17:36 Будова галактик |
Одним із найбільш важливих і складних в астрономії є вивчення будови й еволюції галактик. Починаючи з XVII століття, коли Галілей побачив у телескоп Молочний Шлях, найважливішою метою астрономів стало його вивчення. Лише в XIX ст. вдалося зрозуміти, що Молочний Шлях — єдина система, що містить у собі усі видимі зорі. На рівних правах з усіма входить до цієї системи наше Сонце, Земля й планети, причому розташовуються вони на її окраїні. Зоряну систему, яку ми називаємо Молочним Шляхом і бачимо зсередини, астрономи визначили як Галактику (грецьк. «галактикос» означає «молочний»). З початку XX ст. галактики стали предметом космогонічних досліджень, коли була встановлена їхня дійсна природа і виявилося, що це не туманності у вигляді хмар газу й пилу, а величезні світи зір, розташованих на дуже великих відстанях від нас. Виявилося, що Галактика має досить правильну будову й форму, складається з диска, гало (від «круглий») і корони. Диск являє собою ніби два стулені краї тарілки і складає в діаметрі близько 100 тис. світлових років. Він утворений зорями, що усередині цього утворення рухаються по майже кругових орбітах навколо центру Галактики. У гало зорі заповнюють ледь сплюснутий сферичний обшир і рухаються уздовж не кругових, а сильно витягнутих орбіт. Площини цих орбіт проходять через центр Галактики і за різними напрямками розподілені більш-менш рівномірно. Диск і оточуюче його гало занурені в корону. Радіуси диска й гало майже рівні за величиною. Радіус корони в багато разів перевищує ці відстані. Корона безбарвна і визначити її радіус можна тільки за створюваним нею тяжінням, що діє на видимі зорі і хмари газу, які випромінюють світло. Маса корони в кілька разів більша за масу всіх разом узятих зір, що знаходяться в диску й гало. Дуже важко вивчати невидиму корону, тому що ми не знаємо, з чого вона складається. Якщо припустити, що її маса складається з нейтрино, то фізикам спочатку потрібно з'ясувати, чи є в цієї дрібної частинки маса спокою, тобто така маса, якою частинка володіє в стані, коли вона не рухається, а стоїть на місці. (Більшість елементарних частинок таку масу мають). Якщо вчені знайдуть масу спокою нейтрино, можливо, вони обчислять масу корони. За останні десятиліття в області космології прояснилося чимало з того, що стосується передісторії галактик і зір, фізичного стану розрідженої речовини, із якої вони формувалися. Сучасна космологія грунтується на ідеї Ньютона — гравітаційній нестійкості, усі частки речовини створюють ті або інші згущення різної маси й масштабів. У Всесвіті протягом тривалого часу відбувався розподіл і рух речовини, поки не утворилися сильні неоднорідності — протоскупчення, у яких рух речовини набував завихрення. Протоскупчення через гравітаційну нестійкість розпадалися на окремі згущення, які одержали назву «протогалактики». Фрагментація протогалактичних хмар через дію гравітаційної нестійкості призводила до виникнення перших зір, а хмари перетворювалися на зоряні системи — галактики. Ті з них, що оберталися найшвидше, отримували двокомпонентну структуру: у них формувалися гало більш-менш сферичної форми й диск, у якому виникали спіральні рукави, де й дотепер триває народження зір. Протогалактики з повільнішим обертанням або повною його відсутністю перетворювалися на еліптичні або неправильні галактики. Одночасно з цим процесом відбувалося формування великомасштабної структури Всесвіту — виникали надскупчення галактик, що з'єднувалися своїми краями на зразок комірок бджолиних стільників. На початку XX ст. Хаббл класифікував структуру галактик, у результаті чого тепер розрізняють три класи галактик. 1. Еліптичні галактики (Е) — мають еліпсоїдну форму. Тут можна навести як приклад кільцеву туманність у сузір'ї Ліри, що знаходиться від нас на відстані 2100 світлових років. Складається вона зі світлоносного газу, що оточує центральну зорю. Ця оболонка утворилася тоді, коли постаріла зоря «відпустила» у простір газові покриви. Зоря стиснулася й перейшла в стан білого карлика, подібного за розміром до нашої планети, а за масою — до Сонця. 2. Спіральні галактики — дві порівняно яскраві, розташовані по спіралі, гілки, що виходять або з яскравого ядра (такі галактики позначаються S), або з кінців світлої перемички, яка перетинає ядро (позначаються — SB). Як приклад можна розглянути спіральну галактику М51 у сузір'ї Гончих Псів, відстань до якої сягає близько 8 млн світлових років. На кінці спіральної гілки є стовщення — це самостійна неправильної форми галактика. Окремі яскраві зорі знаходяться в нашій галактиці. 3. Іррегулярні (неправильні) галактики (І) — мають неправильні форми. Яскравим прикладом є Велика Магелланова хмара, що знаходиться від нас на відстані 165 тис. світлових років і є найближчою до нас галактикою. Поруч із нею розташована менша галактика — Мала Магелланова хмара. Обидві ці галактики є супутниками нашої галактики. Хаббл, класифікуючи спіралі, розрізняв групи (Sa, Sb, Sc), причому критерієм такого поділу виступав характер спіральних гілок. В одних гілки були аморфними, в інших — трохи клоччастими, у третіх — дуже клоччастими, а ядро завжди невелике й неяскраве. У середині XX ст. американський астроном У. Бааде встановив, що клоч-частість спіральних гілок і їхня блакить тим вища, чим вищий у них вміст і скупчення гарячих блакитних зір і дифузійних туманностей. Центральні частини спіральних галактик мають жовтіший, ніж гілки, колір і містять старі зорі (населення другого типу, за Бааде, або населення сферичної складової), тоді як пласкі спіральні гілки складаються з молодих зір (населення першого типу, або населення плоскої складової). Щільність розподілу зір у просторі зростає з наближенням до екваторіальної площини спіральних галактик. Ця площина є площиною симетрії системи, і більшість зір при своєму обертанні навколо центру галактики залишається поблизу неї; періоди обертання складають 107—10' років. При цьому внутрішні частини обертаються як тверде тіло, а на периферії кутова й лінійна швидкості обертання зменшуються з віддаленням від центру. Однак у деяких випадках ще менше ядерце, яке знаходиться усередині ядра («керн»), обертається найшвидше. Аналогічно обертаються і неправильні галактики, які є також плоскими зоряними системами. Еліптичні галактики складаються із зір другого типу населення. Обертання виявлене лише в найбільш стиснутих із них. Космічного пилу в них, як правило, немає, чим вони відрізняються від неправильних і особливо від спіральних галактик, у яких поглинаюча світло пилова речовина міститься у великій кількості. Вона складає від декількох тисячних до сотої частки повної їхньої маси. Унаслідок концентрації пилової речовини до екваторіальної площини, вона утворює темну смугу в галактик, які повернені до нас ребром і мають вигляд веретена. Радіоастрономічні спостереження дозволили знайти в галактиках скупчення нейтрального водню. Маса його відносно мала в спіральних галактиках типу Sa, сягає декількох відсотків у Sb і доходить до 10% від маси зір у галактиках Sc, а також у неправильних галактиках. В основному, нейтральний водень — головна частина газової складової галактик — розташований у вузькому екваторіальному шарі, але окремі хмари спостерігаються і далеко від нього, де немає досить гарячих зір, здатних іонізувати його і призвести до стану світіння. Наступні спостереження показали, що описана класифікація недостатня, щоб систематизувати все різноманіття форм і властивостей галактик. Так, були виявлені галактики, що посідають у певному розумінні проміжне положення між спіральними й еліптичними галактиками (позначаються So). Ці галактики мають величезне центральне згущення й оточуючий його плаский диск, але спіральні гілки відсутні. У 60-х роках XX століття були відкриті численні пальцеподібні й дископодібні галактики з усіма градаціями великої кількості гарячих зір і пилу. Ще в 30-х роках XX століття було відкрито еліптичні карликові галактики в сузір'ях Печі й Скульптора з украй низькою поверхневою яскравістю, настільки малою, що ці, одні з найближчих до нас, галактики навіть у центральній своїй частині ледь вирізняються на фоні неба. З іншого боку, на початку 60-х років XX століття було відкрито безліч далеких компактних галактик, із яких найбільш віддалені за своїм виглядом не відрізняються від зір навіть у найсильніші телескопи. Від зір вони різняться спектром, у якому видно яскраві лінії випромінювання з величезними червоними зсувами, що відповідають таким великим відстаням, на яких навіть найяскравіші поодинокі зорі не можуть бути видимими. На відміну від звичайних далеких галактик, які через поєднання справжнього розподілу енергії в їхньому спектрі й червоного зсуву виглядають червонуватими, найкомпактніші галактики (вони називаються також квазозоряними галактиками) мають блакитнуватий колір. Як правило, ці об'єкти в сотні разів яскравіші за звичайні надгігантські галактики, але є й слабкіші. У багатьох галактик виявлене радіовипромінювання нетеплової природи, що виникає, відповідно до теорії російського астронома Й. С. Шкловського, при гальмуванні в магнітному полі електронів і важчих заряджених частинок, що рухаються зі швидкостями, близькими до швидкості світла (так зване синхротронне випромінювання). Такі швидкості часточки одержують у результаті грандіозних вибухів "усередині галактик. Компактні далекі галактики, що мають могутнє нетеплове радіовипромінювання, називаються N-галактиками. Зіркоподібні джерела з таким радіовипромінюванням називаються квазарами (квазозоряними радіоджерелами), а галактики, що мають могутнє радіовипромінювання і помітні кутові розміри, — радіогалактиками. Усі ці об'єкти надзвичайно далекі від нас, що ускладнює їх вивчення. Радіогалактики з особливо потужним нетепловим радіовипромінюванням мають переважно еліптичну форму, зустрічаються і спіральні. Великий інтерес становлять так звані галактики Сейферта. У спектрах їхніх невеликих ядер міститься надзвичайно багато широких яскравих смуг, які свідчать про могутні викиди газу з їхнього центру зі швидкостями, що досягають кількох тисяч км/с. У деяких галактиках Сейферта виявлене дуже слабке нетеплове радіовипромінювання. Не виключено, що й оптичне випромінювання таких ядер, як і у квазарах, обумовлене не зорями, а також має нетеплову природу. Можливо, потужне нетеплове радіовипромінювання — тимчасовий етап у розвитку квазозоряних галактик. |
|
Всього коментарів: 0 | |