулися за мільярди років їхнього життя.
Простір між галактиками прозоро, що дозволяє спостерігати дуже далекі об'єкти. Неозброєному оку доступно всього три галактики - туманність Андромеди в північній півкулі і Велике і Мале Магелланові Хмари - у південному. Магелланові хмари є найближчими до нас галактиками: відстань до них близько 150 тис. св. років. Сучасним великим телескопам потенційно доступні для спостереження більше мільярда далеких галактик, однак, більшість з них ледве помітні і видно лише як крихітні цятки розміром в декілька кутових секунд, часто з вигляду насилу відмітні від слабких зірок нашої Галактики. Тому сучасні уявлення про галактики засновані на вивченні декількох десятків тисяч порівняно близьких об'єктів, які можуть бути досліджені більш детально.
Вивчення галактик дуже важливо, тому що це може пояснити походження Всесвіту, зірок, нашої планети.
З ІСТОРІЇ ВІДКРИТТЯ
Ідея про те, що наша Галактика не укладає в себе весь зоряний світ і існують інші, подібні з нею зоряні системи, вперше була висловлена вченими і філософами в середині 18 ст. (Е. Сведенборг у Швеції, І. Кант в Німеччині, Т. Райт в Англії). На небі інші зоряні системи виглядають як далекі гігантські скупчення зірок. Природно було припустити, що такими «зовнішніми» галактиками є світлі туманні плями низькій яскравості, відкриті астрономами на небі, коли в їх розпорядженні з'явилися досить великі телескопи. Англійський астроном В. Гершель у кінці 18 ст. зміг за допомогою побудованого ним великого телескопа першим «розкласти» на окремі зірки деякі з таких туманностей. Згодом виявилося, що вони є зоряними скупченнями, які належать нашій Галактиці. Інші ж туманності (включаючи велику Туманність Андромеди) не дозволялися на зірки, і було невідомо, чи належать вони до нашої Галактиці або лежать за її межами. Пізніше, в кінці 19 ст., З'ясувалося, що природа спостережуваних світлих плям взагалі не однакова, деякі з них, дійсно, можуть бути далекими зоряними скупченнями, а інші мають спектр, характерний для газу, а не для зірок, а, значить, є хмарами нагрітого міжзоряного газу.
У середині 19 ст. було вперше виявлено наявність спіральної структури у деяких туманностей (лорд Росс, Великобританія). Але їх зоряна природа ще довгий час залишалася недоведеною.
На допомогу прийшла малюнок. На початку 20 ст. американському астроному Дж.Річі за допомогою нового телескопа з діаметром 1,5 м на обсерваторії Маунт Вільсон вперше вдалося, використовуючи довгі експозиції, отримати фотографії кількох туманних плям (включаючи туманності в Андромеді і в трикутнику) такої високої якості, що на них можна було розглянути зображення великого числа дуже слабких зір. Але оскільки ніхто не міг сказати, до яких типів належать ці зірки, відкриття Річі не вирішило питання про відстань, а значить, і про природу досліджуваних об'єктів. Остаточно цей проблема була вирішена в 1924 р, коли американський астроном Е. Хаббл, проводячи спостереження на новому інструменті - 2,5-метровому рефлекторі, виявив в туманностях Андромеди і Трикутника зірки знайомого типу - цефеїди.
Відстань до цих змінних зір астрономи вже вміли визначати за характерною для них залежності «період-світність». І хоча згодом з'ясувалося, що отримані Хабблом відстані більш ніж удвічі менше дійсних, його оцінки переконливо показали, що спостерігалися зоряні системи знаходяться далеко за межами нашої Галактики. З цього часу стало можливим говорити про народження нового розділу науки - позагалактичної астрономії.
Перший каталог, що містить інформацію про становище на небі більше ста туманних плям, був складений французьким астрономом, що спеціалізувався на пошуку комет, Шарлем Мессьє в 18 ст. Більшість зареєстрованих ним плям згодом виявилося галактиками, решта - світлими газовими туманностями і зоряними скупченнями нашої Галактики. Об'єкти Мессьє досі позначаються номерами його каталогу (наприклад, туманність Андромеди має позначення М31). Одним з найбільш великих каталогів, номерами з яких часто позначають галактики, є New General Catalogue (NGC), основи якого заклали англійські астрономи Вільям Гершель і його син Джон Гершель. Разом з додаванням до нього (Index Catalogues, або IC) каталог NGC містить координати більше 13 тис. об'єктів.
Робота зі складання більш докладних каталогів галактик була істотно розширена декількома виданнями реферативного каталогу яскравих галактик Ж. де Вокулера зі співробітниками. Більш великі, але менш інформативні каталоги, засновані на перегляді фотографічних платівок огляду неба, отриманих на 1,2-метрової камері Шмідта Паломарській обсерваторії, були опубліковані ще раніше Ф. Цвіккі в США (Каталог Цвіккі), П. Нільсоном у Швеції (каталог UGC ) і Б.А.Воронцовим-Вельяміновим в СРСР (Морфологічний каталог галактик). Вони містять координати, зоряні величини, кутові розміри і деякі інші параметри для декількох десятків тисяч галактик приблизно до 15-ї зоряної величини. Пізніше було проведено аналогічний огляд і для південного неба - за фотографіями, отриманим за допомогою ширококутних камер Шмідта Європейської південної обсерваторії в Чилі і в Австралії. З часом з'явилися численні більш спеціалізовані атласи та каталоги галактик, що володіють тими чи іншими властивостями, у тому числі складені за спостереженнями в радіо, рентгенівському або інфрачервоному діапазонах спектру.
Одна і та ж типу під різними номерами може входити в різні каталоги. За винятком невеликого числа об'єктів, галактики не мають власних імен. Кожній відповідає цифрове позначення, перед яким, як правило, коштує абревіатура (скорочена до кількох літер назва) відповідного каталогу. Позначення галактик в окрему папку разом з обширною інформацією про їх спостережуваних властивості можна знайти, наприклад, у базі даних НАСА по позагалактичних об'єктів на сайті.
ЗАГАЛЬНІ ВЛАСТИВОСТІ ГАЛАКТИК
Галактики - складні по складу і структурі системи. Найменші з них по числу зірок порівнянні з великими зоряними скупченнями в нашій Галактиці, однак за розмірами вони значно перевершують: діаметр навіть найменших галактик становить кілька тисяч св. років. Розміри гігантських галактик в сотні разів більше.
Галактики не мають різких кордонів, їх яскравість поступово спадає з віддаленням від центру назовні, тому поняття розміру не є строго визначеним. Видимий розмір галактик залежить від можливості телескопа виділити їх зовнішні області, що мають низьку яскравість, на тлі світіння нічного неба, яке ніколи не буває абсолютно чорним. У його слабкому світлі «тонуть» периферійні частини галактик. Сучасна техніка дозволяє реєструвати області галактик з яскравістю менше 1% від яскравості нічного неба. Для об'єктивної оцінки розмірів галактик за їх межу умовно приймається певний рівень поверхневої яскравості, або, як кажуть, певна ізофота (так називають лінію, вздовж якої поверхнева яскравість має постійне значення). Часто як такого порогового значення яскравості приймається 25 зоряна величина з квадратною кутовий секунди у фотографічній області спектра. Відповідна їй яскравість в десятки разів нижче яскравості нічного, нічим не «підсвіченого» неба. Яскравість центральних областей галактик може бути в кілька сотень разів вище порогового значення.
Світність галактик (тобто повна потужність випромінювання) змінюється у ще більших межах, ніж їх розмір - від декількох мільйонів светимостей Сонця (L c) у найменших галактик до кількох сотень мільярдів L c для галактик-гігантів. Ця величина приблизно відповідає загальній кількості зірок в галактиці або її повній масі. Світність галактик такого типу як наша Галактика становить кілька десятків мільярдів светимостей Сонця. Однак у однієї і тієї ж галактики вона може сильно відрізнятися в залежності від діапазону спектру, в якому ведеться спостереження. Тому дуже важливу роль у вивченні галактик грають спостереження в різних інтервалах довжин хвиль. Вид галактик невпізнанно змінюється при переході від одного спектрального діапазону до іншого - від радіохвиль до гамма-променів. Це пов'язано з тим, що основний внесок у випромінювання галактик на різних довжинах хвиль вносять об'єкти різної природи.
| Спектральний діапазон | Об'єкти, що дають основний внесок у випромінювання галактики | Примітка |
| Гамма | Активні ядра деяких галактик. Джерела, дають поодинокі короткі сплески випромінювання, мабуть, пов'язані з компактними зірками (нейтронними зірками, чорними дірами) .. | Випромінювання галактик в цьому діапазоні рідко спостерігається. Воно реєструється лише за межею атмосфери. |
| Рентгенівський | Гарячий газ, що заповнює галактику. Активні ядра деяких галактик. Окремі джерела, пов'язані з тісними подвійними зоряними системами з перетіканням речовини на компактну зірку. | Випромінювання приймається тільки за межею атмосфери. |
| Ультрафіолетовий | Найбільш гарячі зірки (у галактиках, де відбувається зореутворення, це - блакитні надгіганти). Активні ядра деяких галактик. | Випромінювання особливо сильно в галактиках з інтенсивним зореутворенням. |
| Область видимого світла | Зірки з різною температурою. Світлі газові туманності. | У цьому діапазоні більшість галактик випромінює основну енергію. |
| Близький інфрачервоний | Найбільш холодні зірки (червоні надгіганти, червоні гіганти, червоні карлики). | Світність галактики в цьому діапазоні найбільш точно характеризує повну масу містяться в ній зірок. |
| Далекий інфрачервоний | Міжзоряне пил, нагріта випромінюванням зірок. Активні ядра і околоядерного області деяких галактик. | Випромінювання особливо сильно в галактиках з інтенсивним зореутворенням. Реєструється тільки за межею атмосфери. |
| Радіо | Високоенергійні електрони, які вивчають в міжзоряному магнітному полі. Холодний (атомарний, молекулярний) міжзоряний газ, що випромінює на певних частотах. Активні ядра деяких галактик. | Випромінювання дає основну інформацію про холодний міжзоряному газі галактики і про магнітних полях у міжзоряному просторі. |
Галактики - це перш за все зоряні системи; саме з зірками пов'язане їхнє оптичне випромінювання. Просторово зірки утворюють два основних структурних компонента галактики, як би вкладених один в іншій: швидко обертається зоряний диск, товщина якого зазвичай складає 1-2 тис. св. років, і повільно обертається сферичну (або сфероїдальну) складову, яскравість якої концентрується не до площини диска, а до центру галактики. Внутрішня, найбільш яскрава частина сферодального компоненту називається балджа (від англ. Bulge - здуття), а зовнішня частина низькій яскравості - зоряне гало. У центральній частині масивних галактик часто виділяється невеликий і швидко обертався околоядерного диск розміром близько тисячі Хаббл-тип, який також складається із зірок і газу. Така структурність галактик відображає складний багатоступінчастий характер їх формування. Є галактики, в яких спостерігається тільки один з двох основних компонентів: диск або сфероїд.
Крім зірок з різними масами, хімічним складом і віком, кожна галактика містить розріджену і злегка намагнічену міжзоряне середовище (газ і пил), пронизує високоенергічних частками (космічними променями). Відносна маса, яка припадає на частку міжзоряного середовища, як і потужність радіовипромінювання, також відносяться до найважливіших піднаглядним характеристиками галактик. Повна маса міжзоряного речовини сильно змінюється від однієї галактики до іншої і звичайно становить від кількох десятих часток відсотка до 50% сумарної маси зірок (в окремих випадках газ може навіть переважати за масою над зірками). Зміст газу в галактиці - це дуже важлива характеристика, від якої багато в чому залежить активність відбуваються в галактиках процесів і, насамперед, - процес утворення зірок.
Морфологічна класифікація та структура ГАЛАКТИК
Різноманіття спостережуваних форм галактик викликало у астрономів бажання об'єднати схожі об'єкти і розбити галактики на ряд класів за їх зовнішнім виглядом (за морфології). В основі найбільш часто використовуваної морфологічної класифікації галактик лежить схема, запропонована Е. Хабблом в 1925 і розвинена ним у 1936. Галактики поділяються на кілька основних класів: еліптичні (Е), спіральні (S) лінзовідние (S0) і неправильні (Irr).
E-галактики виглядають як еліптичні або овальні плями, не надто сильно витягнуті, яскравість усередині яких плавно зменшується з відстанню від центру. Помітний диск у них відсутній, хоча точні фотометричні вимірювання в деяких випадках дозволяють запідозрити його існування. Сліди пилу або газу в них також рідко зустрічаються. За ступенем сплюснутості Е-галактики поділяються на кілька підкласів - від Е0 (круглі) до Е6 (витягнуті). Цифра, що стоїть після букви «Е», характеризує видиму декомпозиція галактики. Вона приблизно дорівнює відношенню 10 · (a-b) / a, де a і b - відповідно велика і мала осі еліпса, який описує галактику.
У спіральних (S) галактиках виділяється центральне згущення зірок - «балдж», і протяжний зоряний диск, у якому (якщо він тільки не повернуть до спостерігача «руба») спостерігаються спіральні гілки. Розрізняють спіральні галактики без перемички і з перемичкою. В останньому випадку в центральній частині галактики зірки утворюють витягнуту структуру - бар, за межами якого починаються спіральні гілки. Такі галактики позначаються SB. На фотографіях, отриманих в променях видимої частини спектру, бари помітні не менш ніж у третини усіх S-галактик. В інфрачервоних променях їх можна виявити у ще більшої кількості галактик.
Спіральні галактики також діляться на підкласи: Sa, Sb, Sc, Sd, а для галактик з баром - SBa, SBb, SBc, SBd. Уздовж послідовності від а до d зменшується яскравість балджа, а спіральні гілки стають все більш клочковатое, більш «розгорнутими» і менш чіткими за формою. У спіральних галактик, що спостерігаються з ребра, спіральні рукави не видно, але тип галактики можна встановити за відносної яскравості балджа і диска.
Між типами Е і S знаходиться тип лінзовідних галактик (S0). Як і S-галактики, вони мають зоряним диском і балджем, але в них немає спіральних гілок (хоча бар може бути). Вважається, що це галактики, які в далекому минулому були спіральними, але до теперішнього часу майже повністю «втратили» або витратили міжзоряний газ, а разом з ним - і здатність утворювати яскраві спіральні гілки.
Irr-галактики не мають впорядкованою структурою, в них немає спіральних гілок, хоча вони і містять в собі яскраві області різних розмірів (як правило, це області інтенсивного зореутворення). Балдж в цих галактиках дуже малий або зовсім відсутній.
Кілька відсотків галактик, що спостерігаються не вкладається в описану класифікаційну схему, їх називають пекулярними. Зазвичай це галактики, форма яких спотворена сильною взаємодією із сусідніми галактиками, або ж мають незвичайною структурою - наприклад, полярним колом, що обертається в площині, перпендикулярної площини зоряного диска.
В окрему групу виділяються карликові галактики - невеликі за розміром, світність яких в тисячі разів менше, ніж у таких галактик як наша або туманність Андромеди. Це найчисленніший клас галактик, але через низьку світності їх важко виявити на великій відстані. Розмір карликів зазвичай не перевершує декількох кілопарсек (див. ПС). Серед них також зустрічаються еліптичні dE, спіральні dS (дуже рідко), і неправильні (dIrr). Буква d (від англійського dwarf - карлик) означає приналежність до карликових системам.
Було також виявлено два типи карликів, які практично не мають аналогів серед галактик високої світності. Це - карликові сфероїдальні системи (dSph) і карликові блакитні компактні галактики (dBCG). Перші схожі на кульові зоряні скупчення, збільшені за обсягом у тисячі разів. Такі галактики - рекордсмени за низькою поверхневої яскравості серед карликів, яка навіть у внутрішній області галактик часто буває значно нижче яскравості темного нічного неба. Кілька галактик dSph є супутниками нашої Галактики. На відміну від них галактики dBCG мають високу поверхневу яскравість при невеликому лінійному розмірі, а їх блакитний колір свідчить про інтенсивно відбувається зореутворення. Ці об'єкти особливо багаті газом і молодим зірками.
ОЦІНКА відстані до галактик
Багато характеристики галактик, такі як світність, лінійні розміри, маса газу і зірок, період обертання, неможливо оцінити, якщо не відомо відстані до них. Не існує універсального методу визначення відстаней до галактик. Одні способи використовуються для порівняно близьких, інші - для дуже далеких об'єктів. Найбільш різноманітні методи оцінки відстаней до порівняно близьких галактик, в яких можна спостерігати і досліджувати окремі яскраві об'єкти. В якості таких об'єктів зазвичай використовуються зірки, що володіють високою світністю: цефеїди, найяскравіші надгіганти або гіганти (їх легко розрізнити за кольором), але часто залучаються і інші утворення: зоряні скупчення, планетарні туманності, а також нові зірки в максимумі блиску. Характеристики цих об'єктів вважаються відомими, наприклад, за аналогією з подібними об'єктами нашої Галактики. Найточніший метод пов'язаний з використанням цефеїд, оскільки світності цих зірок можуть бути отримані за добре встановленої залежності «період-світність». Для визначення відстаней проводяться фотометричні вимірювання видимих зоряних величин (видимої яскравості) об'єктів у тих чи інших галактиках. Потім отримані оцінки зіставляються зі світністю вибраних об'єктів (або їх абсолютної зоряної величиною); при цьому обов'язково вводиться поправка на міжзоряне поглинання світла. У підсумку це дозволяє оцінити, наскільки далеко від нас знаходиться галактика.
Якщо m - видима зоряна величина об'єкта, виправлена за міжзоряне поглинання, а М - його відома абсолютна зоряна величина, то логарифм відстані D до цього об'єкта, вираженого в мегапарсек, визначається за формулою:
lg D = 0,2 (m - M) - 5.
Для перекладу відстані в мільйони світлових років його значення в мегапарсек треба помножити на 3,26.
Ефективним виявився і метод визначення відстаней не по окремих об'єктах, а за оцінкою параметрів дрібних брижах (флуктуацій поверхневої яскравості) на видимому зображенні галактик, яка обумовлена зірками, не дозволяється окремо. Але всі ці методи досить грубі і в застосуванні до індивідуальних галактик можуть давати велику помилку.
Найяскравіші зірки, придатні для оцінки відстаней, навіть за допомогою найбільших телескопів спостерігаються в галактиках, віддалених не більше ніж на кілька десятків мільйонів світлових років (кульові скупчення - трохи далі). Виняток становлять наднові зірки, їх можна відобразити на будь-яких відстанях, з яких видно галактики. Їх теж використовують для оцінки відстаней, проте, вони спалахують в галактиках рідко і не прогнозованим чином. Тому для більш далеких галактик розроблені інші підходи. Наприклад, припускають, що заздалегідь відома світність або лінійний розмір галактик певного типу (це дуже грубий метод). Більш точні оцінки спираються на статистично встановлені залежності, що зв'язують світність галактик з будь-якої безпосередньо вимірюваною величиною, що характеризує галактику (швидкість обертання, ширина спектральних ліній, що належать зіркам, або ліній випромінювання міжзоряного газу в радіодіапазоні). Але найчастіше відстань до далеких галактик визначають по залежності Хаббла «червоний зсув спектральних ліній - відстань». Цей метод (метод червоного зсуву) заснований на вимірюванні зсуву ліній у спектрі галактики, обумовленого розширенням Всесвіту. Відкрита емпірично залежність Хаббла отримала надійне обгрунтування в теорії розширення Всесвіту. Однак, для калібрування емпіричних залежностей все одно потрібні порівняно близькі галактики, для яких відстані знаходять за індивідуальними об'єктах. Тому визначити, у скільки разів одна галактика далі інший, можна значно точніше, ніж оцінити відстань до кожної з них. У цілому, точність оцінки відстаней не перевищує 10-15%, а в окремих випадках вона значно нижча.
СКЛАД ГАЛАКТИК
Міжзоряні газ і пил. Розподіл газу в галактиці може сильно відрізнятися від розподілу зірок. Іноді газ простежується до значно більших відстаней від центру галактики, ніж зірки, наочно демонструючи, що галактика може продовжуватися далі своїх оптичних кордонів. Відносна частка маси, яка припадає на міжзоряний газ, в середньому росте від Е-к Irr-галактик. Для таких галактик, як наша, вона становить кілька відсотків, а в Е-галактиках газу міститься менше 0,1% (хоча є й винятки з цього правила).
Міжзоряний газ складається, в основному, з водню і гелію з невеликими домішками важчих елементів. Ці важкі елементи утворюються в зірках і разом з газом, що втрачається, зірками, опиняються в міжзоряному просторі. Тому вміст важких елементів важливо знати для вивчення еволюції галактики.
У спіральних галактиках газ концентрується до площини зоряного диска, а всередині диска його щільність найбільше в спіральних гілках, а також у центральній області галактики. Але газ спостерігається і в еліптичних галактиках, де немає ні зоряних дисків, ні спіральних гілок. У цих галактиках газ являє собою гарячу розріджену середу, заповнює весь обсяг зоряної системи. З-за високої температури (сотні тисяч градусів Кельвіна) його можна спостерігати в рентгенівських променях.
Газ в S-і Irr-галактиках знаходиться в трьох основних станах, або фазах. По-перше, це хмари холодного (менше 100 К) молекулярного газу. Такий газ не випромінює світла, але його присутність дозволяє виявити радионаблюдения, оскільки різні молекули в розрідженій середовищі випромінюють на певних, добре відомих довжинах хвиль. Саме в хмарах холодного газу зароджуються зірки. По-друге, це атомарний, або нейтральний, газ, який утворює хмари і більше розріджену межоблачную середу. Такий газ також не випромінює світла. Атомарний водень було відкрито за радіовипромінюванню на частоті 1420 МГц. Як правило, в цьому стані знаходиться основна маса міжзоряного газу. По-третє, в променях видимого світла звичайно спостерігаються численні яскраві області, утворені газом, Іонізованниє ультрафіолетовим випромінюванням зірок і нагрітим до температури близько 10 000 К. Це області іонізованого газу. Як правило, джерелом нагріву і іонізації є молоді масивні зірки, тому велика кількість іонізованого газу свідчить про інтенсивний зореутворення в галактиці.
У газовому середовищі міжзоряного простору міститься і мелкодісперсний твердий компонент - міжзоряне пил. Вона проявляє себе двояко. По-перше, пил поглинає видимі і ультрафіолетові світло, викликаючи загальне ослаблення яскравості і почервоніння галактики. Найбільш непрозорі (через пил) ділянки галактики видно як темні області на світлому яскравому фоні. Особливо багато непрозорих областей поблизу площини зоряного диска - саме там концентрується холодна міжзоряне середовище. Тому, якщо дивитися на диск галактики «з ребра», то зазвичай буває добре помітна пилова смуга, що перетинає галактику по діаметру. По-друге, пил випромінює сама, віддаючи накопичену енергію світла у формі далекого інфрачервоного випромінювання (в діапазоні довжин хвиль 50-1000 мкм). Тому повна енергія випромінювання пилу буває порівнянна з енергією видимого випромінювання, що приходить до нас від всіх зірок галактики. Сумарна маса пилу порівняно невелика: вона в кілька сотень разів менше, ніж повна маса міжзоряного газу. Особливо мало пилу в Е-галактиках, де холодний газ також практично відсутня, а також у карликових галактиках, де газу може бути багато, але середовище містить мало важких елементів, необхідних для формування пилинок. Пил в галактиках є продуктом еволюції зірок.
Зоряне населення і вік галактик. Зірки відрізняються один від одного по масі, віком та хімічним складом. У кожній галактиці можуть перебувати зірки з різними характеристиками: масивні і маломасивні, молоді і старі. Відсоток давно утворилися (старих) зірок з віком в мільярди років і зірок, які можна умовно назвати молодими (з віком менше ста мільйонів років) сильно змінюється від однієї галактики в іншу. Хоча старі зірки присутні в галактиках всіх типів, уздовж морфологічної послідовності галактик - від E до Irr - відносна кількість молодих зірок у середньому зростає.
У Е-галактиках за рідкісними винятками молоді зірки практично відсутні. Спектр і колір галактик цього типу свідчить про те, що вони в основному складаються із зірок, що виникли більше 10 млрд. років тому. Найяскравіші зірки Е-галактик - червоні гіганти.
У спіральних і неправильних галактиках є і старі, і молоді зірки. Найяскравіші з них - блакитні надгіганти, вік яких не перевищує кількох десятків мільйонів років.
Найбільша кількість молодих зірок спостерігається в деяких рідко зустрічаються галактиках зі спалахом зореутворення. Як правило, вони належать до типів Irr або dBCG, але ними можуть бути і S-галактики. Молоді масивні зірки надають цим системам блакитнуватий колір. Прикладом порівняно близькій до нас спіральної галактики зі спалахом зореутворення є NGC 253.
Крім вікового складу, зоряне населення галактик (як, втім, і міжзоряний газ в них) може відрізнятися своїм хімічним складом, точніше - відносним вмістом хімічних елементів важче гелію. Оскільки ці елементи народжуються в масивних зірках, а потім потрапляють в міжзоряний простір і беруть участь в утворенні нових поколінь зірок, в молодих зірках важких елементів більше, ніж у старих. Тому вимірювання вмісту важких елементів в зірках дозволяє отримати інформацію про історію зореутворення в галактиці. Найменше важких елементів виявилося у карликових галактиках. Частково це пояснюється тим, що такі елементи ще не встигли в них виникнути, а частково тим, що частина газу, збагаченого утворилися в зірках хімічними елементами, отримує при викиді з зірок такі великі швидкості, що не утримується гравітаційним полем маломасивні галактики і назавжди покидає її .
Вік галактик оцінюють за їх зоряного складу, який визначають за спектром (чи кольору) зоряного випромінювання, спираючись при цьому на теорію зоряної еволюції, що вказує характерний вік зірок різного спектрального класу. Однак саме поняття віку галактик визначено нечітко, оскільки процес формування галактики може займати 1-2 (а в деяких випадках і більше) мільярда років. Тим не менш, аналіз спостережень показав, що в абсолютній більшості випадків самі старі зірки галактик всіх типів мають подібний вік, що перевищує 10 мільярдів років.
Епоха, в яку почалося масове формування галактик як зоряних систем з спочатку газового середовища, відстоїть від нас на 10-13 млрд. років. Однак, серед галактик-карликів є системи, вік яких, мабуть, істотно менше. Деякі, дуже рідко зустрічаються карликові галактики, мабуть, тільки в нашу епоху відчувають перший спалах інтенсивного зореутворення у своїй історії. У них міститься багато міжзоряного газу (атомарного водню) і молодих зірок, і немає помітних слідів присутності старих зірок (червоних гігантів). При цьому в їх зірках і міжзоряному газі дуже мало важких елементів, які просто ще не встигли виникнути. Але частіше за все велику кількість молодих зірок свідчить не про молодість системи, а про те, що з тих чи інших причин у галактиці сталася чергова спалах зореутворення.
Зореутворення у галактиках. Зірки і газ - основні складові галактик, тісно пов'язані один з одним. У холодних хмарах газу відбувається зародження зірок, а останні на певній стадії еволюції повертають частину речовини у міжзоряне середовище. При цьому масивні зірки своїм випромінюванням нагрівають і ионизуют газ. Процес обміну речовиною між зірками і міжзоряного середовищем не збалансований: оскільки зірки втрачають лише частину своєї маси, зореутворення призводить до повільного зменшення запасів газу в галактиці. Тому в більшості галактик на частку газу припадає лише кілька відсотків речовини, що міститься в зірках, тобто більша частина газу вже витрачена.
Галактики з інтенсивним зореутворенням відрізняються великим числом спостережуваних молодих зірок високої світності (блакитних надгігантів) з більш блакитним кольором і великою кількістю областей іонізованого газу, спектр цих зірок містить яскраві лінії випромінювання. Присутність молодих масивних зірок робить такі галактики особливо яскравими в ультрафіолетовій і далекій інфрачервоній областях спектру, призводить до появи безлічі областей іонізованого газу. Часті вибухи наднових зірок збільшують потужність радіовипромінювання галактики. За цими ознаками і оцінюється інтенсивність зореутворення у галактиках.
У середньому, темпи зореутворення (в розрахунку на одиницю маси або світності галактики) зменшуються вздовж хаббловской послідовності типів від Irr до E, хоча є й винятки з цього правила. У Е-галактиках молоді зірки або взагалі відсутні, або їх слабкі сліди помітні лише в самому центрі галактики. У S-і Irr-галактиках в середньому в зірки перетворюється від декількох мільйонів до декількох десятків мільйонів сонячних мас речовини за кожен мільйон років. При цьому, як правило, чим більше газу в галактиці, тим вище і темп зореутворення в ній.
Майже завжди зореутворення у галактиках відбувається в їх дисках, де найбільш сильно концентрується міжзоряне середовище. Головна особливість зореутворення в дисках галактик - його вогнищевий характер. Газ і молоді зірки, як правило, групуються в окремих областях диска розміром в кілька сотень світлового років. Невеликі галактики можуть містити два-три великі вогнища зореутворення, а в галактиках-гігантах сотні областей зореутворення різних розмірів розсіяні по всьому диску, концентруючись до спіральним гілкам, де щільність газу найбільш висока. Велика частина побачити відмінностей між галактиками прямо чи опосередковано пов'язана з зореутворенням у них - як у сучасну епоху, так і в минулому.
Темп зореутворення і розташування областей, де в галактиці народжуються зірки, залежить від багатьох факторів, які можуть прискорювати, або, навпаки, уповільнювати процес перетворення газу в зірки. Виявлення цих факторів і їх ролі в еволюції галактик - важлива і далеко не вирішена проблема.
Кінематики Галактики
Обертання галактик. Окремі зірки, зоряні скупчення і газові хмари безупинно рухаються в галактиці, причому кожен об'єкт описує досить складну незамкнену траєкторію навколо центру мас галактики. Але безпосередньо виміряти переміщення зірок чи хмар газу неможливо. Визначення швидкості руху різних об'єктів засноване на ефекті Доплера, і проводиться за вимірюваннями зсуву ліній у їхніх спектрах. Для зірок - це лінії поглинання, для хмар іонізованого газу - лінії випромінювання в оптичному спектрі. Для хмар холодного газу, не випромінює світла, використовуються радіолінії випромінювання водню (довжина хвилі 21 см) або молекулярних сполук, перш за все - молекули СО; більшість цих радіоліній лежить в сантиметровому і міліметровому діапазонах. Зрозуміло, вимірювання дають лише величину проекції швидкості на промінь зору, а відновлення повного вектора швидкості вимагає певних припущень про характер руху об'єктів.
Оцінка швидкостей газу і зірок у галактиках має одну особливість: об'єкти, швидкості яких визначаються, звичайно не видно окремо, так що вимірювання дають деякі середні значення швидкостей в даному місці галактики. При цьому кожна зірка або хмара газу може мати швидкість, помітно відрізняється від середньої. Тому часто говорять не про швидкість окремих об'єктів, а про швидкість газу або зірок даного типу в певній галузі галактики.
Швидкості руху газу і зірок становлять від кількох десятків кілометрів на секунду в карликових галактиках до 200-300 км / с (в окремих випадках - до 400 км / с) у гігантських спіральних галактиках.
Усі галактики обертаються, але не як тверді тіла: орбітальний період об'єктів зростає із збільшенням відстані до центру обертання (центру мас) галактики. При цьому сукупність зірок і міжзоряний газ можуть мати різні швидкості обертання навіть на однаковій відстані від центру. Характер обертання галактик різних типів також не однаковий.
Еліптичні галактики. Швидкості зір у них тим більше, чим масивніше галактика, але швидкості сусідніх зірок, як правило, мають різне спрямування, так що середнє значення швидкості в кожному локальному обсязі галактики виявляється невеликим. Тому навіть при високих швидкостях руху зірок обертання галактики як цілого досить повільне - кілька десятків кілометрів секунду. Цікаво, що ступінь стиснення галактики, всупереч очікуванням, виявилася не пов'язаної зі швидкістю її обертання: повільно обертається галактика може бути як кулястої, так і сплюсненою.
Спіральні галактики. Різні компоненти галактик мають різні швидкості обертання. Повільніше всього обертається зоряний балджа і зоряне гало: їх швидкості обертання майже так само невеликі, як в Е-галактик. Зірки і газ в галактичному диску обертаються швидше, тому що швидкості всіх об'єктів диска більш упорядкованим: вони рухаються переважно в одному напрямку. Найбільшою впорядкованістю відрізняються швидкості хмар газу і молодих зірок. Їхньої орбіти в диску галактики близькі до кругових, тому швидкості цих об'єктів часто називають швидкостями кругового обертання, або круговими швидкостями.
Графік зміни швидкості газу з відстанню від центру галактики називають кривою обертання галактики. Характерний вигляд кривих обертання галактик зображений на рис. 15 Спіральні гілки можуть викликати помітні відхилення швидкостей обертання від кругової швидкості, але амплітуда цих відхилень зазвичай невелика в порівнянні з круговою швидкістю і, як правило, не перевершує 20-30 км / с. Більш суттєві відхилення швидкості від кругової спостерігаються у взаємодіючих галактиках, а також у локальних областях зореутворення, де вплив масивних зірок на газ викликає нагрівання і розширення міжзоряного середовища.
Неправильні галактики. Це повільно обертаються системи. Як і в дисках S-галактик, швидкості обертання газу і зірок у них близькі до кругових. На відміну від Е-галактик, низька швидкість обертання в Irr-галактиках - наслідок їхньої малої маси.
Маси галактик і проблема темного гало. У середині 20 ст. було виявлено, що у великих скупченнях галактик середні швидкості руху окремих членів скупчення занадто великі, щоб вони могли утримати один одного в скупченні своїм гравітаційним тяжінням. Але оскільки скупчення включають старі зоряні системи, вони не можуть бути короткоживучими утвореннями. Звідси випливало, що велика частина маси повинна припадати на неспостережуваних середу, випромінювання якої майже або повністю відсутній. Абсолютно незалежно виявилося, що аналогічна проблема має місце і для окремих галактик.
Принцип визначення мас галактик досить простий. Якщо б складові галактику об'єкти не притягували один одного, то їх рух з спостерігаються швидкостями призвело б до руйнування галактики за кілька сотень мільйонів років. Але сили гравітації перешкоджають розльоту частин галактики. Тому, вимірявши швидкості руху газу або зірок, можна дізнатися, як розподілено речовина в галактиці і яка його маса. Нехай швидкість кругового обертання в диску галактики на відстані R від центру дорівнює V. Тоді маса М галактики, укладена в межах R, в першому наближенні дорівнює М (R) = V 2 R / G, де G - гравітаційна постійна. Такий підхід дозволяє за відомою кривою обертання галактики оцінити її масу і дізнатися, як вона розподілена в галактиці.
У 1970-х було встановлено, що форма кривих обертання багатьох спіральних галактик на великих відстанях від центру суттєво відрізняється від очікуваної. Швидкості обертання у внутрішній області галактики зростають з відстанню R від центру, але, як правило, починаючи з деякої відстані, майже не змінюються з R, зберігаючись високими навіть на периферії диска. Якщо б галактика складалася лише з звичайних (наблюдаемих!) зірок і газу, то швидкість обертання у зовнішніх областях галактики повинна була б зменшуватися з ростом R, аналогічно тому, що зменшується швидкість обертання планет навколо Сонця з зростанням розміру їх орбіт. Більш швидке обертання означає більш високу масу речовини, укладеного в межах даного радіуса. Звідси випливає, що маса речовини в зовнішніх областях галактик повинна бути вище визначеної. Так виникла проблема прихованої, або темної маси в галактиках. Якщо у внутрішній області галактик відносна частка темної маси мала, то чим далі від центру, тим вона вища. З непрямих даних випливає, що основна частина темної маси полягає не в диску, а в сфероидальним компоненті галактик. Тому зазвичай говорять про темне гало галактик.
У різних спіральних і неправильних галактиках частка маси, яка припадає на темну матерію, різна. У більшості випадків в межах оптичних кордонів спіральних галактик маса невидимого речовини порівнянна із сумарною масою речовини «видимого»: зірок і газу. Темна речовина продовжує галактику там, де ніякого світіння зірок уже не помітно. Але відомі й такі галактики, де темна маса переважає над видимої на всіх відстанях від центру.
Незалежно був отриманий висновок про існування темної маси і в еліптичних галактиках - за спостереженнями рентгенівського випромінювання гарячого газу. Його температура становить десятки мільйонів градусів, і галактика, що складається зі звичайних зірок, була б не в змозі утримати такий газ скільки-небудь довго.
Природа темної маси в галактиках до цих пір не цілком зрозуміла. Частина її можна пов'язати з маломасивні зірками або тілами, проміжними за масою між зірками і планетами. Їх випромінювання необнаружімо слабо, і пошуки таких тіл становить серйозну наукову проблему. Маломасивні тіла вдається виявити лише за їх гравітаційного впливу на промені світла від далеких зірок, які випадково опинилися на одній прямій лінії з яким-небудь з таких «темних» об'єктів: відхилення променів світла в гравітаційному полі об'єкта призводить до короткочасного поярченію зірки (ефект гравітаційного мікролінзування) .
Інший напрямок пошуку прихованої маси пов'язане зі спробою виявлення нових елементарних часток, відповідальних за цю темну масу. Такі частинки повинні мати ненульову масу спокою і слабо взаємодіяти зі звичайним речовиною, що робить їх важко виявити. Загальна маса таких частинок повинна бути дуже велика, вони повинні заповнювати всю галактику, вільно проходячи не тільки крізь міжзоряне середовище, але і крізь планети і зірки. Очікується, що швидкості руху цих частинок в галактиках приблизно такі ж, як і швидкості зірок. Частинки, що володіють необхідними властивостями, поки не виявлені методами лабораторної фізики, але їх існування передбачається в рамках фізичних теорій елементарних частинок. Чи можуть вони складати основну масу галактик - це має бути з'ясовано подальшими дослідженнями.
Природа спіральних гілок. Більшість галактик, що спостерігаються високої світності - спіральні. Їх спіральні гілки - це структурні утворення в обертових газо-зіркових дисках галактик. В абсолютній більшості випадків обертання галактик відбувається в такому напрямі, що зовнішні кінці спіралей «відстають» у своєму русі (спіралі хіба закручуються). Хоча така форма спіралей характерна для структур, що виникають в самих різних обертових середовищах, природа спіралей в галактиках залишалася незрозумілою протягом довгого часу. Проблема полягає насамперед у поясненні їх долгожівучесті. Як вже було зазначено, диски галактик обертаються не як тверді тіла: їх кутова швидкість зменшується з відстанню від центру. Такий характер обертання повинен розтягувати, «розмазувати» будь-який структурний візерунок диска, так що він не проіснує і декількох обертів галактики. Тим не менш, спіральні гілки спостерігаються в більшості дискових галактик, незважаючи на їх великий вік.
З наглядової точки зору спіральні гілки в галактиках представляють собою області, що виділяються більш високою яскравістю, і причиною цього в основному служить концентрація в них молодих зірок і хмар іонізованого газу, які також зобов'язані своїм походженням молодим масивним зіркам. Спіральні гілки як би синхронізують зореутворення в диску галактики, стимулюючи появу щільних хмар газу і молодих зірок вздовж гілок. Механізмом такої синхронізації служить стиснення міжзоряного середовища в спіралях. У гілках дійсно спостерігається підвищена щільність всіх компонентів міжзоряного середовища - газу, пилу, магнітного поля, космічних променів.
Значно складніше було знайти збільшення щільності старого населення зоряного диска в спіральних гілках, що становить його основну масу. Лише спостереження в ближньому ІЧ-діапазоні дозволили переконатися, що спіральний візерунок зачіпає не тільки газ і молоді зірки, але, як правило, всі компоненти диска. Збільшення щільності диска в області спіральних гілок обурює його гравітаційне поле. Це призводить до того, що зірки та газові хмари в диску у своєму русі під дією «надлишкових» сил тяжіння спіралей, відчувають систематичні відхилення від кругового обертання, то збільшуючи, то зменшуючи свої швидкості, причому це відбувається таким чином, що спіральний візерунок не розмивається при обертанні галактик, а є самопідтримуваним. Такий узгоджений процес математично описується як хвиля щільності, що розповсюджується по диску. Це означає, що спіральний візерунок не «приклеєний» до диску, а рухається зі своєю кутовий швидкістю, яка залишається однаковою на будь-якій відстані від центру галактики, і тому галактика гілка не може швидко «закрутитися і розмазатися». При цьому внутрішні області диска обертаються швидше, ніж спіральний візерунок, а зовнішні області - повільніше. Радіус, на якому ці дві швидкості обертання порівнюються, називається радіусом коротаціі. Його положення в галактиці визначається з аналізу швидкостей зірок або газу, виміряних для великої кількості локальних областей диска.
Кожна зірка за один оборот навколо центру галактики може кілька разів перетинати спіральні гілки. Для зірок такі перетини відбуваються безслідно, але міжзоряний газ, будучи суцільний середовищем, реагує на спіральну хвилю різким збільшенням щільності, що, в кінцевому рахунку, і призводить до посилення зореутворення. За відсутності газу яскраві спіральні гілки галактик не змогли б утворитися.
Виявлення механізмів збудження і підтримки хвильових коливань щільності в дисках галактик представляє окрему досить складну проблему. Велику роль в цих процесах можуть грати зоряні бари, існуючі в центральних областях SB-галактик, а також супутники і сусідні галактики, підбурює рух зірок і газу в диску галактики своїм гравітаційним полем. Хвильова теорія спіралей дозволила пояснити правильні за формою спіральні візерунки, які спостерігаються в галактиках. Справедливість хвильових уявлень підтверджується аналізом швидкостей руху газу і зірок в дисках. Але в реальних галактиках ситуація зазвичай значно складніше. Майже ніколи спіральний візерунок не є математично правильним, спіральна структура часто розбивається на окремі світлі плями, спіралі іноді частково або цілком складаються з коротких дугових відрізків, не стикуються між собою (в такому разі їх називають флокуллентнимі спіралями). Це відображає як складний характер процесу поширення зореутворення по диску, так і одночасне існування в диску хвиль з різною частотою і амплітудою.
ЯДРА ГАЛАКТИК
Центральна область галактики, звана її ядром, являє собою найбільш щільну частину зоряної системи. На зображенні галактики ядро виділяється своєю високою яскравістю. Ядра можна помітити у галактик всіх типів, крім неправильних і більшості карликових галактик. Крім зірок, у межах приблизно тисячі світлових років від центру галактики, часто концентрується міжзоряний газ і численні області молодих зірок, що утворюють обертається околоядерного диск.
Найбільш дивна властивість ядер, не пояснюване присутністю тільки звичайних зірок і газу в ядрі - це їх активність, яка яскраво виражена у декількох відсотків галактик високої світності. В активних ядрах спостерігаються нестаціонарні процеси, пов'язані з виділенням великої кількості енергії. У деяких випадках потужність виділення енергії в ядрі перевищує 10 37 Вт, що порівнянно або перевищує сумарну потужність випромінювання усіх зірок галактики разом узятих, хоча зазвичай вона все-таки на 1-2 порядки нижче.
Форма виділення енергії в ядрах, як і спостережувані ознаки активності, можуть бути різними. Це швидкий рух газу зі швидкостями в тисячі км / с, потужне нетеплове випромінювання незіркової природи в різних областях спектру - від рентгенівської до радіо, освіта спрямованих плазмових струменів (джетів), викиди високоенергічних елементарних частинок, відповідальні за потужне радіовипромінювання галактики. Спільною особливістю активних ядер галактик є змінність випромінювання на самих різних інтервалах часу: від декількох діб або навіть годин до декількох років.
Галактики, що володіють активними ядрами, прийнято розділяти на кілька типів. Розрізняють галактики Сейферта, радіогалактики, квазари і лацертід. Прояв активності ядер в кожному з цих типів галактик має свої спостережувані особливості. Однак у всіх випадках джерело потужної енергії ядра має крихітний розмір у порівнянні з розміром галактики (істотно менше світлового року). «Серцевиною» такого джерела імовірно є надмасивна чорна діра, на яку падає, розганяючись при падінні до близькосвітлових швидкостей, спочатку розріджена середовище, що знаходилася в її околиці (таким середовищем може бути міжзоряний газ околоядерного диска або газ, який входив до складу зірок, розірваних гравітаційному полем чорної діри). Це припущення підтверджується відкриттям в ядрах великих галактик всіх типів масивних об'єктів (мабуть, чорних дір), що не володіють помітним випромінюванням, але створюють дуже сильне гравітаційне поле. Їх маси складають від декількох мільйонів до декількох мільярдів мас Сонця. Теоретично, кінетична енергія падіння речовини, що повідомляється йому гравітаційним полем чорної діри, може в десятки разів перевершувати енергію, яку здатні дати будь-які термоядерні реакції в цій речовині. З цієї точки зору, активність ядра пов'язана з різними механізмами перетворення енергії падаючого речовини в інші форми. При цьому ядро галактики може перебувати в активному або спокійному стані в залежності від наявності потоків речовини на чорну діру.
Ядро нашої Галактики, як і сусідній з нами Туманності Андромеди, знаходиться в порівняно спокійному стані, не дивлячись на те, що в самому центрі цих галактик виявлено існування об'єктів, мабуть, є масивними чорними дірами. Найближча до нас галактика з активним ядром - галактика Сейферта NGC 1068, що знаходиться на відстані близько 50 млн. св. років у сузір'ї Кита. Найближча пекулярні еліптична галактика з активним ядром - радіогалактика NGC 5128 в сузір'ї Центавра Відстань до неї в кілька разів менше.
СИСТЕМИ ГАЛАКТИК
Групи галактик. Галактики часто об'єднані в пари, триплети і більш складні групи. Поодинокі, або, як їх не зовсім правильно називають, «ізольовані» галактики, зустрічаються рідко. Так, наша Галактика оточена системою невеликих супутників, з яких найбільшими є Велике і Мале Магелланові Хмари. У Туманності Андромеди теж є супутники. Всі ці об'єкти, у свою чергу, входять до Місцеву групу галактик із діаметром близько 5 млн. світлових років, в якій знаходиться кілька десятків галактик (в основному - карликових), причому наша галактика і Туманність Андромеди є найяскравішими і масивними членами цієї групи. У межах 30 млн. світлових років від Місцевої групи виявлено ще більше десятка подібних груп.
Маси пар, груп і триплетів галактик оцінюють по різниці променевих швидкостей їх членів, вважаючи, що гравітаційне поле системи має бути достатнім для утримання всіх галактик разом. Знайдена таким чином маса зазвичай буває більше сумарної маси всіх видимих членів групи. Така розбіжність називають «проблемою прихованої маси» в системах галактик. Ця проблема споріднена проблеми прихованої маси в окремих галактиках і в їх скупченнях.
Усі галактики обертаються, але не як тверді тіла: орбітальний період об'єктів зростає із збільшенням відстані до центру обертання (центру мас) галактики. При цьому сукупність зірок і міжзоряний газ можуть мати різні швидкості обертання навіть на однаковій відстані від центру. Характер обертання галактик різних типів також не однаковий.
Еліптичні галактики. Швидкості зір у них тим більше, чим масивніше галактика, але швидкості сусідніх зірок, як правило, мають різне спрямування, так що середнє значення швидкості в кожному локальному обсязі галактики виявляється невеликим. Тому навіть при високих швидкостях руху зірок обертання галактики як цілого досить повільне - кілька десятків кілометрів секунду. Цікаво, що ступінь стиснення галактики, всупереч очікуванням, виявилася не пов'язаної зі швидкістю її обертання: повільно обертається галактика може бути як кулястої, так і сплюсненою.
Спіральні галактики. Різні компоненти галактик мають різні швидкості обертання. Повільніше всього обертається зоряний балджа і зоряне гало: їх швидкості обертання майже так само невеликі, як в Е-галактик. Зірки і газ в галактичному диску обертаються швидше, тому що швидкості всіх об'єктів диска більш упорядкованим: вони рухаються переважно в одному напрямку. Найбільшою впорядкованістю відрізняються швидкості хмар газу і молодих зірок. Їхньої орбіти в диску галактики близькі до кругових, тому швидкості цих об'єктів часто називають швидкостями кругового обертання, або круговими швидкостями.
Графік зміни швидкості газу з відстанню від центру галактики називають кривою обертання галактики. Характерний вигляд кривих обертання галактик зображений на рис. 15 Спіральні гілки можуть викликати помітні відхилення швидкостей обертання від кругової швидкості, але амплітуда цих відхилень зазвичай невелика в порівнянні з круговою швидкістю і, як правило, не перевершує 20-30 км / с. Більш суттєві відхилення швидкості від кругової спостерігаються у взаємодіючих галактиках, а також у локальних областях зореутворення, де вплив масивних зірок на газ викликає нагрівання і розширення міжзоряного середовища.
Неправильні галактики. Це повільно обертаються системи. Як і в дисках S-галактик, швидкості обертання газу і зірок у них близькі до кругових. На відміну від Е-галактик, низька швидкість обертання в Irr-галактиках - наслідок їхньої малої маси.
Маси галактик і проблема темного гало. У середині 20 ст. було виявлено, що у великих скупченнях галактик середні швидкості руху окремих членів скупчення занадто великі, щоб вони могли утримати один одного в скупченні своїм гравітаційним тяжінням. Але оскільки скупчення включають старі зоряні системи, вони не можуть бути короткоживучими утвореннями. Звідси випливало, що велика частина маси повинна припадати на неспостережуваних середу, випромінювання якої майже або повністю відсутній. Абсолютно незалежно виявилося, що аналогічна проблема має місце і для окремих галактик.
Принцип визначення мас галактик досить простий. Якщо б складові галактику об'єкти не притягували один одного, то їх рух з спостерігаються швидкостями призвело б до руйнування галактики за кілька сотень мільйонів років. Але сили гравітації перешкоджають розльоту частин галактики. Тому, вимірявши швидкості руху газу або зірок, можна дізнатися, як розподілено речовина в галактиці і яка його маса. Нехай швидкість кругового обертання в диску галактики на відстані R від центру дорівнює V. Тоді маса М галактики, укладена в межах R, в першому наближенні дорівнює М (R) = V 2 R / G, де G - гравітаційна постійна. Такий підхід дозволяє за відомою кривою обертання галактики оцінити її масу і дізнатися, як вона розподілена в галактиці.
У 1970-х було встановлено, що форма кривих обертання багатьох спіральних галактик на великих відстанях від центру суттєво відрізняється від очікуваної. Швидкості обертання у внутрішній області галактики зростають з відстанню R від центру, але, як правило, починаючи з деякої відстані, майже не змінюються з R, зберігаючись високими навіть на периферії диска. Якщо б галактика складалася лише з звичайних (наблюдаемих!) зірок і газу, то швидкість обертання у зовнішніх областях галактики повинна була б зменшуватися з ростом R, аналогічно тому, що зменшується швидкість обертання планет навколо Сонця з зростанням розміру їх орбіт. Більш швидке обертання означає більш високу масу речовини, укладеного в межах даного радіуса. Звідси випливає, що маса речовини в зовнішніх областях галактик повинна бути вище визначеної. Так виникла проблема прихованої, або темної маси в галактиках. Якщо у внутрішній області галактик відносна частка темної маси мала, то чим далі від центру, тим вона вища. З непрямих даних випливає, що основна частина темної маси полягає не в диску, а в сфероидальним компоненті галактик. Тому зазвичай говорять про темне гало галактик.
У різних спіральних і неправильних галактиках частка маси, яка припадає на темну матерію, різна. У більшості випадків в межах оптичних кордонів спіральних галактик маса невидимого речовини порівнянна із сумарною масою речовини «видимого»: зірок і газу. Темна речовина продовжує галактику там, де ніякого світіння зірок уже не помітно. Але відомі й такі галактики, де темна маса переважає над видимої на всіх відстанях від центру.
Незалежно був отриманий висновок про існування темної маси і в еліптичних галактиках - за спостереженнями рентгенівського випромінювання гарячого газу. Його температура становить десятки мільйонів градусів, і галактика, що складається зі звичайних зірок, була б не в змозі утримати такий газ скільки-небудь довго.
Природа темної маси в галактиках до цих пір не цілком зрозуміла. Частина її можна пов'язати з маломасивні зірками або тілами, проміжними за масою між зірками і планетами. Їх випромінювання необнаружімо слабо, і пошуки таких тіл становить серйозну наукову проблему. Маломасивні тіла вдається виявити лише за їх гравітаційного впливу на промені світла від далеких зірок, які випадково опинилися на одній прямій лінії з яким-небудь з таких «темних» об'єктів: відхилення променів світла в гравітаційному полі об'єкта призводить до короткочасного поярченію зірки (ефект гравітаційного мікролінзування) .
Інший напрямок пошуку прихованої маси пов'язане зі спробою виявлення нових елементарних часток, відповідальних за цю темну масу. Такі частинки повинні мати ненульову масу спокою і слабо взаємодіяти зі звичайним речовиною, що робить їх важко виявити. Загальна маса таких частинок повинна бути дуже велика, вони повинні заповнювати всю галактику, вільно проходячи не тільки крізь міжзоряне середовище, але і крізь планети і зірки. Очікується, що швидкості руху цих частинок в галактиках приблизно такі ж, як і швидкості зірок. Частинки, що володіють необхідними властивостями, поки не виявлені методами лабораторної фізики, але їх існування передбачається в рамках фізичних теорій елементарних частинок. Чи можуть вони складати основну масу галактик - це має бути з'ясовано подальшими дослідженнями.
Природа спіральних гілок. Більшість галактик, що спостерігаються високої світності - спіральні. Їх спіральні гілки - це структурні утворення в обертових газо-зіркових дисках галактик. В абсолютній більшості випадків обертання галактик відбувається в такому напрямі, що зовнішні кінці спіралей «відстають» у своєму русі (спіралі хіба закручуються). Хоча така форма спіралей характерна для структур, що виникають в самих різних обертових середовищах, природа спіралей в галактиках залишалася незрозумілою протягом довгого часу. Проблема полягає насамперед у поясненні їх долгожівучесті. Як вже було зазначено, диски галактик обертаються не як тверді тіла: їх кутова швидкість зменшується з відстанню від центру. Такий характер обертання повинен розтягувати, «розмазувати» будь-який структурний візерунок диска, так що він не проіснує і декількох обертів галактики. Тим не менш, спіральні гілки спостерігаються в більшості дискових галактик, незважаючи на їх великий вік.
З наглядової точки зору спіральні гілки в галактиках представляють собою області, що виділяються більш високою яскравістю, і причиною цього в основному служить концентрація в них молодих зірок і хмар іонізованого газу, які також зобов'язані своїм походженням молодим масивним зіркам. Спіральні гілки як би синхронізують зореутворення в диску галактики, стимулюючи появу щільних хмар газу і молодих зірок вздовж гілок. Механізмом такої синхронізації служить стиснення міжзоряного середовища в спіралях. У гілках дійсно спостерігається підвищена щільність всіх компонентів міжзоряного середовища - газу, пилу, магнітного поля, космічних променів.
Значно складніше було знайти збільшення щільності старого населення зоряного диска в спіральних гілках, що становить його основну масу. Лише спостереження в ближньому ІЧ-діапазоні дозволили переконатися, що спіральний візерунок зачіпає не тільки газ і молоді зірки, але, як правило, всі компоненти диска. Збільшення щільності диска в області спіральних гілок обурює його гравітаційне поле. Це призводить до того, що зірки та газові хмари в диску у своєму русі під дією «надлишкових» сил тяжіння спіралей, відчувають систематичні відхилення від кругового обертання, то збільшуючи, то зменшуючи свої швидкості, причому це відбувається таким чином, що спіральний візерунок не розмивається при обертанні галактик, а є самопідтримуваним. Такий узгоджений процес математично описується як хвиля щільності, що розповсюджується по диску. Це означає, що спіральний візерунок не «приклеєний» до диску, а рухається зі своєю кутовий швидкістю, яка залишається однаковою на будь-якій відстані від центру галактики, і тому галактика гілка не може швидко «закрутитися і розмазатися». При цьому внутрішні області диска обертаються швидше, ніж спіральний візерунок, а зовнішні області - повільніше. Радіус, на якому ці дві швидкості обертання порівнюються, називається радіусом коротаціі. Його положення в галактиці визначається з аналізу швидкостей зірок або газу, виміряних для великої кількості локальних областей диска.
Кожна зірка за один оборот навколо центру галактики може кілька разів перетинати спіральні гілки. Для зірок такі перетини відбуваються безслідно, але міжзоряний газ, будучи суцільний середовищем, реагує на спіральну хвилю різким збільшенням щільності, що, в кінцевому рахунку, і призводить до посилення зореутворення. За відсутності газу яскраві спіральні гілки галактик не змогли б утворитися.
Виявлення механізмів збудження і підтримки хвильових коливань щільності в дисках галактик представляє окрему досить складну проблему. Велику роль в цих процесах можуть грати зоряні бари, існуючі в центральних областях SB-галактик, а також супутники і сусідні галактики, підбурює рух зірок і газу в диску галактики своїм гравітаційним полем. Хвильова теорія спіралей дозволила пояснити правильні за формою спіральні візерунки, які спостерігаються в галактиках. Справедливість хвильових уявлень підтверджується аналізом швидкостей руху газу і зірок в дисках. Але в реальних галактиках ситуація зазвичай значно складніше. Майже ніколи спіральний візерунок не є математично правильним, спіральна структура часто розбивається на окремі світлі плями, спіралі іноді частково або цілком складаються з коротких дугових відрізків, не стикуються між собою (в такому разі їх називають флокуллентнимі спіралями). Це відображає як складний характер процесу поширення зореутворення по диску, так і одночасне існування в диску хвиль з різною частотою і амплітудою.
ЯДРА ГАЛАКТИК
Центральна область галактики, звана її ядром, являє собою найбільш щільну частину зоряної системи. На зображенні галактики ядро виділяється своєю високою яскравістю. Ядра можна помітити у галактик всіх типів, крім неправильних і більшості карликових галактик. Крім зірок, у межах приблизно тисячі світлових років від центру галактики, часто концентрується міжзоряний газ і численні області молодих зірок, що утворюють обертається околоядерного диск.
Найбільш дивна властивість ядер, не пояснюване присутністю тільки звичайних зірок і газу в ядрі - це їх активність, яка яскраво виражена у декількох відсотків галактик високої світності. В активних ядрах спостерігаються нестаціонарні процеси, пов'язані з виділенням великої кількості енергії. У деяких випадках потужність виділення енергії в ядрі перевищує 10 37 Вт, що порівнянно або перевищує сумарну потужність випромінювання усіх зірок галактики разом узятих, хоча зазвичай вона все-таки на 1-2 порядки нижче.
Форма виділення енергії в ядрах, як і спостережувані ознаки активності, можуть бути різними. Це швидкий рух газу зі швидкостями в тисячі км / с, потужне нетеплове випромінювання незіркової природи в різних областях спектру - від рентгенівської до радіо, освіта спрямованих плазмових струменів (джетів), викиди високоенергічних елементарних частинок, відповідальні за потужне радіовипромінювання галактики. Спільною особливістю активних ядер галактик є змінність випромінювання на самих різних інтервалах часу: від декількох діб або навіть годин до декількох років.
Галактики, що володіють активними ядрами, прийнято розділяти на кілька типів. Розрізняють галактики Сейферта, радіогалактики, квазари і лацертід. Прояв активності ядер в кожному з цих типів галактик має свої спостережувані особливості. Однак у всіх випадках джерело потужної енергії ядра має крихітний розмір у порівнянні з розміром галактики (істотно менше світлового року). «Серцевиною» такого джерела імовірно є надмасивна чорна діра, на яку падає, розганяючись при падінні до близькосвітлових швидкостей, спочатку розріджена середовище, що знаходилася в її околиці (таким середовищем може бути міжзоряний газ околоядерного диска або газ, який входив до складу зірок, розірваних гравітаційному полем чорної діри). Це припущення підтверджується відкриттям в ядрах великих галактик всіх типів масивних об'єктів (мабуть, чорних дір), що не володіють помітним випромінюванням, але створюють дуже сильне гравітаційне поле. Їх маси складають від декількох мільйонів до декількох мільярдів мас Сонця. Теоретично, кінетична енергія падіння речовини, що повідомляється йому гравітаційним полем чорної діри, може в десятки разів перевершувати енергію, яку здатні дати будь-які термоядерні реакції в цій речовині. З цієї точки зору, активність ядра пов'язана з різними механізмами перетворення енергії падаючого речовини в інші форми. При цьому ядро галактики може перебувати в активному або спокійному стані в залежності від наявності потоків речовини на чорну діру.
Ядро нашої Галактики, як і сусідній з нами Туманності Андромеди, знаходиться в порівняно спокійному стані, не дивлячись на те, що в самому центрі цих галактик виявлено існування об'єктів, мабуть, є масивними чорними дірами. Найближча до нас галактика з активним ядром - галактика Сейферта NGC 1068, що знаходиться на відстані близько 50 млн. св. років у сузір'ї Кита. Найближча пекулярні еліптична галактика з активним ядром - радіогалактика NGC 5128 в сузір'ї Центавра Відстань до неї в кілька разів менше.
СИСТЕМИ ГАЛАКТИК
Групи галактик. Галактики часто об'єднані в пари, триплети і більш складні групи. Поодинокі, або, як їх не зовсім правильно називають, «ізольовані» галактики, зустрічаються рідко. Так, наша Галактика оточена системою невеликих супутників, з яких найбільшими є Велике і Мале Магелланові Хмари. У Туманності Андромеди теж є супутники. Всі ці об'єкти, у свою чергу, входять до Місцеву групу галактик із діаметром близько 5 млн. світлових років, в якій знаходиться кілька десятків галактик (в основному - карликових), причому наша галактика і Туманність Андромеди є найяскравішими і масивними членами цієї групи. У межах 30 млн. світлових років від Місцевої групи виявлено ще більше десятка подібних груп.
| Таблиця 2. ГОЛОВНІ ГАЛАКТИКИ МІСЦЕВОЇ ГРУПИ | |||||||||
| Видимі | Абсолютні | ||||||||
| Галактика | Тип | Відст. 1 | Вел. 2 | Діам. 3 | Світність 4 | Діам. 5 | Маса 6 | M / L 7 | |
| Чумацький Шлях | Sbc | - | - | - | 14,5? | 80? | 200? | 14? | |
| БМО | Sm | 0,15 | 0,6 | 12 ° | 2,75 | 31 | 15 | 5,5 | |
| ММО | Smp | 0,18 | 2,8 | 4 ° | 0,52 | 13 | 3 | 5,8 | |
| М 31 | Sb | 2,10 | 4,4 | 3 ° | 22,9 | 110 | 400 | 17 | |
| Ч 32 | E2 | 2,10 | 9,1 | 4 | 0,21 | 2 | 1? | 5? | |
| М 33 | Sc | 2,20 | 6,3 | 1 ° | 3,63 | 38 | 20 | 5,5 | |
| Скульптор | E | 0,35 | 9,2? | 45 | 0,004 | 5 | - | - | |
| Піч | E | 0,75 | 9,0 | 50 | 0,019 | 11 | 0,1? | 5 | |
| NGC 205 | E | 2,10 | 8,8 | 11 | 0,27 | 6 | - | - | |
| NGC 6822 | Im | 1,80 | 9,3 | 20 ? | 0,11? | 7 | - | - | |
| IC 1613 | Im | 2,10 | 9,9 | 20 | 0,076 | 10 | - | - | |
| 1 Відстань в мільйонах світлових років. 2 Видима зоряна величина в блакитних променях 3 Видимий кутовий діаметр в градусах чи хвилинах дуги 4 Абсолютна світність в мільярдах сонячних одиниць 5 Лінійний діаметр в тисячах світлових років 6 Маса в мільярдах сонячних одиниць 7 Відношення маси до світимості в сонячних одиницях. | |||||||||
Маси пар, груп і триплетів галактик оцінюють по різниці променевих швидкостей їх членів, вважаючи, що гравітаційне поле системи має бути достатнім для утримання всіх галактик разом. Знайдена таким чином маса зазвичай буває більше сумарної маси всіх видимих членів групи. Така розбіжність називають «проблемою прихованої маси» в системах галактик. Ця проблема споріднена проблеми прихованої маси в окремих галактиках і в їх скупченнях.