Курс общей астрономии - Бакулин Павел Иванович (версия книг .txt) 📗
Рис. 235. Эллиптическая галактика NGC 205 – спутник туманности Андромеды.
Спиральные галактики различаются степенью развитости своей спиральной структуры, что в классификации отмечается добавлением к символам S (или SA) и SB букв а, b, с. Например, обозначение Sa характеризует галактику с мало развитой или только намечающейся спиральной структурой. У систем Sb ветви уже хорошо заметны, как и у туманности Андромеды, а спирали Sc отличаются наличием клочковатых спиральных ветвей, отходящих от сравнительно небольшого центрального уплотнения. Как правило, чем сильнее развита спиральная структура, тем размеры центрального уплотнения оказываются меньшими. Особенно хорошо спиральная структура может быть изучена, если плоскость, в которой расположена спираль, перпендикулярна лучу зрения (см. рис. 236). Когда же луч зрения лежит в этой плоскости, спиральная структура не видна, но хорошо заметно, что галактика является плоским образованием, напоминающим чечевицу с утолщением в центральной части (см. рис. 231). Вдоль средней линии такой чечевицы тянется полоса поглощающей свет материи, которая у спиралей, как и в нашей Галактике, сильно концентрируется к основной плоскости. Спиральные ветви галактик являются областями преимущественного звездообразования. Об этом свидетельствует наличие в них молодых горячих звезд, на больших расстояниях вокруг себя ионизующих водород. Неправильные галактики (I). Примером галактик этого типа являются Магеллановы Облака (см. рис. 233 и 234), хотя в одном из них были обнаружены следы спиральной структуры. Неправильные галактики характеризуются отсутствием центральных уплотнений и симметричной структуры, а также низкой светимостью и относительно высоким содержанием нейтрального водорода, Пекулярные галактики. Так называются галактики, которые обладают теми или иными особенностями, не позволяющими отнести их ни к одному из перечисленных выше классов. Спектры галактик. Внегалактические туманности имеют спектры с линиями поглощения, напоминающие спектры звезд, чаще всего спектральных классов A, F или G, на которые иногда накладываются эмиссионные линии, характерные для свечения газовых туманностей. Это доказывает, что внегалактические туманности представляют собой системы, состоящие из звезд и диффузной материи. Неправильные галактики по спектру, как правило, напоминают звезды спектральных классов А и F, спиральные – F и G, а эллиптические – G и К. Это означает, что в спиральных и неправильных галактиках содержится относительно много молодых горячих звезд ранних спектральных классов, в то время как эллиптические галактики состоят из старых звезд поздних спектральных классов, подобно сферической подсистеме нашей Галактики.
По цвету излучения также можно судить о спектральных классах, к которым принадлежит большинство звезд галактики. Для галактик, а когда это возможно, и для отдельных их частей, находят показатели цвета теми же методами, что и для звезд. Однако при этом следует учитывать красное смещение (см. ниже), а также покраснение, вызванное поглощением света в них и в нашей Галактике. Большой интерес представляют взаимодействующие галактики, состоящие из двух и более (до 8) звездных систем – компонентов. Компоненты соединены между собой полосами светлой материи (рис. 238) или оказываются погруженными в облако звезд, создающих вокруг них как бы туман.
Рис. 238. Взаимодействующие галактики VV21. В большинстве случаев особенности взаимодействующих галактик удается объяснить гравитационными приливными воздействиями со стороны членов системы.
§ 172. Определение расстояний до галактик
Существует несколько способов определения расстояний до галактик. Легче всего это можно сделать, если в галактике наблюдаются хорошо изученные объекты, светимость которых мы знаем. Так, например, светимость цефеид известна по соотношению период – светимость. У новых звезд абсолютная звездная величина в максимуме около –8m,5, а у шаровых скоплений в среднем –8m. В этих случаях для определения расстояний достаточно найти видимую звездную величину такого объекта и вычислить модуль расстояния, не забывая при этом учитывать влияние межзвездного поглощения света. О расстояниях до удаленных галактик, в которых перечисленные объекты не видны, судят по их видимым угловым размерам или по видимой звездной величине. Для этого необходимо, очевидно, знать размеры или светимости галактик данного типа. Наконец, еще один способ основан на определении величины красного смещения. Это явление заключается в том, что все спектральные линии в спектрах далеких галактик оказываются смещенными к красному концу. Как мы увидим в последнем параграфе настоящей главы, это смещение линий нужно интерпретировать как увеличение средних расстояний между галактиками во Вселенной. В результате нам кажется, что галактики как бы убегают от нас. Из наблюдений следует, что скорость удаления галактик от нас Vr , соответствующая красному смещению Dl , увеличивается с расстоянием, так что между lg Vr и видимой звездной величиной галактик одинаковой светимости обнаруживается линейная зависимость. Она показана на рис. 239, на котором каждая точка соответствует среднему значению видимой звездной величины нескольких наиболее ярких галактик, принадлежащих
соответствующему скоплению галактик (см. § 175). Средние светимости наиболее ярких членов скоплений значительно меньше должны различаться между собою, чем светимости отдельных галактик вообще, для которых разброс точек получился бы значительно больше, чем на рис. 240.
Вместе с тем одинаковая светимость объектов соответствует одинаковой величине М в формуле (11.5), из которой в этом случае следует линейная зависимость между т и lg r. Поэтому линейная зависимость между т и означает также линейное соотношение между скоростью удаления и расстоянием, т.е.
(13.1)
В этой формуле расстояние r выражено в мегапарсеках (Мпс), а число Н –
постоянная Хаббла, играющая важную роль в космологии, о которой речь пойдет в § 181. Наиболее надежное значение постоянной Хаббла, полученное в последнее время,
составляет 55 км/секЧ Мпс. Если для некоторой галактики известно ее красное смещение, то по формуле (13.1) легко определить расстояние до нее. Заметим, однако, что при эта формула перестает быть верной и требуется использовать более сложное выражение. Наиболее удаленные известные в настоящее время галактики находятся на расстояниях в несколько миллиардов парсеков.
§ 173. Физические свойства галактик
Галактики, даже одного и того же типа, могут сильно различаться по своим размерам, светимостям, массам и другим характеристикам. Линейные размеры внегалактических туманностей с известными расстояниями получаются непосредственно на основании видимого углового их размера. Поскольку у большинства галактик нет резких границ и звездная плотность постепенно убывает с расстоянием от центра, результат определения видимых их размеров зависит от того, до какой предельной поверхностной яркости они наблюдаются. В наиболее крупных спиральных и эллиптических галактиках звезды наблюдаются на расстояниях 15-20 кпс от центра. Встречаются, однако, и карликовые системы, размеры которых на порядок меньше. Знание расстояния r позволяет по формуле (11.5) найти светимость галактики, если измерена ее видимая звездная величина т. Наиболее крупные галактики имеют фотографическую абсолютную звездную величину Mpg = –21m, для галактик типа Е и S в среднем Mpg = –19m,3, что соответствует светимости десятка миллиардов солнц. Неправильные галактики раз в 100 слабее. Вращение галактик. Сравнивая смещение спектральных линий в различных частях одной и той же внегалактической туманности или измеряя расширение линий во всем ее спектре, можно обнаружить, что галактики вращаются. Периоды вращения внешних частей галактик оказываются порядка 108 лет. Центральные части галактик, как правило, вращаются с одной угловой скоростью, т.е. как твердые тела. Направление вращения спиральных галактик происходит, по-видимому, в сторону закручивания спиральных ветвей. Массы галактик определяются на основании скоростей вращения внешних их частей. Для грубой оценки массы предполагается, что это вращение происходит по закону Кеплера. Если линейную скорость вращения обозначить через V, то, приравнивая центростремительное и гравитационное ускорения, получим, что масса галактики равна (13.2)
