Галактики

Галактики — гігантські просторово відокремлені, гравітаційно зв’язані системи космічних тіл, основними структурними елементами яких є від 10⁶ до 10¹³ зір, що містять у собі до 95 % види­мої галактичної речовини, різні види туманностей, планетні тіла й інші космічні об’єкти. Маса галактик від 10³⁶ до 10⁴³ кг, розміри від 10³ до пк, вік — понад 1, 3∙ 10¹⁰ років.

Рис. 5. Схема класифікації галактик за Е. Ґабблом

Наймасивніша з відомих галактик — Малін І (у сузір’ї Діви) —

2∙ 10⁴⁴ кг, що у 100 разів масивніша від нашої Галактики; най­яскравіша А 10214+4724 — вона в 300 000 разів яскравіша від Галактики; найслабша — карликова в сузір’ї Секстанта, має світність L = 100 000L_©; найбільша — 3С 236 у сузір’ї Діви, Абелл 2029 має розміри у 8 млн св. років.

Галактики традиційно класифікують за зовнішнім виглядом (структурою) і морфологічними ознаками.

Еліптичні галактики (Е) найбільш прості за структурою й складом і становлять від 17 до 25 % від загального числа галактик. Вони мають масу від 10⁵ до 10¹³ ., сфероїдальну форму, не містять зір високої світності, а їхня яскравість плавно зменшується від центра до периферії. Залежно від ступеня стиску еліптичні галактики поділяються на 8 видів: від сферичних Е0 до чечевицеподібних Е7.

Лінзоподібні галактики (S0) схожі на сильно видовжені еліптичні системи, але мають східчасте збільшення яскравості від периферії до центра з яскравим ядром, що добре виділяється (до 20 % від загального числа галактик).

Спіральні галактики (S) — найпоширеніший клас галактик (до 50 % від загального числа). Мають масу від 10⁸ до 10¹² . і світність 10³⁴ -10³⁸. Навколо яскравого ядра спостерігається сферичне здуття (балдж), від якого закручуються два й більше клоччастих спіральних рукави, що утворюють плоский диск і містять у своєму складі численні газопилові туманності й молоді зорі високої світності. За ступенем розвитку спіралей і зменшенням видимих роз­мірів ядра поділяються на 3 підкласи: Sa, Sb, Sc.

У нормальних спіральних галактиках (Sa, Sb, Sc) рукави починаються відразу від ядра.

У пересічених спіральних галактиках (SBa, SBb, SBc) центральне ядро перетинається по діаметру поперечною смугою, з кін­ців якої починають закручуватися спіральні рукави.

Наша Галактика — пересічена спіральна система класу SBb.

Неправильні (іррегулярні) галактики (Іг) відзначаються відсутністю чітко вираженого ядра й обертальної симетрії (від 5 до 13 % всіх галактик). Мають маси менше 10¹⁰ . і світність до 10³⁶ Дж/с. Галактики підкласу Іг характеризуються несиметричним розподілом яскравості, але більш симетричним розподілом речовини, ніж галактики, що мають певну форму, підкласу Іг2.

Неправильні галактики Велика Магелланова хмара (масою 61О⁹М₀) і Мала Магелланова хмара (1, 5 10⁶ .) є супутниками нашої Галактики, що обертаються навколо неї на відстанях 50 й 60 кпк під дією сил тяжіння. Крім них, у нашої Галактики є й інші супутники, поменше: 14 карликових еліптичних галактик і кілька позагалактичних кульових скупчень.

В окремі групи галактик виділяють:

· взаємодіючі галактики, пов’язані між собою «перемичками»,

«хвостами» й «гамма-формами», що складаються із зір; компактні галактики, що не перевищують за своїми розмірами 3000 св. років, та ізольовані в просторі зоряні системи, що мають значно менші розміри, — до 200 св. років;

· активні галактики (галактики, що вибухають, галактики Сей­ферта, Маркаряна, радіогалактики, лацертіди й т. ін.) — виді­ляються інтенсивним світінням у радіо- або ультрафіолетовому діапазоні, випусканням у -квантів високих енергій, надзвичайно яскравими ядрами з одвійними й навіть кратними джерелами випромінювання, у яких відбуваються бурхливі процеси, супроводжувані викиданням потужних потоків газу (джетів) зі швидкістю понад 1000 км/с (до 1 % від загального числа галак­тик). Джети починають формуватися в безпосередній близькос­ті (менше ОД пк) від надмасивних чорних дір масою 10⁸-10⁹ кг у центрах ядер активних галактик; на відстані близько 1 пк неототожнена сила (імовірно, закручене надпотужне магнітне поле) стискає потік частинок у десятки разів, перетворюючи його у вузький струмінь завдовжки в 10³-10⁴ пк.

Активність ряду галактик можна пояснювати процесами, що відбуваються в результаті їх тісної взаємодії (злиття). Так, зіткнення галактики М81 і М82 близько 600 000 років тому призвело до утворення в межах їхнього контакту сотень гігантських областей найактивнішого зореутворення, через що галактика М82 спо­стерігається зараз як така, що вибухає.

В особливий клас космічних об’єктів слід виділити квазаги й квазари — квазізоряні джерела оптичного й радіовипромінювання незначних розмірів (менше 1 св. місяця), але надзвичайної потужності: в оптичному діапазоні вони випромінюють до 10³⁹ Дж/е, що в сотні разів більше за звичайні галактики, а радіовипроміню­вання квазарів у 100-1000 разів потужніше за оптичне.

Відстань до галактик визначається декількома способами на основі спостережень тих об’єктів, що перебувають у них:

1) зір цефеїд — на основі співвідношення «період зміни блиску — світність цефеїди»;

2) зір яскравих блакитних і червоних гігантів і надгігантів — за основною фотометричною формулою

lgr = 0, 2(m-M)+l,

де m — видима зоряна величина зорі, М — абсолютна зоряна величина зорі, яка визначається на основі закономірностей (діаграм) «спектр—світність» й «кольори—світність»;

3) спалахів нових і наднових (на основі тієї ж фотометричної фор­мули).

На жаль, ці методи застосовні лише для вимірювання відстані до найближчих галактик, а це можливо лише за умови використання наймогутніших телескопів для дослідження окремих зір. Відтак внаслідок певних причин отримані результати мають певні розбіжності, тобто є недостатньо точними. У 2000-2001 pp. була зроблена перша спроба визначити відстань до найближчих галактик найбільш точним і стійким до різних перешкод паралактичним способом: використовувалася система радіотелескопів, що працює в режимі радіоінтерферометра.

Відстань до далеких галактик визначається на основі закону Ґаббла

У цей час середня відстань між окремими галактиками в скупченнях у середньому в 100 разів перевищує розміри галактик і продовжує збільшуватися. В епоху формування галактики були ближче одна до одної й частіше взаємодіяли між собою. Під час зіткнень галактик їхні протяжні газові корони розсіювалися по всьому скупченню. Більш масивні галактики, рухаючись усередині скупчень, прискорюють рух інших галактик, а самі гальмуються, захоплюючи газ із корон галактик.

Через 3 мільярди років Велика Магелланова хмара зіштовхнеться з нашою Галактикою й вона на якийсь час перейде в групу взаємодіючих галактик. Оскільки це «падіння» є досить повільним процесом, що триватиме сотні мільйонів років, а середня відстань між зорями Галактики — десятки світлових років, то ця «космічна катастрофа» жодною мірою не позначиться на Сонячній системі. Кілька мільярдів років тому подібна катастрофа відбулася з карликовою галактикою: у результаті більшість її зір розсіялося в Галактиці, а центральне густе ядро спостерігається як найбільше кульове зоряне скупчення ш Центавра.

Найближча спіральна галактика М31 — Туманність Андромеди — має масу 3, 6·10¹¹ -10¹² . перебуває на відстані 750 кпк від на­шої Галактики й поступово зближається з нею. Через 6 мільярдів ро­ків вони зблизяться до20-400 кпк й, можливо, зіллються. На відміну від інших космічних об’єктів, одиночні галактики спостерігаються винятково рідко. Як правило, вони є елементами яких-небудь великих галактичних систем — груп, скупчень і надскупчень галактик. Групи галактик містять у собі до 100 галактик з їхніми супутниками, що мають загальне походження, гравітаційно зв’язані між собою і як єдине ціле переміщаються в просторі. Наша Галактика входить до Місцевої групи галактик.

Рис. 6. Місцева група галактик

До Місцевої групи галактик розмірами до 1400 кпк входить 38 об’єктів, у тому числі 4 спіральних, 20 еліптичних й 14 неправиль­них галактик. Її центр мас розташований на лінії, що з’єднує нашу Галактику з М31 на відстані 40 кпк від останньої. Взаємне зближення галактик Місцевої групи може призвести до того, що через 10¹¹-10¹² років вони зіллються в одну надгалактику.

Скупчення галактик — це системи галактик, зв’язаних спіль­ністю походження й силами взаємного тяжіння. 7000 відомих скуп­чень розмірами від 3 до 20 Мпк містять у собі до 90 % всіх галактик.

Місцева група галактик входить у скупчення галактик у сузір’ї Діви розмірами до 5 Мпк, що включає в себе понад 200 галактик високої й середньої світності. Під дією сил тяжіння вона переміща­ється зі швидкістю 600 км/с в напрямку сузір’я Гідри, до Великого Атрактора (Притягувача) — гігантського скупчення галактик АСО 3627 масою понад 10⁴ ., віддаленого на відстань 70 Мпк. Скуп­чення в Діві являє собою центральне згущення нашого надскупчен-ня розмірами до 60 Мпк, що включає в себе понад 20 000 великих галактик. Його найближчі сусіди — над скупчення в сузір’ї Лева (до нього 140 Мпк) і в Геркулесі (150 Мпк).

Надскупчення галактик являють собою системи скупчень галактик розмірами 50-150 Мпк, що складаються з декількох багатих скупчень, дрібних груп й одиночних галактик. До складу надскупчень входить до 50 000 галактик. У цей час відомо близько 50 надскупчень.

Система надскупчень галактик утворює структуру Метагалактики — частини Всесвіту, у якій ми живемо і яка доступна нашим спостереженням Далі слід сформувати поняття про космічний про­цес утворення галактик з речовини гігантських газових протогалактичних хмар.