Урок по астрономии: Строение галактик

Одним из наиболее важных и сложных в астрономии является изучение строения и эволюции галактик. Начиная с XVII века, когда Галилей увидел в телескоп Млечный Путь, важнейшей целью астрономов стало его изучение. Лишь в XIX в.

Удалось понять, что Млечный Путь — единая система, заключающая в себе все видимые звезды. На равных правах со всеми входят в эту систему наше Солнце, Земля и планеты, и причем располагаются они на ее окраине. Звездную систему, которую мы называем Млечным Путем и видим ее изнутри, астрономы определили как Галактику (греч. «галактикос» означает «млечный»). С начала XX в.

Галактики стали предметом космогонических исследований, когда была установлена их действительная природа, и оказалось, что это не туманности в виде облаков газа и пыли, а огромные миры звезд, расположенных на очень больших расстояниях от нас. Оказалось, что Галактика имеет довольно правильное строение и форму, состоит из диска, гало (от «круглый») и короны. Диск представляет собой как бы две сложенные краями тарелки и составляет в диаметре около 100 тыс. световых лет.

Он образован звездами, которые внутри этого объема движутся по почти круговым орбитам вокруг центра Галактики. В гало звезды заполняют слегка сплюснутый сферический объем и движутся не по круговым, а по сильно вытянутым орбитам. Плоскости этих орбит проходят через центр Галактики и по разным направлениям распределены более или менее равномерно. Диск и окружающее его гало погружены в корону.

Радиусы диска и гало почти равны по величине. Радиус же короны во много раз превышает эти расстояния. Корона бесцветна и определить ее радиус можно только по создаваемому ею тяготению, которое действует на видимые звезды и излучающие свет облака газа.

Масса короны в несколько раз больше массы всех вместе взятых звезд, находящихся в диске и гало. Очень трудно изучать невидимую корону, так как мы не знаем, из чего она состоит.

Если предположить, что ее масса складывается из нейтрино, то физикам сначала нужно выяснить, есть ли у этой мельчайшей частицы масса покоя, то есть такая масса, которой частица обладает в состоянии, когда она не движется, а стоит на месте. Большинство элементарных частиц такую массу имеют. Если ученые узнают массу покоя нейтрино, возможно, они вычислят массу короны.

За последние десятилетия в области космологии прояснилось многое из того, что касается предыстории галактик и звезд, физического состояния разреженного вещества, из которого они формировались. Современная космология основана на идее Ньютона — гравитационной неустойчивости, все частицы вещества создают те или иные сгущения различной массы и масштабов. Во Вселенной в течение длительного времени происходило распределение и движение вещества, пока не образовались сильные неоднородности — протоскопления, в которых движение вещества приобретало завихренность. Протоскопления из-за гравитационной неустойчивости распадались на отдельные сгущения, которые получили название «протогалактики». Фрагментация протогалактических облаков из-за действия гравитационной неустойчивости вела к возникновению первых звезд, а облака превращались в звездные системы — галактики. Наиболее быстро вращающиеся из них приобретали двухкомпонентную структуру: в них формировались гало более или менее сферической формы и диск, в котором возникали спиральные рукава, где и до сих пор продолжается рождение звезд.

Протогалактики с более медленным вращением или полным его отсутствием превращались в эллиптические или неправильные галактики. Одновременно с этим процессом происходило формирование крупномасштабной структуры Вселенной — возникали сверхскопления галактик, которые соединялись своими краями наподобие ячеек пчелиных сот.

В начале XX в. иззестный американский астроном Хаббл классифицировал структуру галактик, в результате чего теперь различают три класса галактик. 1.

Эллиптические галактики (Е) — имеют эллипсоидную форму. Здесь можно привести в пример кольцевую туманность в созвездии Лиры, находящуюся от нас на расстоянии 2100 световых лет. Состоит она из светящегося газа, окружающего центральную звезду. Эта оболочка образовалась тогда, когда состарившаяся звезда «отпустила» в пространство газовые покровы. Звезда сжалась и перешла в состояние белого карлика, подобного по размеру нашей планете, по массе — Солнцу. 2.

Спиральные галактики — две сравнительно яркие, расположенные по спирали, ветви, которые выходят либо из яркого ядра (такие галактики обозначаются S), либо из концов светлой перемычки, пересекающей ядро (обозначаются — Sb). В качестве примера можно рассмотреть спиральную галактику М51 в созвездии Гончих Псов, расстояние до которой составляет около 8 млн. световых лет. На конце спиральной ветви имеется утолщение — это самостоятельная неправильной формы галактика. Отдельные яркие звезды находятся в нашей галактике.

3. Иррегулярные (неправильные) галактики (I) — имеют неправильные формы. Ярким примером служит Большое Магелланово облако, находящееся от нас на расстоянии 165 тыс. световых лет, которое является наиболее близкой к нам галактикой. Рядом с ней расположена меньшая галактика — Малое Магелланово облако. Обе эти галактики являются спутниками нашей Галактики. Хаббл, классифицируя спирали, различал группы (Sa, Sb, Sc), причем критерием такого разделения был в основном характер спиральных ветвей. У одних ветви были аморфными, у других — несколько клочковатыми, у третьих — очень клочковатые, а ядро всегда небольшое и неяркое. В середине XX в. американский астроном У. Бааде установил, что клочковатость спиральных ветвей и их голубизна тем выше, чем выше в них содержание и скопление горячих голубых звезд и диффузных туманностей. Центральные части спиральных галактик имеют более желтый, чем ветви, цвет и содержат старые звезды (население второго типа, по Бааде, или население сферической составляющей), тогда как плоские спиральные ветви состоят из молодых звезд (население первого типа, или население плоской составляющей). Плотность распределения звезд в пространстве растет с приближением к экваториальной плоскости спиральных галактик. Эта плоскость является плоскостью симметрии системы, и большинство звезд при своем вращении вокруг центра галактики остается вблизи нее. Периоды обращения составляют 107 — 109 лет. При этом внутренние части вращаются как твердое тело, а на периферии угловая и линейная скорости обращения убывают с удалением от центра. Однако в некоторых случаях находящееся внутри ядра еще меньшее ядрышко («керн») вращается быстрее всего. Аналогично вращаются и неправильные галактики, являющиеся также плоскими звездными системами. Эллиптические галактики состоят из звезд второго типа населения. Вращение обнаружено лишь у наиболее сжатых из них. Космической пыли в них, как правило, нет, чем они отличаются от неправильных и особенно от спиральных галактик, в которых поглощающее свет пылевое вещество имеется в большом количестве. Оно составляет от нескольких тысячных до сотой доли полной их массы. Вследствие концентрации пылевого вещества к экваториальной плоскости, оно образует темную полосу у галактик, повернутых к нам ребром и имеющих вид веретена. Радиоастрономические наблюдения позволили обнаружить в галактиках скопления нейтрального водорода. Масса его относительно мала в спиральных галактиках типа Sa, достигает нескольких процентов в Sb и доходит до 10% от массы звезд в галактиках Sc, а также в неправильных галактиках. В основном, нейтральный водород — главная часть газовой составляющей галактик — расположен в узком экваториальном слое, но отдельные облака наблюдаются и далеко от него, где нет весьма горячих звезд, способных ионизировать его и привести в состояние свечения. Последующие наблюдения показали, что описанная классификация недостаточна, чтобы систематизировать все многообразие форм и свойств галактик. Так, были обнаружены галактики, занимающие в некотором смысле промежуточное положение между спиральными и эллиптическими галактиками (обозначаются So). Эти галактики имеют огромное центральное сгущение и окружающий его плоский диск, но спиральные ветви отсутствуют. В 60-х годах XX века были открыты многочисленные пальцеобразные и дисковидные галактики со всеми градациями обилия горячих звезд и пыли. Еще в 30-х годах XX века были открыты эллиптические карликовые галактики в созвездиях Печи и Скульптора с крайне низкой поверхностной яркостью, настолько малой, что эти, одни из ближайших к нам, галактики даже в центральной своей части с трудом видны на фоне неба. С другой стороны, в начале 60-х годов XX века было открыто множество далеких компактных галактик, из которых наиболее далекие по своему виду неотличимы от звезд даже в сильнейшие телескопы. От звезд они отличаются спектром, в котором видны яркие линии излучения с огромными красными смещениями, соответствующими таким большим расстояниям, на которых даже самые яркие одиночные звезды не могут быть видны. В отличие от обычных далеких галактик, которые, из-за сочетания истинного распределения энергии в их спектре и красного смещения выглядят красноватыми, наиболее компактные галактики (называющиеся также квазозвездными галактиками) имеют голубоватый цвет. Как правило, эти объекты в сотни раз ярче обычных сверхгигантских галактик, но есть и более слабые. У многих галактик обнаружено радиоизлучение нетепловой приро