слияние галактик

ЛЕКЦИЯ 8. Основные объекты Вселенной. Эволюция
галактик
(«черные дыры и молодые вселенные» С.Хокинга)
Илл. Stellarium
•
•
•
•
Вопросы:
1. Эволюция представлений о строении Вселенной
2. Системы галактик
3. Структура галактик
4. Камертон Хаббла
Литература: Горбачёв, с.169 – 181
Дубнищева, с.463 – 484
Гриб, с.197 – 215
Карпенков С.Х. Концепции современного
естествознания: учебник для вузов. – М.: Академический
Проект, 2001 (– 2007).-с.211 - 248
• 1 астроном. ед. (а.е.)1,49597870ּ1011 м
• Парсек, пк 3,085678ּ1016 м
• Световой год 9,460530ּ1015 м
Слово «галактика» (греч.) означает «млечный путь»
• В 1734 г. швед. философ Эм. Сведенборг пришёл к заключению, что все
звёзды образуют большое сообщество, а Солнечная система лишь часть его.
• Ш.Мессье (1730 - 1817) открыл 20 комет, наблюдал ещё 24 кометы и часто
находил неподвижные объекты, которые зарегистрировал, снабдив их
числами:
• М 31 ныне известна как туманность Андромеды;
• М100 – Спиральная галактика.
• В начале 1900-х были составлены каталоги небесных тел с указанием их
местонахождения, светимости и некоторых спектральных характеристик
• У португальского мореплавателя Фернандо де Магеллана и его команды,
совершивших первое кругосветное плавание, было много времени для
изучения южного неба.
• В результате два похожих на облака объекта, которые легко увидеть
наблюдателям в южном полушарии, стали известны под названием
Магеллановы Облака (в 1519 г. увиденных Магелланом и описанным
Антонио Пигафетта). Конечно, теперь известно, что эти звездные облака
являются карликовыми неправильными галактиками, спутниками нашей
огромной спиральной галактики Млечный Путь.
• Большое Магелланово Облако (LMC, БМО), показанное на фотографии,
находится на расстоянии всего около 180 тысяч световых лет в созвездии
Золотой Рыбы. Это самая массивная из всех галактик-спутников Млечного
Пути, ее размер - около 15 тысяч световых лет. В ней вспыхнула самая
близкая сверхновая нашего времени. Хорошо заметное красное пятно слева это 30 Золотой Рыбы, или туманность Тарантул - огромная область
звездообразования в Большом Магеллановом Облаке.
• В 1920 г. Генриетта Суон Ливитт (1868 - 1921) обнаружила в
Магеллановых облаках 1777 звёзд, светимость которых менялась
периодически от яркого блеска до тусклого и построила зависимость
период - светимость.
• Опираясь на результаты Г.Ливитт, Харлоу Шепли пришёл к выводу, что
перед нами одна обширная галактика – Млечный путь, на краю которой
находится Солнечная система.
• В ночь с 5-го на 6-е октября 1923 г. Э. Хаббл отыскал в туманности М 31
первую переменную звезду – цефеиду.
• С помощью открытой Г.Ливитт зависимости период – светимость для
цефеид и телескопа Хейла Хаббл определил расстояние до М 31, составившее
300 тыс. пк (современная оценка – 750 тыс. пк). Это расстояние выходило за
пределы нашей Галактики.
• Млечный путь стал одной из многочисленных галактик, рассеянных
среди огромных просторов мироздания.
Применив телескоп Хукера для решения задачи подробного устроения галактик,
Хаббл выяснил, что многие световые пятна Мессье представляют собой звёздные
галактики.
Наша Галактика, Туманность Андромеды вместе с другими соседними звёздными
системами образуют Местную систему галактик, которая объединяет более 20
галактик
•
• Наша Галактика входит в Местную группу галактик, находящуюся на
периферии Сверхскопления галактик, образованного ≈ из 10 тыс.
галактических объектов, имеющего диаметр ≈ 40 Мегапарсек и медленно
вращающегося вокруг мощного центрального сгущения галактик в
созвездии Девы.
•
• число галактик в наблюдаемой части Вселенной 1011
•
• Ближайшие соседние Сверхскопления галактик расположены в созвездиях
Льва и Геркулеса на расстоянии 87 и 100 мегапарсек, соответственно.
•
• Всего обнаружено около 50 таких галактических Сверхскоплений,
образующих ещё один, по всей видимости, далеко не самый верхний
иерархический уровень её структуры.
Авторы: Висент Перис (Астрономическая обсерватория университета Валенсии / Группа
разработки программы PixInsight),
Жиль Бергон, Обсерватория Калар Альто.
Перевод: Д.Ю.Цветков
Популярный объект для наблюдений астрономов — большая, красивая
спиральная галактика NGC 7331 — это одна из самых ярких галактик, не
включенных в знаменитый каталог Шарля Мессье, составленный в 18-м веке.
NGC 7331 находится на расстоянии около 50 миллионов световых лет в
северном созвездии Пегаса и по размеру похожа на нашу Галактику Млечный Путь.
На снимках она часто служит передним фоном для группы, включающей
галактики разных типов и расположенной в десять раз дальше.
Это замечательное изображение хорошо изученной островной вселенной и ее
окрестностей было создано, используя данные, полученные на Обсерватории Калар
Альто на юге Испании. Возможно, это самая глубокая из всех фотографий этой
области. Изображение было обработано, чтобы обнаружить четкие детали всех
размеров в областях с высокой и низкой яркостью. Цветовой баланс был подобран
таким образом, что белый цвет — это усредненный цвет всей галактики. В
результате на картинке можно увидеть замечательные детали структуры NGC 7331
и ее окрестностей. Авторы: А. Рисс и др. (Университет Джона Хопкинса)
Перевод: Д.Ю.Цветков
Не так ли выглядит издали наша Галактика Млечный Путь?
Спиральная галактика NGC 3370, похожая по размеру и структуре на нашу
Галактику (хотя у нее нет центральной перемычки), находится на расстоянии около
100 миллионов световых лет в созвездии Льва. Это изображение, показывающее
самые тонкие детали структуры большой и фотогеничной спиральной галактики,
которую мы видим плашмя, было получено усовершенствованной камерой для
обзоров космического телескопа Хаббла.
Оно оказалось настолько четким, что позволяет исследовать отдельные звезды,
известные как цефеиды. Эти пульсирующие звезды были использованы для точного
определения расстояния до NGC 3370. NGC 3370 была выбрана для этого
исследования, потому что в 1994 году в этой спиральной галактике произошла
вспышка сверхновой типа Ia, которая была хорошо изучена. Таким образом, с
помощью измерения блеска цефеид было определено расстояние до этой
сверхновой, которую можно считать "стандартной свечой". Сопоставив эти
результаты с наблюдениями более далеких сверхновых, можно определить размеры
и скорость расширения всей Вселенной.
Authors & editors: Robert Nemiroff (MTU) & Jerry Bonnell (USRA)
NASA Web Site Statements, Warnings, and Disclaimers
NASA Official: Jay Norris. Specific rights apply.
A service of: LHEA at NASA / GSFC
& Michigan Tech. U.
Спиральная галактика NGC 3370: вид в телескоп Хаббла
12.10.2008
NGC 253 крупным планом
2.10.2008
Авторы: НАСА, Европейское космическое агентство, Дж. Далкантон, Б. Уильямс
(Университет Вашингтона)
Наземные данные: Т. Ректор (Университет Аляски в Анкоридже), Т. Абботт, Национальная
оптическая астрономическая обсерватория/ Ассоциация университетов для
астрономических исследований/Национальный научный фонд
Перевод: Д.Ю.Цветков
Пояснение: Эта богатая пылью островная вселенная — одна из ярчайших спиральных галактик на
небе. Видимая почти с ребра, NGC 253 удалена от нас всего на 13 миллионов световых лет. Это —
самая большая галактика в группе галактик Скульптора, находящейся по соседству с нашей
Местной группой галактик. Этот удивительно четкий вид крупным планом создан на основании
данных, полученных усовершенствованной камерой для обзоров космического телескопа Хаббла
(ACS). Величественная панорама начинается слева, около ядра галактики. На ней можно увидеть
пылевые волокна, межзвездный газ и даже отдельные звезды, а заканчивается она краем
галактики, охватив область размером почти в 50 тысяч световых лет. Изображение было получено
по программе ANGST (Обзор близких галактики с камерой ACS), цель которой — исследовать
наш космический "задний двор".
M83: Галактика тысячи рубинов
27.09.2008
Авторы: Научный архив Европейской Южной обсерватории
Перевод: Д.Ю.Цветков
Пояснение: Большая, яркая и красивая спиральная галактика M83 находится на
расстоянии всего в двенадцать миллионов световых лет, около юго-восточной
оконечности очень длинного созвездия Гидры.
Из-за хорошо заметных спиральных рукавов, очерченных темными полосами пыли
и голубыми звездными скоплениями, ее часто называют Южной "вертушкой".
Однако выделяющиеся на этом замечательном цветном изображении красноватые
области звездообразования, усеивающие закручивающиеся рукава, позволяют
называть ее также Галактикой тысячи рубинов.
Диаметр M83 — около 40 тысяч световых лет, она входит в группу галактик,
членом которой является также активная галактика Центавр A.
Ядро M83 является мощным источником рентгеновского излучения, в нем
наблюдается высокая концентрация нейтронных звезд и черных дыр, оставшихся
после интенсивной вспышки звездообразования.
На этом четком изображении, полученном из архива данных широкоугольной
камеры Европейской Южной обсерватории, также можно увидеть близкие звезды
Млечного Пути с дифракционными лучами и далекие галактики.
& Michigan Tech. U. Галактика M33 в Треугольнике
13.09.2008
Авторы: Поль Мортфилд, Стефано Канчели
Перевод: А.В. Козырева
В небольшом созвездии Северного полушария Треугольнике находится
удивительная по красоте спиральная галактика M33, которая повернута к нам в
анфас.
Галактика имеет также и другие названия: Цевочное колесо и, просто, галактика в
Треугольнике. M33 третья по габаритам в Местной группе после туманности
Андромеды и нашей Галактики, ее размер — более 50 тысяч световых лет.
M33 находится на расстоянии трех миллионов световых лет от нашей Галактики и,
скорее всего, является спутником туманности Андромеды.
И если бы в этих двух галактиках обитали астрономы, они бы могли любоваться
удивительным видом величественных спиральных структур каждой.
Земные же астрономы исследуют это подробное изображение, которое пестрит
голубыми звездными скоплениями и розоватыми областями звездообразования,
расположенными вдоль спиральных рукавов.
Самая яркая область звездообразования — NGC 604.
Также как и для M31 хорошо изученные переменные звезды M33 сделали ее
надежным мерилом для калибровки расстояний во Вселенной.
Authors & editors: Robert Nemiroff (MTU) & Jerry Bonnell (USRA)
NASA Web Site Statements, Warnings, and Disclaimers
NASA Official: Jay Norris. Specific rights apply.
A service of: LHEA at NASA / GSFC
& Michigan Tech. U.
Великолепная спиральная галактика NGC 1232
24.08.2008
Авторы: Инструмент FORS1, 8.2-метровый телескоп Antu VLT,
Южно-Европейская обсерватория
Перевод: Н.А.Липунова
Галактики удивляют нас не только тем, что мы в них видим, но также и тем, что
увидеть не можем.
Хорошим примером является великолепная спиральная галактика NGC 1232. Это
подробное изображение получено одним из очень больших телескопов (VLT) на
Южной Европейской обсерватории.
В видимой области внешний вид этой галактики определяется миллионами ярких
звезд и темными пылевыми комплексами, погруженными в гравитационный
водоворот спиральных рукавов, закрученных вокруг центра. Вдоль спиральных
рукавов располагаются рассеянные скопления, содержащие яркие голубые звезды.
Между ними видны темные комплексы плотной межзвездной пыли. Немного хуже
видны миллиарды более слабых нормальных звезд и обширные участки
межзвездного газа. Их общая масса настолько велика, что она определяет
динамические свойства внутренней области галактики.
Не видны еще более грандиозные запасы вещества, природу которого мы пока не
понимаем - всепроникающая темная материя, присутствие которой необходимо для
того, чтобы объяснить характер движения видимой материи во внешней части
галактики.
На вопрос,что там происходит, еще предстоит ответить.
Authors & editors: Robert Nemiroff (MTU) & Jerry Bonnell (USRA)
NASA Web Site Statements, Warnings, and Disclaimers
NASA Official: Jay Norris. Specific rights apply.
A service of: LHEA at NASA / GSFC
& Michigan Tech. U.
Эллиптическая галактика NGC 1132
13.02.2008
Галактика NGC 1132 выглядит однородной - но как она сформировалась?
NGC 1132 - это эллиптическая галактика, в ней мало пыли и газа, и в ней в
настоящее время почти не образуются звезды.
Хотя многие эллиптические галактики находятся в скоплениях галактик, NGC 1132 это большая изолированная галактика в созвездии Эридана.
Чтобы изучить историю этого привлекающего внимание шара из миллиардов звезд,
астрономы получили изображения NGC 1132 в видимом свете с помощью
космического телескопа Хаббла и в рентгеновских лучах на рентгеновской
обсерватории Чандра.
На этом составном изображении видимое свечение показано белым, а рентгеновское
излучение - голубым цветом.
Рентгеновское излучение показывает неожиданное присутствие очень горячего газа,
вероятно, оно также отслеживает распределение темной материи.
Согласно одной из гипотез, NGC 1132 сформировалась в результате
последовательного слияния галактик, входящих первоначально в небольшую группу
галактик.
Расстояние до NGC 1132 - более 300 миллионов световых лет, и свет, который мы
видим сейчас, покинул ее до того, как по Земле бродили динозавры.
На картинке можно увидеть также множество замечательных далеких галактик.
MACSJ0025: столкновение двух гигантских скоплений галактик
17.09.2008
Что происходит, когда сталкиваются два из самых больших объектов во Вселенной?
Никто точно не знает этого, однако ответ может позволить лучше понять природу
загадочной темной материи.
Обнаружено, что в MACSJ0025.4-1222 два огромных скопления галактик медленно
сталкиваются. Процесс протекает несколько сотен миллионов лет, а изображения
его последствий были получены космическим телескопом Хаббла в видимом свете и
космическим телескопом Чандра в рентгеновских лучах.
Расположение более далеких галактик и искажения их вида на изображении в
видимом свете, обусловленные тем, что недавно объединившееся скопление
галактик действует как гравитационная линза, позволили астрономам с помощью
компьютерного моделирования выяснить, что произошло с темной материей в
скоплениях.
Результаты показывают, что грандиозное столкновение привело к частичному
отделению темной материи в скоплениях от обычного вещества, что подтверждает
сделанные ранее предположения. На показанном здесь составном изображении
темная материя изображена фиолетовым цветом, а сглаженное распределение
горячего обычного вещества, излучающего рентгеновские лучи — розовым.
MACSJ0025 состоит из сотен галактик, его размер — около трех миллионов
световых лет, оно находится на расстоянии почти в шесть миллиардов световых лет
(красное смещение 0.59) в созвездии Кита.
Внутри скопления галактик в Волосах Вероники
16.06.2008
Почти каждый объект на этой фотографии — галактика.
Здесь показано скопление в Волосах Вероники — одно из самых плотных
скоплений галактик. Оно состоит из нескольких тысяч галактик, в каждой из
которых — миллиарды звезд, как и в нашей Галактике Млечный Путь.
Хотя это скопление и является близким по сравнению с большинством других
скоплений, свет от него все же идет до нас несколько сотен миллионов лет.
Скопление в Волосах Вероники так велико, что свет от одного его края до другого
идет миллионы лет!
Эта картинка составлена из изображений, полученных космическим телескопом
Хаббла. На ней показана лишь маленькая часть скопления в Волосах Вероники,
которая была беспрецедентно подробно исследована, чтобы лучше понять процессы
формирования и эволюции галактик в богатых скоплениях.
Большинство галактик в скоплении Волос Вероники и других скоплениях являются
эллиптическими, однако некоторые галактики на этом изображении — явно
спиральные. Спиральную галактику в верхнем левом углу показанной здесь
картинки можно также найти вверху слева на этом изображении с большим полем
зрения, где она является одной из самых голубых галактик.
На дальнем фоне видны тысячи галактик, не связанных со скоплением и
разбросанных по всей Вселенной.
Скопление галактик Эйбл 2218: гравитационная линза
10.02.2008
Авторы: Эндрю Флечтер (Научный институт космического телескопа) и др.,
Широкоугольная Планетная Камера-2, Космический телескоп им. Хаббла,
НАСА
Гравитация искривляет траекторию движения света, позволяя использовать
гигантсткие скопления галактик в качестве телескопов. Почти все яркие объекты на
этом изображении, полученном космическим телескопа им. Хаббла, — галактики
скопления, известного под названием Abell 2218. Это скопление настолько массивно
и компактно, что его тяготение искривляет и фокусирует свет от галактик,
находящихся далеко позади него. В результате многочисленные изображения этих
фоновых галактик искажаются, превращаясь в длинные тусклые дуги. Этот эффект
линзирования аналогичен тому, что имеет место, когда смотришь на уличные огни
сквозь бокал вина. Само скопление галактик Abell 2218 находится от нас на
расстоянии около трех миллиардов световых лет в северном созвездии Дракона.
Мощность телескопа, созданного этим массивным скоплением недавно позволила
астрономам зарегистрировать галактику с красным смещением, около 5,58, —
самую далекую галактику до которой удалось измерить расстояние. Эта молодая,
еще не вполне сформировавшаяся галактика едва различима правее и ниже ядра
скопления.
Скопление галактик в Персее
20.05.2008
Авторы: Жан-Шарль Куилландр (Канадско-франко-гавайский телескоп) и
Джованни Ансельми (Coelum Astronomia), Гавайский звездный свет
Это один из самых больших объектов, которые можно увидеть на небе. Каждое из
туманных пятнышек это галактика, а все вместе они образуют скопление в Персее,
одно из самых тесных скоплений галактик. На переднем фоне видны слабые звезды,
принадлежащие нашей Галактике Млечный Путь. Около центра скопления, на
расстоянии около 250 миллионов световых лет, находится доминирующая галактика
скопления NGC 1275, которая на этом изображении видна немного левее центра.
Мощный источник рентгеновского и радиоизлучения, NGC 1275 поглощает
вещество падающих на нее галактик и окружающий газ.
Скопление галактик в Персее является частью сверхскопления Рыб-Персея,
содержащего более тысячи галактик и имеющего видимый размер более 15
градусов. На расстоянии до NGC 1275 это изображение охватывает область
размером около 1.5 миллионов световых лет.
Болид над Айерс-рок
28.06.2008
Авторы: Джозеф Бримакомб
Перевод: Д.Ю.Цветков
Путешествуя на выходные дни в Австралию для астрофотографии, можно
запечатлеть великолепные небесные пейзажи. На этом, полученном в марте 2006
года, центр нашей Галактики Млечный Путь восходит над горизонтом нашей
планеты Земля и огромной скалой из песчаника, носящей имя Улуру, или Айерсрок. Установив две камеры, одну с широкоугольным, а другую с телеобъективом,
для автоматического фотографирования этой небесной сцены на серии экспозиций,
фотограф Джозеф Бримакомб отвернулся, чтобы настроить другое оборудование. К
его удивлению, землю вокруг него внезапно осветила яркая вспышка болида. К его
удовольствию, обе камеры запечатлели след яркого метеора. На фотографии на
врезке, полученной с телеобъективом, хорошо видно, как след метеора светит сквозь
гряды облаков, немного левее Айерс-рок.
Млечный путь на высоте 5000 метров
4.01.2008
Авторы: Серж Брунье
Перевод: Колпакова А.В.
Поднимитесь на высоту 5 тысяч метров над уровнем моря около Сьерро-Чайнантор
в северных Андах в Чили, и Вы увидите ночное небо, подобное изображенному на
картинке. Эта фотография сделана как раз на том высокогорном сухом месте с
помощью объектива "рыбий глаз". На фотографии запечатлены мириады звезд и
протяженные пылевые облака нашей Галактики. Направление на центр Галактики
находится вблизи зенита, т.е. в центра изображения, однако сам галактический
центр скрыт от нас, поскольку расположен за поглощающей свет пылью. Над
центральным балджем Млечного пути сияет Юпитер. Правее Юпитера виден менее
яркий желтый гигант Антарес. У правого края изображения видно небольшое слабое
пятнышко — это один из многочисленных галактик-спутников Млечного пути,
Малое Магелланово Облако.
Двухрукавная спираль Млечного Пути
6.06.2008
Авторы: Инфракрасный обзор плоскости Галактики
Перевод: Д.Ю.Цветков
Нам трудно определить истинную структуру нашей Галактики, так
как мы смотрим на нее, находясь в ее плоскости. Однако результаты
обширного обзора, осуществленного Космическим телескопом
Спитцера, представляют убедительные свидетельства того, что мы
живем в большой галактике с двумя главными спиральными рукавами
(Щита-Центавра и Персея), выходящими из концов большой
центральной перемычки. Вероятно, астрономы из далеких галактик,
откуда наша Галактика видна плашмя, видят, что Млечный Путь
&mdash это двухрукавная спираль с перемычкой, как художник
представил ее себе на этой картинке. Предыдущие исследования
обнаруживали небольшую центральную перемычку и четыре
спиральных рукава. Астрономы по-прежнему считают, что Солнце
находится во второстепенном рукаве, называемом отрогом Ориона, и
расстояние от Солнца до внешнего края Млечного Пути составляет
примерно треть его радиуса.
Authors & editors: Robert Nemiroff (MTU) & Jerry Bonnell (USRA)
NASA Web Site Statements, Warnings, and Disclaimers
16
Массивные звезды в NGC 6357
Авторы: Иоганн Шедлер (Обсерватория Пантер)
Перевод: Д.Ю.Цветков 9.10.2008
Массивные звезды находятся внутри NGC 6357 — протяженного комплекса
эмиссионных туманностей, расположенного в "хвосте" созвездия Скорпиона
и удаленного от нас примерно на 8 тысяч световых лет.
Действительно, немного ниже центра этого вида крупным планом
на NGC 6357 находится звездное скопление
Писмис 24, в которое входят одни из самых массивных звезд
нашей Галактики, масса которых более чем в 100 раз
превосходит массу Солнца.
В яркой центральной области туманности также
находятся столбы из молекулярного
газа и пыли, вероятно, скрывающие массивные протозвезды
от пытливых взглядов оптических инструментов.
Сложные структуры туманности созданы межзвездными ветрами
и мощным излучением от молодых и
только формирующихся массивных звезд.
Этот привлекательный небесный вид на расстоянии
до NGC 6357 охватывает область размером
немного меньше 50 световых лет.
17
Молодые солнца
Авторы: Боб и Дженис Фера (Астрофотографии Фера)
Перевод: Д.Ю.Цветков
Молодые солнца все еще находятся внутри богатого пылью скопления NGC 7129,
расположенного в созвездии Цефея, на расстоянии в три тысячи световых лет.
Эти звезды еще сравнительно юные — им всего около миллиона лет.
Возможно, наше Солнце образовалось в похожих звездных яслях около пяти
миллиардов лет назад.
На этом замечательном изображении привлекают внимание прекрасные
голубоватые пылевые облака, которые отражают свет молодых звезд.
Меньшие по размеру темно-красные облака, имеющие форму полумесяца, также
свидетельствуют о присутствии молодых звездных объектов, излучающих много
энергии. Они известны как объекты Хербига-Аро, их форма и цвет характерны для
светящегося водорода, подвергшегося воздействию ударных волн,
распространяющихся от новорожденных звезд.
В конце концов газ и пыль, давшие жизнь новым звездам в этой области, рассеются,
а звезды будут все больше отдаляться друг от друга при обращении неплотного
скопления вокруг центра Галактики. На расстоянии NGC 7129 это полученное с
помощью телескопа изображение охватывает область размером около 40 световых
лет.
18
Неправильная галактика NGC 55
10.10.2008
Авторы: Роберт Гендлер
Перевод: Д.Ю.Цветков
Неправильная галактика NGC 55 вероятно, похожа на Большое Магелланово
Облако. Однако если БМО удалено от нас всего на 180 тысяч световых лет и
является хорошо известным спутником нашей Галактики Млечный Путь, то NGC 55
находится гораздо дальше — на расстоянии в 6 миллионов световых лет и
принадлежит к группе галактик Скульптора. БМО классифицируют как
неправильную галактику, однако на глубоких изображениях она похожа на
дисковую галактику с перемычкой. Размер NGC 55 — более 50 тысяч световых лет,
мы смотрим на нее сбоку и видим только узкий, вытянутый профиль, поэтому она
не кажется похожей на БМО, которую мы видим плашмя. В БМО большие области
звездообразования создают эмиссионные туманности, и в NGC 55 тоже
наблюдаются признаки формирования молодых звезд. На этом великолепном
портрете галактики NGC 55 выделяются яркое ядро, розоватые эмиссионные
туманности и молодые голубые звездные скопления.
Межзвёздное вещество имеет плотность 10-24 г/см3,
то есть 1г вещества в кубе с ребром 1000 км.
19
Х
Диаметр 100 тыс. свет. лет
Образ нашей Галактики
Таким образом, около 70 лет назад первые работы по определению расстояний до
ближайших галактик показали истинные масштабы доступной наблюдениям
Вселенной, положив начало исследованию далеких звездных систем. Стало
очевидным, что почти все видимое вещество во Вселенной сосредоточено в этих
гигантских звездно-газовых островах с характерным размером от нескольких
килопарсек до нескольких десятков килопарсек. Солнце вместе с окружающими его
звездами также входит в состав спиральной галактики, название которой всегда
пишется с заглавной буквы – Галактика. Типичное количество звезд с такой же
светимостью, как у Солнца, или более высокой, в галактиках от нескольких
десятков миллионов (в карликовых системах) до нескольких десятков миллиардов (в
гигантских галактиках типа нашей), причем слабых звезд может быть существенно
больше.
Расположение Солнца в нашей Галактике довольно неудачное для изучения этой
системы как целого: мы находимся вблизи плоскости звездного диска, и уже это
создает проблему выявления его структуры и сопоставления отдельных частей друг
с другом. К тому же в области, где расположено Солнце, довольно много
межзвездного вещества, поглощающего свет и делающего звездный диск почти
непрозрачным для видимого света в некоторых направлениях, особенно в
направлении ее ядра. Поэтому исследования других галактик, представляющие
самостоятельный интерес, играют также громадную роль и в понимании природы
нашей Галактики.
Межгалактическое пространство, в отличие от межзвездного, хотя и содержит
разреженный газ, совершенно прозрачно для всех видов излучения. Это дает
принципиальную возможность наблюдать другие галактики, на каком бы
расстоянии от нас они ни находились. Поэтому крупным телескопам оказались
потенциально доступными для исследования сотни миллионов отдельных галактик.
Однако для детального изучения требуется, чтобы галактика была сравнительно
близко – в пределах нескольких сотен миллионов парсек.
Попытки классификации Галактик привели к выделению 4-х основных видов
большого числа разновидностей.
• Расположение видов галактик в постепенно развёртывающейся
структурной последовательности образуют так называемый «камертон
20
Хаббла» и свидетельствует о наличии отчётливо выраженных
эволюционных процессов в развитии галактик.
• Эволюция галактик от шарообразных через линзообразные к плоским
спиралевидным и заканчивающихся структурным распадом в виде
пекулярной аморфной галактики
•
Грубое разделение галактик на эллиптические (Е), спиральные (S) и неправильные
(Ir) оказалось очень удачным. Такая классификация галактик отражает не только
особенности их видимой формы, но и свойства входящих в них звезд:
Е-галактики состоят из очень старых звезд, в Ir-галактиках основной вклад в
излучение дают звезды, существенно моложе Солнца, а в S-галактиках характер
спектра показывает присутствие звезд всех возрастов.
Изучение звездных спектров галактик привело к открытию фундаментальной
важности.
За редчайшими исключениями (известны молодые карликовые галактики) возраст
галактик оказался примерно одинаковым (более 10 млрд лет), и основная причина
различия между галактиками не в возрасте, а в характере эволюции этих систем.
Если в Е-галактиках звездообразование практически полностью прекратилось
миллиарды лет назад, то в спиральных системах образование звезд продолжается,
хотя и далеко не так интенсивно, как на начальном этапе их жизни, а в Ir-галактиках
звездообразование может быть сейчас столь же активно, как и миллиарды лет назад.
Как "устроены" галактики? Упрощенно можно считать, что каждая из них содержит
две основные подсистемы (два компонента), вложенные одна в другую и
гравитационно-связанные друг с другом. Первая называется сферической, ее звезды
концентрируются к центру галактики, а плотность вещества, высокая в центре
галактики, довольно быстро падает с удалением от него. Вторая подсистема – это
массивный звездный диск.
21
Типичная Е-галактика выглядит как сферическая подсистема в "чистом" виде, диск
в ней или полностью отсутствует или имеет такую низкую светимость по сравнению
с остальной галактикой, что выявляется лишь специальными методами
фотометрической обработки. Е-галактики, как и сферические компоненты у
галактик других типов, почти лишены межзвездного газа (не считая разреженного и
очень горячего газа, заполняющего всю галактику), а следовательно, и молодых
звезд. В S-галактиках имеется как сферический компонент, так и массивный
звездный диск, причем светимость последнего в большинстве случаев значительно
преобладает. В неправильных (Ir) галактиках сферический звездный компонент
практически отсутствует, почти все звезды заключены в толстом диске,
существенная доля массы которого приходится на межзвездный газ. Сферическое
гало этих галактик образовано преимущественно темным, несветящимся веществом
(подробнее об этом см. ниже).
Структура спиральных галактик хорошо видна на фотографиях, приведенных на
рис. 1 и 2. На рис. 1 изображена галактика, в диске которой прекрасно выделяются
спиральные ветви, а на рис. 2 диск наблюдается "с ребра", так что ветвей не видно.
Зато в последнем случае хорошо выделяются оба звездных компонента галактики –
диск и сферическая составляющая, яркая центральная часть которой видна как
вздутие диска. Ее обычно называют балджем (от англ. bulge – вздутие). На
фотографии прекрасно заметна и темная полоса вдоль диска – так выглядит
непрозрачный слой межзвездной среды (непрозрачность эта обусловлена пылью,
которая всегда сопровождает прозрачный межзвездный газ).
Рис. 1. Многорукавная спиральная галактика М 101 в созвездии Большой
Медведицы.
Светлые пятна в спиральных ветвях – области активного звездообразования
22
с. 2. Спиральная гал
актика М 104 (Сомбреро) в созвездии Девы, диск которой наблюдается "с
ребра"
Основные наблюдаемые особенности галактик определяются их физическими
характеристиками, наиболее важные из которых следующие:
1) скорости вращения и относительные массы дискового и сферического
компонентов;
2) интенсивность происходящего звездообразования на единицу светимости
галактики или на единицу массы газа в ее диске;
3) характер активности галактического ядра и выделяемая им энергия.
Как показали исследования последних лет, эти характеристики оказываются прямо
или косвенно связанными с динамическими свойствами звезд и газа, что является
ключевым моментом в их изучении.
Движение звезд, газа и присутствие невидимого вещества
Первые астрофизические наблюдения галактик с использованием "классического"
физического прибора – щелевого спектрографа – были проведены еще в 1917-1918
годах, то есть еще до того, как была окончательно установлена их природа.
Результатом этих наблюдений было открытие вращения внутренних областей
спиральных галактик, вернее, содержащегося в них газа, дающего линейчатый
спектр. Сейчас мы знаем, что свечение газа в оптических эмиссионных линиях
связано с горячими звездами, ультрафиолетовое излучение которых заставляет газ
флюоресцировать, но в те далекие годы даже сама идея о внегалактической природе
наблюдаемых объектов многим представлялась сомнительной. Лишь много позднее,
с появлением нового поколения наблюдательной техники, были измерены скорости
движения не только газа, но и совокупности звезд (по их спектру поглощения), а
вращение газа прослежено до очень больших расстояний от центра, во многих
23
случаях превышающих оптический размер галактики. Но способ измерения
скоростей движения остался тем же самым: он основан на эффекте Доплера, хорошо
известном в физике.
Для измерения скоростей движения звезд и газа в галактиках используют как
спектрографы различных конструкций, так и оптические интерференционные
приборы, позволяющие одновременно получить информацию о скоростях движения
во многих тысячах точек галактики. Для этого совсем не обязательно измерять
скорости индивидуальных звезд или облаков газа – это возможно только для самых
близких галактик. Обычно приходится исследовать спектр интегрального
излучения, который складывается из спектров большого количества
индивидуальных источников, неразличимых по отдельности.
Самым важным физическим процессом, определяющим основные наблюдаемые
свойства галактики, является образование звезд из межзвездного газа. Это сложный,
многоступенчатый процесс, исследование которого – одна из важнейших задач,
решаемая внегалактической астрономией.
Рождение звезд происходит почти исключительно в дисках галактик. Газ,
оставшийся когда-то давно после образования основной массы звездного диска,
перемешался с течением времени с тем газом, который постоянно сбрасывают с себя
стареющие звезды, дожил до нашей эпохи и продолжает производить новые
поколения молодых звезд, хотя и не так интенсивно, как миллиарды лет назад.
Полная масса этого межзвездного газа в таких галактиках, как наша, обычно
составляет несколько миллиардов масс Солнца. Он вращается вокруг центра
галактики, находясь вблизи плоскости симметрии звездного диска, где образует
сравнительно тонкий слой толщиной в несколько сотен световых лет. Именно в
этом слое и возникают массивные газовые конденсации, внутри которых газ
постепенно сгущается в сравнительно небольшие и плотные молекулярные облака, а
они уже дают начало звездам и молодым звездным группировкам. В S-галактиках
самые крупные по размеру области, где концентрируется газ и связанные с ним
очаги звездообразования, располагаются длинными неровными цепочками, которые
придают клочковатый вид спиральным ветвям.
Размер протяженных областей, в которых концентрируются молодые звезды и
звездные скопления, примерно одинаков в самых различных галактиках – несколько
сотен парсек. Советский астроном Ю.Н. Ефремов, доказавший существование ячеек
звездообразования такого размера в нашей и соседних с ней галактиках, дал им
название молодых звездных комплексов. В спиральной галактике их может быть
несколько десятков. Радионаблюдения показали, что этим комплексам
соответствуют гигантские облака газа ("сверхоблака"), очень неоднородные по
структуре. Именно в них появляются условия для зарождения звезд. Но как
возникают они сами? Только гравитация может представлять силу, способную
собрать большие массы газа. Ключ к пониманию того, как это может происходить,
дало сравнение темпов звездообразования в различных областях галактик.
24
Галактики очень сильно отличаются друг от друга по интенсивности происходящего
в них звездообразования. Но количественно сравнить темпы образования звезд в
них – задача непростая, поскольку, за исключением ближайших галактик, молодые
звезды не видны по отдельности из-за большого расстояния. Обычно используются
три наиболее надежных признака, характеризующих активность звездообразования:
1) цвет галактики (молодые массивные звезды делают его более голубым); 2)
яркость свечения газа в оптических спектральных линиях, которое возникает при
облучении газа ультрафиолетовым светом молодых звезд; 3) мощное излучение
"теплой" межзвездной пыли. Пыль здесь играет роль преобразователя световой
энергии: она поглощает свет молодых звезд, расположенных в областях с высокой
плотностью межзвездной среды, и переизлучает захваченную энергию в далекой
инфракрасной области спектра (в основном в спектральном диапазоне 50-500 мкм),
а это излучение регистрируется методами внеатмосферных наблюдений. Модельные
количественные оценки, основанные на этих критериях, показывают, что в таких
галактиках, как наша, современные темпы звездообразования не особенно
впечатляющи – за период в миллион лет в среднем образуются молодые звезды с
суммарной массой 5-10 миллионов масс Солнца. Это достаточно типичная цифра
для галактик. В среднем (только в среднем!), чем больше газа содержится в диске,
тем интенсивнее звездообразование, так что если разделить массу рождающихся в
единицу времени звезд на массу межзвездного газа, то полученная величина не
будет сильно зависеть от размера галактики или количества газа в ней и составит
для большинства галактик несколько масс Солнца в год в расчете на десять
миллиардов солнечных масс газа. Это отношение темпов звездообразования к массе
газа, участвующего в нем, называют эффективностью образования звезд (ЭОЗ). Чем
выше ЭОЗ, тем благоприятнее условия для звездообразования и тем быстрее
галактика истощит свои запасы межзвездного газа – он будет переходить в звезды,
пока его плотность не станет чрезвычайно низкой. Поэтому в галактиках,
сохранивших много газа (например, в Ir-галактиках, где газ составляет иногда 30-50
% от массы диска), ЭОЗ должна быть сравнительно низкой.
Чем же обусловлена величина ЭОЗ? Первый физический механизм, приводящий к
увеличению ЭОЗ, связан с наличием спиральных ветвей в галактиках. Механизм
возникновения спирального узора, причина его долгоживучести, характер
взаимодействия с газом остаются важнейшими и далеко еще не решенными
проблемами физики галактик, несмотря на активную работу теоретиков и
наблюдателей в этой области. Рассмотрим подробнее, что кроется за видимой
картиной спиралей.
Вернемся к кривым вращения спиральных галактик. Точки, полученные по
измерениям скоростей, никогда не лежат точно на гладкой кривой, "отскакивая" то в
одну, то в другую сторону от нее. Для этого может быть три причины: 1) ошибки
наблюдений; 2) существование локальных нарушений кругового движения газа,
связанных, например, с мощными областями звездообразования, где излучение
молодых звезд способно передать межзвездному газу большую энергию; 3)
наиболее интересная: на круговое движение газа накладываются систематические
волнообразные движения, связанные с его упорядоченными колебаниями в диске.
25
Газовые облака осциллируют (по всем трем координатам) относительно положения
равновесия на круговой орбите с амплитудой, иногда достигающей нескольких
десятков км/с. Эти осцилляции газа не всегда можно выявить по кривым вращения,
здесь требуется подробный математический анализ измерения скоростей газа в
тысячах точек на диске галактики. Современная техника позволяет провести такие
исследования и выявить систематические отклонения от чисто кругового движения
методом фурье-анализа.
Колебания скоростей газа связаны с тем, что по вращающемуся диску большинства
галактик распространяются волны уплотнения или спиральные волны плотности
(линии равных фаз этих колебаний имеют вид спиралей). Они обегают диск за
несколько сотен миллионов лет с постоянной угловой скоростью. По-видимому,
единого механизма возбуждения таких колебаний нет. Среди возможных
рассматриваются и гравитационные, и газодинамические неустойчивости
вращающегося диска, и гравитационное воздействие на газ и звезды со стороны
вытянутого звездного уплотнения (называемой перемычкой), нередко наблюдаемого
во внутренних областях S-галактик, и, наконец, влияние близких галактик,
возбуждающих своим гравитационным полем волны в диске. Все они в состоянии
вызвать образование спиральных волн плотности. Именно эти волны ответственны
за появление длинных упорядоченных спиральных ветвей галактик, таких красивых
на фотографиях.
Волны непрерывно "прокатываются" как по газовому, так и по звездному диску, но
из-за того, что звездный газ – это динамически более горячая среда, амплитуда
колебаний плотности звездного диска редко бывает высокой. Иное дело
межзвездный газ: благодаря свойствам диссипативности его отклик на волну сжатия
может быть очень сильным. Газ в спиральной волне сжимается, часто наблюдаются
признаки ударной волны там, где волна плотности достаточно сильная. Как
показывают теоретические расчеты, при сжатии газа вслед за его кратковременным
нагревом наступает фаза охлаждения, так как с возрастанием плотности газа растет
и его способность терять тепловую энергию, которая уносится излучением. Все это
приводит к активизации образования холодных газовых облаков и их комплексов, и
в конечном счете к возникновению очагов звездообразования, обычно наблюдаемых
вдоль спиральных ветвей.
Другой механизм, стимулирующий звездообразование, – это гравитационная
неустойчивость газового диска, возникающая когда средняя плотность газа на
данном расстоянии от центра достигает определенной критической величины. Рост
неустойчивости приводит к появлению крупномасштабных конденсаций в диске
(сверхоблаков), характерные расстояния между которыми составляют 1-3 кпк. Один
из авторов этой идеи американский астрофизик Р. Кенникатт первым показал, что
темпы звездообразования в галактиках становятся очень низкими именно там, где
плотность опускается ниже критического значения для гравитационной
устойчивости. Этот порог плотности определяется теоретически, он зависит прежде
всего от угловой скорости вращения газового диска и ее производной по радиусу.
26
Следовательно, и в данном случае кинематика газа в галактике играет ключевую
роль.
Еще один механизм, способствующий более интенсивному звездообразованию,
также связанный с движением газа, был обнаружен при изучении взаимодействия
близких галактик (термин "взаимодействующие галактики" был предложен
советским астрономом Б.А. Воронцовым-Вельяминовым, первым начавшим
систематическое исследование галактик в парах или тесных группах с заметными
искажениями формы). Если галактики в своем движении подходят близко друг к
другу, то они могут испытывать сильное взаимное гравитационное воздействие на
расстоянии, еще не соприкасаясь, а при очень близком прохождении или при
взаимном проникновении оно становится особенно сильным. В этом случае
галактики могут даже слиться друг с другом за несколько сотен миллионов лет,
отдав звездному газу избыток энергии своего относительного движения (как
происходит такой процесс, наглядно показали численные эксперименты). Влияние
гравитационного поля соседней галактики приводит к изменению орбит звезд, но
особенно сильно на внешнее воздействие реагирует газ в силу того, что он образует
наиболее динамически "холодную" систему. Происходит своего рода
перемешивание орбит облаков, резко возрастает частота их столкновений,
увеличиваются потери тепловой энергии газа. В итоге, как и в спиральных волнах
плотности, ускоряется образование холодных массивных облаков, из вещества
которых рождаются звезды. По этой причине многие взаимодействующие галактики
отличаются удивительно высокими темпами звездообразования: ЭОЗ в них может
более чем вдесятеро выше среднего уровня (в рекордных случаях, при слиянии
галактик, в сотни раз).
Активность ядер галактик
Не менее интересно другое следствие взаимодействия галактик. При наличии
внешней силы газ уже не сохраняет своего момента вращения. Происходит
перераспределение моментов, а следовательно, и орбит газовых облаков в
галактике, в результате чего часть газа может навсегда покинуть галактику, а часть,
наоборот, приблизиться к центру. Как показывают теоретические расчеты, движение
газа во внутренней области галактики становится таким, что при определенных
условиях приводит к удивительным последствиям: крошечная область в центре
галактики, ее активное ядро, становится источником фантастического количества
энергии – в некоторых случаях превышающего 1036 Вт (для сравнения: полная
мощность излучения Солнца во всех диапазонах спектра составляет всего 4·1026 Вт).
У наиболее активных ядер (квазаров) мощность оптического излучения настолько
велика, что требуется специальная техника наблюдений, чтобы уловить свечение
звездной "материнской" галактики вокруг более яркого источника.
Механизм формирования активных ядер до сих пор не очень понятен. Нет
общепринятого объяснения, почему в одних случаях основная энергия ядра
выделяется в виде оптического и инфракрасного излучения, в других – в виде
радиоволн и потоков релятивистских частиц (в этом случае галактика называется
27
радиогалактикой), а в третьих, внешне таких же галактиках активность ядра
остается очень слабой (к последним относится и наша Галактика).
Из спектральных наблюдений ядер было извлечено много информации о них.
Исследователи неплохо знают о физическом состоянии газа в ядре, скоростях его
движения, концентрации атомов и электронов, химическом составе, о механизмах
излучения непрерывного спектра и эмиссионных линий и т. д., но это не дало
прямого ответа на главный вопрос – каков источник энергии ядра и что заставляет
"включиться" его активность.
Характерной особенностью излучения активных ядер галактик является их высокая
мощность и переменность, происходящая на самых различных масштабах времени –
от нескольких десятков часов до нескольких лет (в рентгеновском диапазоне
спектра – вплоть до нескольких минут). Она свидетельствует о чрезвычайной
компактности источника излучения, так как в противном случае из-за конечности
скорости света излучение от различных частей источника приходило бы не
одновременно, что замывало бы колебания блеска. Размер центрального объекта
вряд ли намного превосходит размер Солнечной системы, так что в масштабах
галактики он выглядит исчезающе малой точкой, но именно в нем зарождается
чудовищная энергия, выход которой невозможно объяснить никакими ядерными
реакциями.
Единственный источник энергии, известный в физике, который мог бы долгое время
"работать" с требуемой эффективностью в ядре, – это выделение (и преобразование
в другие формы) гравитационной энергии газа, падающего в область пространства,
называемую массивной черной дырой. Свободно падающее на нее вещество
разгоняется в окрестности "дыры" до околосветовых скоростей и закручивается
вокруг нее в плотный и чрезвычайно горячий диск (аккреционный диск). Его размер
должен быть сопоставим с размером Солнечной системы. Энергия этого "волчка" и
служит резервуаром энергии активного ядра. Именно в нем, а не в самой черной
дыре рождаются мощные потоки коротковолнового излучения и происходит
ускорение протонов и электронов до очень высоких энергий.
Черная дыра может быть образована большой массой вещества, скопившейся в
самом центре галактики (то есть в области с самой низкой потенциальной энергией)
миллиарды лет назад. Для того чтобы объяснить наблюдаемую активность ядер,
масса черной дыры должна составлять сотни миллионов и миллиарды масс Солнца,
но для "пробуждения" ядра к активности требуется топливо. Необходимо, чтобы и
после образования этого компактного объекта вещество продолжало "опускаться" к
самому центру галактики, падая на "дыру". Для этого должен существовать
механизм, "сбрасывающий" облака с круговых орбит, отбирая у них момент
вращения.
Во внутренней области галактик должно накопиться достаточное количество газа.
Действие приливных сил приводит к тому, что часть газа быстро "сползает" к ядру,
образуя ядерный диск размерами в десятки или сотни парсек. Такие диски
наблюдаются во многих галактиках. Дальнейшее продвижение к черной дыре
28
должно быть связано уже с процессами в этом диске и обусловлено, как
предполагают, гравитационной неустойчивостью последнего, когда его плотность
становится достаточно высокой.
Наблюдения показывают, что среди галактик с активными ядрами повышена доля
объектов, имеющих близких соседей, а в наиболее активных галактиках
практически всегда наблюдаются признаки сильного взаимодействия или даже
слияния с другими системами в не очень далеком прошлом. Об этом говорят
особенности их внешнего вида, характерные для взаимодействующих галактик, а
также "возмущенные", некруговые скорости межзвездного газа.
← слияние галактик →
Но не все взаимодействующие системы обладают активными ядрами (хотя бы
потому, что и количество газа, способного упасть на центр, и масса черных дыр у
них может быть различна), как и не все галактики с активными ядрами
взаимодействующие: ядерный диск может возникнуть и другими путями, например
из газа с малым моментом вращения, падающего на галактику извне.
Теоретически рассматриваются различные физические схемы, объясняющие
попадание газа в окрестность черной дыры. Помимо упомянутых, есть и такая
экзотичная, но правдоподобная схема, где вещество доставляется к самому центру
обычными звездами, которые из-за большой вытянутости орбит при своем
движении в галактике подходят на опасно близкое расстояние к черной дыре и
разрушаются приливными силами ее гравитационного поля. Для объяснения
высокой энергетической активности ядра достаточно, чтобы каким-либо путем к
черной дыре устремлялось и исчезало в ее окрестности в среднем около одной
солнечной массы вещества ежегодно.
29
Прямое подтверждение присутствия массивной черной дыры в галактике могут дать
измерения скоростей движения звезд или газа в ее центральном районе. Чем ближе к
черной дыре, тем быстрее они должны двигаться. Получив оценки скоростей
вращения газа или дисперсии скоростей звезд на расстоянии в несколько десятков
парсек от центра галактики, с помощью методов математического моделирования
можно грубо оценить массу, заключенную внутри этого радиуса. И если найденная
масса окажется значительно больше, чем масса видимых звезд в этой же области (ее
можно оценить по яркости ядра), то появляются все основания считать, что
обнаружено гравитационное поле невидимого массивного тела в центре, и можно
обоснованно предположить, что в ядре галактики – черная дыра.
Аппаратурные возможности таких измерений появились недавно. Программы по
поискам черных дыр в ядрах галактик наиболее активно проводятся на космическом
телескопе им. Э. Хаббла, работающем на высокой околоземной орбите, и на
канадско-французском телескопе на Гавайских островах, где установлен
спектрограф, позволяющий при хороших атмосферных условиях надежно измерять
скорости звезд в областях с размером менее одной угловой секунды. В некоторых
случаях (спиральная галактика NGC 4258) черную дыру удается "нащупать" не в
оптических лучах, а с помощью радиоинтерферометра, измеряя скорости газа по
наблюдениям очень узких радиолиний.
На начало 2000 года количество галактик, где измерения скоростей позволяют
говорить о наличии черных дыр, составляет более десятка. Среди них как
спиральные, так и эллиптические системы, как галактики с высокой активностью
ядра (радиогалактика М 87), так и с очень низкой (туманность Андромеды). Массы
черных дыр оказались примерно такими, как и ожидалось – от нескольких
миллионов масс Солнца (наша Галактика) до нескольких миллиардов (М 87). На
рис. 4 приведено изображение галактики М 87.
30
Рис. 4. Ядерная часть радиогалактики М 87 по наблюдениям с космического
телескопа им. Э. Хаббла (НАСА, США). Длинный выброс вещества (джет) из
яркого ядра галактики – одно из проявлений его активности. Во врезке –
увеличенное изображение ядра, где хорошо виден газовый околоядерный диск,
структура которого напоминает спиральные ветви. Центральная, наиболее
светлая часть диска, имеет размер несколько десятков парсек. Измерения
скорости ее вращения (550 км/с) подтвердили существование массивной черной
дыры в центре
Группа исследователей из США и Канады под руководством Д. Ричстоуна,
занимающаяся измерениями скоростей звезд в самом центре галактик, на основании
всех имеющихся результатов пришла к выводу о том, что черные дыры
присутствуют в ядрах почти всех галактик, хотя их не всегда можно обнаружить,
поскольку их масса различна и примерно пропорциональна массе галактики в целом
(для спиральных галактик вместо полной массы надо брать массу звездного балджа
как наиболее медленно вращающегося компонента). Если это предположение
подтвердится, то оно будет означать, что образование черных дыр тесно связано с
формированием звездных компонентов галактики.
Наблюдаемые различия между галактиками, так же как и характер тех физических
процессов, которые определяют их свойства, оказываются очень тесно связанными с
динамическими свойствами звезд и газа. Изучение сложного характера их движений
в общем гравитационном поле в сочетании с физической теорией позволяет понять,
что происходит в галактиках. Прогресс связан прежде всего с новыми
возможностями наблюдений, с новыми методами, с повышением точности оценок.
Именно здесь следует ожидать прорывов к новым результатам.
Авторы: Вей-Хао Ванг (Астрономический институт Гавайского университета)
Перевод: Д.Ю.Цветков
Пояснение: У португальского мореплавателя Фернандо де Магеллана и его
команды, совершивших первое кругосветное плавание, было много времени для
изучения южного неба. В результате два похожих на облака объекта, которые легко
увидеть наблюдателям в южном полушарии, стали известны под названием
Магеллановы Облака. Конечно, теперь известно, что эти звездные облака являются
карликовыми неправильными галактиками, спутниками нашей огромной
спиральной галактики Млечный Путь. Большое Магелланово Облако (LMC, БМО),
показанное на этой фотографии, находится на расстоянии всего около 180 тысяч
световых лет в созвездии Золотой Рыбы. Это самая массивная из всех галактикспутников Млечного Пути, ее размер - около 15 тысяч световых лет. В ней
вспыхнула самая близкая сверхновая нашего времени. Хорошо заметное красное
пятно слева - это 30 Золотой Рыбы, или туманность Тарантул - огромная область
звездообразования в Большом Магеллановом Облаке.
Большое Магелланово Облако
10.05.2006
31
Лундмарк Кнут Эмиль (14/06/1889 – 23/04/1958)
(Lundmark, Knut Emil)
Шведский астроном. Род. в Эльвсбине. Окончил ун-т в Упсале. Работал там до 1929,
в 1929 сменил К. В. Шарлье на посту профессора астрономии Лундского ун-та и
директора обсерватории этого ун-та. Научные работы посвящены галактической и
внегалактической астрономии. Некоторые полученные Лундмарком в этой области
результаты предвосхитили позднейшие открытия, революционизировавшие наши
представления о Галактике и природе спиральных туманностей. В дискуссии о
спиральных туманностях он был, наряду с Г. Кертисом, убежденным сторонником
точки зрения об их внегалактической природе. В 1919, изучая новые звезды,
вспыхнувшие в туманности M31 в созвездии Андромеды, Лундмарк определил
расстояние до этой туманности и получил значение, близкое к найденному
Э. П. Хабблом несколько лет спустя. В том же году предложил метод определения
расстояний до спиральных туманностей по их угловым размерам. Провел (19261928) статистическое исследование двойных и кратных галактик; на основании
изучения истинного распределения галактик в пространстве первым пришел к
заключению о существовании Местной группы галактик и определил положение
«экватора» этой группы. В 1946 из анализа расстояния до M31, полученного по
большому числу новых звезд, голубых сверхгигантов и шаровых скоплений, сделал
вывод о необходимости пересмотра шкалы внегалактических расстояний (этот
вопрос окончательно решил В. Г. В. Бааде в 1952). Лундмарк одним из первых
получил наблюдательные свидетельства вращения Галактики. В 1919 он показал,
что по отношению к шаровым скоплениям и внегалактическим туманностям Солнце
движется в плоскости Млечного Пути; в 1924 нашел, что это движение происходит
под прямым углом к направлению на галактический центр, и высказал
32
предположение об обращении Солнца и ближайших к нему звезд вокруг этого
центра.
• Солнце расположено на расстоянии 33 тыс. световых лет от Центра
Галактики, там, где линейная скорость движения максимальна.
• Скорость движения Солнца вокруг центра Галактики ≈ 250 км/с;
• Полный оборот совершается за 290 млн. лет (наша Земля вокруг Центра
облетела не более 30 раз).
• «Млечный путь» – спиралевидная галактика
• Условный радиус нашей Галактики
• 4∙1017 км (≈ 15∙103 пк).
• Она содержит 1011 звёзд.
• Ядро расположено в направлении созвездия Стрельца (обнаружено в ИК и
радиодиапазонах).
• Первые астрофизические наблюдения галактик с использованием
"классического" физического прибора – щелевого спектрографа – были
проведены еще в 1917-1918 годах, то есть еще до того, как была окончательно
установлена их природа.
• Результатом этих наблюдений было открытие вращения внутренних областей
спиральных галактик, вернее, содержащегося в них газа, дающего линейчатый
спектр.
• много позднее, с появлением нового поколения наблюдательной техники,
были измерены скорости движения не только газа, но и совокупности звезд
(по их спектру поглощения), а вращение газа прослежено до очень больших
расстояний от центра, во многих случаях превышающих оптический размер
галактики.
• Способ измерения скоростей движения основан на эффекте Доплера, хорошо
известном в физике.
• Для измерения скоростей движения звезд и газа в галактиках используют как
спектрографы различных конструкций, так и оптические интерференционные
приборы, позволяющие одновременно получить информацию о скоростях
движения во многих тысячах точек галактики.
Самым важным физическим процессом, определяющим основные наблюдаемые
свойства галактики, является образование звезд из межзвездного газа. Это сложный,
многоступенчатый процесс, исследование которого – одна из важнейших задач,
решаемая внегалактической астрономией.
• Рождение звезд происходит почти исключительно в дисках галактик. Газ,
оставшийся когда-то давно после образования основной массы звездного
диска, перемешался с течением времени с тем газом, который постоянно
сбрасывают с себя стареющие звезды, дожил до нашей эпохи и продолжает
производить новые поколения молодых звезд, хотя и не так интенсивно, как
миллиарды лет назад.
• Полная масса этого межзвездного газа в таких галактиках, как наша, обычно
составляет несколько миллиардов масс Солнца.
33
Только гравитация может представлять силу, способную собрать большие массы
газа. Ключ к пониманию того, как это может происходить, дало сравнение темпов
звездообразования в различных областях галактик.
• Обычно используются три наиболее надежных признака, характеризующих
активность звездообразования:
• 1) цвет галактики (молодые массивные звезды делают его более голубым);
• 2) яркость свечения газа в оптических спектральных линиях, которое
возникает при облучении газа ультрафиолетовым светом молодых звезд;
• 3) мощное излучение "теплой" межзвездной пыли.
• Пыль здесь играет роль преобразователя световой энергии: она поглощает
свет молодых звезд, расположенных в областях с высокой плотностью
межзвездной среды, и переизлучает захваченную энергию в далекой
инфракрасной области спектра
• (в основном в спектральном диапазоне 50-500 мкм), а это излучение
регистрируется методами внеатмосферных наблюдений.
• Один из механизмов, способствующий более интенсивному
звездообразованию, также связанный с движением газа, был обнаружен при
изучении взаимодействия близких галактик
• (термин "взаимодействующие галактики" был предложен советским
астрономом Б.А. Воронцовым-Вельяминовым)
• Если галактики в своем движении подходят близко друг к другу, то они могут
испытывать сильное взаимное гравитационное воздействие на расстоянии при очень близком прохождении или при взаимном проникновении галактики
могут даже слиться друг с другом за несколько сотен миллионов лет, отдав
звездному газу избыток энергии своего относительного движения (как
происходит такой процесс, наглядно показали численные эксперименты).
•
Галактики в Пегасе
6.08.2009
34
• На этом четком широкоугольном телескопическом изображении видны
галактики, находящиеся далеко за звездами, около северной границы
созвездия Пегаса.
• В верхнем правом углу привлекает внимание NGC 7331.
• Эта большая спиральная галактика, расстояние до которой – всего 50
миллионов световых лет, является одной из самых ярких галактик, не
включенных в знаменитый каталог, составленный в 18-м веке Шарлем
Мессье.
• Группа галактик в нижнем левом углу, многие из которой выглядят
искаженными – это хорошо известный квинтет Стефана, находящийся на
расстоянии почти 300 миллионов световых лет. Квинтет демонстрирует
столкновение нескольких галактик, их мощное продолжающееся
взаимодействие запечатлено на этом моментальном космическом снимке. На
нашем небе квинтет и NGC 7331 находятся на угловом расстоянии примерно в
половину градуса.
• Полученные результаты наблюдений и расчётов обнаруживают тесную
взаимосвязь между массой черной дыры и звездами, составляющими
эллиптическую галактику, или центральным звездным балджем спиральной
галактики.
В процессе формирования галактики определяется окончательная масса
черной дыры.
"События, которые создают галактику, и события, заставляющие ее
центральную черную дыру сиять как квазар, одни и те же," - говорит John
Kormendy из университета Техаса в Остине.
"Эти результаты помогают связать несколько направлений исследования
формирования галактик в одну наиболее правдоподобную и последовательную
картину".
• Группа исследователей из США и Канады под руководством Д. Ричстоуна,
занимающаяся измерениями скоростей звезд в самом центре галактик, на
основании всех имеющихся результатов пришла к выводу о том, что черные
дыры присутствуют в ядрах почти всех галактик, хотя их не всегда можно
обнаружить, поскольку их масса различна и, примерно, пропорциональна
массе галактики в целом
• (для спиральных галактик вместо полной массы надо брать массу звездного
балджа как наиболее медленно вращающегося компонента).
• Если это предположение подтвердится, то оно будет означать, что
образование черных дыр тесно связано с формированием звездных
компонентов галактики.
35