Галактика

Галактика (далее Г) (позднегреч. Galaktikos — молочный, млечный, от греческого gala — молоко), обширная звездная система, к которой принадлежит Солнце, а следовательно, и вся наша планетная система вместе с Землей. Г состоит из множества звезд различных типов, а также звездных скоплений и ассоциаций, газовых и пылевых туманностей и отдельных и частиц, рассеянных в межзвездном пространстве. Большая часть их занимает объем линзообразной формы поперечником около 30 и толщиной около 4 килопарсек (соответственно около 100 тыс. и 12 тыс. световых лет). Меньшая часть заполняет почти сферический объем с радиусом около 15 килопарсек (около 50 тыс. световых лет). Все компоненты Г связаны в единую динамическую систему, вращающуюся вокруг малой оси симметрии. Земному наблюдателю, находящемуся внутри Г, она представляется в виде Млечного Пути (отсюда и ее название — "Г") и всего множества отдельных звезд, видимых на небе. В связи с этим Г называется также системой Млечного Пути. В отличие от всех др. галактик, ту, к которой принадлежит Солнце, иногда называют "нашей Галактикой" (термин пишут всегда с прописной буквы).

Звезды и межзвездная газопылевая материя заполняют объем Г неравномерно: наиболее сосредоточены они около плоскости, перпендикулярной оси вращения Г и являющейся плоскостью ее симметрии (т. н. галактической плоскостью). Вблизи линии пересечения этой плоскости с небесной сферой (галактического экватора) и виден Млечный Путь, средняя линия которого представляет собой почти большой круг, т. к. Солнечная система находится недалеко от этой плоскости. Млечный Путь представляет собой скопление огромного количества звезд, сливающихся в широкую белесую полосу; однако звезды, проектирующиеся на небе рядом, удалены друг от друга в пространстве на огромные расстояния, исключающие их столкновения, несмотря на то, что они движутся с большими скоростями (десятки и сотни км/сек) в разных направлениях. Наименьшая плотность распределения звезд в пространстве (пространственная плотность) наблюдается в направлении полюсов Г (ее северный полюс находится в созвездии Волос Вероники). Общее количество звезд в Г оценивается в 100 млрд.

Межзвездное вещество рассеяно в пространстве также неравномерно, концентрируясь преимущественно вблизи галактической плоскости в виде глобул, отдельных облаков и туманностей (от 5 до 20—30 парсек в поперечнике), их комплексов или аморфных диффузных образований. Особенно мощные, относительно близкие к нам темные туманности представляются невооруженному глазу в виде темных прогалин неправильных форм на фоне полосы Млечного Пути; дефицит звезд в них является результатом поглощения света этими несветящимися пылевыми облаками. Многие межзвездные облака освещены близкими к ним звездами большой светимости и представляются в виде светлых туманностей, т. к. светятся либо отраженным светом (если состоят из космических пылинок), либо в результате возбуждения и последующего испускания ими энергии (если туманности газовые).

Полная масса Г, включая все звезды и межзвездное вещество, оценивается в 10¹¹ масс Солнца, т. е. около 10⁴⁴ г. Как показывают результаты детальных исследований, строение Г схоже со строением большой галактики в созвездии Андромеды, галактики в созвездии Волос Вероники и др. Однако, находясь внутри Г, мы не можем видеть всю ее структуру в целом, что затрудняет ее изучение.

Впервые звездную природу Млечного Пути обнаружил Г Галилей в 1610, но последовательное изучение строения Г началось лишь в конце 18 в., когда В. Гершель, применив свой "метод черпков", подсчитал числа звезд, видимых в его телескоп в различных направлениях. На основании результатов этих наблюдений он высказал предположение, что наблюдаемые звезды образуют гигантскую систему сплюснутой формы. В. Я. Струве обнаружил (1847), что число звезд в единице объема увеличивается с приближением к галактической плоскости, что межзвездное пространство не идеально прозрачно, а Солнце не расположено в центре Г В 1859 М. А. Ковальский указал на вероятное осевое вращение всей системы Г Первые более или менее обоснованные оценки размеров Г выполнили немецким астроном X. Зелигер и голландским астроном Я. Каптейн в 1-й четверти 20 в. Зелигер, допуская неравномерное распределение звезд в пространстве и различную их светимость, заключил, что поверхности одинаковой звездной плотности являются эллипсоидами вращения со сжатием 1:5. Однако из-за неучета искажающего влияния межзвездного поглощения света звезд многие из первых выводов были ошибочными; в частности, оказались преувеличенными размеры Г При определениях положения Солнца (Земли) в Г большинство исследователей относило его к центру Г, главной причиной чего было также игнорирование влияния поглощения света. Такой взгляд поддерживался также и живучестью геоцентрического и антропоцентрического миропредставления. В 20-х гг. 20 в. американский астроном Х. Шепли окончательно доказал нецентральное положение Солнца в Г, определив при этом направление на центр Г (в созвездии Стрельца).

В середине 20-х гг. 20 в. Г Стремберг (США), изучая закономерности движения Солнца относительно различных групп звезд, обнаружил т. н. асимметрию звездных движений, которая дала фактический материал для обоснования многих выводов о сложности строения Г Швед. астроном Б. Линдблад (20-е гг. 20 в.), изучая динамику и строение Г на основе анализа скоростей звезд, обнаружил сложность строения Г и принципиальное различие пространственных скоростей звезд, населяющих разные части Г, хотя все они и связаны в единую систему, симметричную относительно галактической плоскости. Голландским астроном Я. Оорт в 1927 на основе статистического изучения лучевых скоростей и собственных движений звезд доказал существование вращения Г вокруг собственной малой оси. При этом оказалось, что внутренние, более близкие к центру, части Г вращаются быстрее, чем внешние. На расстоянии Солнца от центра Г (10 килопарсек) эта скорость около 250 км/сек; период полного оборота — около 180 млн. лет.

Доказательство межзвездного поглощения света звезд (1930, сов. астроном Б. А. Воронцов-Вельяминов, американский астроном Р. Трамплер), его количественные оценки и учет позволили уточнить расстояния до отдельных галактических объектов и размеры Г, положили начало выявлению деталей ее структуры. Многочисленные исследования пространственного распределения звезд различных типов (советский астроном П. П. Паренаго и др.), собственных движений звезд (ранние работы С. К. Костинского на Пулковской обсерватории, американского астронома В. Боса и др.), движения Солнца в пространстве, а также и движений звездных потоков (советским астроном В. Г Фесенков, голландским астроном А. Блау и др.), изучение галактического гравитационного поля и др. позволили открыть, с одной стороны, много общих закономерностей, а с другой — большое разнообразие в кинематических, физических и структурных характеристиках отдельных составляющих Г

В 30-е и последующие годы 20 в. значительных успехов в области исследований Г достигли советские астрономические обсерватории, Важные результаты получены: в области динамики звездных систем; в наблюдениях и составлении многочисленных каталогов параметров звезд и др. галактических объектов; в развитии новых взглядов на природу межзвездной среды; в разработке новых теорий и методов, позволивших выполнить количественные оценки параметров, характеризующих поглощение в галактическом пространстве; в выяснении связей между звездами и межзвездным веществом. В избранных областях Млечного Пути проведены по плану Г А. Шайна (СССР) и по комплексному плану П. П. Паренаго фотометрия и спектральная классификация десятков тысяч звезд. Огромное значение для понимания процессов развития Г имело открытие звездных ассоциаций. Большую роль в изучении Г сыграли успехи советской науки о переменных звездах. Сопоставление их физических особенностей и морфологических характеристик с возрастными и пространственными параметрами позволило решить ряд задач структуры и природы Г Исследования советских и американских астрономов сделали очевидным сложное строение Г Оказалось, что различным частям Г соответствуют различные, вполне определенные элементы их состава. В 1948 советские исследователи в результате наблюдений в инфракрасных лучах впервые получили изображение ядра Г Наблюдения 50-х гг. 20 в. показали наличие у нашей Г спиральных рукавов. Изучение Г, ее строения и развития — предмет, в первую очередь, трех разделов астрономии: звездной астрономии, астрометрии и астрофизики. Все эти разделы сыграли большую роль в уточнении и детализации наших представлений о Г Большое значение для исследования Г имело развитие радиоастрономии, получившей много новых сведений о Г Радиоастрономические наблюдения позволили обнаружить большое количество источников излучения в радиодиапазоне в межзвездных пространствах Г, массы нейтрального изучить их движения, выяснить общие черты внутреннего строения Г

К началу 70-х гг. 20 в. в результате исследований, выполненных в СССР и за рубежом, сложилось следующее представление о Г Степень общей сплюснутости Г, т. е. отношение толщины Г к ее экваториальному диаметру, составляет примерно 1:10, хотя резко очерченных границ Г не имеет, Толщина расположенного вдоль плоскости галактического экватора слоя, внутри которого находится большинство звезд и основной массы межзвездного вещества, равна 400—500 парсек. Пространственная плотность звезд в нем такова, что одна звезда приходится на объем, равный кубу с ребром в 2 парсека. В окрестностях Солнца плотность несколько меньше. Она значительно возрастает по мере приближения к центру Г, который при наблюдении с Земли виден в созвездии Стрельца. Следовательно, распределение звезд характеризуется концентрацией как к плоскости Г, так и к ее центру. Общая масса межзвездного газа в Г составляет около 0,05 массы всех звезд, и его средня плотность близ плоскости экватора не превосходит 10^-25 или 10^-24 г/см³. Межзвездная пыль, состоящая из твердых частичек, радиусы которых порядка 10^-4—10^-5 см, в своей массе примерно в 100 раз меньше массы газа. Не влияя из-за ничтожной массы на динамику Г, пыль тем не менее заметно влияет на видимую структуру Г, рассеивая свет звезд, проходящий через ее среду. Ядро Г, будучи погружено в относительно плотные массы межзвездного вещества, мало доступно оптическим наблюдениям, но радиоастрономические наблюдения указывают на активность ядра, присутствие в нем больших масс вещества и источников энергии.

Г имеет резко выраженное подсистемное строение; различают три подсистемы: плоскую, промежуточную и сферическую. Плоская подсистема характеризуется наличием молодых горячих звезд, переменных звезд типа долгопериодических цефеид, звездных ассоциаций, рассеянных звездных скоплений и газо-пылевого вещества. Все они сосредоточены у галактической плоскости в форме экваториального диска (толщиной ¹/₂₀ поперечника Г). Средний возраст звездного населения диска около 3 млрд. лет. Слабее концентрируются к плоскости Г желтые и красные звезды-карлики и звезды-гиганты, занимающие объем в виде сильно сплюснутого эллипсоида. Все субкарлики, желтые и красные гиганты, переменные звезды типа короткопериодических цефеид и шаровые звездные скопления образуют сферическую составляющую (иногда называется гало), заполняя сферический объем (со средним диаметром, превышающим 30 тыс. парсек, т. е. 100 тыс. световых лет) с резким падением плотности в направлении от центральных областей к периферии. Ее возраст более 5 млрд. лет. Объекты различных составляющих отличаются друг от друга также и скоростями движения, и составом. Звезды плоской составляющей имеют большие скорости движения относительно центра Г и они богаче металлами. Это указывает на то, что звезды разных типов, относящиеся к разным подсистемам, формировались при различных начальных условиях и в различных областях пространства, занимаемого галактическим веществом. Вся галактическая система погружена в обширную газовую массу, которую иногда называют галактической короной. Из центральной области Г распространяются вдоль галактической плоскости спиральные ветви, которые, огибая ядро и разветвляясь, постепенно расширяются, теряя яркость. Спиральной структурой, оказавшейся весьма характерным свойством галактик на некотором этапе их эволюции, Г сходна с множеством др. звездных систем того же типа, что и она, имеющих такой же звездный состав. В развитии спиральной структуры, по-видимому, играют роль гравитационные силы и явления, при этом на нее влияют и особенности вращения Г Вдоль спиральных ветвей происходит звездообразование и они населены наиболее молодыми галактическими объектами.

Вопросы эволюции Г в целом или отдельных ее составных элементов имеют большое мировоззренческое значение. В течение долгого времени господствовал взгляд об одновременном образовании всех звезд и др. объектов Г Такой взгляд связывался с признанием единовременного происхождения всех галактик в одной точке Вселенной и их последующего "разбегания" в разные стороны от нее. Однако детальные исследования, основанные на многочисленных наблюдениях, привели к заключению (советским астроном В. А. Амбарцумян), что процесс звездообразования продолжается и в настоящую эпоху.

Проблема происхождения и развития звезд в Г является фундаментальной проблемой. Существуют две главные, но противоположные точки зрения на формирование звезд. Согласно первой из них, звезды образуются из газовой материи, в значительном количестве рассеянной в Г и наблюдаемой оптическими и радиоастрономическими методами. Газовое вещество там, где его масса и плотность достигают достаточно большой величины, сжимается и уплотняется под действием собственного притяжения, образуя холодный шар. В процессе дальнейшего сжатия температура внутри него, однако, повышается до нескольких млн. градусов; этого достаточно для возникновения термоядерных реакций, которые вместе с процессами излучения и обусловливают дальнейшую эволюцию этого шара —звезды. Согласно второй точке зрения, звезды образуются из некоторого сверхплотного вещества. Сверхплотное вещество такого рода еще не обнаружено и его свойства неизвестны, но то обстоятельство, что в наблюдаемой Вселенной процессы истечения масс из звезд, деления и распада систем наблюдаются во многих случаях, процессы же образования звезд из межзвездного вещества не наблюдаются, говорит в пользу второй точки зрения.

Предполагается, что Г в целом развилась в процессе конденсации первичного газового облака, богатого образовавшиеся при этом звезды в нашу эпоху наблюдаются как звезды сферической составляющей, бедные металлами и имеющие наибольший возраст. Первичное газовое облако, продолжая сжиматься под действием гравитационных сил, обогащалось металлами за счет выбрасывания вещества из недр ранее образовавшихся звезд, в которых уже в течение многих сотен млн. лет шли внутриядерные реакции и превращался в более тяжелые элементы. Поэтому более позднее "поколение" звезд, образовавшее диск Г, оказалось более богатым металлами. Эта концепция объясняет наблюдаемое распределение скоростей звезд и расслоение последних по подсистемам. Тем не менее в изложенной картине остается немало противоречий. Развиваемое рядом советских астрономов представление о роли в эволюции галактик мощных взрывных отталкивательных сил, таящихся в недрах галактик, может пролить новый свет на проблему развития Г

См. илл.

Лит.: Паренаго П. П., Курс звездной астрономии, 3 изд., М., 1954; Бок Б. Дж. и Бок П. Ф., Млечный путь, пер. с англ., М., 1959; Курс астрофизики и звездной астрономии, т. 2, М., 1962; Бакулин П. И., Кононович Э. В., Мороз В. И., Курс общей астрономии, М., 1966.

Е. К. Харадзе.

		Новости 21.11.2024 12:20:28

	Copyright © 1999-2024 Oval.ru, All Rights Reserved.