Галактики

Часть Вселенной, видимая в настоящее время с помощью приборов называется Метагалактикой. По современным представлениям, она имеет диаметр около 100 млн. световых лет, возраст Метагалактики — 15 млрд. лет, в нее входит 10²² звёзд.

Звёзды в Метагалактике образуют галактики (от греч. galaktikos — млечный) — это большие звёздные системы, в которых звёзды связаны силами гравитации. Предположение о том, что звёзды образуют галактики, впервые высказал немецкий философ Иммануил Кант в 1755 г. в своей «Всеобщей естественной истории и теории неба».

Галактики содержат триллионы звёзд, их радиус достигает десятков тысяч парсек. Однако встречаются среди галактик и карликовые. Они в несколько раз меньше по размерам и массе. Первые семейства карликовых галактик были открыты в 30- е годы XX в. Американский астроном X. Шепли обнаружил два слабых скопления звёзд в созвездии Скульптора (южное полушарие неба). Они не принадлежали к нашей Галактике и оказались карликовыми звёздными системами. Карликовые галактики состоят из очень старых звёзд небольшой массы и содержат мало пыли и газа.

Практически во всех галактиках, в том числе и карликовых, выделяется яркая центральная часть, называемая ядром. Яркость ядра объясняется высокой концентрацией звёзд. Однако суммарное число звёзд ядра составляет лишь несколько процентов от их общего числа в галактике. Активные ядра галактик часто отличаются усилением мощности инфракрасного и рентгеновского излучений.

Обычно галактики встречаются небольшими группами, содержащими по десятку членов, часто объединяющимися в обширные скопления сотен и тысяч галактик.

Наша Галактика входит в состав так называемой Местной группы, включающей в себя три гигантские спиральные галактики (наша Галактика, туманность Андромеды и туманность в созвездии Треугольника), а также более 15 карликовых эллиптических и неправильных галактик, крупнейшими из которых являются Магеллановы Облака.

Группы и скопления разнообразны по типам входящих в них галактик. Иногда в них входят только спиральные и неправильные, иногда — только эллиптические галактики, иногда же — и те, и другие.

В среднем размеры скоплений галактик составляют около 3 Мпк. В отдельных случаях диаметр их может превышать 10- 20 Мпк. Скопления делятся на рассеянные (неправильные или иррегулярные) и сферические (правильные или регулярные).

Рассеянные скопления не обладают правильной формой и имеют нерезкие очертания. Галактики в них весьма слабо концентрируются к центру. Примером гигантского рассеянного скопления может служить ближайшее к нам скопление галактик в созвездии Девы. На небе оно занимает примерно 120 кв. градусов и содержит несколько тысяч преимущественно спиральных галактик. Расстояние до центра этого скопления составляет около 11 Мпк.

Сферические скопления галактик более компактны, чем рассеянные, и обладают сферической симметрией. Их члены заметно концентрируются к центру. Примером сферического скопления является скопление галактик Е и So в созвездии Волос Вероники, содержащее очень много эллиптических и линзообразных галактик. Его диаметр составляет почти 12 градусов. В нём содержатся около 30 000 галактик ярче 19 фотографической звёздной величины. Расстояние до центра скопления составляет около 70 Мпк.

Все звёздные системы — галактики настолько далеки, что их тригонометрические параллаксы ничтожно малы и не подаются измерениям. Поэтому для определения расстояния до галактик применяют другие способы, точность которых не очень велика.

Обозначив расстояние до галактики через r, линейный диаметр — D, угловой диаметр — d”, легко вывести следующую формулу для определения диаметра галактики:

, где D и r выражены в парсеках, а d” — в секундах дуги.

Линейный диаметр ближайшей к нам галактики Туманности Андромеды не менее 40 кпк, т.е. превышает диаметр нашей Галактики.

Один из методов определения расстояния до галактики основан на определении видимых и абсолютных звёздных величин цефеид, новых и сверхновых звёзд, открываемых в других галактиках. По формуле можно вычислить расстояние до тех галактик, в которых обнаружены цефеиды, новые и сверхновые звёзды...

Смещение спектральных линий, наблюдаемое в различных частях какой-нибудь близкой к нам галактики, свидетельствует о том, что галактики вращаются. Периоды вращения внешних частей галактик оказываются порядка 10⁸ лет. Центральные части галактик, как правило, вращаются с одной угловой скоростью, т.е. как твёрдые тела. Направление вращения спиральных галактик происходит, по- видимому, в сторону закручивания спиральных ветвей.

Массы галактик определяются на основании скоростей вращения внешних их частей. Для грубой оценки массы предполагается, что это вращение происходит по закону Кеплера. Если область галактики, расположенная на окраине (на расстоянии R от её центра), имеет линейную скорость вращения v, то центростремительное ускорение этой области будет. Приравниваем его к гравитационному ускорению, получаемому из закона всемирного тяготения , где М — масса ядра галактики:

отсюда найдём массу ядра галактики:

Зная, что масса всей галактики на один- два порядка больше массы её ядра, можно вычислить массу всей галактики. Например, масса ядра галактики в созвездии Андромеды порядка 10⁴⁰ кг (примерно 10¹⁰ массы Солнца), а всей галактики — примерно в 100 раз больше (такова же примерно и масса нашей Галактики). Массы большинства наблюдаемых галактик заключены в пределах 10⁹- 10¹² масс Солнца. Если исключить карликовые системы, то среднее значение масс оказывается равным 10¹¹ масс Солнца или 2•10⁴⁴ г.

Очень различаются галактики по светимости. Галактики- сверхгиганты имеют светимости, в десятки миллиардов раз превышающие светимость Солнца, слабейшая же из известных галактик- карликов имеет светимость всего в 10% от светимости Солнца.

Для галактик выявлена определённая зависимость между массой и светимостью. У разных типов галактик отношение массы к светимости также различно. У спиральных и неправильных галактик отношение массы к светимости, выраженное в солнечных единицах, колеблется от 1 до 10. Для эллиптических галактик это отношение составляет несколько десятков. Следовательно, основная доля массы в галактиках приходится на звёзды поздних спектральных классов, для которых отношение массы к светимости больше единицы.

Обозначаются галактики обычно сокращенным названием каталога и номера, под которым они в нем зарегистрированы.

Например, туманность Андромеды в каталоге Мессье стоит под № 31, а в «Новом общем каталоге» Дрейера — под № 224. Поэтому она обозначается М 31 или NGC 224.