Галактика

Материал из Википедии — свободной энциклопедии

Перейти к: навигация, поиск
У этого термина существуют и другие значения, см. Галактика (значения).
NGC 4414, обычная спиральная галактика из созвездия Волосы Вероники диаметром около 56 000 световых лет, находящаяся на расстоянии примерно в 60 миллионов световых лет.

Гала́ктикой называется гравитационно связанная система из звёзд, межзвёздного газа, пыли и тёмной материи. Все объекты галактик участвуют в движении относительно общего центра масс. Галактики предельно разнообразны, масса их варьируется от 107 до 1012 масс Солнца, и диаметр от 5 до 50 килопарсек. Расстояния до ближайших галактик измеряется в мегапарсеках, а до далеких — в единицах красного смещения Z. Доля темной материи может составлять 90% от массы галактики, но ее может и не быть вовсе, как в карликовых галактиках [1]. Считается, что в наблюдаемой части Вселенной находится около 1011 галактик.

Содержание

[править] Этимология

Слово «гала́ктика» (от греч. γαλαξίας — млечный) происходит от греческого названия нашей Галактики (kyklos galaktikos означает «молочное кольцо» — как описание наблюдаемого явления на ночном небе). Когда астрономы предположили, что различные небесные объекты, считавшиеся спиральными туманностями, могут быть огромными скоплениями звёзд, эти объекты стали называть «островными вселенными» или «звездными островами»[2]. Но позже, когда стало понятно, что эти объекты похожи на нашу Галактику, то оба термина вышли из употребления и были заменены на термин «галактика».

[править] Наблюдения

Важнейшие интегральные характеристики.[3] 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 звездного диска Фотометрия дисков, наблюдаемых "с ребра" 0.3-1 кпк 0.7 кпк
Светимость Фотометрия 107 - 1011 L_{\bigodot} 5 1010 L_{\bigodot}
Масса М25 в пределах D25 Измерение скоростей газа и\или звезд по эффекту Доплера 107 - 1012 M_{\bigodot} 2 1011 M_{\bigodot}
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 звезд по эффекту Доплера 50-300 км\с 220 км\с (для окрестности Солнца)
Период обращения внешних областей галактик Измерений скоростей газа и\или звезд по эффекту Доплера 108 - 109 лет 2 108 (для окрестности Солнца)
Масса центральной черной дыры Измерение скоростей звезд и газа вблизи ядра; эмпирическая зависимость от центральной диспресии звезд 3 105 - 3 109 M_{\bigodot} 4 106 M_{\bigodot}

[править] Расстояние

Есть два способа определения этой важнейшей величины: по объекту внутри галактики и по красному смещению. Исторически первые расстояния до других галактик были измерены по цефеидам, зная период пульсации которых можно определить абсолютную звездную величину. В конце 90-х годов, наблюдая вспышки сверхновых звезд в далеких галактиках, открыли ускоренное расширение Вселенной. Второй способ более моделезависим. Если мы принимаем равномерное расширение Вселенной, то искомое расстояние R=c*Z/H0 . где H0 - постоянная Хаббла на данную эпоху, определяемая по тем же цефеидам или сверхновым. Такое приближение неплохо работает до относительно небольших Z, продвигаясь вглубь Вселенной уже необходимо учитывать изменение постоянной Хаббла со временем, а для это необходима модель.

[править] Основные наблюдаемые составляющие галактик

Основные наблюдаемые составляющие галактик включают[4]:

  1. нормальные звезды различных масс и возрастов, часть которых заключена в скоплениях.
  2. компактные остатки проэволюционировавших звезд.
  3. холодная газопылевая среда.
  4. наиболее разреженный горячий газ с температурой 105—106К.

Двойные звезды в соседних галактиках не наблюдаются, но судя по окрестностям Солнца кратных звезд должно быть достаточно много. Газопылевая среда и звезды состоят из атомов, и их совокупность называют барионной материей галактики. В небарионную включается масса темной материи и масса чёрных дыр[4].

[править] Скорость вращения галактик

Скорость вращения галактик оценивается для различных компонентов галактики (см. ниже) по-разному. Скорость вращения газа - по доплеровскому смещению эмиссионных линий. Скорость вращения звездного компонента галактики по доплеровскому смещению абсорбционных линий звезд. Померенная скорость это сумма двух скоростей: галактики как целого и скорость относящаяся ко внутреннему движению. Обычно, скорость галактики как целого (V0) отождествляется со скоростью центрального области. Для далеких галактик эта скорость отражает хаббловское расширение Вселенной. Полученная скорость - скорость по лучу зрения(Vr) и чтобы вычислить скорость вращения галактики на данном расстоянии необходимо учесть эффеты проекции. Для этого необходимо знать угол наклона оси галактики к лучу зрения i, а также угол φ между 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, т.к. углы ориентации и положения центра можно вычислить по распределению яркости диска. И если щель спектрографа расположить вдоль ее большой оси, тогда получим:

Vφ(R) = | V0 − Vr(l) | / sini

Однако наиболее полную информацию о движении в галактике дает анализ поля скоростей - совокупность измерений лучевых скоростей для большого числа точек по диску галактики. Для получения поля скоростей применяют двумерную спектроскопию. Обычно применяется либо многоканальный приемник, либо особо сконструированный интерферометр Фабри-Перо. Радионаблюдения газа в линиях HI также позволяют получить двумерную картину распределения скоростей в галактике.

Важно!!! Следует отличать скорость вращения от круговой скорости. Круговая скорость Vc эта необходимая скорость для движения по кругу под действием притяжения к центру. В общем случае на газ могут действовать силы, связаннные c радиальным градиентом P.

V^2=R(\frac{\partial\Phi}{\partial R} + \frac{\nabla P}{\rho_g})=V_c^2 +R\frac{\nabla P}{\rho_g}

[править] Масса и размер

Галактика не имеет резкой границы, нельзя точно сказать где кончается галактика и начинается межгалактическое пространство. К примеру мы можем видеть в оптике, что галактика имеет один размер. А перейдя к радионаблюдениям межзвездного газа обнаружить, что радиус галактики в десятки раз больше того, что было видно в оптическом диапозоне. А от размера зависит и измеряемая масса галактики.Обычно под размером галактики понимают фотометрический размер изофото 25 зв. величины с квадратной секунды в голубом диапозоне (фильтре B). Стандартное обозначение такого размера -D25.
Масса галактики оценевается 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. Это для дисковых галактик.
Чтоже касается эллиптических, то тут картина сложнее. Даже для самой грубой оценки нам необходимо знать дисперсию скоростей звезд в зависимости от расстояния от центра и радиальное распределение плотности. Масса холодного газа в галактике определяется по интесивности линии 21 см. Если регистрируемая в линии HI плотность от галактики или какой-либо ее части равны Fν, то соответсвующая масса равна

M_{HI}\approx 2\cdot 10^5 M_{\bigodot}D^2\int_{\nu}F_{\nu}(\nu )d\nu

Где D - расстояние в мегапарсеках, поток выражен в Янских. Оценка массы молекулярного газа весьма сложна. Т.к. молекула H2 не имеет линий, возбуждаемых в холодном газе. Поэтому исходными данными является интенсивноти молекулы СО ICO. Коэффициент пропорциональности зависит от металичности газа. Но самая большая неопределенность связана с малопрозрачностью облака и свет к нам приходит в основном от поверхности облаков.

[править] Спектр галактики

Спектр галактик складывается из излучения всех составляющих ее объектов. Спектр среднестатистической галактики имеет два локальных максимума. Основной источник излучения это звезды. А максимум интенсивности излучения большинства из них находится в оптическом диапазоне. Отсюда и первый максимум. Обычно в галактике много пыли, которая поглощает излучение в оптическом диапазоне и переизлучает в ИК диапазоне. Отсюда второй максимум - в инфракрасной области. Если светимость в оптическом диапазоне принять за единицу, то можно составить такую таблицу:

Диапозон Относительная светимость Основные источники излчения
Гамма <10-4 Активные ядра нек.галактик; источники, дающие одиночные короткие всплески (гамма-всплески)
Рентген 10-3 - 10-4 Аккреционные диски тесных двойных систем; горячий газ; активные ядра
Оптика 1 Звезды различной температуры; околозвездные пылевые диски в ближней ИК области; эмиссионное излучение газа
Далекий ИК 0.5 - 2 Межзвездная пыль, нагретая светом звезд; в некоторых галактиках активные ядра и пыль
Радио 10-2 - 10-4 синхротронное излучение; тепловое излучение областей HII, эмиссонные радиолинии HI.

[править] Морфология

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 звезд.

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

Сфероидальный компонент — сфероподобное распределение звезд.

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 межзвездного газа и преимущественно молодых звезд в виде спирали. Скорее всего являются волнами плотностями вызванными различными причинами, однако вопрос до сих пор окончательно не решен.

Бар (перемычка) - выглядит как плотное вытянутое образование, состоящее из звезд и межзвездного газа. По расчетам главный поставщик межзвездного газа к центру галактики. Однако все теоретические модели это упрощенные 2D модели, честных 3D расчетов крайне мало. А честный 3D расчет галактики с баром и газом всего один [5]. По данным автора газ не попадает в центр галактики, а проходит довольно далеко.

Важнейшими компонентами является газопылевой диск, звездный диск и сфероидальный компонент. Существует четыре основных вида галактик: эллиптические, спиральные, линзовидные и неправильные.
Эллиптические галактики(E) — галактики у которых дисковой составляющей нет, либо она слабоконтрастна. Все остальные галактики дисковые.
Спиральные галактики(S) — галактики обладающие спиральным ветвями. Иногда ветвь может выродиться в кольцо.
Линзовидные галактики (S0) — галактики по своей структуре не отличающихся от спиральных, за исключением отсутсвия четкого спирально узора. Объясняется это низким содержанием межзвездного газа, а значит и низким темпом звездообразования.
Неправильные галактики (Irr) - для них характерна неправильная клочковатая структура. Как правило в них очень много межзвездного газа, до 50% от масссы галактики.

E S0 Sa-Sd Irr
Сфероидальный компонент Галактика целиком Есть Есть Очень слаб
Звзедный диск Нет или слабо выражен Есть Основной компонент Основной компонент
Газо-пылевой диск Нет Нет или очень разряжен 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 галлактик 20% 20% 55% 5%

Во многих случаях очень удобным оказывается их несколько более подробная Хаббловская классификация на подвиды. Хаббловское деление (или камертон Хаббла), охватывающее все галактики, основывается на их визуально воспринимаемом строении. И если эллиптические она описывает вполне точно, то вот одна и таже 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.

[править] Крупномасштабные объединения галактик

Секстет Сейферта, как пример группы галактик.

На космических снимках галактик видно, что действительно одиноких галактик не так уж много (они называются галактиками поля). Порядка 95% галактик образуют группы галактик. В них, как и в обычных галактиках, обнаружена темная материя, составляющая большую часть массы галактики, 30% это межгалактический газ, а порядка процента составляет масса самих галактик.
Самым маленьким по размеру и самым распространенным во Вселенной объединением, включающих несколько десятков галактик, является группа галактик. Зачастую, в них доминирует одна массивная эллиптическая или спиральная галактика. Которая за счёт приливных сил со временем разрушает галактики-спутники и увеличивает свою массу, поглощая их. В них скорости разбегания 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.
Скоплением галактик называют объединения в несколько сотен галактик, может содержать как и отдельные галактики, так и группы галактик. Обычно, на таком масштабе можно выделить несколько очень ярких сверхмассивных эллиптических галактик. [6] Такие галактики должны непосредственно влиять на процесс образование и формирование 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.[7] Форма таких скоплений может быть различна - от цепочки, такой как цепочка Маркаряна, и до стен, как великая стена Слоуна. В больших масштабах Вселенная предстает изотропной и однородной.

Наша Галактика является одной из галактик Местной группы, доминируя в ней вместе с Туманностью Андромеды. В Местной группе поперечником около одного 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).

[править] Процессы

[править] Столкновение

Основная статья: Взаимодействующие галактики
Галактика Антена - пара взаимодействующих галактик

Если среднее значения расстояние между галактиками не более чем на порядок больше, чем их диаметр, то существенными становятся приливные воздействия галактик. На это воздействия каждый компонент в разных условиях откликается по-разному. Если расстояние относительно велико, но также велико и время пролета, то более массивная галактика может перетянуть межгалактический горячий газ, окружающий соседнюю галактику. Тем самым лишив ее источника пополняющего внутренние запасы межзвездного газа, расходующегося при формировании звезд.
Если мы еще чуток уменьшим расстояние, то возможно, что более массивный компонент вместе с межгалактическим газом перетянет на себя и темное гало галактики, оставив ту фактически без темной материи. Особенно часто такое встречается при сильном различии в массах галактик. Так же если расстояние невелико, как невелико и время взаимодействия, то в галактиках возникнут волны плотности газа, что может послужить массированной вспышке звездообразования и появлению спиральных ветвей.
Предельный случай взаимодействия это слияние галактик. По современным представлениям сначала сливаются темные гало галактик, потом начинают приближаться к другу к другу по спирали, как говорят "спиралят" друг на друга. И только потом начинают сливаться звездные компоненты галактик, вызывая в окружающем газе волны плотности и вспышки звездообразования.

Орбитальный телескоп "Хаббл" в 2006 году сфотографировал взаимодействующие галактики, две из которых разрывают третью на части (в созвездии Южной Рыбы, удалены от Земли на расстояние в 100 миллионов световых лет) под воздействием гравитации "соседок". [8]

Столкновения галактик являются весьма распространенным явлением во Вселенной. В результате анализа 21902 галактик (сообщение начала 2009 года [9]) было выяснено, что практически все они в прошлом встречались с другими звездными скоплениями.

Также подтверждается предположение, что около двух миллиардов лет назад произошло столкновение Млечного Пути с другой галактикой [10].

[править] Процессы в активных ядрах

Основная статья: Активные ядра галактик
Активная гигантская эллиптическая галактика M87. Из центра галактики вырывается релятивистская струя (джет)

Галактические ядра считают имеющими признаки активности если[11]:

  1. Спектр электромагнитного излучения объекта гораздо шире спектра обычных галактик и может простираться от радио- до жёсткого гамма-излучения.
  2. Наблюдается «переменность» — изменение «мощности» источника излучения в точке наблюдения. Как правило, это происходит с периодом от 10 минут в рентгеновском диапазоне и до 10 лет в оптическом и радио диапазонах.
  3. Имеются особенности спектра излучения, по которым можно судить о перемещении горячего газа с большими скоростями.
  4. Есть видимые морфологические особенности, в том числе выбросы и «горячие пятна».
  5. Имеются особенности спектра излучения и его поляризации по которым можно судить в том числе о наличии магнитного поля и его структуре.

Галактики с активными ядра подразделяются на: Сейфертовские галактики, квазары лацертиды, радиогалактики.

В настоящее время (2006) активность ядер галактик объясняется присутствием в их ядрах сверхмассивных чёрных дыр, на которые происходит аккреция галактического газа. А различие типов галактик с активными ядрами объясняется тем, что мы смотрим на эту центральную машину смотрим под разными углами.

[править] Движение газа и звезд

Звезды, как в галактиках, так и в скоплениях, представляют собой безстолкновительную среду. Это легко показать.
Будем назыавть столкновением двух звезд случай, когда две звезды при сближении под действием силы гравитации изменят направление движения, сохранив при этом полную энергию. Тогда рассмотрим это сближение в системе центра масс звезд. Для упрощения расчетов будем считать, что массы звезд равны и их скорости на бесконечности тоже. Для первой оценки это вполне допустимое приближение. Запишем закон сохранения энергии:

mV^2-Gm^2/r=mV_0^2

Где V и r - текущая скорость и расстояние между звездами (скорости должны быть одинаковы из-за соображений симметрии), а V0 - скорость на бесконечности до взаимодействия. Условно будем считать, что звезды испытали столкновение, если в момент их сближение кинетическая энергия удвоилась. Тогда подставивь значение прицельного параметра d в уравнение написанное выше получим.

Gm^2/d=mV_0^2
тогда диаметр сечения столкновения тел и соответсвенно площадь сечения взаимодействия равны
d=Gm/V_0^2;  S_c=\pi g^2m^2/V_0^2
Оценим характерное время столкновение для звезд окрестностей Солнца (n= 3 10-56 см-3, а относительная скорость движения 20 км\с) Получим:
t_c=(nV_0S_c)> 5\cdot 10^{21}c

Полученное время больше времени жизни Вселенной на три порядка. И даже в звездных скоплениях, где концетрация звезд на три порядка больше не сильно улучшает ситуацию. Заметим, что можно было провести более честный расчет, с учетом закона сохранения импульса и т.д., но цифры получились бы схожими.
Из бесстолкновительности среды напрашивается вывод о неравновестности системы и распределении случайных скоростей звезд не максвелловским образом. Характерное время его установления должно быть много большим времени свободного пробега звезды. Однако в действительности все оказалось гораздо сложнее.
Измерения показали, что звезды образуют за исключением самых молодых представляют собой частично "прорелаксировавшую" систему: распределения максвелловское, но с различными дисперсиями по различным осям. Более того, диспресия скоростей даже в одном и том же объеме пространства различна для разных звезд. Наблюдается систематический, хотя и замедляющейся, рос случайных скоростей для старых звезд. Таким образом мы можем сказать, что звездный диск со временем нагревается.
Данная проблема не решена окончательно, по-видимому решающую роль играют все же столкновения, но не со звездами, а с массивными газовыми облаками.

[править] Явление гравитационного линзирования

Основная статья: Гравитационная линза
MACSJ0025.4-1222, распределения газа и темной материи

Проходя вдоль массивного тела луч свет отклоняется. Таким образом массивное тело способно собирать параллельный пучок света в некотором фокусе, строя изображение. Кроме этого, повышается яркость источника, вследствие изменения его углового размера. В 1937 Ф. Цвикки предсказал возможность гравитационного линзирования для галактик. И хотя до сих пор не построена общепризнанная модель этого явления для галактик, но уже сейчас этот эффект становится важным с точки зрения наблюдательной астрономии. Его применяют для:

  1. Проверки ΛСDM модели Вселенной.
  2. Поиска темной материи внутри скоплений галактик[12]
  3. Поиска далеких галактик[13]

На данный момент в базе NED свыше 600 линзированных галактик и квазаров.

[править] Поиск темной материи в скоплениях галактик

Наблюдая диспересию скоростей галактик в скоплениях, Цвикки обнаружил, что получаемая из теоремы вириала масса гораздо больше чем суммарная масса галактик. Было выдвинуто предположение, что внутри скоплений галактик, как и в самой галактике есть некая скрытая масса, проявляющая себя только гравитационным образом.

Опровергнуть или подтвердить это можно только зная гравитационный потенциал в каждой точки и веря в закон всемирного тяготения Ньютона. Гравитационный потенциал можно узнать исследуя эффект гравитационного линзирования. Следуя этим путем было сделано два прелюбопытнейших вывода. С одной стороны было подтверждено наличие темной материи. С другой было обнаружено необычное поведение газа и темной материи. Раньше считалось, что во всех процессах темная материя должна увлекать за собой газ (это предположение, между прочим, легло в основу теории иерархической эволюции галактик). Однако в MACSJ0025.4-1222, являющемся столкновением двух массивных скоплений галактик. Поведение газа и темной диаметрально противоположны.

[править] Поиск далеких галактик

Проблема поиска далеких галактик упирается в два факта:

  1. Все видимое излучение, вплоть до линии Lα и лаймановского скачка, перемещаются в инфракрасную область, где чувствительность приемников намного хуже, чем в оптике
  2. Излучение далеких галактик очень слабо, как из-за космологических эффектов, так и из-за того, что молодые галактики на больших z гораздо меньше нашей (Млечного Пути), они больше напоминают Магеллановы Облака.

Решить обе проблемы помогает гравитационное линзирование. Благодаря многократному усилению пучка света при его прохождении рядом с массивным скоплением галактик становится возможным наблюдение галактик на Z>7. Используя такой подход составлен уже целый список кандидатов в сверхдалекие галактики.[13]

[править] Звездообразование

Основная статья: Звездообразование
М82 галактика с активным звездообразованием.

Звездообразование - крупномасштабный процесс в галактике при котором массово начинают формироваться звезды из межзвездного газа. Спиральные ветви, общая структура галактики, звездное население, светимость и химический состав межзвездной среды все это результат данного процесса. В жизни галактики существуют периоды спокойные в смысле звездообразования, а существуют периоды бурного рождения звезд, называемого вспышкой звездообразования. Одного общепризнанного определения галактики со вспышкой звездообразования нет, но все согласны, что оно должно учитывать:

  1. Скорость, с которой газ превращается в звёзды (темп звездообразования);
  2. Доступное количество газа, из которого могут образовываться звёзды;
  3. Сравнение временно́го масштаба звёздообразования и возраста или периода вращения галактики.

Звездообразование крупнейший и и один из важнейших процессов, из всех происходящих в галактике. Разделение всех по звезд по типам населения говорит о мощных вспышках звездообразования, называемой первичной вспышкой звездообразования, по всему объему галактики. Механизм это вспышки пока непонятен, но очевидно, что он связан с формированием галактики, а значит и эволюцией Вселенной вцелом. Проблема в том, что механизмов запускающих процесс интесивного звездообразования несколько, а длительность любой вспышки очень короткая (в пределах 106 лет). Поэтому отнаблюдать галактику находящуюся на этой стадии очень и очень трудно.

[править] Эволюционные процессы

Основная статья: Возникновение и эволюция галактик

Эволюцией галактики называется изменение ее интегральных характеристик со временем. К таковым относятся спектр, цвет, химический состав, поле скоростей. Вкратце процессы, влияющие на эволюцию галактики, можно представить следующей схемой:


До сих пор единой теории о том, как все эти процессы согласуются с собой, нет, но так или иначе, будущей теории образования и эволюции галактик необходимо учитывать:

  1. Что в момент окончания темных веков вещество было крайне однородным. Флуктуация реликтового фона четвертого порядка малости.
  2. Что первичными элементами были водород, деитерий, гелий литий и немного берилия.
  3. Что процесс первичного звездообразования точно закончился к z~7, а возможно и к z~10. На это четко указывают линия Lα в спектре самой далекой галактики.
  4. Что количество сверхмассивных эллиптических галактик в единице объема почти не меняется за последние 8 млрдю лет.[14]
  5. Динамическое различие между эллиптическими галактиками и спиральными.

[править] Наша Галактика

Основная статья: Млечный Путь
Картина Млечного Пути

Наша галактика Млечный Путь, называемая также просто Галактикой (с заглавной буквы), является большой спиральной галактикой с перемычкой, диаметром около 30 килопарсек (или 100 000 световых лет) и толщиной в 3000 световых лет. Солнце с солнечной системой находятся внутри галактического диска, наполненного пылью, поглощающей свет. Отсюда на небе мы видим полосу звезд на небе, но клочковатую, напоминающую сгустки молока. По той же причине (поглощение), Млечный Путь как галактика изучен не до конца: не построена кривая вращения, до конца не выяснен морфологический тип, неизвестно число спиралей и т.д. Галактика содержит около 3×1011 звёзд, а её общая масса составляет около 6×1011 масс Солнца.

Большую роль в изучении Млечного Пути, да и Вселенной в целом являются скопления звезд - относительно небольших гравитационно связанных объектов, содержащие в себе от сотен, до сотен тысяч звезд. Их гравитационная связанность говорит о единстве происхождения. Поэтому, зная теорию эволюцию звезд, и зная расположения звезд скопления на диаграмме Герцшпрунга-Рассела, можно узнать возраст скопления. Скопления деляться на рассеянные и шаровые.
Шаровые - старые звездные скопления,имеющие шаровидную форму, концентрирующиеся к центру Галактики. Отдельные шаровые скопления могут иметь возраст свыше 14 млрд.лет.
Расеянные скопления - относительно молодые скопления, имеют возраст до 2 млрд.лет, в некоторых же еще идут процессы звездообразования. Самые яркие звезды рассеяных скоплений - молодые звезды спектрального классов B или A, а в самых молодых скоплениях еще живут голубые сверхигиганты (класс O).
Вследствии своих отностильных небольших размеров звзедные скопления впрямую могут наблюдаться в Галактикх и ее близжайших соседей.

Еще один тип объетов, доступные для наблюдения только в окрестнотсях Солнца - двойные звезды. Значимость двойных звезд для исследования процессов, протекающих в звездах трудно переоценить. Именно благодаря им возможно определить массу звезды, именно в них можно изучить процессы аккреции, наблюдать новые, и сверхновые типа Ia.

[править] История

В 1610 году Галилео Галилей обнаружил, что Млечный Путь, который он решил исследовать своим телескопом, состоит из огромного числа слабых звёзд. В своём трактате 1755 года, основанном на работах Томаса Райта (Thomas Wright), Иммануил Кант предположил, что Галактика может быть вращающимся телом, которое состоит из огромного количества звёзд, удерживаемых гравитационными силами, сходными с теми, что действуют в Солнечной системе, но в больших масштабах. С нашего места внутри Галактики получившийся диск будет виден на ночном небе как светлая полоса. Кант высказал и предположение, что некоторые из туманностей, видимых на ночном небе, могут быть отдельными галактиками.

К концу XVIII столетия Шарль Мессье составил каталог, содержащий 109 ярких туманностей, вслед за которым появился каталог из 5000 туманностей Уильяма Гершеля. После постройки своего телескопа в 1845 году лорд Росс смог увидеть различия между эллиптическими и спиральными туманностями. В некоторых из этих туманностей он смог выделить и отдельные источники света, что придавало гипотезе Канта большую правдоподобность. Однако вопрос о том, являются ли эти туманности отдельными галактиками, оставался спорным до начала 1920-х годов, когда благодаря новому телескопу Эдвин Хаббл дал на него ответ. Он сумел разглядеть внешние части некоторых спиральных туманностей как скопления отдельных звёзд и определить среди них переменные-цефеиды. Это позволило ему оценить расстояние до этих туманностей: они находились слишком далеко, чтобы быть частью Млечного Пути. В 1936 Хаббл построил классификацию галактик, которая используется по сей день и называется последовательностью Хаббла.

Первая попытка определить форму Млечного Пути и положение Солнца в нём была предпринята Уильямом Гершелем в 1785 году при помощи тщательного подсчёта звёзд в различных участках неба. Используя усовершенствованный вариант метода, Каптейн (Kapteyn) в 1920 году сделал вывод о маленькой (диаметром в 15 килопарсек) сплюснутой галактике с Солнцем вблизи центра. Другой метод, использованный Харлоу Шепли (Harlow Shapley) и основанный на подсчете шаровых скоплений, дал совсем другую картину — плоский диск диаметром около 70 килопарсек с Солнцем, находящимся далеко от центра. Оба исследования не были точны из-за того, что не учитывали поглощение света межзвёздным газом в плоскости галактики. Современная картина нашей Галактики появилась в 1930 году, когда Роберт Джулиус Трумплер (Robert Julius Trumpler) измерил этот эффект, изучая распределение рассеянных звёздных скоплений, концентрирующихся в плоскости Галактики.

В 1944 году Хендрик Ван де Хулст (Hendrik van de Hulst) предсказал существование радиоизлучения с длиной волны в 21 см, излучаемого межзвёздным атомарным водородом, которое было обнаружено в 1951 году. Это излучение, не поглощаемое пылью, позволило дополнительно изучить Галактику благодаря доплеровскому смещению. Эти наблюдения привели к созданию модели с перемычкой в центре Галактики. Впоследствии прогресс радиотелескопов позволил отслеживать водород и в других галактиках. В 1970-х годах стало понятно, что общая видимая масса галактик (состоящая из массы звёзд и межзвёздного газа), не объясняет скорости вращения газа. Это привело к выводу о существовании тёмной материи.

Новые наблюдения, произведённые в начале 1990-х годов на Космическом телескопе имени Хаббла, показали, что тёмная материя в нашей Галактике не может состоять только из очень слабых и малых звёзд. На нём также были получены изображения далёкого космоса, получившие названия Hubble Deep Field и Hubble Ultra Deep Field, показавшие очевидность того, что в нашей Вселенной существуют сотни миллиардов галактик.

В 2004 году самой далёкой галактикой из тех, что когда-либо наблюдались человечеством, стала галактика Abell 1835 IR1916.

[править] См. также

[править] Примечания

  1. ↑ Рождение карлика: Галактика без темноты
  2. ↑ Догадка Канта (рус.). Проверено 29 июня 2009.
  3. ↑ Засов А.В. Постнов К.А. Общая астрофизика с 299
  4. ↑ 1 2 А.В. Засов, К.А. Постнов. Общая Астрофизика. С. 295—296
  5. ↑ R.Fux 3D self-consistent N-body barred models of the Milky Way: II. Gas dynamics
  6. ↑ Dubinski, John (1998). "The Origin of the Brightest Cluster Galaxies". Astrophysical Journal 502 (2): 141–149. DOI:10.1086/305901.
  7. ↑ 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.
  8. ↑ "Хаббл" сфотографировал галактическое "перетягивание каната"
  9. ↑ В прошлом почти все галактики сталкивались с соседями
  10. ↑ Астрономы столкнули Млечный Путь с другой галактикой
  11. ↑ С. Б. Попов. Активные ядра галактик\\Проект «Научная Сеть»
  12. ↑ Gravitational Lensing by Dark Matter Caustics
  13. ↑ 1 2 News from z~6-10 galaxy candidates found behind gravitational lensing clusters
  14. ↑ On the formation of massive galaxies: A simultaneous study of number density, size and intrinsic colour evolution in GOODS

[править] Литература

  • А.В. Засов, К.А. Постнов. Общая Астрофизика. — Фрязино: Век 2, 2006. — ISBN 5-85099-169-7
  • James Binney: Galactic Astronomy, Princeton University Press, 1998
  • Terence Dickinson: The Universe and Beyond (Fourth Edition), Firefly Books Ltd. 2004, 2004


[править] Ссылки

п·о·р
Звёздные системы
Связанные гравитационно Галактика  · Карликовая галактика  · Шаровое звёздное скопление  · Рассеянное звёздное скопление  · Физически двойная звезда  · Физически кратная звезда
Несвязанные Звёздный поток  · Звёздная ассоциация  · Движущаяся группа звёзд  · Звезда-бегун  · Сверхскоростная звезда
Связанные только визуально Оптически двойная звезда  · Оптически кратная звезда  · Созвездие  · Астеризм  · Звёздное облако

Источник — «http://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%93%D0%B0%D0%BB%D0%B0%D0%BA%D1%82%D0%B8%D0%BA%D0%B0»