Галактики – гигантские гравитационно-связанные системы из звёзд и звёздных скоплений, межзвёздного газа и пыли, и тёмной материи. В пространстве галактики распределены неравномерно: в одной области можно обнаружить целую группу близких галактик, а можно не обнаружить ни одной, даже самой маленькой галактики. Точное количество галактик в наблюдаемой части Вселенной неизвестно, но, по всей видимости, их порядка ста миллиардов.
Первым условием появления галактик во Вселенной стало появление случайных скоплений и сгущений вещества в однородной Вселенной. Впервые подобная мысль была высказана И. Ньютоном, который утверждал, что если бы вещество было равномерно рассеяно по бесконечному пространству, то оно никогда бы не собралось в единую массу.
Второе условие появления галактик — наличие малых возмущений, флуктуаций вещества, ведущих к отклонению от однородности и изотропности пространства. Именно флуктуации и стали теми «затравками», которые привели к появлению более крупных уплотнений вещества. Эти процессы можно представить по аналогии с процессами образования облаков в атмосфере Земли.
ОБЩИЕ ХАРАКТЕРИСТИКИ ГАЛАКТИК (РАЗМЕР, СВЕТИМОСТЬ, МАССА, СОСТАВ)
Размер. Понятие размера не является строго определенным, т.к. галактики не имеют резких границ, их яркость постепенно спадает с удалением от центра наружу. Видимый размер галактик зависит от возможности телескопа выделить их внешние области, имеющие низкую яркость, на фоне свечения ночного неба, которое никогда не бывает абсолютно черным. В его слабом свете «тонут» периферийные части галактик. Для объективной оценки размеров галактик за их границу условно принимается определенный уровень поверхностной яркости, или, как говорят, определенная изофота (так называют линию, вдоль которой поверхностная яркость имеет постоянное значение).
Светимость галактик (т.е. полная мощность излучения) меняется в еще больших пределах, чем их размер – от нескольких миллионов светимостей Солнца (Lc) у самых маленьких галактик до нескольких сотен миллиардов Lc для галактик-гигантов. Эта величина примерно соответствует общему количеству звезд в галактике или ее полной массе.
Массы галактик, как и их светимости, также могут различаться на несколько порядков – от миллиона масс Солнц до тысячи миллиардов масс Солнца у некоторых эллиптических галактиках.
Состав и строение. Составными частями Галактики являются звезды, разряженный газ, пыль (это межзвездная среда) и космические лучи. Галактики – это, прежде всего, звездные системы. Пространственно звезды образуют два основных структурных компонента галактики, как бы вложенных один в другой: быстро вращающийся звездный диск, и медленно вращающуюся сферическую (или сфероидальную) составляющую. Внутренняя, наиболее яркая часть сферодального компонента называется балдж (от англ. bulge – вздутие), а внешняя часть низкой яркости – звездное гало. В центре большинства галактик можно выделить яркую область, называемую ядром. В центральной части массивных галактик часто выделяется небольшой и быстро вращающийся околоядерный диск который также состоит из звезд и газа. Вокруг галактического центра в качестве спутника обращается большое число звезд, тесно связанных между собой гравитацией – это – шаровое звездное скопление. Кроме шаровых звездных скоплений выделяют рассеянные звездные скопления. В отличие от рассеянных звёздных скоплений, которые располагаются в галактическом диске, шаровые находятся в гало; они значительно старше, содержат гораздо больше звёзд, обладают симметричной сферической формой и характеризуются увеличением концентрации звёзд к центру скопления. Наблюдения шаровых скоплений показывают, что они возникают в основном в регионах с эффективным звёздообразованием, то есть там, где межзвёздная среда имеет более высокую плотность по сравнению с обычными областями звёздообразования.
Звезды в рассеянных скоплениях связаны друг с другом относительно слабыми гравитационными силами, поэтому по мере обращения вокруг галактического центра скопления могут быть разрушены из-за близкого прохождения возле других скоплений или облаков газа, в этом случае образующие их звёзды становятся частью обычного населения галактики. Рассеянные звёздные скопления обнаружены только в спиральных и неправильных галактиках, где происходят активные процессы звездообразования.
Помимо звезд с разными массами, химическим составом и возрастом, каждая галактика содержит разреженную и слегка намагниченную межзвездную среду (газ и пыль), пронизываемую высокоэнергичными частицами (космическими лучами). Относительная масса, приходящаяся на долю межзвездной среды, также относятся к важнейшим наблюдаемым характеристикам галактик. Полная масса межзвездного вещества сильно меняется от одной галактики к другой и обычно составляет от нескольких десятых долей процента до 50% суммарной массы звезд (в редких случаях газ может даже преобладать по массе над звездами). Содержание газа в галактике – это очень важная характеристика, от которой во многом зависит активность происходящих в галактиках процессов и, прежде всего, – процесс образования звезд. Межзвездный газ состоит, в основном, из водорода и гелия с небольшой примесью более тяжелых элементов. Эти тяжелые элементы образуются в звездах и вместе с газом, теряемым звездами, оказываются в межзвездном пространстве.
В газовой среде межзвездного пространства содержится и мелкодисперсный твердый компонент – межзвездная пыль. Она проявляет себя двояко. Во-первых, пыль поглощает видимый и ультрафиолетовый свет, вызывая общее ослабление яркости и покраснение галактики. Наиболее непрозрачные (из-за пыли) участки галактики видны как темные области на светлом ярком фоне. Особенно много непрозрачных областей вблизи плоскости звездного диска – именно там концентрируется холодная межзвездная среда. Во-вторых, пыль излучает сама, отдавая накопленную энергию света в форме далекого инфракрасного излучения.. Суммарная масса пыли сравнительно невелика: она в несколько сотен раз меньше, чем полная масса межзвездного газа.
Галактики отличаются большим разнообразием: среди них можно выделить сфероподобные эллиптические галактики, дисковые спиральные галактики, галактики с перемычкой (баром), линзовидные, карликовые, неправильные и т. д. Многообразие наблюдаемых форм галактик вызвало у астрономов желание объединить похожие объекты и разбить галактики на ряд классов по их внешнему виду (по морфологии). В основе наиболее часто используемой морфологической классификации галактик лежит схема, предложенная Э.Хабблом в 1925 и развитая им в 1936. Галактики разделяются на несколько основных классов: эллиптические (Е), спиральные (S) линзовидные (S0) и неправильные (Irr).
Эллиптические E-галактики выглядят как эллиптические или овальные пятна, не слишком сильно вытянутые, яркость внутри которых плавно уменьшается с расстоянием от центра. Внутренняя структура, как правило, отсутствует (Заметный диск в них отсутствует, хотя точные фотометрические измерения в некоторых случаях позволяют заподозрить его существование. Следы пыли или газа в них также редко встречаются)
Спиральные галактики (S) —самый распространенный тип (их около половины). Типичными представителями являются наша Галактика и туманность Андромеды. В отличие от эллиптических галактик в них наблюдается структура в виде характерных спиральных ветвей. Несмотря на многообразие форм, спиральные галактики имеют сходное строение. В них наблюдается три основных составляющих: звездный диск, сфероидальная составляющая, яркая внутренняя область котороя называется балдж, и плоская составляющая, которая по толщине в несколько раз меньше диска. К плоской составляющей относится межзвездный газ, пыль, молодые звезды, а также спиральные ветви. Подобную структуру имеет и наша Галактика.
Между типами Е и S находится тип линзовидных галактик (S0). Как и S-галактики, они обладают звездным диском и балджем, но в них нет спиральных ветвей. Считается, что это галактики, которые в далеком прошлом были спиральными, но к настоящему времени почти полностью «потеряли» или израсходовали межзвездный газ, а вместе с ним – и способность образовывать яркие спиральные ветви. Любая спиральная галактика, если ее лишить газа и молодых звезд, будет классифицирована как линзовидная.
Неправильные Irr-галактики не обладают упорядоченной структурой, в них нет спиральных ветвей, хотя они и содержат внутри себя яркие области различных размеров (как правило, это области интенсивного звездообразования). Балдж в этих галактиках очень мал или совсем отсутствует. Эти галактики, как правило, отличаются высоким содержанием межзвездного газа и молодых звезд.
Некоторые галактики имеют необычно яркое ядро. Галактики, обладающие активными ядрами, принято разделять на несколько типов. Различают галактики Сейферта, радиогалактики, квазары Сейфертовские галактики названы в честь американского астронома Карла Сейферта, который первым обратил на них внимание в 1943 г. В некоторых случаях ядра Сейфертовых галактик превышают Солнце в яркости в 100 миллиардов раз . С.г. - это, как правило, спиральные галактики. Наиболее вероятная гипотеза, объясняющая активность ядер, предполагает наличие чёрной дыры (массой в десятки или сотни миллионов масс Солнца) в центре галактики.
Самые необычные из всех — это объекты, называемые квазарами. Английский термин quasar дословно означает «похожий на звезду радиоисточник») — мощное и далёкое активное ядро галактики. Они излучают с области, диаметром меньше 1 св. года, столько же энергии, сколько излучали бы сотни нормальных галактик Несмотря на их необычную природу, квазары визуально не впечатляют, поэтому на них обратили внимание только после 1963 г.
На сегодняшний день наиболее распространена точка зрения, согласно которой квазар — это сверхмассивная черная дыра, втягивающая в себя окружающее вещество. По мере приближения к черной дыре заряженные частицы разгоняются, сталкиваются, и это приводит к сильному излучению света. Согласно другой точке зрения квазары — это первые молодые галактики, и мы просто наблюдаем процесс их зарождения. Впрочем, существует и промежуточный, хотя вернее было бы сказать «объединенный» вариант гипотезы, согласно которому квазар — это черная дыра, поглощающая вещество формирующейся галактики.
Радиогалактика — тип галактик, которые обладают намного большим радиоизлучением по сравнению с остальными галактиками. Источники излучения радиогалактик обычно состоят из нескольких компонентов (ядро, гало, радиовыбросы). Радиогалактики обычно имеют форму эллипсов и отличаются гигантскими размерами.
Несколько процентов наблюдаемых галактик не укладывается в описанную классификационную схему, их называют пекулярными. Обычно это галактики, форма которых искажена сильным взаимодействием с соседними галактиками (такие галактики называют взаимодействующими. Для этого термина не существует однозначного определения, отнесение галактик к этому типу может оспариваться. Иногда отнесение галактики к пекулярному типу оспаривалось. Так, например, Б.А. Воронцов-Вельяминов считал, что взаимодействующие галактики не являются пекулярными, поскольку видимые изменения их формы вызваны возмущениями близких соседей. Однако среди взаимодействующих систем встречаются объекты столь причудливой формы, что их трудно не назвать пекулярными.
Классическим примером пекулярной галактики является радиогалактика Centaurus A (NGC 5128).
В отдельную группу выделяются карликовые галактики – небольшие по размеру, светимость которых в тысячи раз меньше, чем у таких галактик как наша или туманность Андромеды. Это самый многочисленный класс галактик, но из-за низкой светимости их трудно обнаружить на большом расстоянии. Среди них также встречаются эллиптические dE, спиральные dS (очень редко), и неправильные (dIrr). Буква d (от английского dwarf – карлик) обозначает принадлежность к карликовым системам.
Эволюция галактик
Наблюдаемое многообразие галактик — это следствие различных условий, в которых они возникли. Анализ спектров и звездного состава галактик показал, что абсолютное большинство из них имеет очень большой возраст и образовалось 10-15 млрд лет назад. По современным представлениям, образование галактик началось в раннюю эпоху расширения Вселенной, когда средняя плотность вещества во Вселенной была в сотни раз больше, чем в настоящее время. Галактики возникли из водородно-гелиевых газовых облаков, сжимающихся под действием собственной гравитации. На определенном этапе сжатия в протогалактиках началось интенсивное звездообразование. Массивные звезды, быстро эволюционируя и взрываясь как сверхновые, выбрасывали в окружающее пространство газ, обогащенный различными химическими элементами, возникающими при взрыве.
Образование диска в галактиках связано с диссипацией (Диссипация энергии — переход части энергии упорядоченных процессов (кинетической энергии движущегося тела, энергии электрического тока и т. д.) в энергию неупорядоченных процессов, в конечном итоге — в тепло.) энергии газа в сжимающейся протогалактике. Обладая определенным моментом вращения, газ, теряя свою механическую энергию, сжался в диск, который в результате образования звезд из газа постепенно становился звездным диском.
Большую роль в эволюции галактик сыграло поглощение крупными галактиками более мелких систем, которые разрушались приливными силами и пополняли массу формирующихся галактик.
СКОПЛЕНИЯ И СВЕРХСКОПЛЕНИЯ
На снимках галактик видно, что действительно одиноких галактик немного. Порядка 95% галактик образуют группы галактик.. Зачастую в них доминирует одна массивная эллиптическая или спиральная галактика, которая за счёт приливных сил со временем разрушает галактики-спутники и увеличивает свою массу, поглощая их.
Скоплением галактик называют объединения в несколько сотен галактик, которые могут содержать как отдельные галактики, так и группы галактик. Обычно при наблюдении в таком масштабе можно выделить несколько очень ярких сверхмассивных эллиптических галактик. Такие галактики должны непосредственно влиять на процесс образования и формирования структуры скопления.
Сверхскопление — самый большой тип объединения галактик, включает в себя тысячи галактик. В масштабах сверхскоплений галактики выстраиваются в полосы и нити, окружающие обширные разрежённые пустоты. Форма таких скоплений может быть различна: от цепочки, такой как цепочка Маркаряна, до стен, как великая стена Слоуна.
Местная группа галактик. Галактика млечный путь
Местная группа галактик – это совокупность ближайших галактик, расстояния до которых не превышают, примерно, 1 млн. пс (около 3 млн. световых лет). Состоит из двух больших групп и рассеянных среди них карликовых галактик — всего около 30 членов. В одной из групп по размеру, массе и силе света доминирует наша Галактика с близкими к ней Магеллановыми Облаками. В другой группе основное место занимает спиральная галактика (Андромеды туманность), ещё более мощная. К ней примыкают спиральная галактика поменьше — М 33 в Треугольнике, две небольшие эллипатические галактики и несколько карликовых. Галактики, входящие в М. г. г., вследствие их близости к нам доступны для наиболее детального изучения.
Члены Местной группы движутся друг относительно друга, но при этом связаны взаимным тяготением и поэтому длительное время занимают ограниченное пространство размером около 6 млн. световых лет и существуют отдельно от других подобных групп галактик. Считается, что все члены Местной группы имеют общее происхождение и эволюционируют совместно уже около 13 млрд. лет.
Наша Галактика — Млечный путь — имеет форму диска с выпуклостью в центре — ядром, от которого отходят спиралевидные рукава. Ее толщина — 1,5 тыс. световых лет, а диаметр — 100 тыс. световых лет. Возраст нашей Галактики составляет около 15 млрд. лет. Она вращается довольно сложным образом: значительная часть ее галактической материи вращается дифференциально, как планеты вращаются вокруг Солнца, не обращая внимания на то, по каким орбитам движутся другие, достаточно далекие космические тела, и скорость вращения этих тел уменьшается с увеличением их расстояния от центра. Другая часть диска нашей Галактики вращается твердотельно, как музыкальный диск, крутящийся на проигрывателе. Наше Солнце находится в таком участке Галактики, в котором скорости твердотельного и дифференциального вращения равны. Такое место называется коротационным кругом. В нем создаются особые, спокойные и стационарные условия для процессов звездообразования.
У нашей Галактики есть две маленькие галактики-спутника, называемые Магеллановыми Облаками. Выделяют Большое и Малое Магеллановы облака. Это богатые области для наблюдений с инструментами любых размеров и видны невооруженнм глазом в Южном полушарии. Магеллановы облака были знакомы мореходам южного полушария, и в XV веке их называли «Капскими облаками». Фернан Магеллан использовал их для навигации, как альтернативу Полярной звезде, во время своего кругосветного путешествия в 1519—1521 годах. Когда, после гибели Магеллана, его корабль вернулся в Европу, Антонио Пигафетта (спутник Магеллана и официальный летописец путешествия) предложил назвать Капские Облака Облаками Магеллана в качестве своеобразного увековечения его памяти
Оба Облака ранее считались неправильными галактиками, но впоследствии обнаружили особенности структуры спиральных галактик с перемычкой. Они располагаются относительно близко друг к другу и образуют гравитационно-связанную (двойную) систему. Оба Магеллановы Облака погружены в общую оболочку нейтрального водорода. Кроме того, они связаны между собой водородным мостом
В Магеллановых Облаках очень много звездных скоплений. Ученые зарегистрировали 1100 рассеянных скоплений в Большом Облаке и более 100 в Малом Облаке. В Большом Облаке открыто 35 шаровых скоплений, а в Малом Облаке — 5. В Магеллановых Облаках были обнаружены шаровые скопления, каких нет в нашей Галактике. Они содержат множество голубых и белых гигантов. Поэтому они имеют белый цвет. Обычные же шаровые скопления состоят из красных гигантов, поэтому их цвет желтый — оранжевый.
ЗВЕЗДЫ
План:
1). Звезда как объект изучения астрофизики.
2). Классификации звезд.
3). Рождение и эволюция звезд.