Мир галактик

Страница 3

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 (хотя бар может быть). 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.

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.

Несколько процентов наблюдаемых галактик не укладывается в описанную классификационную схему, их называют пекулярными. Обычно это галактики, форма которых искажена сильным взаимодействием с соседними галактиками, или же обладающие необычной структурой – например, полярным кольцом, вращающимся в плоскости, перпендикулярной плоскости звездного диска.

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. Размер карликов обычно не превосходит нескольких килопарсек (см. ПАРСЕК). Среди них также встречаются эллиптические dE, спиральные dS (очень редко), и неправильные (dIrr). Буква d (от английского dwarf – карлик) обозначает принадлежность к карликовым системам.

Было также обнаружено два типа карликов, которые практически не имеют аналогов среди галактик высокой светимости. Это – карликовые сфероидальные системы (dSph) и карликовые голубые компактные галактики (dBCG). Первые похожи на шаровые звездные скопления, увеличенные по объему в тысячи раз. Такие галактики – рекордсмены по низкой поверхностной яркости среди карликов, которая даже во внутренней области галактик часто бывает значительно ниже яркости темного ночного неба. Несколько галактик dSph являются спутниками нашей Галактики. В отличие от них галактики dBCG имеют высокую поверхностную яркость при небольшом линейном размере, а их голубой цвет свидетельствует об интенсивно происходящем звездообразовании. Эти объекты особенно богаты газом и молодым звездами.

ОЦЕНКА РАССТОЯНИЙ ДО ГАЛАКТИК

Многие характеристики галактик, такие как светимость, линейные размеры, масса газа и звезд, период вращения, невозможно оценить, если не известно расстояния до них. Не существует универсального метода определения расстояний до галактик. Одни способы используются для сравнительно близких, другие – для очень далеких объектов. Наиболее разнообразны методы оценки расстояний до сравнительно близких галактик, в которых можно наблюдать и исследовать отдельные яркие объекты. В качестве таких объектов обычно используются звезды, обладающие высокой светимостью: цефеиды, ярчайшие сверхгиганты или гиганты (их легко различить по цвету), но часто привлекаются и другие образования: звездные скопления, планетарные туманности , а также новые звезды в максимуме блеска. Характеристики этих объектов считаются известными, например, по аналогии с подобными объектами нашей Галактики. Самый точный метод связан с использованием цефеид, поскольку светимости этих звезд могут быть получены по хорошо установленной зависимости «период-светимость». Для определения расстояний проводятся фотометрические измерения видимых звездных величин (видимой яркости) объектов в тех или иных галактиках. Затем полученные оценки сопоставляются со светимостью выбранных объектов (или их абсолютной звездной величиной); при этом обязательно вводится поправка на межзвездное поглощение света. В итоге это позволяет оценить, насколько далеко от нас находится галактика.

Если m – видимая звездная величина объекта, исправленная за межзвездное поглощение, а М – его известная абсолютная звездная величина, то логарифм расстояния D до этого объекта, выраженного в мегапарсеках, определяется по формуле:

lg D = 0,2(m – M) – 5.

Для перевода расстояния в миллионы световых лет его значение в мегапарсеках надо умножить на 3,26.

Эффективным оказался и метод определения расстояний не по отдельным объектам, а по оценке параметров мелкой ряби (флуктуаций поверхностной яркости) на видимом изображении галактик, которая обусловлена звездами, не разрешаемыми по отдельности. Но все эти методы достаточно грубы и в применении к индивидуальным галактикам могут давать большую ошибку.

Ярчайшие звезды, пригодные для оценки расстояний, даже с помощью крупнейших телескопов наблюдаются в галактиках, удаленных не более чем на несколько десятков миллионов световых лет (шаровые скопления – несколько дальше). Исключение составляют сверхновые звезды, их можно запечатлеть на любых расстояниях, с которых видны галактики. Их тоже используют для оценки расстояний, однако, они вспыхивают в галактиках редко и не прогнозируемым образом. Поэтому для более далеких галактик разработаны другие подходы. Например, предполагают, что заранее известна светимость или линейный размер галактик определенного типа (это очень грубый метод). Более точные оценки опираются на статистически установленные зависимости, связывающие светимость галактик с какой-либо непосредственно измеряемой величиной, характеризующей галактику (скорость вращения, ширина спектральных линий, принадлежащих звездам, или линий излучения межзвездного газа в радиодиапазоне). Но чаще всего расстояние до далеких галактик определяют по зависимости Хаббла «красное смещение спектральных линий – расстояние». Этот метод (метод красного смещения) основан на измерении сдвига линий в спектре галактики, обусловленного расширением Вселенной. Открытая эмпирически зависимость Хаббла получила надежное обоснование в теории расширяющейся Вселенной. Однако, для калибровки эмпирических зависимостей все равно требуются сравнительно близкие галактики, для которых расстояния находят по индивидуальным объектам. Поэтому определить, во сколько раз одна галактика дальше другой, можно значительно точнее, чем оценить расстояние до каждой из них. В целом, точность оценки расстояний не превышает 10–15%, а в отдельных случаях она значительно ниже.

СОСТАВ ГАЛАКТИК

Межзвездные газ и пыль. Распределение газа в галактике может сильно отличаться от распределения звезд. Иногда газ прослеживается до значительно больших расстояний от центра галактики, чем звезды, наглядно демонстрируя, что галактика может продолжаться дальше своих оптических границ. Относительная доля массы, приходящаяся на межзвездный газ, в среднем растет от Е- к Irr-галактикам. Для таких галактик, как наша, она составляет несколько процентов, а в Е-галактиках газа содержится менее 0,1% (хотя есть и исключения из этого правила).

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. Поэтому содержание тяжелых элементов важно знать для изучения эволюции галактики.

В спиральных галактиках газ концентрируется к плоскости звездного диска, а внутри диска его плотность больше всего в спиральных ветвях, а также в центральной области галактики. Но газ наблюдается и в эллиптических галактиках, где нет ни звездных дисков, ни спиральных ветвей. В этих галактиках газ представляет собой горячую разреженную среду, заполняющую весь объем звездной системы. Из-за высокой температуры (сотни тысяч градусов Кельвина) его можно наблюдать в рентгеновских лучах.

Газ в S- и Irr-галактиках находится в трех основных состояниях, или фазах. Во-первых, это облака холодного (менее 100 К) молекулярного газа. Такой газ не излучает света, но его присутствие позволяет обнаружить радионаблюдения, поскольку различные молекулы в разреженной среде излучают на определенных, хорошо известных длинах волн. Именно в облаках холодного газа зарождаются звезды. Во-вторых, это атомарный, или нейтральный, газ, образующий облака и более разреженную межоблачную среду. Такой газ также не излучает света. Атомарный водород был открыт по радиоизлучению на частоте 1420 МГц . Как правило, в этом состоянии находится основная масса межзвездного газа. В-третьих, в лучах видимого света обычно наблюдаются многочисленные яркие области, образованные газом, ионизованным ультрафиолетовым излучением звезд и нагретым до температуры около 10 000 К. Это области ионизованного газа. Как правило, источником нагрева и ионизации являются молодые массивные звезды, поэтому большое количество ионизованного газа свидетельствует об интенсивном звездообразовании в галактике.