Галактики

"внегалактические туманности" или "островные Вселенные", гигантские звездные системы, содержащие также межзвездный газ и пыль. Солнечная система входит в нашу Галактику - Млечный Путь. Все космическое пространство до пределов, куда могут проникнуть мощнейшие телескопы, заполнено галактиками. Астрономы насчитывают их не менее миллиарда. Ближайшая галактика находится от нас на расстоянии ок. 1 млн. Св. Лет (1019 км), а до самых удаленных галактик, зарегистрированных телескопами, - миллиарды световых лет. Исследование галактик - одна из самых грандиозных задач астрономии.См. Также Млечный Путь. Туманности.Историческая справка. Ярчайшие и ближайшие к нам внешние галактики - Магеллановы Облака - видны невооруженным глазом на южном полушарии неба и были известны арабам еще в 11 в., равно как и ярчайшая галактика северного полушария - Большая туманность в Андромеде.

С переоткрытия этой туманности в 1612 при помощи телескопа немецким астрономом С. Мариусом (1570-1624) началось научное изучение галактик, туманностей и звездных скоплений. Немало туманностей было обнаружено различными астрономами в 17 и 18 вв. Тогда их считали облаками светящегося газа. Представление о звездных системах за пределом Галактики впервые обсуждали философы и астрономы 18 в. Э.Сведенборг (1688-1772) в Швеции, Т.Райт (1711-1786) в Англии, И.Кант (1724-1804) в Пруссии, И.Ламберт (1728-1777) в Эльзасе и В.Гершель (1738-1822) в Англии. Однако лишь в первой четверти 20 в. Существование "островных Вселенных" было однозначно доказано в основном благодаря работам американских астрономов Г.Кертиса (1872-1942) и Э.Хаббла (1889-1953).

Они доказали, что расстояния до наиболее ярких, а значит, ближайших "белых туманностей" значительно превосходят размер нашей Галактики. За период с 1924 по 1936 Хаббл продвинул границу исследования галактик от ближайших систем до предела возможностей 2,5-метрового телескопа обсерватории Маунт-Вилсон, т.е. До нескольких сотен миллионов световых лет. В 1929 Хаббл открыл зависимость между расстоянием до галактики и скоростью ее движения. Эта зависимость, закон Хаббла, стала наблюдательной основой современной космологии. После окончания Второй мировой войны началось активное изучение галактик с помощью новых крупных телескопов с электронными усилителями света, автоматических измерительных машин и компьютеров.

Обнаружение радиоизлучения нашей и других галактик дало новую возможность для изучения Вселенной и привело к открытию радиогалактик, квазаров и других проявлений активности в ядрах галактик. Внеатмосферные наблюдения с борта геофизических ракет и спутников позволили обнаружить рентгеновское излучение из ядер активных галактик и скоплений галактик.См. ТакжеАстрономия И Астрофизика;Космология;Звезды.Каталоги галактик. Первый каталог "туманностей" был опубликован в 1782 французским астрономом Ш. Мессье (1730-1817). В этот список попали как звездные скопления и газовые туманности нашей Галактики, так и внегалактические объекты. Номера объектов по каталогу Мессье используются до сих пор. Например, Мессье 31 (М 31) - это знаменитая Туманность Андромеды, ближайшая крупная галактика, наблюдаемая в созвездии Андромеды.

Систематический обзор неба, начатый В.Гершелем в 1783, привел его к открытию нескольких тысяч туманностей на северном небе. Эта работа была продолжена его сыном Дж.Гершелем (1792-1871), который провел наблюдения в Южном полушарии на мысе Доброй Надежды (1834-1838) и опубликовал в 1864 Общий каталог 5 тыс. Туманностей и звездных скоплений. Во второй половине 19 в. К этим объектам добавились вновь открытые, и Й.Дрейер (1852-1926) в 1888 опубликовал Новый общий каталог (New General Catalogue - NGC), включающий 7814 объектов. С публикацией в 1895 и 1908 двух дополнительных Индекс-каталогов (IC) число обнаруженных туманностей и звездных скоплений превысило 13 тыс. Обозначение по каталогам NGC и IC с тех пор стало общепринятым.

Так, Туманность Андромеды обозначают либо М 31, либо NGC 224. Отдельный список 1249 галактик ярче 13-й звездной величины, основанный на фотографическом обзоре неба, составили Х. Шепли и А. Эймс из Гарвардской обсерватории в 1932. Эта работа была существенно расширена первым (1964), вторым (1976) и третьим (1991) изданиями Реферативного каталога ярких галактик Ж. Де Вокулера с сотрудниками. Более обширные, но менее детальные каталоги, основанные на просмотре фотографических пластинок обзора неба были опубликованы в 1960-х годах Ф.Цвикки (1898-1974) в США и Б.А.Воронцовым-Вельяминовым (1904-1994) в СССР. Они содержат ок. 30 тыс. Галактик до 15-й звездной величины. Недавно был закончен подобный обзор южного неба с помощью 1-метровой камеры Шмидта Европейской южной обсерватории в Чили и британской 1,2-метровой камеры Шмидта в Австралии.

Галактик слабее 15-й звездной величины слишком много, чтобы составлять их список. В 1967 опубликованы результаты подсчета галактик ярче 19-й звездной величины (к северу от склонения -20В°), проделанного Ч.Шейном и К.Виртаненом по пластинкам 50-см астрографа Ликской обсерватории. Таких галактик оказалось ок. 2 млн., не считая тех, которые скрыты от нас широкой пылевой полосой Млечного Пути. А еще в 1936 Хаббл на обсерватории Маунт-Вилсон подсчитал количество галактик до 21-й звездной величины в нескольких небольших площадках, распределенных равномерно по небесной сфере (севернее склонения -30В°). По этим данным на всем небе более 20 млн. Галактик ярче 21-й звездной величины.Классификация. Встречаются галактики различных форм, размеров и светимостей.

Некоторые из них изолированные, но большинство имеет соседей или спутников, оказывающих на них гравитационное влияние. Как правило, галактики спокойны, но нередко встречаются и активные. В 1925 Хаббл предложил классификацию галактик, основанную на их внешнем виде. Позже ее уточняли Хаббл и Шепли, затем Сэндидж и наконец Вокулер. Все галактики в ней делятся на 4 типа. Эллиптические, линзовидные, спиральные и неправильные. Эллиптические (E) галактики имеют на фотографиях форму эллипсов без резких границ и четких деталей. Их яркость возрастает к центру. Это вращающиеся эллипсоиды, состоящие из старых звезд. Их видимая форма зависит от ориентации к лучу зрения наблюдателя. При наблюдении с ребра отношение длин короткой и длинной осей эллипса достигает ГАЛАКТИКИ 5/10 (обозначается E5).

Линзовидные (L или S0) галактики похожи на эллиптические, но, кроме сфероидального компонента, имеют тонкий быстро вращающийся экваториальный диск, иногда с кольцеобразными структурами наподобие колец Сатурна. Наблюдаемые с ребра линзовидные галактики выглядят более сжатыми, чем эллиптические. Отношение их осей достигает 2/10. Спиральные (S) галактики также состоят из двух компонентов - сфероидального и плоского, но с более или менее развитой спиральной структурой в диске. Вдоль последовательности подтипов Sa, Sb, Sc, Sd (от "ранних" спиралей к "поздним") спиральные рукава становятся толще, сложнее и менее закручены, а сфероид (центральная конденсация, или балдж) уменьшается. У спиральных галактик, наблюдаемых с ребра, спиральные рукава не видны, но тип галактики можно установить по относительной яркости балджа и диска.

Неправильные (I) галактики бывают двух основных видов. Магелланового типа, т.е. Типа Магеллановых Облаков, продолжающие последовательность спиралей от Sm до Im, и немагелланового типа I0, имеющие хаотические темные пылевые полосы поверх сфероидальной или дисковой структуры типа линзовидной или ранней спиральной. Типы L и S распадаются на два семейства и два вида в зависимости от наличия или отсутствия проходящей через центр и пересекающей диск линейной структуры (бар), а также центральносимметричного кольца (рис. 1 и 2).Рис. 1. ТРЕХМЕРНАЯ КЛАССИФИКАЦИЯ ГАЛАКТИК. Основные типы. E, L, S, I располагаются последовательно от E до Im. Семейства обычных A и пересеченных B. Вида s и r. Круглые диаграммы внизу - сечение главной конфигурации в области спиральных и линзовидных галактик.Рис.

2. ОСНОВНЫЕ СЕМЕЙСТВА И ВИДЫ СПИРАЛЕЙ на сечении главной конфигурации в области Sb.Существуют и другие схемы классификации галактик, основанные на более тонких морфологических деталях, но пока еще не развита объективная классификация, основанная на фотометрических, кинематических и радиоизмерениях.Состав. Два структурных компонента - сфероид и диск - отражают различие в звездном населении галактик, открытое в 1944 немецким астрономом В.Бааде (1893-1960). Население I, присутствующее в неправильных галактиках и в рукавах спиралей, содержит голубые гиганты и сверхгиганты спектральных классов O и B, красные сверхгиганты классов K и M, а также межзвездные газ и пыль с яркими областями ионизованного водорода.

В нем присутствуют и маломассивные звезды главной последовательности, которые видны вблизи Солнца, но неразличимы в далеких галактиках. Население II, присутствующее в эллиптических и линзовидных галактиках, а также в центральных областях спиралей и в шаровых скоплениях, содержит красные гиганты от класса G5 до K5, субгиганты и, вероятно, субкарлики. В нем встречаются планетарные туманности и наблюдаются вспышки новых (рис. 3). На рис. 4 показана связь между спектральными классами (или цветом) звезд и их светимостью у различных населений.Рис. 3. ЗВЕЗДНЫЕ НАСЕЛЕНИЯ. На фотографии спиральной галактики Туманности Андромеды видно, что в ее диске сосредоточены голубые гиганты и сверхгиганты Населения I, а центральная часть состоит из красных звезд Населения II.

Видны также спутники Туманности Андромеды. Галактика NGC 205 (внизу) и М 32 (вверху слева). Самые яркие звезды на этом фото принадлежат нашей Галактике..