| Н о в о с т и |
| Г а л е р е я |
| С т а т ь и |
| К н и г и |
| И с т о р и я |
| С с ы л к и |
В. А. Яковлева Введение Еще в XVIII веке знаменитый астроном Вильям Гершель обнаружил объекты, непохожие на звезды, которые он назвал туманностями, и составил их каталог. Гершель установил, что туманности различаются как по цвету, так и по внешнему виду, и часть из них - это плотные скопления звезд. В 1845 году лорд Росс закончил сооружение крупнейшего по тому времени 72-дюймового (180-см) телескопа и начал наблюдения туманностей из каталога Гершеля. Вскоре он обнаружил, что некоторые туманности разрешаются на звезды (звездные скопления нашей галактики), а туманность М51 имеет спиральную структуру. Затем он нашел и другие спиральные туманности. Какова природа спиральных туманностей? В начале прошлого столетия шел спор о том, расположены ли спиральные туманности во внешних частях нашей звездной системы (Галактики), или они являются самостоятельными звездными системами. В 1924 году американский астроном Эдвин Хаббл нашел в районе спиральных ветвей переменные звезды определенного типа (цефеиды), по которым достаточно точно можно определить расстояние до туманности. Эти расстояния оказались столь велики, что не осталось сомнений в том, что спиральные туманности - это гигантские звездные системы, аналогичные нашей Галактике. Можно считать, что с того момента началась эра внегалактических исследований. Хаббловская классификация галактик Мир галактик весьма разнообразен, и, для того чтобы разобраться в нем, необходимо упорядочить наши знания. В 1925 году Хаббл предложил свою первую классификацию, в которой галактики по внешнему виду делятся на эллиптические (E), нормальные спирали (S), пересеченные спирали (SB) и неправильные (Irr). При попытке усовершенствования этой классификации были разработаны более сложные классификационные схемы. Однако классификация Хаббла до сих пор широко используется. Основывается она только на морфологии галактик и никак не связана с их эволюцией, хотя сам Хаббл использовал термины "ранний" и "поздний" при описании спиральных подтипов галактик. На рис. 1 представлена несколько расширенная классификация Хаббла, опубликованная в 1961 году А. Сэндиджем в "Хаббловском атласе галактик". |
 |
|
Примерно 25% всех изученных к настоящему времени галактик имеют сферическую или эллипсоидальную форму. Эллиптические галактики разделяются на подклассы в зависимости от их видимой сплюснутости. Всего имеется восемь подтипов от E0 до E7, где цифра есть целая часть выражения , а a и b - большая и малая оси соответственно. При этом следует помнить, что степень сжатия определяется как самой природой галактики, так и эффектом проекции, например галактики E0-типа могут быть истинно сферическими системами или сфероидальными, на которые мы смотрим вдоль большой (вытянутый эллипсоид) или малой (сплюснутый) оси. По своей структуре эллиптические системы являются наиболее простыми, яркость в них плавно убывает от центра к краю. В них не обнаружено звезд высокой светимости (сверхгигантов), и самыми яркими являются красные звезды промежуточной светимости (гиганты). Дисперсии скоростей звезд, определяемые по значениям ширины линий поглощения, велики (порядка 200 км/с). Однако они определяются не систематическим вращением, а движениями индивидуальных звезд. Газовые и пылевые составляющие представлены слабо. Размеры E-галактик меняются от гигантских звездных систем диаметром в сотни килопарсек, содержащих триллионы звезд, до карликовых эллиптических галактик размером порядка килопарсека, где число звезд меньше миллиона. Самым распространенным классом галактик (50%) являются спиральные галактики, которые отличаются большим разнообразием структур. Наша Галактика и ее ближайший сосед, туманность Андромеды (М31), суть спиральные галактики. Спиральные галактики состоят из плоских звездных дисков с экспоненциальным распределением яркости, спиральных ветвей (чаще всего двух), расположенных в плоскости диска и сферической составляющей с центральным уярчением, называемым балджем. Примерно у половины галактик рукава начинаются сразу же от ядра - это нормальные спирали S. Другую половину составляют SB-галактики, у которых ядро пересекается состоящей из звезд и межзвездной материи яркой перемычкой (баром), от концов которой начинают закручиваться спиральные ветви. В зависимости от формы спиральных рукавов и размера центрального балджа спиральные галактики делятся на подтипы: Sa, Sb, Sc или SBa, SBb, SBc. К группе Sa и SBa относятся спиральные галактики со слабыми, туго закрученными спиральными ветвями и, как правило, мощным и ярким балджем. Подтип Sb и SBb имеет более открытые спиральные ветви и меньший балдж. Галактики с сильно раскрытыми, довольно яркими, иногда клочковатыми спиралями и малым балджем относятся к группе Sc или SBc. Наша Галактика и галактика М31 являются типичными Sb-галактиками. Сферическая составляющая спиральных галактик содержит старые звезды, которые двигаются по орбитам, хаотически ориентированным в пространстве. Плоские диски типичных спиральных галактик богаты газом и пылью и содержат как молодые (обычно голубые), так и старые звезды. Некоторые спиральные системы, видимые с ребра, похожи на толстое или тонкое веретено, часто пересеченное темной полосой поглощающей материи. Если угол между лучом зрения и плоскостью галактики мал, то возникают трудности с классификацией галактики, однако наличие областей с молодыми звездами, газом и пылью свидетельствует о том, что галактика спиральная. В спиральных ветвях наблюдается много ярких эмиссионных туманностей, свечение которых вызывается молодыми, недавно сформировавшимися звездами. Галактики Sc содержат больше межзвездного газа, чем Sa. Примерно 20% галактик относится к промежуточному классу между эллиптическими и спиральными галактиками. Это линзовидные галактики (S0 или SB0), содержащие балдж и тонкий диск, но не имеющие спиральных ветвей. В отличие от эллиптических галактик у S0-галактик, видимых плашмя, падение яркости от центра менее сильное. Иногда в наружных частях линзы видны зачатки спиральных ветвей, перемычки и наружные кольца. |
 |
|
Еще около 5% составляют иррегулярные галактики, которые из-за своей неправильной формы не могут быть отнесены ни к одному из перечисленных типов. Иррегулярные галактики богаты межзвездной материей. Они делятся на два подкласса: IrrI и IrrII. Наиболее распространенными являются галактики IrrI (типа Магеллановых облаков). Большое и Малое Магеллановы облака - это ближайшие спутники нашей Галактики, видимые в южном полушарии даже невооруженным глазом. Можно сказать, что это предельный случай спиральных систем. В этих довольно плоских звездных системах отсутствует центральное ядро, но возможно наличие следов спиральной структуры, свидетельствующей о вращении всей системы. К неправильным галактикам второго типа относятся галактики, практически неразрешимые на звезды, у которых наряду с иррегулярностью формы наблюдаются и другие особенности: волокна, необычные показатели цвета и т.д. Часто необычный вид этих галактик наводит на мысль, что, вероятно, некоторые из них появились в результате близкого прохождения или даже столкновения двух нормальных систем. Иррегулярные галактики, как правило, меньше спиральных, но больше карликовых эллиптических галактик. Они содержат от сотен миллионов до десятков миллиардов звезд. Количество карликовых эллиптических и карликовых неправильных галактик примерно одинаково, и они составляют большинство галактик во Вселенной. Часто они являются спутниками большой родительской галактики. Какая галактика называется пекулярной Полистав любой из атласов галактик, можно убедиться, что наряду с нормальными галактиками есть объекты особенные, не укладывающиеся в рамки приведенной выше классификации. Это могут быть как галактики, которые нельзя отнести к какому-либо из перечисленных типов, так и галактики, принадлежащие к определенному классу, но в то же время обладающие особенностями, не предусмотренными классификацией. Обычно при классификации подобных объектов к обозначению типа добавлялся индекс p (первая буква английского слова peculiar, что в переводе означает "особенный", "необычный"). Из сказанного выше следует, что не существует четкого определения понятия "пекулярная галактика". 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. Пекулярность галактики может выражаться в искажении узора спиральных рукавов из-за присутствия спутника, в наличии петель, волокон, струйных выбросов и всевозможных внутренних искажений (формы изофот, структуры пылевых полос и т.д.). Этот перечень особенностей далеко не полный. Первый атлас пекулярных галактик был опубликован Арпом (Н. Аrp) в 1966 году. Он содержит 338 прекрасных фотографий, полученных на крупнейших телескопах того времени, в том числе и на 5-метровом телескопе Паломарской обсерватории (США). На рис. 2 приведены четыре изображения галактик, включенных в этот атлас. Что же это за объекты? Рассмотрим каждый из них более подробно. На рис. 2, а дано оптическое изображение эллиптической галактики NGC5128. Характерной особенностью, сразу бросающейся в глаза, является мощная темная полоса сложной структуры, пересекающая галактику. Этот факт удивителен, так как в нормальных эллиптических галактиках пыль отсутствует. Эта галактика является одной из ближайших радиогалактик (Центавр А). Распределение радиоизлучения показывает присутствие протяженного двойного радиоисточника, размеры которого во много раз превышают размеры оптической галактики. На рис. 2, б приведено оптическое изображение эллиптической галактики M87. Самой заметной оптической деталью является яркий голубой выброс, исходящий из ядра. Следует отметить, что эта деталь хорошо видна лишь на снимках, сделанных с короткой экспозицией. На снимках с большой экспозицией выброс маскируется, и мы видим нормальную гигантскую эллиптическую галактику. В выбросе обнаружена большая поляризация, которая объясняется необычным механизмом его оптического излучения. Эта галактика - один из ярчайших членов хорошо известного скопления галактик в созвездии Девы. Кроме того, она является сильным радиоисточником со сложной структурой, известным под названием Дева А. Дева А была первой галактикой, у которой обнаружено рентгеновское излучение, причем и рентгеновское, и радиоизлучение переменны. На рис. 2, в приведено изображение галактики М82. Мы видим веретенообразное тело, испещренное пылевыми включениями, с простирающейся вверх и вниз от диска галактики слабой волокнистой структурой. Характеристики спектральных линий в волокнистой структуре были интерпретированы как признаки взрыва в ядре галактики. С этой галактикой оказался связан дискретный радиоисточник. Была обнаружена высокая поляризация излучения, приписываемая необычному (синхротронному) излучению. Подобные факты возбудили интерес к этой галактике, и ее исследованию посвящены десятки, если не сотни работ, причем во многих из них о ней говорили как о взрывающейся. Однако сейчас страсти поутихли. Большой наблюдательный материал, накопленный за эти годы, позволил отмести идею о взрыве. Расширяющиеся оболочки объясняются как остатки вспышек сверхновых; поляризационные особенности связывают теперь с рассеянием излучения на пыли, которой в этой галактике довольно много. Последнее изображение на этом рисунке (рис. 2, г) дает пример совершенно другого типа пекулярности. Хорошо видно главное тело в виде петли в туманной оболочке и выходящие из нее "усы". Этот объект, часто называемый "Антенны", представляет собой пару взаимодействующих галактик NGC4038-4039. Одно из возможных объяснений этой сложной структуры состоит в следующем: примерно 100 млн лет назад произошло тесное сближение двух дисковых галактик, близких по размеру, при этом образовались приливные хвосты. В настоящее время мы наблюдаем повторное прохождение. |
| Источник: Соросовский Образовательный Журнал |
