Галактики

мы плывём, пылающею бездной
Со всех сторон окружены.

Ф.И.Тютчев



Материал подготовлен
учителем ГОУ СОШ № 903
г. Москвы
Степанюк Еленой Александровной

называются
гигантские (до триллиона звезд) звёздные системы, расположенные вне нашей

Галактики.
Их называют ещё внегалактическими
туманностями, т. к. при визуальном
наблюдении в телескоп они выглядят
туманными пятнышками, как и
обычные газовые туманности.
Сведения о галактиках приводятся в
специальных астрономических
каталогах.
Из них наиболее известны первый
каталог туманностей и звёздных
скоплений, составленный в конце
18 в. французским астрономом
Шарлем Мессье.

с 1920 г., когда
шведскому астроному К. Лундмарку
удалось разложить

на звёзды
периферийную часть спиральной
туманности М 33 (или NGC 598) в
созвездии Треугольника. Вскоре
американский астроном Э. Хаббл,
работавший на крупнейшем в то время
телескопе с зеркалом диаметром 2,5 м,
установил звёздную природу
спиральных рукавов туманности
Андромеды и нескольких более
слабых галактик неправильной формы.
Это положило начало развитию
новой отрасли астрономической науки
– внегалактической астрономии.

оптических телескопов с зеркалами диаметром более метра, а также новейших

средств и методов исследования далёких слабых объектов. Исключительно быстрому развитию внегалактической астрономии способствовало внедрение радиоастрономических методов исследования космических объектов.

число галактик
быстро возрастает. Так, галактик
ярче 12-й звёздной величины
известно

около 250, 15-й - уже
около 50 тыс., а число галактик,
которые могут быть
сфотографированы 6-метровым
телескопом на пределе его
возможностей, составляет многие
миллиарды.
Это указывает на значительную
удалённость большинства
галактик.

обнаружил замечательное
свойство галактик: в спектрах далёких
галактик все спектральные

линии
оказались смещёнными к длинноволновому
(красному) концу по сравнению с такими
же линиями в спектрах источников,
неподвижных относительно наблюдателя
(т. н. красное смещение линий).
В 1929 г.американский астроном Э. Хаббл,
сравнивая расстояния до галактик и их
красные смещения, обнаружил, что
последние растут в среднем прямо
пропорционально расстояниям (закон
Хаббла). Этот закон дал в руки астрономов
эффективный метод определения
расстояний до галактик по их красному
смещению.
Центр скопления галактик Abell 370. Дуги являются прямым
следствием искажения изображений за счет гравитационного
фокусирования света. Зеленые полосы - это дифракционные
"рога" от близких ярких звезд. Стрелка указывает на положение
галактики HCM 6A, блеск которой усилен эффектом гравлинзы
от скопления A370.

галактик относят к нескольким основным типам, руководствуясь их
наиболее характерными внешними

признаками, а более мелкие
различия галактик помогают подразделить эти типы на отдельные
подтипы. Классифицировать галактик по морфологическим
особенностям предложил Хаббл.

эллиптическую форму, поэтому их назвали
эллиптическими галактиками (в классификации
этот

тип галактик обозначают символом Е).
Это
наиболее простые по структуре, звёздному
составу и характеру внутренних движений
системы. В них не обнаружено звёзд высокой
светимости (сверхгигантов), самые яркие звёзды
в эллиптических галактиках - красные гиганты.
Поверхностная яркость этих систем плавно
убывает примерно обратно пропорционально
квадрату расстояния от ядра, постепенно
сливаясь без скачков с окружающим фоном неба.
Расширение линий в спектрах эллиптических
галактик указывает на то, что звёзды в них
движутся в самых произвольных направлениях с
высокими скоростями (»200 км/с). В этих условиях
распределение звёзд во всех радиальных направлениях
от центра симметрии должно быть почти
равновероятным, что и объясняет близкую к
сфероидальной форму таких звёздных систем.

Эллиптические туманности в зависимости от степени
видимого сжатия подразделены на восемь подтипов: от
сферических систем Е0 до чечевицеобразных Е7
(цифра указывает степень сжатия).

50%) отличается большим разнообразием структуры.

Эти звёздные системы имеют два

или более
спиральных рукава, образующих плоский "диск", а в центральной области галактики расположено сфероидальное вздутие (балдж), в котором находится
ядро галактики.

Такие галактики называются
спиральными и обозначают символом S.


Спиральные рукава, как правило, богаты яркими
газовыми туманностями, окружающими горячие
звёзды-сверхгиганты, а также облаками тёмной газово-пылевой материи.

начинаются сразу от ядра (это
нормальные спиральные галактики), у остальных

галактик через ядро проходит яркая перемычка
(бар), идущая далеко за пределы ядра
(пересечённые спиральные галактики).
От
концов перемычки и начинают закручиваться
спиральные рукава. И нормальные (S), и
пересечённые (SB) спиральные галактики
подразделяются ещё на подтипы
Sa, Sab, Sb, Sc, SBa и т. д.
по относительным размерам
ядра и диска (размеры ядра убывают от Sa к Sc).
Некоторые из спиральных систем видны в
профиль как толстое (в случае Sa) или тонкое
веретено, обычно пересечённое полосой тёмного
вещества, поглощающего свет. Наша Галактика,
как известно, также является спиральной,
вероятнее всего типа Sb.
По-видимому, спиральные галактики окружены
сфероидальной звёздной Короной , в которой
содержится значительная часть массы галактики.

сферической до чечевицеобразной и
форм спиральных галактик от Sa ко

всё более сплюснутой системе Sc, то напрашивается вывод о
существовании ещё одного типа галактик, промежуточного между этими основными.

Гипотетический тип получил в этой схеме символ S0; он был сначала предсказан, а затем найден. В
галактиках этого типа (их около 20% от общего числа встречающихся вблизи нашей Галактики), в
отличие от эллиптических систем, яркость от центра к краю падает ступеньками. В такой системе
различают ядро, "линзу" и слабый "ореол".
Эти галактики названы линзообразными. В наружных частях линзы иногда видны зачатки
спиральных рукавов, перемычки и наружное светлое кольцо.
Сочетание этих деталей придаёт системам иногда совершенно необычный вид.

к одному из перечисленных типов, они образуют тип неправильных
галактик

(символ Ir). У таких галактик часто отсутствует симметрия формы. По меткому замечанию американского
астронома В. Бааде, этот тип явился "мусорной корзиной" для галактик, не поддающихся классификации.
Действительно, в этом типе чисто условно объединено несколько разных по характеру классов галактик. Наиболее
распространены неправильные галактики типа Магеллановых Облаков, названные так по имени ближайших к нам
звёздных систем, видимых невооружённым глазом в южном полушарии. В сущности, эти звёздные системы –
предельный случай спиральных галактик, когда они чрезвычайно плоски и в них совершенно отсутствует
центральное ядро, хотя и есть следы спиральной структуры, свидетельствующей об осевом вращении систем.
Другой класс неправильных галактик очень странен: по цвету и плавному изменению яркости к краям они
сходны с эллиптическими, а по спектру - со спиральными системами, однако в них нет типичных для спиральных
систем звёзд- сверхгигантов и ярких газовых туманностей. Примером таких звёздных систем является М82 –
неправильная галактика, в центральной части которой обнаружены облака газа, движущиеся со скоростями более
тысячи км/с во все стороны. К неправильным галактикам относятся также пекулярные, каждая из которых имеет
совершенно уникальную форму. Среди них в спец. класс выделены т. н. взаимодействующие галактики. Это обычно
двойные галактики, между которыми наблюдаются перемычки, хвосты или мостики светлой и тёмной материи и т.
д.. Все эти особенности считают признаками взаимного влияния близко расположенных галактик.

физическими
характеристиками: размером, массой,
светимостью. При равных расстояниях
до галактик их

видимые размеры, а
также массы возрастают по мере
перехода от менее ярких галактик к
более ярким.
Видимую яркость (блеск) галактик
принято выражать в фотографических
звёздных величинах, определяемых
фотометрированием их изображении
на снимках. Если галактика
превосходит другую однотипную
галактику по абсолютной звездной
величине на единицу, то их диаметры
соответственно будут различаться в
полтора раза, а массы - в два (для
спиральных) или в три раза (для
эллиптических галактик).

нескольких ярких членов
(группы галактик) и до сотен и тысяч

членов
(скопления галактик). Яркие одиночные
галактики редки - их не более 10% от общего
числа галактик.
Наиболее исследована Местная группа галактик,
в которой самыми яркими и массивными
являются наша Галактика и туманность Андромеды.
Ближайшие соседние группы галактик
располагаются в 2-5 Мпк от Местной группы
галактик и по составу похожи на неё, только
самые слабые члены этих групп трудно
обнаружить. Несколько десятков таких групп
галактик найдено в пределах 10-20 Мпк около
нашей Галактики .
Ближайшее крупное скопление галактик
находится в созвездии Девы на расстоянии около
20 Мпк. В его составе семь гигантских
эллиптических галактик, в т. ч. радиогалактика
Дева А, десять гигантских спиральных галактик,
из которых ярчайшая – "Сомбреро". Всего в
скопление входит около 200 галактик высокой и
средней светимости.

наблюдениям часть
Вселенной. Метагалактика, как и
составляющие её системы, имеет

специфические свойства, особенности
структуры и следует собственным
закономерностям развития.
Красное смещение отражает, по
сути дела, одно из важнейших
свойств Метагалактики. Смещение
линий в спектрах галактик в сторону
длинных волн связано с увеличением
размеров Метагалактики - "разлётом"
скоплений галактик.