Галактики і квазари

1. Класифікація галактик. Дослідження інших велетенських зоряних систем - інших галактик - розпочав В. Гершель наприкінці XVIII ст. Відкривши і склавши каталоги загалом понад 2 500 туманнос­тей, він дослідив їхні форми і значну частину з них виділив в окрему гру­пу «молочних шляхів», які мали б бути подібними до нашої Галактики. Відстані до цих об'єктів Гершель оцінював мільйонами світлових років. Насправді ж ні він сам, ні інші астрономи впродовж усього XIX ст. не знали, як далеко знаходяться ці об'єкти. Тому справжнє відкриття світу галактик настало у XX ст. завдяки працям Е. Габбла.

Світ галактик надзвичайно різноманітний. Але вже 1925 р. Габбл здійснив першу і дуже вдалу спробу класифікувати галактики за їхнім зовнішнім виглядом, запропонувавши відносити їх до одного з таких трьох типів (мал. 27.1): еліптичні Е, спіральні S та неправильні Іr.

Еліптичні галактики мають вигляд кругів чи еліпсів (мал. 27.2), яскравість яких плавно зменшується від центра до краю. їх

ділять на 8 підтипів від Е0 (коловий об'єкт) до Е 7 (об'єкт істотно сплющений).

Спіральні галактики скла­даються з ядра і кількох спіральних рукавів або гілок. У звичайних спіраль­них галактиках (типS) гілки виходять безпосередньо з ядра (мал. 27.3). У спіральних галактиках з перемичкою (тип SB) ядро перетинається вздовж діаметра поперечною смугою із зір - перемичкою або баром, від кінців якого й починаються спіральні ру­кави (мал. 27.4).

Залежно від ступеня розвитку рукавів галактики S і SB діляться на підкласи Sa, Sb та Se (відповідно SBa, SBb і SBc). У галактик підкласу Sa спіралей майже не видно, тоді як у галактик підкласу Se майже вся речовина скупчена в спіральних рукавах.

Проміжними між галактиками Е і S е лінзоподібні галак­тики (підтип SO), яскравість яких від центра до краю змінюється стрибками.

До неправильних галактик (тип Іг) належать ті, що не мають чітко ви­раженого ядра і симетричної структури.

Найближча до нас у північній півкулі неба галактика Туманність Анд­ромеди (галактика М31, мал. 27.5) - це спіральна галактика. У південній півкулі спостерігаються дві неправильні галактики - Велика Магелланова Хма ра (ВМХ, мал. 27.6) і Мала Магеллано­ва Хмара (ММХ).

Приблизно 25 % вивчених галактик - еліптичні, 50 % - спіральні (з них по­ловина SB), 20 % типу SOi лише 5 % - галактики типу Іr.

2. Параметри галактик. Як уже неодноразово наголошувалось, одні­єю з найважливіших проблем в астрономії є визначення відстаней до космічних об'єктів. Починаючи з 20-х років XX ст., цю проблему щодо галактик майже розв'язано: дотепер розроблено більше 10 методів визначення відстаней до них.

Першим із цих методів - за спостере­женнями цефе'їд - скористався Е. Габбл у 1924 р. На околицях галактики М31 (а не­вдовзі ще декількох) він виявив цефеїди, зумів визначити періоди зміни їхнього Злиску, а потім встановити відстані до них.

У далеких галактиках намагаються зареєструвати спалахи нових і особливо наднових зір у момент максимуму їхньо­го блиску. Покладаючи, що потужності цих об'єктів (явищ) однакові у всіх га­лактиках, за їхніми видимими величи­нами встановлюють відстані. Після цьо­го за кутовими розмірами визначають і лінійні діаметри галактик.

Порівнюючи зміщення спектральних ліній у різних частинах галактики (або зарозширенням ліній у спектрі), встановлюють факт її обертання на-вколо своєї осі, а для зір, що перебувають на околицях галактик - швидкості обертання навколо центра мас системи. Ці дані використову­ють для визначення мас галактик.

Як виявилося, і наша Галактика, і Туманність Андромеди входять до числа найбільших за масою, світністю і кількістю зір.

Можна з упевненістю твердити, що в спіральних і неправильних га­лактиках міститься багато білих і блакитних зір, тоді як в еліптичних галактиках - більше червоних. Це означає, що різні типи галактик ма­ють різний вік.

3. Червоне зміщення.Спостереження показують, що лінії у спектрах усіх відомих галактик (за винятком декількох, найближчих до нас) зміщені у червоний бік порівняно з тими ж лініями у спектрі не­рухомого об'єкта.

Визначивши відстані та швидкості ЗО га­лактик, Габбл виявив, що чим далі від нас зна­ходиться галактика, тим з більшою швидкістю вона від нас віддаляється. На підставі цього він зробив висновок, що Всесвіт не може бути ста­тичним, як думали раніше, що насправді він не­перервно розширюється, і відстані між галакти­ками весь час зростають.

У наш час червоні зміщення виміряно для понад 10 000 галактик. І для кожної як зав­годно далекої галактики співвідношення (27.1) зберігається, а це означає, що Всесвіт розширюється.

4. Активні галактики, радіогалактики і квазари.У всіх галактиках, окрім найменших, виділяється яскрава центральна зона, яка називається я д р о м. У звичайних галактиках, таких як наша, велика яскравість ядра пояснюється високою концентрацією зір. Та все ж сумарна кількість зір у ядрі становить лише кілька відсотків від їхньої загальної кількості в галактиці.

Але зустрічаються галактики, що ма­ють особливо яскраві ядра, з яких вири­вається світний газ, що рухається з вели­чезною швидкістю - тисячі кілометрів за секунду. За деякими даними, так можуть проявляти себе чорні діри (§ 24), оточені щільною хмарою звичайних зір і газу. Під час падіння в гравітаційному полі чорної діри речовина розганяється до швидкос­тей, близьких до швидкості світла. Потім у разі зіткнень газових мас поблизу чорної діри енергія руху перетворюється у випромінювання електромагнітних хвиль.

Мал. 27.8. Сеифертівська галактика

Подібні потужні процеси, що виявляють себе раптовими викидами велетенських струменів розжареного газу або потужним випромінюван­ням в оптичному, рентгенівському чи радіодіапазоні, відбуваються в ядрах багатьох галактик. Часто ці струмені мають просторову симетрію - спостерігаються з обох боків галактики уздовж осі її обертання.

Такі галактики називають галактиками з активними яд­рами або сейфертівськими (мал. 27.8) на честь американського ас­тронома К. Сейферта, який 1943 р. спостерігав їх уперше.

Впродовж 50 років вивчення галактик проводиться в радіодіапазоні. Як і слід було очікувати, від звичайних галактик до Землі надходить радіовипромінювання, але у мільйон разів слабкіше, ніж в оптичному діапазоні. Проте серед них було виявлено так звані радігалактики, які в радіодіапазоні яск­равіші, ніж в оптичному.

Таких галактик відомо кілька сотень. Найближче до нас знаходиться радіоджерело Лебідь А. Його ототожнили з га­лактикою, яка складається з двох ядер, оточених протяжною оболонкою (мал. 27.9). Най­цікавішою особливістю джерела

Лебідь А є те, що зона радіовипромінювання не збігається з видимою га­лактикою, а розташовується двома окремими приблизно еліптичними об­ластями обабіч зони оптичного випромінювання. Центри областей радіовипромінювання знаходяться від видимого подвійного ядра на віддалі близько 80 кпк (260 тис. св. p.). Спочатку було висловлено гіпоте­зу, за якою спостерігається зіткнення двох галактик, що й викликає по­тужне випромінювання. Невдовзі цю гіпотезу було відкинуто, бо у жодної взаємодіючої галактики, яких в оптичному діапазоні відомо досить багато, не було виявлено радіовипромінювання, аналогічне Лебедю А. Отже, це ще одна загадка, яку треба розгадати.

Світності квазарів у сотні разів більші від потужності найбільшої галактики з її сотнями мільярдів зір. Поблизу деяких квазарів виявле­но викиди - велетенські потоки речовини. Розглянувши різноманітні гіпотези, астрономи дійшли висновку, що квазари, найімовірніше, -недовговічні стадії розвитку ядер галактик.

5. Розподіл галактик у просторі. Провівши ретельне дослідження галактик до 20^m за допомогою 2,5-метрового телескопа, Габбл 1934 р. висловив думку, що таких об'єктів на всій небесній сфері

налічується близько 5 млн. Зараз вва­жається, що галактик з величиною до 30^m близько 100 млрд.

Галактики дуже рідко бувають по­одинокими (мал. 27.11). Як правило, во­ни зустрічаються невеликими групами по кілька членів або входять до складу великих скупчень із сотень і тисяч га­лактик.

Наша Галактика входить до складу так званої Місцевої групи, яка містить ще дві великих спіральних галактики - Туманність Андромеди і галактику в сузір'ї Трикутника, а також більше 20 карликових і не­правильних галактик, серед яких найбільшими є Магелланові Хмари.

Розміри скупчень галактик становлять кілька мегапарсек. На сьогодні відомо близько 4000 скупчень, в яких налічуються сотні й тисячі зоряних систем. З багатьма скупченнями пов'язані потужні та протяжні джерела рентгенівського випромінювання. Між скупченнями є гарячий газ із надзвичайно малою густиною.

У просторовому розподілі галактик існують великі неоднорідності розмірами в десятки мегапарсек. Області з підвищеною густиною галактик чергуються з пустотами, де середня густина галактик значно менша. Най­ближча до нас область підвищеної густини галактик та їхніх систем нази­вається Надгалактикою, або Місцевим надскупченням. У його центральній частині знаходиться скупчення Діви. Скупчення Волос­ся Вероніки слугує центром іншого, сусіднього надскупчення. Цікаво те, що надскупчення фізично між собою не пов'язані.

В цілому галактики і скупчення га­лактик розташовуються на певних по­верхнях, схожих на стінки комірок, які охоплюють порожнини. Тобто розподіл речовини у Всесвіті має комірчасту структуру. Розміри порожнин (ка­верн) порівнянні з розмірами надскупчень (мал. 27.12).

1. Які типи галактик найчастіше виявляють при спостереженнях? 2. Як змінні зорі цефеїди виправдали свою назву «маяки Всесвіту»? 3. В чому суть червоного зміщення галактик? 4. Як виявляють себе активні галактики? 5. Що таке квазари?

Поиск по сайту: