Галактика

Материал из свободной русской энциклопедии «Традиция»
Перейти к: навигация, поиск

[править]

NGC 4414, спиральная галактика из созвездия Волосы Вероники диаметром около 56 000 световых лет, находящаяся на расстоянии примерно в 60 млн световых лет от Земли

Гала́ктика (др.-греч. Γαλαξίας — Млечный Путь) — гравитационно-связанная система из звёзд, межзвёздного газа, пыли и тёмной материи. Все объекты в составе галактик участвуют в движении относительно общего центра масс.

Галактики — чрезвычайно далёкие объекты, расстояние до ближайших из них принято измерять в мегапарсеках, а до далёких — в единицах красного смещения z. Именно из-за удалённости различить на небе невооружённым глазом можно всего лишь три из них: Андромеду (видна в северном полушарии), Большое и Малое Магеллановы облака (видны в южном). Разрешить изображение до отдельных звёзд не удавалось вплоть до начала XX века. К началу 90-х годов прошлого века насчитывалось не более 30 галактик, в которых удалось увидеть отдельные звёзды, и все они входили в местную группу. После запуска космического телескопа «Хаббл» и ввода в строй 10-метровых наземных телескопов число галактик, в которых различимы отдельные звёзды, резко возросло.

Галактики отличаются большим разнообразием: среди них можно выделить сфероподобные эллиптические галактики, дисковые спиральные галактики, галактики с перемычкой (баром), карликовые, неправильные и т. д. Если же говорить о числовых значениях, то, к примеру, их масса варьируется от 107 до 1012 масс Солнца, а диаметр — от 5 до 50 килопарсек[1].

Одной из нерешённых проблем строения галактик является тёмная материя, проявляющая себя только в гравитационном взаимодействии. Она может как составлять до 90 % от общей массы галактики, так и полностью отсутствовать, как в карликовых галактиках[2].

В пространстве галактики распределены неравномерно: в одной области можно обнаружить целую группу близких галактик, а можно не обнаружить ни одной, даже самой маленькой галактики (так называемые войды). Точное количество галактик в наблюдаемой части Вселенной неизвестно, но, по всей видимости, их приблизительно 1011[3].

Галактика на:

Этимология[править]

Слово «гала́ктика» (греч. γαλαξίας — млечный) происходит от греческого названия нашей Галактики (kyklos galaktikos означает «молочное кольцо» — как описание наблюдаемого явления на ночном небе)[4]. Когда астрономы предположили, что различные небесные объекты, считавшиеся спиральными туманностями, могут быть огромными скоплениями звёзд, эти объекты стали называть «островными вселенными» или «звёздными островами». Но позже, когда стало понятно, что эти объекты похожи на нашу Галактику, оба термина перестали использоваться и были заменены на термин «галактика».

Этимология "галактика" на:

Наблюдения[править]

Важнейшие интегральные характеристики галактик[1] (экстремальные значения опущены):

Параметр Основной метод измерения Интервал значений Примерное значение для нашей галактики
Диаметр D25 Фотометрия 5—50 кпк 30 кпк
Радиальная шкала диска R0 Фотометрия 1—7 кпк 3 кпк
Толщина звёздного диска Фотометрия дисков, наблюдаемых «с ребра» 0,3—1 кпк 0,7 кпк
Светимость Фотометрия 107—1011 Lʘ 5×1010 Lʘ
Масса М25 в пределах D25 Измерение скоростей газа и/или звёзд по эффекту Доплера 107—1012 Mʘ 2×1011 Mʘ
Относительная масса газа Mgas/M25 в пределах D25 Измерение интенсивностей линий нейтрального и молекулярного водорода 0,1—30 % 2 %
Скорость вращения V внешних областей галактик Измерение скоростей газа и/или звёзд по эффекту Доплера 50—300 км/с 220 км/с (для окрестности Солнца)
Период обращения внешних областей галактик Измерений скоростей газа и/или звёзд по эффекту Доплера 108—109 лет 2×108 (для окрестности Солнца)
Масса центральной чёрной дыры Измерение скоростей звёзд и газа вблизи ядра; эмпирическая зависимость от центральной дисперсии звёзд 3×105—3×109 Mʘ 4×106 Mʘ

Расстояние[править]

Расстояние от наблюдателя до галактики как физическая характеристика не входит ни в один процесс, происходящий с галактикой. Необходимость в информации о расстоянии до галактики возникает при: отождествлении малоизученных событий, например гамма-всплесков; изучении Вселенной как целого, изучении эволюций самих галактик, определении массы галактик и их размеров и т. п.

Все более-менее моделенезависимые способы определения расстояния до галактики можно разделить на два типа: измерение по объекту внутри галактики, расстояние до которого на пренебрежимо малую величину отличается от расстояния до самой галактики, и по красному смещению.

Первый способ — фотометрический способ, с использованием так называемых стандартных свеч, светимость которых считается известной. Тогда расстояние можно вычислить по следующей формуле:

R = 10(m-M) / 5 + 1,

где m — видимая звёздная величина, М — абсолютная звёздная величина, а R — расстояние, измеряемое в парсеках. На современном этапе в качестве таких стандартных свеч используют[5]:

  • Цефеиды, зная период пульсаций которых можно узнать их светимость. Первый объект, по которому измерили расстояние до других галактик
  • Сверхновые типа Ia. Именно с помощью них в 90-х года XX века открыли ускоренное расширение Вселенной
  • Красные гиганты
  • Сверхгиганты

Второй способ основан на эмпирическом законе Хаббла и более зависим от выбранной модели, чем предыдущий.

R = cz / H0,

где H0 — постоянная Хаббла. Если же взять ныне распространённую ΛCDM-модель (с той же постоянной Хаббла), то сколько-нибудь существенное расхождение будет на z~10, что позволяет его причислить к относительно моделенезависимым.

Существует также ряд сильно моделезависимых способов[5]:

  • По эффекту Сюняева-Зельдовича;
  • По шаровым скоплениям;
  • По зависимости Талли-Фишера;
  • По зависимости Фабер-Джексона.

Основные наблюдаемые составляющие галактик[править]

Основные наблюдаемые составляющие галактик включают[6]:

  1. Нормальные звёзды различных масс и возрастов, часть которых заключена в скоплениях.
  2. Компактные остатки проэволюционировавших звёзд.
  3. Холодная газопылевая среда.
  4. Наиболее разрежённый горячий газ с температурой 105—106 К.

Двойные звёзды в соседних галактиках не наблюдаются, но, судя по окрестностям Солнца, кратных звёзд должно быть достаточно много. Газопылевая среда и звёзды состоят из атомов, и их совокупность называют барионной материей галактики. В небарионную включается масса тёмной материи и масса чёрных дыр[6].

Скорость вращения галактик[править]

Под скоростью вращения галактики подразумевается скорость вращения различных компонентов галактики вокруг её центра. Данная скорость — это суммарная скорость, приобретённая в ходе различных процессов. Скорость вращения галактики следует отличать от круговой скорости Vc, которая обусловлена только силой гравитации и равна, по определению, необходимой скорости тела, движущегося по кругу под действием силы притяжения к центру. Скорость же вращения в общем случае обусловлена также радиальным градиентом давления P межзвёздного газа.

V2 = R (∂Φ / ∂R + ▼ P / ρg) = Vc2 +R (▼ P / ρg)

Здесь Φ — гравитационный потенциал, а ρg — плотность газа, ▼ - набла.

Для разных компонентов галактики скорость вращения оценивается по-разному. Для газа — по доплеровскому смещению эмиссионных линий. Для звёзд — по доплеровскому смещению абсорбционных линий звёзд. Схема получения скорости вращения следующая.

Непосредственно получаемая из наблюдений скорость — это сумма скорости движения галактики как целого и скорости внутреннего движения. Обычно скорость галактики в целом (V0) отождествляется со скоростью движения центральной области. Для далёких галактик эта скорость обусловлена хаббловским расширением Вселенной, собственная скорость пренебрежимо мала.

Скорость, получившаяся после учёта скорости движения галактики как целого, — скорость по лучу зрения (Vr), и чтобы вычислить скорость вращения галактики на данном расстоянии, необходимо учесть эффекты проекции. Для этого необходимо знать угол наклона оси галактики к лучу зрения i, а также угол φ между большой осью галактики и прямой, проходящей через центр галактики и наблюдаемую точку. Таким образом, чтобы перейти от Vr к Vφ, необходимо знать пять параметров: скорость движения галактики V0, углы i и φ, две координаты центра галактики (относительно любой точки изображения).

Если галактика выглядит осесимметричной, то задача упрощается, так как углы ориентации и положения центра можно вычислить по распределению яркости диска. И если щель спектрографа расположить вдоль её большой оси, можно получить:

Vφ (R) = | V0 - Vr(l)| / sin i,

где l — расстояние от центра галактики вдоль щели. Однако наиболее полную информацию о движении в галактике даёт анализ поля скоростей — совокупности измерений лучевых скоростей для большого числа точек по диску галактики. Для получения поля скоростей применяют двумерную спектроскопию. Обычно применяется либо многоканальный приёмник, либо интерферометр Фабри — Перо. Радионаблюдения газа в линиях H I также позволяют получить двумерную картину распределения скоростей в галактике[7].

Масса и размер[править]

Галактики не имеют чётких границ. Нельзя точно сказать, где кончается галактика и начинается межгалактическое пространство. К примеру, если в оптическом диапазоне галактика имеет один размер, то определяемый по радионаблюдениям межзвёздного газа радиус галактики может оказаться в десятки раз больше. От размера зависит и измеряемая масса галактики. Обычно под размером галактики понимают фотометрический размер изофоты 25-й звёздной величины с квадратной угловой секунды в фильтре B. Стандартное обозначение такого размера — D25[8].

Масса дисковых галактик оценивается по кривой вращения в рамках некой модели. Выбор оптимальной модели галактики опирается как на форму кривой вращения, так и на общие представления о структуре галактики. Для грубых оценок массы эллиптических галактик необходимо знать дисперсию скоростей звёзд в зависимости от расстояния от центра и радиальное распределение плотности[9].

Масса холодного газа в галактике определяется по интенсивности линии H I. Если регистрируемая плотность потока излучения от галактики или какой-либо её части равны Fν, то соответствующая масса равна:

MHI ≈ 2 · 105 Mʘ D2ν Fν( ν ) dν,

где D — расстояние в мегапарсеках, поток выражен в Янских.

Оценка массы молекулярного газа весьма сложна, так как спектр самой распространённой молекулы H2 не имеет линий, возбуждаемых в холодном газе. Поэтому исходными данными являются интенсивности спектральных линий молекулы CO (ICO). Коэффициент пропорциональности между интенсивностью излучения CO и его массой зависит от металличности газа. Но самая большая неопределённость связана с малопрозрачностью облака, из-за неё основная доля света, излучаемая внутренними областями, поглощается самим же облаком, таким образом, до наблюдателя доходит свет только от поверхности облаков[10].

Спектр галактики[править]

Спектр галактик складывается из излучения всех составляющих её объектов. Спектр среднестатистической галактики имеет два локальных максимума. Основной источник излучения — это звёзды, максимум интенсивности излучения большинства из них находится в оптическом диапазоне (первый максимум). Обычно в галактике много пыли, которая поглощает излучение в оптическом диапазоне и переизлучает его в инфракрасном диапазоне. Отсюда второй максимум — в инфракрасной области. Если светимость в оптическом диапазоне принять за единицу, то наблюдается следующая зависимость между источниками и типами излучения[11]:

Диапазон Относительная светимость Основные источники излучения
Гамма <10−4 Активные ядра некоторых галактик; источники, дающие одиночные короткие всплески (гамма-всплески)
Рентгеновский 10−3—10−4 Аккреционные диски тесных двойных систем; горячий газ; активные ядра
Оптический 1 Звёзды различной температуры; околозвёздные пылевые диски в ближней ИК области; эмиссионное излучение газа
Дальний ИК 0,5—2 Межзвёздная пыль, нагретая светом звёзд; в некоторых галактиках активные ядра и пыль
Радио 10−2—10−4 Синхротронное излучение; тепловое излучение областей H II, эмиссионные линии H I

Проблема тёмного гало[править]

Кривая вращения дисковой галактики. A — без учёта скрытой массы, B — наблюдаемая

Если вся масса галактик заключена в звёздах, то, зная соотношение масса-светимость и предполагая, что оно не сильно меняется с радиусом, плотность вещества в галактике можно оценить по яркости звёздного населения. Ближе к своему краю галактика тускнеет, значит, и средняя плотность звёзд падает, а вместе с ней должна упасть и скорость вращения звёзд. Однако наблюдаемые кривые вращения галактик свидетельствуют о кардинально иной картине: начиная с какого-то момента скорости вращения звёзд аномально высоки для плотности, получаемой из зависимости масса-светимость. Объяснить высокую скорость звёзд у края диска можно, предположив, что на больших расстояниях от центра галактики основную роль играет масса, проявляющая себя исключительно через гравитационное взаимодействие.

Независимым образом можно прийти к выводу о наличии скрытой массы, если оценивать общую массу исходя из условия устойчивости звёздного диска.

Измерения скоростей движений спутников массивных галактик заставляют предполагать, что размер тёмного гало в несколько раз больше, чем оптический диаметр галактики.

Присутствие массивных тёмных гало было обнаружено в галактиках всех типов, но в различных пропорциях по отношению к светящемуся веществу[12].

Морфология[править]

Основная статья: Морфологическая классификация галактик
Схема спиральной галактики, вид в профиль
Бар (перемычка) проходит от внутренних концов спиральных ветвей (голубые) к центру галактики. NGC 1300

Ядро — крайне малая область в центре галактики. Когда речь заходит о ядрах галактик, то чаще всего говорят об активных ядрах галактик, где процессы нельзя объяснить свойствами сконцентрированных в них звёзд.

Диск — относительно тонкий слой, в котором сконцентрировано большинство объектов галактики. Подразделяется на газопылевой диск и звёздный диск.

Полярное кольцо — редкий компонент. В классическом случае галактика с полярным кольцом имеет два диска, вращающихся в перпендикулярных плоскостях. Центры этих дисков в классическом случае совпадают. Причина возникновения полярных колец до конца не ясна[13].

Сфероидальный компонент — сфероподобное распределение звёзд.

Балдж (англ. bulge — вздутие) — наиболее яркая внутренняя часть сфероидального компонента.

Гало — внешний сфероидальный компонент. Граница между балджем и гало размыта и достаточно условна.

Спиральная ветвь (спиральный рукав) — уплотнение из межзвёздного газа и преимущественно молодых звёзд в виде спирали. Скорее всего, являются волнами плотности, вызванными различными причинами, однако вопрос об их происхождении до сих пор окончательно не решён.

Бар (перемычка) — выглядит как плотное вытянутое образование, состоящее из звёзд и межзвёздного газа. По расчётам, главный поставщик межзвёздного газа к центру галактики. Однако почти все теоретические построения основываются на факте, что толщина диска много меньше его размеров, иными словами, диск плоский, и почти все модели — упрощённые двумерные модели, расчётов трёхмерных моделей дисков крайне мало. А трёхмерный расчёт галактики с баром и газом в известной литературе всего один[14]. По данным автора данного расчёта, газ не попадает в центр галактики, а проходит довольно далеко.

Важнейшими компонентами являются газопылевой диск, звёздный диск и сфероидальный компонент. Существует четыре основных вида галактик[15]:

  1. Эллиптические галактики (E) — галактики, у которых дисковой составляющей нет, либо она слабоконтрастна. Все остальные галактики дисковые.
  2. Спиральные галактики (S) — галактики, обладающие спиральными ветвями. Иногда ветви могут вырождаться в кольца.
  3. Линзовидные галактики (S0) — галактики, по своей структуре не отличающиеся от спиральных, за исключением отсутствия чёткого спирального узора. Объясняется это низким содержанием межзвёздного газа, а значит и низким темпом звездообразования.
  4. Неправильные галактики (Irr) — для них характерна неправильная клочковатая структура. Как правило, в них очень много межзвёздного газа, до 50 % от массы галактики.
Таблица характеристик основных видов галактик
E S0 Sa-Sd Irr
Сфероидальный компонент Галактика целиком Есть Есть Очень слаб
Звёздный диск Нет или слабо выражен Есть Основной компонент Основной компонент
Газопылевой диск Нет Нет или очень разрежен Есть Есть
Спиральные ветви Нет или только вблизи ядра Нет или слабо выражены Есть Нет
Активные ядра Встречаются Встречаются Встречаются Нет
Процент от общего числа галактик 20 % 20 % 55 % 5 %

Во многих случаях очень удобным оказывается несколько более подробная Хаббловская классификация галактик по подвидам. Хаббловское деление (или камертон Хаббла), охватывающее все галактики, основывается на их визуально воспринимаемом строении. И если эллиптические она описывает вполне точно, то одна и та же спиральная галактика может классифицироваться по-разному.

В 2003 году Майклом Дринкуотером (Michael Drinkwater) из университета Квинсленда (University of Queensland) был открыт новый вид галактик, классифицируемый как ультракомпактные карликовые галактики[16].

Крупномасштабные объединения галактик[править]

Секстет Сейферта как пример группы галактик

На снимках галактик видно, что действительно одиноких галактик немного (так называемые галактики поля). Порядка 95 % галактик образуют группы галактик[17]. В них, как и в обычных галактиках, обнаружена тёмная материя, составляющая большую часть массы группы, 10—30 % — это межгалактический газ, а порядка 1 % составляет масса самих звёзд[18].

Самым маленьким по размеру и самым распространённым во Вселенной скоплением, включающим несколько десятков галактик, является группа галактик. Зачастую в них доминирует одна массивная эллиптическая или спиральная галактика, которая засчёт приливных сил со временем разрушает галактики-спутники и увеличивает свою массу, поглощая их. В таких скоплениях скорости разбегания галактик друг от друга, вызванные хаббловским расширением Вселенной, слабы и доминируют случайные пекулярные скорости. Из анализа этих случайных скоростей и теоремы вириала можно получить массу таких скоплений[19].

Скоплением галактик называют объединения в несколько сотен галактик, которые могут содержать как отдельные галактики, так и группы галактик. Обычно при наблюдении в таком масштабе можно выделить несколько очень ярких сверхмассивных эллиптических галактик[20]. Такие галактики должны непосредственно влиять на процесс образования и формирования структуры скопления.

Сверхскопление — самый большой тип объединения галактик, включает в себя тысячи галактик. В масштабах сверхскоплений галактики выстраиваются в полосы и нити, окружающие обширные разрежённые пустоты[21]. Форма таких скоплений может быть различна: от цепочки, такой как цепочка Маркаряна, до стен, как великая стена Слоуна. В больших масштабах Вселенная предстаёт изотропной и однородной[22].

Наша Галактика является одной из галактик Местной группы, доминируя в ней вместе с Туманностью Андромеды. В Местной группе поперечником около 1 мегапарсека находятся более 40 галактик. Сама Местная группа является частью Сверхскопления Девы, главную роль в котором играет Скопление Девы, в которое наша Галактика не входит[23].

Примечания[править]

  1. а б А. В. Засов, К. А. Постнов. Галактики и скопления галактик // Общая астрофизика. — Фрязино: Век 2, 2006. — С. 299. — ISBN 5-85099-169-7>
  2. "Рождение карлика: Галактика без темноты". Popmech.ru. 2009-03-11. 
  3. Mackie, Glen (2002-02-01). "To see the Universe in a Grain of Taranaki Sand". Swinburne University. 
  4. Сучков Л.А. "Галактика". astronet.ru. 
  5. а б Игорь Дроздовский. "Методы определения расстояний до галактик". 
  6. а б А. В. Засов, К. А. Постнов. Галактики и скопления галактик // Общая астрофизика. — Фрязино: Век 2, 2006. — С. 295—296. — ISBN 5-85099-169-7>
  7. А. В. Засов, К. А. Постнов. Общая астрофизика. — Фрязино: Век 2, 2006. — С. 312-317. — ISBN 5-85099-169-7>
  8. А. В. Засов, К. А. Постнов. Общая астрофизика. — Фрязино: Век 2, 2006. — С. 298. — ISBN 5-85099-169-7>
  9. А. В. Засов, К. А. Постнов. Общая астрофизика. — Фрязино: Век 2, 2006. — С. 318, 335. — ISBN 5-85099-169-7>
  10. А. В. Засов, К. А. Постнов. Общая астрофизика. — Фрязино: Век 2, 2006. — С. 344, 345. — ISBN 5-85099-169-7>
  11. А. В. Засов, К. А. Постнов. Галактики и скопления галактик // Общая астрофизика. — Фрязино: Век 2, 2006. — С. 297. — ISBN 5-85099-169-7>
  12. А. В. Засов, К. А. Постнов. Галактики и скопления галактик // Общая астрофизика. — Фрязино: Век 2, 2006. — С. 323. — ISBN 5-85099-169-7>
  13. В.П. Решетников. "Эти странные галактики с полярными кольцами". Archived from the original (PDF) on 2011-08-11. 
  14. R. Fux. (1999-03-10). "3D self-consistent N-body barred models of the Milky Way: II. Gas dynamics". Arxiv.org.  (англ.)
  15. А. В. Засов, К. А. Постнов. Галактики и скопления галактик // Общая астрофизика. — Фрязино: Век 2, 2006. — С. 301—302. — ISBN 5-85099-169-7>
  16. Phillipps, S.; Drinkwater, M. J.; Gregg, M. D.; Jones, J. B. (2001). "Ultracompact Dwarf Galaxies in the Fornax Cluster". The Astrophysical Journal 560 (1): 201—206. DOI:10.1086/322517. (англ.)
  17. McKee, Maggie (07-06-2005). "Galactic loners produce more stars". New Scientist.  Check date values in: |date= (help)
  18. Ricker, Paul. "When Galaxy Clusters Collide". San Diego Supercomputer Center. 
  19. А. В. Засов, К. А. Постнов. Галактики и скопления галактик // Общая астрофизика. — Фрязино: Век 2, 2006. — С. 335. — ISBN 5-85099-169-7>
  20. Dubinski, John (1998). "The Origin of the Brightest Cluster Galaxies". Astrophysical Journal 502 (2): 141—149. DOI:10.1086/305901. (англ.)
  21. Bahcall, Neta A. (1988). "Large-scale structure in the universe indicated by galaxy clusters". Annual review of astronomy and astrophysics 26: 631—686. DOI:10.1146/annurev.aa.26.090188.003215. (англ.)
  22. А. В. Засов, К. А. Постнов. Галактики и скопления галактик // Общая астрофизика. — Фрязино: Век 2, 2006. — С. 401. — ISBN 5-85099-169-7>
  23. А. В. Засов, К. А. Постнов. Галактики и скопления галактик // Общая астрофизика. — Фрязино: Век 2, 2006. — С. 385. — ISBN 5-85099-169-7>

См. также[править]

Ссылки[править]

Литература[править]

  • А. В. Засов, К. А. Постнов. Общая астрофизика. — Фрязино: Век 2, 2006. — ISBN 5-85099-169-7>
  • Ю. Н. Ефремов. "Постоянная Хаббла". 
  • James Binney. Galactic Astronomy. — Princeton University Press, 1998.>
  • Terence Dickinson. The Universe and Beyond. — Fourth Edition. — Firefly Books Ltd., 2004.>