Куликовский П.Г. Справочник любителя астрономии

Подождите немного. Документ загружается.

§1.17. Галактики

191

Рис. 125. Спиральная галактика М 51 = NGC 5194 «Водоворот» в созвездии Гончих Псов,

видимая «плашмя», со спутником NGC 5795 (внизу) — пекулярной Ir II

192

Глава 1. Общие сведения

je&m*»

Рис. 126. Спиральная галактика NGC 4565 типа Sb, видимая «с ребра»

Рис. 127. Классификация галактик (по Хабблу)

В. Морган (США) предложил классификацию галактик с помощью малых букв

a, f, g, к, определяющих преобладающий спектральный класс, причем галактики

типа а имеют довольно равномерное распределение яркости, а тип к отличается

сильной концентрацией яркости в центре. Промежуточные спектральные классы

соответствуют разным степеням концентрации.

Ван ден Берг предложил отмечать римскими цифрами I-V соответственно сверх-

гигантские (рис. 129), яркие гигантские, гигантские, субгигантские и карликовые

галактики. Схема классификации ван ден Берга имеет следующий вид:

Sb I Sc 1

Sb И Sc II

Е - Sa - Sb III - Sc III - Ir III

S IV Ir IV

S V Ir V

При этом указанные «классы светимости» галактик соответствуют следующим

абсолютным величинам (в последнем столбце указаны относительные численности

галактик всех типов, но различных классов светимости):

Классы

Пределы M

Относительное число N

I, 1-11

И, II-III

III, 111—IV

IV-V

-20,5

...-19,5"

-19,5 ...-18,5

-18,5 ...-17,5

-17,5 ...-16,5

-16,5 ...-15,5

1,9

12,4

22,3

21,8

(55)

За единицу N принято число галактик типа Sc 1, l-lI.

§1.17. Галактики

193

Рис. 128. Взаимодействующие галактики VV 34 (т. е. номер 34 в «Каталоге взаимодействующих

галактик» Б.А.Воронцова-Вельяминова). Координаты 1950 года: а = 23

, 6 = —3°56'

Изучая открытые им взаимодействующие галактики, Б. А. Воронцов-Вельями-

нов (Москва) обнаружил разнообразные' формы взаимного влияния звездных си-

стем, выражающегося в искажении формы ветвей, в появлении перемычек и «хво-

стов» (рис. 128). Он открыл также новый тип небесных тел: в «гнездах» галактик,

наряду с галактиками типов SO и 1, окруженных общим туманом и состоящими,

по-видимому, из звезд, находятся громадные сгустки, свечение которых обусловлено

ионизованным газом, а не звездами. Светимость и масса этих сгустков очень велики,

их можно грубо оценить как -18,5

и 10

®1© соответственно. Не являются ли

эти сгустки «предшественниками» галактик? Определены массы нескольких десят-

ков галактик. Интегральная абсолютная звездная величина NGC 6166 (рис. 129)

оказалась равной -22,0

, а масса 1,4- 10°9Я©; большинство галактик имеет 9Я,

равную 5 • Ю

-Ю" аЯ

, карликовые галактики в сотни раз меньше, эллиптические

в ~30 раз больше спиральных по массе.

У гигантских эллиптических галактик NGC 383, 541, 1275, 4261, 4486 и некото-

рых других обнаружены обширные внешние области, населенные звездами-карлика-

ми. Их учет значительно увеличивает оценки полных масс галактик. В пятитомном

«Морфологическом каталоге галактик», составленном в ГАИШ под руководством

Б. А. Воронцова-Вельяминова, для каждой из 32 000 галактик ярче 17

дано подроб-

ное описание всех ее особенностей, опирающееся на 40 символов, характеризующих

типовые особенности галактик.

При фотографировании галактик их размеры и внешний вид зависят от раз-

меров и светосилы инструмента и от продолжительности экспозиции. Туманность

Андромеды, которая в безлунную ночь имеет длину в 0,5 градуса для невооруженного

глаза, на фотографиях, полученных с большими рефлекторами, имеет диаметр 3 ,

а с помощью фотоэлектрических фотометров прослеживается вдоль большой оси

до 3,5° от ядра.

194

Глава 1. Общие сведения

Рис. 129. Самая большая из известных галактик NGC 6166 (в центральной части скопления

галактик в созвездии Com). Она выглядит как объект 12

. Для сравнения показана NGC 224 =

М 31 в Андромеде, которая изображена в рамке такой, какой она была бы видна на расстоянии

NGC 6166 (300 млн световых лет)

В настоящее время доказано, что не только ветви спиралей, но и их ядра

и эллиптические галактики состоят из звезд (рис. 130).

В спиральных галактиках (например, в Андромеде, Треугольнике, Гончих Псах,

а также в Магеллановых Облаках) обнаружены многие черты, характерные для на-

шей Галактики: в них найдены переменные и новые звезды, газовые туманности

и шаровые скопления. Оказалось, что цефеиды в галактиках подчиняются той же

зависимости «период—светимость», что и переменные нашей системы; впервые эта

зависимость была обнаружена у цефеид Малого Магелланова Облака. Это, с одной

§1.17. Галактики

195

Рис. 130. Эллиптическая галактика типа Е4 NGC 147,

разрешенная на звезды В. Бааде в

944 г.

стороны, свидетельствует о единстве законов природы в изученной области Все-

ленной, а с другой стороны, дает возможность определять огромные расстояния

до галактик, в которых обнаружены цефеиды. Основным методом определения

расстояний до галактик является метод фотометрических параллаксов: из сопоста-

вления видимой звездной величины то каких-либо звезд, входящих в галактику,

196

Глава 1. Общие сведения

с абсолютной их величиной М, известной по аналогии с уже изученными звез-

дами нашей Галактики (например, со сверхгигантами, новыми и сверхновыми

в максимуме блеска, цефеидами и другими переменными звездами), получается

величина (т

—

М) — модуль расстояния, которая позволяет оценивать удаленность

галактики. Для более далеких галактик интегральные т и М всей галактики служат

для определения ее модуля расстояния.

У тысяч галактик определены лучевые скорости.

У подавляющего большинства обнаружено смещение ли-

ний в красную часть спектра, причем чем слабее туман-

ность (что в среднем соответствует большему расстоянию

от нас), тем это «красное смещение» больше (рис. 131).

Галактики как бы разбегаются во все стороны; при этом

оказывается, что лучевая скорость галактики тем боль-

ше, чем галактика дальше от нас (табл. 67). Зависимость

«скорость—расстояние» (закон Хаббла) имеет приблизи-

тельно линейный вид, т.е. скорость прямо пропорцио-

нальна расстоянию, причем на каждый миллион парсе-

ков (т. е. на мегапарсек) положительная лучевая скорость

увеличивается приблизительно на 75 км/с (постоянная

Хаббла). Описанная зависимость дает возможность до-

вольно уверенно оценивать расстояния удаленных галак-

тик по их лучевым скоростям.

«Разбегание» галактик и вытекающее из него «крас-

ное смещение», возможно, являются свойствами лишь

определенной области бесконечной Вселенной и лишь

в определенную эпоху. Расширение может смениться

сжатием, также ограниченным во времени. Некоторые

данные говорят о том, что само это расширение проис-

ходит в настоящее время с замедлением.

В табл.66 собраны данные о наших ближайших со-

седях, образующих Местную группу галактик. Наиболее

удаленная из них отстоит примерно на 1 Мпк от Солн-

ца. Среднее расстояние между галактиками примерно

на порядок (т.е. в 10 раз) больше их средних размеров.

Местная группа состоит примерно из 35 членов: трех

спиральных галактик (включая нашу Галактику), одной эллиптической, десяти не-

правильных типа Большого (рис. 132) и Малого Магеллановых Облаков и 19-ти

карликовых сфероидальных Галактик. Возможными членами группы являются еще

семь галактик (из них три спиральные и три неправильные)

>. Кроме того, вдали

от центра Галактики обнаружено пять шаровых скоплений, которые также входят

в Местную группу. Можно думать, что наша Галактика образует вместе с Магел-

лановыми Облаками тройную систему (такие нередко встречаются во Вселенной).

Другую такую подгруппу образуют М 31 (And), два ее близких и несколько дале-

ких спутников. Компоненты таких кратных систем галактик часто обнаруживают

' Сам Млечный Путь почти непрозрачен для света галактик. Поглощение в нем образует так

называемую *зону избегания Хаббла», в которой почти не видно галактик. Безусловно, среди загороженных

от нас галактик имеются и неизвестные нам члены Местной группы (и даже, может быть, довольно яркие

ее члены).

h- Ш Л to Г-

cd *—" о ю"

O h- to

to •<* CO О

tOK

-tf Ч- Ю

прщцщ

ищи

1200 км/с

60000 км/с

Рис. 131. «Красное сме-

щение» в спектрах галак-

тик и соответствующие лу-

чевые скорости. Указано по-

ложение линий К (3934 А)

и Н (3968 Л) кальция

§1.17. Галактики

197

Рис. 132. Большое Магелланово Облако — спутник Галактики

•

« f

* * •

•

•Л

• * Jt

* Г

* »

•

% ф

, • щ »

* «

* * * *

* * *

* »

•

(Г*' - •*

•

* яш

щшк.

* * * *

* *

•

ф f

Рис. 133. Группа из пяти галактик (NGC 7317-7320) в созвездии

Пегаса — «квинтет Стефана» (открыт им в конце XIX в.)

198

Глава 1. Общие сведения

следы взаимных влияний: искажение формы, соединяющие их «рукава», «хвосты»,

состоящие также из звезд и т.д. (рис. 133).

Относительно окружающих галактик наша Галактика движется со скоростью

210 км/с в направлении, которое в настоящее время определяется положением

созвездия Моп.

В табл.67 дан список ближайших групп галактик.

Современные телескопы позволяют обнаружить (фотографическим путем) более

миллиарда галактик ярче 23

. На картах Паломарского атласа можно увидеть

несколько тысяч богатых скоплений (облаков) галактик, как бы образующих более

сложные системы во Вселенной. Каталог Эйбелла 1958 г. содержит 2712 богатых

скоплений. Массы скоплений оцениваются от 3,4- 10'

9Я© (CVn) до 2,5- 10

ЕШ©

(Com). Средний размер скоплений галактик ~3 Мпк, среднее расстояние между

ними ~30 Мпк.

На рис. 134 показано распределение по небу 78

ООО

галактик в области, охватыва-

ющей около 0,1 всего неба. Отчетливо заметна тенденция к образованию отдельных

групп и скоплений галактик. Самые удаленные галактики, которые еще можно сфо-

тографировать, расположены на расстоянии нескольких миллиардов световых лет.

Иногда область Вселенной, доступную наблюдениям, называют Метагалактикой,

но подчеркивают, что это не какая-то сверхсистема, а лишь объем пространства

со всем, что его наполняет. Если Метагалактику «уместить» в пределах территории

СНГ, то Солнечная система «утонет» в 1 мкм

! (В. А. Амбарцумян). С точки зрения

космологии можно сказать, что Метагалактика — это совокупность галактик и их

систем, часть которых занимает всю охваченную наблюдениями область простран-

ства. Иногда все пространство до 20 Мпк, включая большое скопление галактик

в Деве, называют Местной Метагалактикой. Если Метагалактика пространственно

ограничена, то, вероятно, существуют и другие метагалактики. Число доступных

обнаружению галактик в настоящее время оценивается в ~1-2 миллиарда. Около

10% всех галактик находится в богатых скоплениях.

Рис. 134. Облака галактик. Распределение 78 000 галактик на площади 3600 кв. градусов.

Кружком отмечен Северный полюс мира (его галактические координаты / = 90°, Ь = +28°).

Названия созвездий отмечают только направление их расположения относительно полюса,

а не их места на небе. Белые пятна справа — неисследованные площадки

120°

=90° 3=80° ВО" 8-40°

§ 1.18. Радиоастрономия 199

Были попытки (Ж. де Вокулер) выявить в Метагалактике сверхгалактику с цен-

тром в скоплении галактик в Vir, определить ее размеры (диаметр 30 Мпк), расстоя-

ние до центра (10 Мпк), период вращения (от 50 млрд лет близ ее центра до 200 млрд

лет на расстоянии нашей Галактики) и массу (10

Ш1

). Однако эту проблему нельзя

еще считать решенной, и мы пока ограничимся сказанным.

Новые мощные астрономические инструменты и новые методы наблюдения

все увеличивают область Вселенной, доступную изучению. Вселенная безгранична

в пространстве и не ограничена во времени — не было начала и не будет конца ее

существованию. Меняются лишь формы существования материи. Она движется в том

круговороте материи, о котором писал Ф.Энгельс: «...круговорот, в котором каждая

конечная форма существования материи — безразлично, солнце или туманность,

отдельное животное или животный вид, химическое соединение или разложение —

одинаково преходяща и в котором ничто не вечно, кроме вечно изменяющейся,

вечно движущейся материи и законов ее движения и изменения» (Диалектика

природы, 1950, с. 18).

Идеи, относящиеся к «Вселенной в целом» или «Вселенной как целое», соста-

вляют предмет космологии, опирающейся в своих заключениях на весь накопленный

наблюдательный материал о Метагалактике, на современную физику многочислен-

ных известных теперь видов элементарных частиц и на представления о возможных

свойствах вещества в экстремальных условиях (например, при температурах порядка

миллиардов Кельвинов и давлениях в миллионы атмосфер).

Современная астрономия служит прекрасным свидетельством необычной мощи

человеческого ума, стремящегося познать закономерности окружающего его мира

и заставить служить себе силы природы. Поразительны бездонные глубины небес,

но не менее поразительны мощь, острота и изобретательность постигающего их

человеческого разума. «Человеческой мысли потребовалось лишь несколько тыся-

челетий, чтобы проникнуть туда, куда свет доходит лишь в сотни миллионов лет»

(акад. А. А. Михайлов).

§1.18. Радиоастрономия

Почти с самого начала развития радио стало очевидным, что ионосфера сильно

влияет на распространение радиоволн. Отражая декаметровые радиоволны (диапо-

зоны KB и, ночью, СВ), ионосфера позволяет осуществлять радиосвязь на больших

расстояниях на Земле. Ионосфера испытывает изменения, зависящие от солнечной

активности. На распространении радиоволн сказывается также наличие метеорных

следов, состоящих из ионизованных газов земной атмосферы. Методами радиоло-

кации можно, независимо от погоды и даже днем, вести наблюдения метеорных

потоков, определяя высоту и скорость движения метеорных тел в верхних слоях

атмосферы Земли, обнаруживая радианты «дневных потоков».

В 1931 г., изучая атмосферные радиопомехи, Карл Янский (США) обнаружил,

по-видимому, связанное с Млечным Путем космическое радиоизлучение. В 1940 г.

Г. Ребер (США), независимо от К. Янского, обнаружил радиоизлучение Млечного

Пути. В 1944 г. Ребер, а также Хей (Англия) открыли радиоизлучение Солнца,

и с тех пор началось широкое исследование радиоизлучения небесных тел. Оно

ведется при помощи радиотелескопов — радиоприемников исключительно высокой

чувствительности. Предельно малый поток, еще регистрируемый современными ра-

диотелескопами, 3-Ю

эрг/(с

•

см

). Антенны радиотелескопов представляют собой

либо комбинацию так называемых диполей (немного похожих на приемные теле-

визионные антенны), либо отражатели с параболической поверхностью (рис. 135),

200

Глава 1. Общие сведения

Рис. 135. Параболическая антенна радиотелескопа РТ-22 (диаметр 22 м)

Окской радиоастрономической обсерватории

иногда сплошной, иногда сетчатой. Общая площадь антенн может достигать сотен

тысяч квадратных метров — размеры, совершенно недоступные для оптических теле-

скопов. Современные радиотелескопы работают на длинах волн от

мм до 30-60 м —

в пределах «радиоокна» прозрачности земной атмосферы. Недостатком радиотеле-

скопов долгое время была их низкая разрешающая способность, достигавшая даже

у больших радиотелескопов лишь нескольких минут дуги. Однако использование

интерференционного метода (в особенности — автономно действующих компо-

нентов интерферометров, разведенных на громадные расстояния) резко повысило

разрешающую способность радиоастрономических инструментов, с которыми теперь

уже не могут соперничать оптические телескопы (она достигает величины 0,0002"!).

Спектральное разрешение радиотелескопа 6А/А = 3 • Ю

-7

(тогда как в оптической

звездной спектроскопии оно лишь Ю

-4

В отличие от земной радиостанции, работающей на одной или на ряде «несущих

частот», модулируемых звуком или изображением (в телевидении), космическое ра-

диоизлучение происходит хаотически на всех частотах. Это значительно усложняет

прием такого излучения, так как нельзя настроиться на какую-либо одну определен-

ную радиоволну того или иного космического объекта и приходится регистрировать