Материалы по истории астрономии

Подробнее о галактиках

Изучение мира галактик является сейчас наиболее бурно развивающейся областью астрономии, так как именно оно приносит наиболее поразительные открытия и подводит нас к раскрытию самых общих свойств Вселенной, наиболее потрясающих воображение. Поэтому мы посвящаем им следующие разделы.

Хаббл в двадцатых годах составил первую, простую классификацию галактик, недостаточность которой стала осознаваться только в последнее время после знакомства с гораздо большим числом представителей этого вида населения Вселенной.

Хаббл выделил эллиптические галактики, обозначаемые Е, по виду сходные с шаровыми скоплениями нашей Галактики, но более грандиозные. Они бесструктурны, не содержат горячих звезд, сверхгигантов, пыли и газовых туманностей. Плотность звезд в них медленно и плавно падает с удалением от центра, в котором никакого ядра нет. Таких галактик множество. Их пример M 87.

Затем он выделил «неправильные» галактики, обозначаемые Ir, клочковатого строения и неправильной формы. Они меньше, чем эллиптические, и немногочисленны. Яркость их поверхности и светимость невелики, они сильно сплющены, но изобилуют горячими сверхгигантами, газовыми туманностями и пылью. Их пример — Магеллановы Облака: Большое и Малое.

Спиральные галактики Хаббл разбил на два семейства: обычные S и «пересеченные» SB. У первых из них ветви выходят непосредственно из ядра, у вторых ядро пересечено широкой, яркой полосой, называемой перемычкой или баром. Спиральные ветви отходят от концов бара. Кроме того, иногда через концы бара проходит светлое кольцо. В том и другом виде спиральных галактик Хаббл установил три типа, обозначаемые добавлением букв a, b и с. У галактик типа Sa и SBa ядро яркое и большое, а ветви слабые, бесструктурные, аморфные. В галактиках типа Sb и SBb ветви ярче и несколько клочковаты, а ядро сравнительно менее ярко и меньше. M 31 — галактика Sb. Галактики типов Sc и SBc имеют ядро маленькое и неяркое, а ветви мощные, яркие, сильно клочковатые. Галактика M 33 в Треугольнике типа Sc. Увеличение клочковатости ветвей идет за счет увеличения в них числа горячих гигантов и их групп, ярких газовых туманностей, рассеянных скоплений, а в типе Sc также и сверхассоциаций. Из-за присутствия в них горячих гигантов ветви голубее, чем ядро, и голубеют от типа Sa к типу Sc. Светимость и размеры самых гигантских галактик среди эллиптических и спиральных одинаковы. Абсолютная звездная величина их —21m. Это значит, что они в миллиарды раз ярче нашего Солнца.

Важное значение имеет величина отношения M:L — массы к светимости. У эллиптических галактик M:L составляет десятки, меньше у спиралей, а у неправильных галактик падает примерно до 2—5. Это происходит в результате все большей роли сверхгигантов в общем свечении системы, так как светимость звезд растет гораздо быстрее, чем их масса.

Спиральные и неправильные галактики испускают умеренное радиоизлучение подобно нашей Галактике и оно обусловлено теми же причинами.

За последние два десятилетия, особенно за последние годы, выяснилось, что природа галактик гораздо разнообразнее, чем представлялось Хабблу, хотя позднее он и ввел типы S0 и SB0, «промежуточные» между Е и спиралями. Они характеризуются наличием плоского диска (плоской составляющей) вокруг большого и яркого ядра, но в этом диске нет пыли и газов и нет спиральных ветвей.

Прежде всего оказалось, что в наших окрестностях есть несколько очень слабых карликовых галактик. Некоторые из них неправильные, другие — сферические, но столь разреженные, что на фотографии выглядят как еле-еле уловимое пятнышко, хотя размер его не так уж мал. А недавно была открыта двойная галактика — пара пигмеев немногим ярче, чем ярчайшие шаровые скопления. От них эти пигмеи отличаются своим независимым положением в пространстве и наличием массы светящихся газов, которых в шаровых скоплениях не бывает. Так, по крайней мере, эллиптические и сферические галактики сильно различаются по светимости, по массе и по степени концентрации звезд — от сверхгигантских до сходных с шаровыми скоплениями и от крайне разреженных, прозрачных до крайне компактных, сильно концентрированных. К таким компактным галактикам, открытым Цвикки в 1964 г., принадлежат и упомянутые пигмеи. На фотографиях, полученных с наибольшими телескопами, компактные галактики еле-еле отличимы от звезд. Иногда их можно отличить только по большому красному смещению в спектре; и среди них многие имеют большую светимость.

В то же время Цвикки обнаружил, что галактики, которые при передержке центральных частей на фотографиях одинаково выглядят эллиптическими, различаются тем, что у одних в центре есть крохотное звездообразное ядро, а у других его нет. Автор этой книги тоже нашел много галактик, совершенно не укладывающихся в классификацию Хаббла или в ее видоизменения. Среди них интересны галактики, имеющие ветви с противоположным направлением закручивания, и многочисленные кольцевые галактики как с аморфной, так и с клочковатой структурой. Есть галактики с пылевой плоской составляющей, но без яркой компоненты то ли в виде диска, то ли в виде спиральных ветвей. Есть галактики со сложными ядрами, окруженные колоссальным ореолом. Еще раньше были найдены галактики неправильные по форме, но не клочковатые, а аморфные, т. е. лишенные горячих звезд и их скоплений; их обозначают Ir II.

У многих галактик автор этой книги нашел внутренние и внешние ветви совершенно разной структуры (аморфные и клочковатые), переплеты и пересечения ветвей, ветви, образующие восьмерки, превращающиеся в кольца или делающие петли. Эти формы не могут быть объяснены механическими процессами и напоминают возмущенные силовые линии магнитного поля намагниченного шара.

В общем мир галактик оказался поразительно разнообразным. Другие примеры этого многообразия мы увидим еще и в последующих очерках.

Недавно автором этой книги и его сотрудниками в Московском университете был издан каталог, содержащий 30000 галактик и дающий их положение на небе, яркость, размеры, цвет, скорость движения, подробное описание и ссылки на все данные, известные о каждой из них. Этот каталог обозначается MCG (Морфологический каталог галактик). Он содержит все галактики ярче 15m до склонения — 45°.

Скажем теперь подробнее о некоторых ближайших к нам островах Вселенной.

Магеллановы Облака в созвездии Золотой Рыбы, спутники нашей Галактики, крайне интересны тем, что это ближайшие к нам Галактики, структуру и движение которых, а также самые яркие объекты в них можно изучать наиболее подробно. Так, например, в них (находящихся от нас на расстоянии около 50000 парсек) доступны для измерения блеска и цвета звезды ярче +1-й абсолютной звездной величины. Те же, которые ярче —6-й величины, могут быть изучены спектральными методами довольно подробно. Большая ось Большого Магелланова Облака (БМО) имеет длину 12 килопарсек, а Малого Магелланова Облака (ММО) — 4 килопарсека. Они окружены общей оболочкой из нейтрального очень разреженного водорода размером 3×15 килопарсек. Оба облака погружены в нее, и это указывает на то, что они не только близки друг к другу, как мы их видим, но связаны более тесными узами. Этот вывод подтверждается обнаружением сравнительно плотной газовой перемычки между облаками. Скорости их относительно центра нашей Галактики составляют +40 (БМО) и —15 (ММО) км/с. Определенная по вращению масса БМО составляет 1010 масс Солнца, т. е. в 15 раз меньше, чем масса нашей Галактики. Считаемые по форме неправильными галактиками, они, особенно БМО, носят явные черты структуры пересеченных спиралей. Изучается распределение внутри БМО более 200000 звезд, имеющих абсолютную величину больше 0m.

В БМО наблюдаются долгопериодические и короткопериодические цефеиды и другие типы переменных звезд, голубые гиганты различных типов, газовые и пылевые облака. Там же находится, между прочим, самая яркая из известных нам звезд — S Золотой Рыбы. Эта слегка переменная звезда примерно в миллион раз ярче нашего Солнца.

В Магеллановых Облаках видны и изучаются много десятков рассеянных и шаровых скоплений, среди них такие скопления, которые не только по размеру, но и по структуре и по составу звезд не имеют известных нам аналогов в нашей Галактике. Цефеиды в Магеллановых Облаках по светимости оказались несколько отличными от цефеид того же периода, известных в нашей Галактике. Словом, после важнейших открытий первого времени, говоривших о сходстве населения спиральных ветвей нашей Галактики и БМО, более детальное исследование показало второстепенные отличия. Однако эти отличия, по-видимому, характерные для галактик вообще, говорят о многообразии природы (что важно принципиально) и затрудняют точное определение расстояний до галактик по видимой яркости объектов, казалось бы, совершенно сходных между собой.

Доля нейтрального водорода относительно общей массы в Магеллановых Облаках является наибольшей среди известных галактик. Она составляет от 20 до 30% их полной массы. Химический состав светящихся газовых туманностей в Облаках и в нашей Галактике оказался одинаковым.

Неправильные галактики имеют умеренные и малые светимости, большинство их — карлики, в среднем с абсолютной величиной —14m и с диаметрами 1,5—3 тысячи парсек.

Магеллановы Облака принадлежат к наиболее ярким и крупным неправильным галактикам.

M 31 — ближайшая к нам спиральная гигантская галактика, как полагают, крайне сходная с нашей Галактикой. Но она в 12—13 раз дальше от нас, чем Магеллановы Облака, и потому однотипные объекты в ней представляются нам в 150 раз более слабыми. Изучению структуры этой галактики мешает большой наклон ее плоскости к лучу зрения. Специальными поисками в ней обнаружено множество долго-периодических цефеид и других ярких переменных звезд, зарегистрировано около 170 новых звезд, — больше, чем в нашей Галактике (!), в которой мы видим лишь ближайшие к нам. В ней обнаружено несколько сотен диффузных газовых туманностей, которые с замечательной правильностью, как бусинки на нитке, обрисовывают расположение ярких спиральных ветвей.

За последние годы выяснилось, что волокна космической пыли, сопровождающие яркие наружные спиральные ветви, прослеживаются дальше к центру внутри бесструктурной, аморфной по виду «линзы», или главного тела галактики. Это дает повод некоторым ученым говорить, что спиральные ветви начинаются очень близко от ядра в форме темных, пылевых ветвей, превращающихся затем в светлые. Правильнее, однако, сказать, что эти темные волокна, сначала разбросанные и не связанные друг с другом, с удалением от центра утолщаются и потом начинают сопутствовать ярким, состоящим из звезд спиральным ветвям. Последние имеют сначала аморфный вид и не содержат звезд-сверхгигантов, постепенно появляющихся в ветвях по мере их удаления от линзы. Также растет число светлых газовых туманностей, и в конце концов ветви разрежаются, а спиральная структура как бы рассеивается, хотя области уменьшающейся звездной плотности простираются намного дальше. Сравнение показывает, что наша Солнечная система, помещенная от центра M 31 на такое же расстояние, на какое она отстоит от центра Галактики, находилась бы на границе еще ясно видимых спиральных ветвей, в области сравнительно очень низкой звездной плотности.

В M 31 существует маленькое ядро с чрезвычайно быстрым вращением. Это ядрышко выглядит совершенно звездообразным и лишь в самые крупные телескопы отличимо от одиночных звезд, а ведь это целое звездное скопление, необычайно сконденсированное! Его видимая звездная величина 14m,5, а абсолютная звездная величина —10m, т. е. оно несколько ярче, чем самые яркие шаровые скопления, входящие в ту же галактику. Но здесь различие по составу звезд больше: ядро M 31 состоит, по-видимому, из красных и желтых гигантов обычного химического состава, а в шаровые скопления входят гиганты с пониженным содержанием металлов.

Другая ближайшая к нам спиральная галактика (М 33 в Треугольнике, типа Sc) в шесть раз слабее по светимости, чем M 31, и по диаметру в три с лишним раза меньше, чем наша.

Среди эллиптических галактик также есть гиганты и карлики. Самыми яркими и крупными из известных являются две эллиптические галактики в скоплении Девы: NGC 4486 (М 87) и NGC 4472 (М 49) с диаметрами 22000 и 31000 парсек. Границы эллиптических галактик еще условнее, чем границы спиральных. Если за границу брать места, где поверхностная яркость едва отличима от фона чистого ночного неба, то размеры сверхгигантских эллиптических и спиральных галактик оказываются примерно одинаковыми и составляют, как мы видим, около 30000 парсек, или почти 100000 световых лет. Однако вблизи нас гигантских эллиптических галактик нет, и их расстояния, а следовательно, и светимости и размеры определяются по красному смещению.

В наших окрестностях находятся только карликовые эллиптические галактики — спутники спиральной галактики M 31 в Андромеде. Их абсолютные величины около —15m, а размер около 3500 парсек.

«Крайние карлики», какими являются слабые сфероидальные галактики в наших окрестностях — в Печи, в Скульпторе, а тем более открытые позднее системы Лев I и Лев II, очень слабы: от —12 до —8 абсолютной величины. Их размеры «всего» порядка 3000 световых лет.

Полная кривая светимости галактик вообще как следует еще не установлена и только для более ярких галактик в скоплениях известна более или менее надежно. Полагают, что в разных скоплениях она может быть различной. Выяснить этот вопрос трудно из-за того, что нельзя с полной уверенностью отделить галактики, принадлежащие скоплению, от галактик, случайно проектирующихся на него.

Наша Галактика находится в изолированной группе, называемой Местной группой или Местной системой галактик (рис. 186). В ней выделяются две главные группы со сверхгигантами в каждой. Это наша Галактика с ее спутниками — Магеллановыми Облаками и M 31 с ее несколькими эллиптическими спутниками. После открытия «крайних карликов» — сфероидальных галактик типа Скульптора и других неправильного типа, — оказалось, что в нашей Местной системе карлики преобладают. На две сверхгигантские системы приходится одна умеренная по размерам спираль (М 33 в Треугольнике), две компактные карликовые эллиптические галактики (NGC 205 и 221), две довольно разреженные (NGC 147 и 185), шесть сфероидальных крайне разреженных (в Печи, Скульпторе, Лев I, Лев II, в Малой Медведице, Драконе), неправильные галактики (Магеллановы Облака, NGC 6822, 1С 1613, система Вольфа — Лундмарка, три системы Хольмберга и, может быть, три карлика в Секстане, еще мало изученные). Итак, у нас в Местной системе две гигантские спирали, одна средняя спираль и 17—20 карликов, преимущественно эллиптических и сфероидальных. Получается, что карлики являются преобладающими, и средняя абсолютная величина галактик теперь сильно сдвинулась в сторону малых светимостей.

В какой мере кривую светимости галактик в наших окрестностях можно приписать скоплениям галактик и всей Метагалактике, не ясно. В скоплениях преобладают эллиптические галактики и они же часто являются самыми яркими, а в наших окрестностях эллиптических сверхгигантов совсем нет. Автор этой книги обнаружил, что существуют группы больших галактик без карликовых спутников.

Поэтому и насыщенность карликами общего поля Метагалактики и скоплений галактик может быть иной, чем мы это находим в Местной системе. Слабые карлики, с трудом открываемые даже в нашем соседстве, на больших расстояниях не видны. Но ученые пытаются найти более яркие карлики в ближайших скоплениях. В скоплении в Деве в 1956 г. обнаружено полсотни карликов со слабой концентрацией яркости к их центру. Их абсолютная величина около —13m. Но они считаются не похожими на галактики типа Скульптора, которые на две-три звездные величины слабее. Их относят к новому типу — типу 1С 3475. В скоплении в созвездии Печи тремя годами позднее также нашли 16 карликов с малой концентрацией света к центру. Таким образом, в больших, рассеянных скоплениях карлики есть, но их процент, видимо, меньше, чем в Местной системе.

Астроном Цвикки считает, что кривая светимости галактик должна продолжаться до таких малых систем, как шаровые звездные скопления в нашей Галактике и даже ниже, но его мнение, видимо, не разделяют другие исследователи.

Все сказанное имеет отношение и к статистике типов галактик. По Вокулеру, среди полутора тысяч ярких галактик на эллиптические приходится 13%, на считаемые обычно переходными (типа S0) — 21,5%, на спиральные — 61,1% и на неправильные — 4,4% (самые немногочисленные). Спиральные же галактики наиболее многочисленны; среди них преобладают спирали Sb, Sc, SBb. «Ранние» спирали Sa редки, но ведь это большие по видимой яркости галактики. Они ярче 13-й звездной величины.

В наших окрестностях и в ближайших скоплениях преобладают эллиптические галактики.

Мы уже отмечали, что в спиральных галактиках, видимых с ребра, наблюдается экваториальный слой космической пыли в виде темной полосы. По нашему исследованию в разных галактиках толщина его весьма различна. Темную материю можно «ощутить» и в спиральных галактиках, видимых плашмя, в виде темных, разветвленных каналов (в M 33) или в виде отдельных пятен в спиральных ветвях, по их внутренней или по внешней стороне. Иногда пылевая материя тянется вдоль бара.

Комплексы светлых диффузных туманностей непосредственно видны даже в довольно далеких спиральных и неправильных галактиках, имеющих много горячих звезд и скоплений их. Такие галактики очень клочковаты. В некоторых ближайших галактиках, как в M 33 в Треугольнике, в M 31 в Андромеде, в Магеллановых Облаках, видны даже отдельные диффузные туманности.

В Большом Магеллановом Облаке есть гигантский комплекс газовых туманностей, окутывающий огромное скопление горячих гигантов. Туманность называют Тарантул, а подобные гигантские комплексы горячих звезд и газа В.А. Амбарцумян называет сверхассоциациями. Если бы Тарантул находился на месте туманности Ориона, предметы на Земле, освещенные им, отбрасывали бы тени.

В M 31 открыто несколько сотен диффузных туманностей и изучено их расположение, обрисовывающее спиральные ветви, но не вполне совпадающее созвездными ветвями. Они надежнее обнаруживаются (когда они малы из-за дальности расстояния) по снимкам в лучах красной водородной линии Hα (через красный светофильтр). Такими эмиссионными сгустками пользуются для изучения вращения периферических частей галактик, звездный спектр которых слишком слаб для его регистрации, тогда как яркие линии туманностей регистрируются легче.

В интегральном спектре многих галактик видны линии Hα и λ 3727—29 Å (запрещенные линии ионизованного кислорода), производимые суммарным светом входящих в них туманностей. Когда яркая линия Hα видна на всем протяжении галактики, ею пользуются для изучения вращения этой системы.

Статистика показывает, что чем более ранними являются типы галактик, т. е. чем меньше в них горячих гигантов, тем реже видны в их спектрах яркие линии. В эллиптических галактиках газа практически нет. Аро (Мексика) открыл несколько галактик, еще не изученных, в которых яркие линии сильнее, чем даже в неправильных галактиках.

Радионаблюдения уже позволяют обнаруживать тепловое излучение газов в ближайших галактиках и даже определять их скорости в разных местах, устанавливая вращение этих звездных систем по линии водорода 21 см.

Начинают строить, пока еще грубые, карты распределения нейтрального водорода в них. Согласно статистике полная масса газа составляет такой процент от общей массы галактик разных типов:

Неправильные Sc Sb
17 8 1

(наша Галактика относится к типу Sb или Sc).

Планетарные туманности других галактик с достоверностью уже обнаружены в M 31 и в Магеллановых Облаках. Их светимость велика: абсолютная звездная величина порядка — 3m.

Определение отношения количества водорода к количеству гелия в туманностях других галактик показало, что оно такое же, как в нашей Галактике, так что пропорция разных химических элементов в Метагалактике, по-видимому, одна и та же.

Таким образом, диффузная материя играет в Космосе огромную роль.

С искусственных спутников Земли, специально созданных для этого, было открыто к 1975 г. почти 200 источников космического рентгеновского излучения. Его испускают оболочки, выброшенные сверхновыми звездами, нейтронные звезды — пульсары, в которые сверхновые звезды превратились, и спутники некоторых звезд. Возможно, что рентгеноизлучающая плазма у некоторых белых карликов тоже на это способна. Излучает рентгеновские лучи и наше Солнце.

Но есть много и внегалактических рентгеновских источников. Это некоторые радио галактики, их ядра, а также протяженные источники, связанные с плазмой, рассеянной по объемам скоплений галактик.

Предыдущая страница К оглавлению Следующая страница
«Кабинетъ» — История астрономии. Все права на тексты книг принадлежат их авторам!
При копировании материалов проекта обязательно ставить ссылку