Класифікація галактик

Головним винуватцем чергової революції в астрономії став видатний американський учений-астроном Едвін Хаббл. Америці неймовірно пощастило, причому подвійно. По-перше, на початку 1920-х років в Маунт-Вілсонсовській обсерваторії (Каліфорнія) запрацював найбільший для того часу телескоп з діаметром дзеркала 2,5 м. Він дозволяв робити знімки далеких об'єктів з високою роздільною здатністю. По-друге, з цим телескопом став працювати не хтось інший, а саме Хаббл. За отриманими фотографіями він швидко встановив, що всі розмиті цятки численних туманностей насправді являють собою гігантські космічні системи, які складаються з мільярдів зірок. Хаббл же запропонував і першу класифікацію галактик, виконану в зручній графічній формі - у вигляді "камертона".

За класифікацією Хаббла, введеною в 1925 році, яка потім була розвинена Жераром де Вокулером і Сіднеєм ван ден Бергом, галактики діляться на три великі класи: еліптичні, спіральні і неправильні. У 1936 році Хаббл ввів новий клас галактик - лінзоподібні - проміжний між еліптичними і спіральними.

У ручці "камертона" знаходяться еліптичні галактики різних форм - від кулі до лінзи. За розвилкою розташовуються спіральні галактики - по мірі зміни їх "орнаменту". Спіральні рукави - результат вихреподібного обертання гігантських зоряних систем. Але закономірності їх утворення ті ж, що й у звичайній гідродинаміці. Точно так само утворюються, наприклад, циклони в атмосфері Землі і на фотографіях, зроблених із супутників з космосу, вони виглядають схоже. Вихрова концепція Всесвіту, яка давно і плідно використовується в космогонії, походить від класичних робіт Кеплера і Декарта. Згодом вихрову модель успішно застосували Кант і Лаплас при розробці надзвичайно популярної свого часу небулярної теорії походження Сонячної системи. Встановлено, що основну масу у Всесвіті складають спіралеподібні галактики: їх близько 75%, еліптичних - 20%, а тих, які мають неправильну форму - 5%.

Спіральні галактики

Характеризуються структурою у вигляді плоского тонкого диска, в якому локалізована велика частина зірок і можна розрізнити гілки спіралі, які огортають центральну зону, так звану опуклість. У залежності від ступеня «огортання» гілки спіралі поділяються на три категорії: сильно вигнуті (So), широкі, що не доходять до ядра (Sc), і з проміжними характеристиками (Sb). Окрему групу становлять спіральні галактики з перемичкою (SB), що характеризуються світлим огородженням із зірок, які перетинають ядро, і схоже, що саме звідти простягаються спіралі. Вони теж поділяються на три категорії (SBa, SBb і SBc) залежно від того, прямі чи розімкнуті у них гілки. У цілому галактики із звичайними і перетятими спіралями становлять 61% від загальної кількості. Спіральні галактики зазвичай складаються з молодих зірок зоряного населення І в області диска, де, очевидно, йде активне утворення зірок. Старі зірки населення II знаходяться в області ядра, але в першу чергу в гало, тобто у верхніх шарах. Крім того, в спіралях багато міжзоряної матерії і газу.

Спіральні галактики є сплюснутим зоряними системами з центральним майже сферичним ядром, які мають дві або більше спіральні гілки. У спіральних гілках галактик зосереджені їхні найяскравіші і наймолодші зірки, туманності (області іонізованого водню), молоді скупчення та асоціації зірок. Саме тому спіральний візерунок чітко видно в дуже віддалених галактиках, хоча частка спіральних гілок складає не більше кількох відсотків повної маси кожної галактики. Основна маса зірок S-галактик утворює "суцільний" диск. До складу галактичного ядра входять зірки і газ. У ядрі міститься приблизно сота частка всієї маси галактики.

У деяких галактик основне виділення енергії відбувається в ядрах. В. А. Амбарцумян назвав це явище активністю ядер галактик. Гігантські спіральні галактики з активними ядрами отримали назву сейфертовських. Їх систематичне дослідження почав в 1943 р. К. Сейферт (США). Він виявив у спектрах цих галактик дуже широкі емісійні лінії водню, гелію, іонізованого заліза. Зазвичай в галактиках емісійні лінії належать газу, іонізованого випромінюванням гарячих зірок спектральних класів О, В (зони іонізованого водню), а також самим зіркам О, В. При цьому ширина ліній відповідає швидкості зірок. Ці швидкості близько 200 км/с. Лінії, які виявив Сейферт, мали ширину, що відповідає кільком тисячам км/с. Зараз відомі дуже широкі лінії сейфертовських галактик, що відповідають швидкостям до 30 000 км/с. Ядра сейфертовських галактик є потужними джерелами випромінювання від радіо до рентгенівського діапазонів. Повна світність ядра значно перевершує сумарну світність сотень мільярдів зірок всієї галактики. Основний генератор енергії в ядрах є, скоріш за все, гігантська чорна діра (маса якої близько 108 мас Сонця). Процеси, що йдуть в околі такої діри, як показують розрахунки, в принципі, можуть забезпечити енерговиділення ядер сейфертовських галактик. До галактики з активними ядрами відносяться блакитні Галактики Б. Є. Маркаряна (більше 500 об'єктів різних морфологічних типів).

Спіральні галактики з перемичками

Спіралі з перемичками мають помітно видовжене ядро, що утворює перемичку. Поблизу перемички починаються спіральні гілки. Спіралі S і SB поділяють на підкласи а, Ь, с, в залежності від відносних розмірів ядра і закрученості гілок. Від підкласу а до с ядро (балдж) стає меншим, а спіральні гілки менш туго закрученими. Спектральний аналіз зоряного складу спіральних галактик показав, що при переході від Sа до Sс зростає частка молодих гарячих зірок класів А, В, О. Галактики Sс виглядають більш блакитними, ніж Sа-галактики. Цікаво, що ступінь закрученості спіралей у галактик різних типів, але з однаковою світністю LB однакова. При однакових LB у Sa-систем маси більші, ніж у Sс-систем. Тому ступінь закрученості спіралей Sа така ж, як і у менш масивних Sс-галактик. Швидкість обертання спіральних галактик зростає із зменшенням ступеня закрученості спіральних гілок. Галактики Sа більш масивні, компактні і швидше обертаються, ніж Sс-галактики: швидкості обертання у Sа близько 300 км/с, у SЬ 220 км/с, у Sс 175 км/с. Всі ці особливості пов'язані з динамічною еволюцією галактик і з деталями зореутворення.

Американські астрономи Р. Б. Туллі і Дж.Фішер виявили, що чим яскравіша галактика, тим більша її швидкість обертання u, причому LB ~ u³. Диски спіральних галактик складаються із зірок і їхніх скупчень, хмар пилу і газу. Частка маси газу складає близько 10%. Розподіл маси і рух речовини в S-галактиці неоднорідний, і його вивчають перш за все по кривих обертання. Для отримання кривих обертання тепер використовують оптичні спектри випромінювання зірок і іонізованого газу, спектри поглинання міжзоряного середовища. Головним результатом досліджень стало виявлення плоских "хвостів" кривих обертання: швидкість обертання не зменшується з відстанню, а залишається постійною аж до меж виявлення , газу. Спостережуваний рух газу на великих відстанях від зоряного диска галактики можна пояснити якщо припустити, що він рухається в гравітаційному полі не тільки видимого диска, а й масивного темного гало, що оточує диск. Маса гало, як показує аналіз кривих обертання, приблизно в десять разів більша від маси зоряних дисків. Прямої реєстрації гало галактик поки немає. Можливо вони утворені вже згаслими зірками або маломасивними зірками низької світності, не здатними створити досить високу поверхневу яскравість, яку можна було б помітити. Подібний склад має, мабуть, внутрішнє гало, радіусом близько 1,5 кпк. Зовнішнє гало, розміром в десятки кпк, швидше за все складається з довгоживучих масивних елементарних частинок. Ці частинки - аксіони, фотіно, гравітіно та інші косміно, взаємодіють між собою і з видимою речовиною практично лише гравітаційно і тому їх важко зареєструвати.

Лінзоподібні галактики

У лінзоподібних така назва через те, що коли на них дивишся збоку, вони схожі на дві опуклі лінзи, накладені одна на одну. У них може бути перегородка (SBO), а може і не бути (SO). Як і у спіралей, у них є центральна злегка сплющена світла опуклість і диск менших розмірів, ніж у спіральних. Крім того, у них слабке дифузне гало; спіральна структура відсутня. У зовнішніх частинах лінзи іноді видно зачатки спіральних гілок, перемички і зовнішнє світле кільце. Такий тип галактик становить 22% від загальної кількості.

Еліптичні галактики

У еліптичних галактиках (Е) зірки розподілені в основному симетрично по сфері, що робить їх схожими на кульові скупчення. Еліптичні галактики поділяються на групи, яким привласнені номери від 0 до 7. Практично сферичним дано номер Є0, а з видовженою формою, що нагадує форму «сигари», отримали позначення Е7. Тим не менш, видима сплющеність галактики залежить від кута зору, під яким ведеться спостереження: галактика Є0, яка здається ідеально сферичною, може виявитися подовженою, якщо дивитися на неї від полярної осі. У еліптичних галактиках в основному знаходяться старі зірки зоряного населення II, найяскравіші з них - червоні гіганти, які забарвлюють в цей колір всю галактику в цілому. У цих галактиках міжзоряна матерія практично відсутня, і тому в них не відбувається утворення нових зірок. У еліптичних галактик маса сильно різниться: від менш 1 млн. сонячної маси (карликові еліптичні галактики) до декількох тисяч мільярдів (гігантські еліптичні галактики). Частка еліптичних галактик у Всесвіті складає 13%.

Поверхнева яскравість еліптичних галактик плавно зменшується від центру до периферії за законом, що описується рівнянням еліпса. Внутрішньої структури на фотографіях еліптичних галактик не виявлено, хоча у багатьох з них є маленькі зіркоподібні ядерця. Тільки в найближчих галактиках вдається виділити окремі зірки. Тому зазвичай зоряний склад галактик визначають з аналізу сумарного випромінювання зірок. Згідно зі спостереженнями, еліптичні галактики містять тільки жовті та червоні зірки, в них практично немає газу і немає молодих зірок. Вік зірок у цих системах не менше 5 - 7 млрд років. Спектральні лінії Е-галактик дуже широкі через велику дисперсію швидкостей зірок (до 200 км/с). Зірки обертаються навколо центру галактики в різних площинах. Видиме стиснення Е-галактик пов'язане з тим, що не всі орбіти зірок стійкі. Орбіти, площини яких паралельні осі обертання всієї системи, нестійкі. При невеликому гравітаційному впливі сусідніх зірок рух зірки по такій орбіті швидко змінюється: еліпс перетворюється у відрізок прямої, і зірка падає на центр зоряної системи. Як ціле Е-галактики обертаються повільно, причому більш сплощені системи обертаються швидше, ніж сферичні.

Найбільші з Е-галактик виділяють в окрему групу cD-галактик. У цих галактиках є компактна зоряна система, оточена гігантською розрідженою оболонкою із зірок. Розміри оболонки можуть бути десятки і навіть сотні кілопарсек. Галактики cD зустрічаються рідко. Найближча до нас і найбільш вивчена з них - система М87. Радіус її центральної компоненти близько 8 кпк, а оболонка простежується на відстані до 60 кпк від центру. Виявляється, що cD-системи знаходяться завжди в центрі скупчень галактик.

Було також встановлено, що гігантські еліптичні галактики багатші металами, ніж карликові галактики цього типу. Така відмінність пов'язана з особливостями процесу зіркоутворення в масивних і маломасивних галактиках. Деякі з гігантських еліптичних галактик мають потужне радіовипромінювання, джерелами якого є гарячий газ і зірки. Поряд з центральним джерелом радіовипромінювання ці галактики мають протяжні, розміром іноді в сотні кпк області радіовипромінювання, які часто симетрично розташовані по відношенню до оптичного зображення галактики.

Неправильні галактики

Решта галактики, які можна спостерігати у Всесвіті (близько 4%), класифікуються як неправильні (Іг), тому що важко визначити їх форму або підібрати шаблон їх опису. Їх маса дуже мала (сота частка маси Чумацького Шляху), вони зазвичай є супутниками більш великих галактик. Типовий приклад - Магелланові Хмари, які є галактиками-супутниками нашої Галактики. У неправильних галактиках багато міжзоряної матерії і молодих зірок.

До неправильних галактик відносять такі галактики, у яких відсутнє чітко виражене ядро і обертальна симетрія. Насправді розподіл зоряної маси в них більш симетричний, ніж розподіл видимої яскравості, що створюється зірками високої світності і областями іонізованого водню. Це плоскі системи, причому оптичні та радіоспостереження вказують на їх правильне, хоча й повільне обертання. Деякі з Іг-галактик нагадують спіралі з перемичкою, в яких чомусь не виникли спіральні гілки. Існують різноманітні пекулярні галактики, кожна з яких має унікальну форму; взаємодіючі галактики, між якими спостерігаються перемички світлої матерії.

Отже, підіб'ємо підсумок. Найпоширенішими галактиками є еліптичні, лінзоподібні і спіральні галактики. Невелика частка галактик відноситься до неправильних. Частка радіогалактик і галактик Сейферта не перевищує одного відсотка.

Самих же галактичних систем в безоднях космосу просто не злічити: чим далі вглиб - тим все більше нових і нових галактик. Розташовані вони на значній віддалі від нашої власної галактики - системи Чумацького Шляху. І головне - є основними структурними елементами самого Всесвіту. Розсунувши межі спостережуваного Всесвіту до 500 мільйонів світлових років, Хаббл нарахував у цій ділянці нескінченного космосу до 100 мільйонів галактик. В даний час рахунок галактик ведеться на мільярди. Число зірок у найбільших з них оцінюється до 10¹² - 10¹³ (для порівняння: кількість зірок у нашій власній Галактиці - 10¹¹). Підрахунок зірок і галактик в даний час проводиться автоматично за допомогою спеціального обладнання. Вчені виявили у світі галактик навіть такі процеси, які наштовхують на аналогії зі світом живих явищ. Так, американський астроном Джон Гриббін зробив в 1977 році фотографію, що нагадує процес пологів у тварин і людини: з материнської галактики ніби вивергаються галактики-ембріони. В інших галактик, мабуть, є щілина, сполучена з розташованими поблизу галактиками, які обертаються навколо "матки".

Взаємодіючі галактики

При телескопічних спостереженнях іноді можна побачити близько розташовані одна до одної галактики, які, схоже, гравітаційно взаємодіють між собою. Різниця між еліптичними і спіральними галактиками сьогодні пояснюється ще і теорією злиття галактик. Відповідно до цієї гіпотези деякі еліптичні галактики, особливо найбільші, утворилися в результаті злиття двох і більше галактик, які могли бути навіть спірального типу. І дійсно, відтворення на комп'ютері такої моделі підтверджує, що коли зливається кілька галактик, результат завжди один - утворення гігантської еліптичної галактики. Рідше, як показали деякі спостереження, відбувається зворотний процес. Матерія, екстрагована еліптичною галактикою за допомогою гравітаційних сил під час взаємодії з іншого галактикою, утворює структуру, схожу на гілки спіралі, які зазвичай спрямовані в бік меншої галактики.

Такі події, як занадто сильне зближення або прохід однієї галактики через іншу, призводять до того, що в одній або обох галактиках виникає приливно-відливна гравітаційна хвиля, схожа на концентричні кола від кинутого в ставок каменю. Якщо хвиля доходить до зони, яка багата газом, наприклад диска спіральної галактики, раптово відбувається одночасне сильне стиснення газу. З цієї речовини відразу утворюється нова зірка, яка горить недовго замість звичайних мільярдів років. Тому результатом раптової взаємодії в багатьох випадках є передчасне старіння галактики, яка витратила весь або майже весь запас газу в цьому останньому яскравому небесному феєрверку.

Зв'язок між класифікацією галактик і еволюцією

Деякий час астрономи думали, що морфологічна послідовність галактик має і еволюційне значення. Таке переконання було побудовано, очевидно, на поступовому переході еліптичних галактик в спіральні, що випливало з класифікації Хаббла. По суті, вважалося, що галактики народжуються еліптичними, а потім повільно змінюють свою морфологію, поки не стають неправильного типу. Відповідно до сучасних теорій еволюції цей погляд повністю застарів. Форма галактик пов'язана з іншими чинниками: кількістю зірок, що утворюються в їхніх надрах.

Якщо з якихось причин зірки утворюються за короткий проміжок часу і одночасно, споживши велику частину газу й міжзоряного пилу, галактика еволюціонує в еліптичну. І навпаки, якщо утворення зірок повільне і триває ще й сьогодні, галактика стає спіральною. Інший фактор, частково пов'язаний з попереднім, який може вплинути на форму галактики, це тісна взаємодія на межі зіткнення або злиття.

За матеріалами: znaniya-sila.narod.ru.

Читайте також:

Меню