Смотреть что такое "Ближайшие галактики" в других словарях. Какое расстояние до ближайшей галактики? Какая галактика находится ближе всего к нам

Ближайшая к нам галактика — величественная галактика Андромеды — состоит из триллиона звезд и расположена всего в 2 млн световых лет от нас. Новое исследование предполагает, что эта галактика ненамного больше Млечного Пути, что противоречит предыдущим оценкам. Это значит, что Млечный Путь не будет полностью поглощен, когда две галактики столкнутся через 5 млрд лет.

В обозреваемой Вселенной насчитываются миллиарды галактик, и все же лишь несколько достаточно близки, чтобы изучить их детально — и Андромеда одна из них. Галактика Андромеды — спиральная, как и Млечный Путь, поэтому, изучая ее, мы можем узнать много нового о нашей собственной галактике.

Так выглядела бы Андромеда, если бы была видна невооруженным глазом. Tom Buckley-Houston & Stephen Rahn

Как показывает новое исследование, Андромеда еще больше похожа на Млечный Путь, чем мы представляли. Она почти того же размера, что и наше галактика, а не в 2-3 раза больше, как традиционно считалось.

Это важно для очень отдаленного будущего. Через 5 млрд лет Млечный Путь и Андромеда должны столкнуться. Пересмотренная оценка веса Андромеды означает, что модель слияния тоже должна быть пересмотрена. Симуляции показывают, что Млечный Путь будет поглощен более крупной галактикой Андромеды, но если новые подсчеты верны, это, скорее, будет слияние равных галактик. Конечным результатом столкновения, вероятно, станет рождение гигантской эллиптической галактики.

Во время столкновения многие звезды будут выброшены в межзвездное пространство и центральные сверхмассивные черные дыры двух галактик не смогут противостоять притяжению друг друга, производя сильные гравитационные волны по мере сближения и слияния в единое целое. Наше Солнце все еще будет на том же месте во время слияния, но неясно, что случится с нашей Солнечной системой. Самый худший сценарий предполагает, что нас унесет в беспокойный галактический центр к сливающимся черным дырам, и это будет очень плохо.

Другое важное значение нового исследования — понимание того, как формировалась галактика Андромеды, как развивалась и какова ее роль в формировании так называемой Локальной группы галактик (конгломерации галактик, которая включает Млечный Путь).

Измерить размер далекой галактики — не простой процесс. Мы находимся глубоко внутри Млечного Пути, что делает наблюдения объектов вне нашей галактики сложными, но возможными. Так как в нашем распоряжении нет небесных весов, астрономы должны полагаться на математические технологии и методы наблюдения, чтобы оценить размеры. Методы, использованные, чтобы измерить размер Андромеды, включают метод кривой вращения (измерение массы звезд относительно галактического центра), измерение дисперсии скорости (отслеживание скорости звезд в галактике) и другие. На сегодняшний день, благодаря этим технологиям, созданы оценки размера Андромеды, которые сильно варьируются. Некоторые предполагают, что она меньше Млечного Пути, другие — что в 2-3 раза крупнее.

Обеспокоенный отсутствием консенсуса астроном из Университета Западной Австралии Праджвал Кафле решил использовать технологию, которая пригодилась, чтобы пересмотреть оценки размера Млечного Пути в 2014 году. Технология основана на наблюдениях за быстро движущимися звездами в галактике Андромеда и оценках скорости, которая требуется этим звездам, чтобы сбежать от гравитационного притяжения галактик. Другими словами, он вычислил вторую космическую скорость Андромеды, которая, в свою очередь, предоставила новую оценку массы галактики.

Вторая космическая скорость, или скорость убегания, — это скорость, которая требуется, чтобы сбежать из гравитационных границ другого объекта. Например, ракете надо лететь со скоростью 11 км/с, чтобы сбежать от гравитации Земли. В новом исследовании Кафле подсчитал, что вес Андромеды будет в 800 млрд раз тяжелее Солнца — и это цифра, которая близка к массе Млечного пути.

Исследование заявляет, что вириальная масса Андромеды — 8×1011 солнечных масс, а вириальный радиус — 782 775 световых лет. Для сравнения, вириальная масса Млечного пути — ~4.8×1011 солнечных масс, а вириальный радиус — 652 313 световых лет. Под вириальным астрономы имеют в виду гало темной материи в галактике, которая распространяется за края видимой галактики и преобладает в общей массе.

Разделить на социальные группы, наша галактика Млечный Путь будет принадлежать к крепкому «среднему классу». Так, она относится к самому распространенному виду галактик, но в то же время не является средней по размеру или массе. Галактик, которые мельче Млечного Пути, больше чем тех, что крупнее его. Еще наш «звездный остров» обладает как минимум 14-ю спутниками - другими карликовыми галактиками. Они обречены кружить вокруг Млечного Пути, пока не будут им поглощены, или же не улетят прочь от межгалактического столкновения. Ну и пока что это единственное место, где наверняка существует жизнь - то есть мы с вами.

Но еще Млечный путь остается наиболее загадочной галактикой во Вселенной: находясь на самом краю «звездного острова», мы видим лишь часть из миллиардов его звезд. А галактики и вовсе невидимо - оно закрыто плотными рукавами звезд, газа и пыли. О фактах и тайнах Млечного Пути и пойдет сегодня речь.

Большой Энциклопедический словарь

Внегалактические туманности или островные Вселенные, гигантские звездные системы, содержащие также межзвездный газ и пыль. Солнечная система входит в нашу Галактику Млечный Путь. Все космическое пространство до пределов, куда могут проникнуть… … Энциклопедия Кольера

Гигантские (до сотен млрд. звёзд) звёздные системы; к ним относится, в частности, наша Галактика. Галактики подразделяются на эллиптические (Е), спиральные (S) и неправильные (Ir). Ближайшие к нам галактики Магеллановы Облака (Ir) и туманность… … Энциклопедический словарь

Гигантские звёздные системы, подобные нашей звёздной системе Галактике (См. Галактика), в состав которой входит Солнечная система. (Термин «галактики», в отличие от термина «Галактика», пишут со строчной буквы.) Устаревшие название Г.… …

Гигантские (до сотен млрд. звезд) звездные системы; к ним относится, в частности, наша Галактика. Галактики подразделяются на эллиптические (Е), спиральные (S) и неправильные (Ir). Ближайшие к нам галактики Магеллановы Облака (Ir) и туманность… … Астрономический словарь

Галактики - гигантские звездные системы с числом звезд от десятков до сотен миллиардов в каждой. Современные оценки дают около 150 млн галактик в известной нам Метагалактике. Галактики подразделяются на эллиптические (обозначаются в астрономии буквой Е),… … Начала современного естествознания

Гигантские (до сотен млрд. звёзд) звёздные системы; к ним относится, в частности, наша Галактика. Г. подразделяются на эллип тич. (Е), спиральные (S) и неправильные (Ir). Ближайшие к нам Г. Магеллановы Облака (Ir) и туманность Андромеды (S). Г.… … Естествознание. Энциклопедический словарь

Галактика Водоворот (M51) и её спутник NGC 5195. Фотография обсерватории Китт Пик. Взаимодействующие галактики галактики, расположенные в пространстве достаточно близко, чтобы взаимная гравитация существенно в … Википедия

Звёздные системы, отличающиеся по форме от спиральных и эллиптических хаотичностью, клочковатостью. Иногда встречаются Н. г., не имеющие чёткой формы, аморфные. Они состоят из звёзд с примесью пыли, в то время как большинство Н. г.… … Большая советская энциклопедия

- … Википедия

Книги

• Галактики , Аведисова Вета Сергеевна, Сурдин Владимир Георгиевич, Вибе Дмитрий Зигфридович. Четвертая книга из серии`Астрономия и астрофизика`содержит обзор современных представлений о гигантских звездных системах - галактиках. Рассказано об истории открытия галактик, об их основных…
• Галактики , Аведисова Вета Сергеевна, Сурдин Владимир Георгиевич, Вибе Дмитрий Зигфридович. Четвертая книга из серии "Астрономия и астрофизика" содержит обзор современных представлений о гигантских звездных системах - галактиках. Рассказано об истории открытия галактик, об их…

Ученые уже давно знают, что Галактика Млечный Путь не одинока во Вселенной. Помимо того, что наша галактика является частью Местной группы - совокупности из 54 галактик и карликовых галактик - мы также являемся частью более крупного образования, известного как Сверхскопление Девы. Так что можно сказать, что у Млечного Пути много соседей.

Из них большинство людей считают галактику Андромеды нашим ближайшим галактическим сожителем. Но по правде говоря, Андромеда - это самая близкая спиральная галактика, а не самая близкая галактика. Это различие относится к образованию, которое на самом деле находится в самом Млечном Пути, карликовой галактике, о которой мы знали лишь немногим более десятилетия.

Ближайшая спиральная галактика

В настоящее время наиболее известной спиральной галактикой Млечного Пути является Галактика Большого Пса - Большая Плотность Пса. Это звездное образование находится на расстоянии около 42 000 световых лет от галактического центра и всего 25 000 световых лет от нашей Солнечной системы. Это делает его ближе к нам, чем центр нашей галактики, который находится на расстоянии 30 000 световых лет от Солнечной системы.

Характеристики ближайшей галактики

Считается, что галактическая карликовая галактика содержит в общей сложности один миллиард звезд, относительно большой процент которых находится в фазе Красных гигантских ветвей. Она имеет приблизительно эллиптическую форму и, как полагают ученые, содержит столько же звезд, сколько и Эллиптическая галактика-карлик Стрельца (предыдущий претендент на ближайшую галактику к Млечном Пути).

Помимо самой карликовой галактики, за ней видна длинная нить звезд. Эта сложная кольцеобразная структура, которую иногда называют кольцом Моносероса, оборачивается вокруг галактики три раза. Впервые поток был обнаружен в начале 21-го века астрономами, проводящими Слоанское цифровое небесное исследование (SDSS).

Именно в ходе исследования этого кольца звезд и близко расположенной группы шаровых скоплений, сходных с теми, что связаны с карликовой эллиптической галактикой Стрельца, впервые была открыта Галактика Большого Пса. Современная теория гласит, что эта галактика была аккредитована (или поглощена) Галактикой Млечный Путь.

Считается, что другие шаровые скопления, которые вращаются вокруг центра нашего Млечного пути в виде спутника - например, NGC 1851, NGC 1904, NGC 2298 и NGC 2808 - были частью Галактики Большого Пса до ее аккреции. С ним также связаны открытые скопления, которые, как считается, сформировались в результате гравитационного возмущения материала галактической галактики в галактическом диске.

ГАЛАКТИКИ, «внегалактические туманности» или «островные Вселенные»,― это гигантские звездные системы, содержащие также межзвездный газ и пыль. Солнечная система входит в нашу Галактику – Млечный Путь. Все космическое пространство до пределов, куда могут проникнуть мощнейшие телескопы, заполнено галактиками. Астрономы насчитывают их не менее миллиарда. Ближайшая галактика находится от нас на расстоянии около 1 млн. св. лет (10 19 км), а до самых удаленных галактик, зарегистрированных телескопами, – миллиарды световых лет. Исследование галактик – одна из самых грандиозных задач астрономии.

Историческая справка. Ярчайшие и ближайшие к нам внешние галактики – Магеллановы Облака – видны невооруженным глазом на южном полушарии неба и были известны арабам еще в 11 в., равно как и ярчайшая галактика северного полушария – Большая туманность в Андромеде. С переоткрытия этой туманности в 1612 при помощи телескопа немецким астрономом С.Мариусом (1570–1624) началось научное изучение галактик, туманностей и звездных скоплений. Немало туманностей было обнаружено различными астрономами в 17 и 18 вв.; тогда их считали облаками светящегося газа.

Представление о звездных системах за пределом Галактики впервые обсуждали философы и астрономы 18 в.: Э.Сведенборг (1688–1772) в Швеции, Т.Райт (1711–1786) в Англии, И.Кант (1724–1804) в Пруссии, И.Ламберт (1728–1777) в Эльзасе и В.Гершель (1738–1822) в Англии. Однако лишь в первой четверти 20 в. существование «островных Вселенных» было однозначно доказано в основном благодаря работам американских астрономов Г.Кертиса (1872–1942) и Э.Хаббла (1889–1953). Они доказали, что расстояния до наиболее ярких, а значит, ближайших «белых туманностей» значительно превосходят размер нашей Галактики. За период с 1924 по 1936 Хаббл продвинул границу исследования галактик от ближайших систем до предела возможностей 2,5-метрового телескопа обсерватории Маунт-Вилсон, т.е. до нескольких сотен миллионов световых лет.

В 1929 Хаббл открыл зависимость между расстоянием до галактики и скоростью ее движения. Эта зависимость, закон Хаббла, стала наблюдательной основой современной космологии. После окончания Второй мировой войны началось активное изучение галактик с помощью новых крупных телескопов с электронными усилителями света, автоматических измерительных машин и компьютеров. Обнаружение радиоизлучения нашей и других галактик дало новую возможность для изучения Вселенной и привело к открытию радиогалактик, квазаров и других проявлений активности в ядрах галактик. Внеатмосферные наблюдения с борта геофизических ракет и спутников позволили обнаружить рентгеновское излучение из ядер активных галактик и скоплений галактик.

Рис. 1. Классификация галактик по Хабблу

Первый каталог «туманностей» был опубликован в 1782 французским астрономом Ш.Мессье (1730–1817). В этот список попали как звездные скопления и газовые туманности нашей Галактики, так и внегалактические объекты. Номера объектов по каталогу Мессье используются до сих пор; например, Мессье 31 (М 31) – это знаменитая Туманность Андромеды, ближайшая крупная галактика, наблюдаемая в созвездии Андромеды.

Систематический обзор неба, начатый В.Гершелем в 1783, привел его к открытию нескольких тысяч туманностей на северном небе. Эта работа была продолжена его сыном Дж.Гершелем (1792–1871), который провел наблюдения в Южном полушарии на мысе Доброй Надежды (1834–1838) и опубликовал в 1864 Общий каталог 5 тыс. туманностей и звездных скоплений. Во второй половине 19 в. к этим объектам добавились вновь открытые, и Й.Дрейер (1852–1926) в 1888 опубликовал Новый общий каталог (New General Catalogue – NGC ), включающий 7814 объектов. С публикацией в 1895 и 1908 двух дополнительных Индекс-каталогов (IC) число обнаруженных туманностей и звездных скоплений превысило 13 тыс. Обозначение по каталогам NGC и IC с тех пор стало общепринятым. Так, Туманность Андромеды обозначают либо М 31, либо NGC 224. Отдельный список 1249 галактик ярче 13-й звездной величины, основанный на фотографическом обзоре неба, составили Х.Шепли и А.Эймс из Гарвардской обсерватории в 1932.

Эта работа была существенно расширена первым (1964), вторым (1976) и третьим (1991) изданиями Реферативного каталога ярких галактик Ж. де Вокулера с сотрудниками. Более обширные, но менее детальные каталоги, основанные на просмотре фотографических пластинок обзора неба были опубликованы в 1960-х годах Ф.Цвикки (1898–1974) в США и Б.А.Воронцовым-Вельяминовым (1904–1994) в СССР. Они содержат ок. 30 тыс. галактик до 15-й звездной величины. Недавно был закончен подобный обзор южного неба с помощью 1-метровой камеры Шмидта Европейской южной обсерватории в Чили и британской 1,2-метровой камеры Шмидта в Австралии.

Галактик слабее 15-й звездной величины слишком много, чтобы составлять их список. В 1967 опубликованы результаты подсчета галактик ярче 19-й звездной величины (к северу от склонения 20), проделанного Ч.Шейном и К.Виртаненом по пластинкам 50-см астрографа Ликской обсерватории. Таких галактик оказалось ок. 2 млн., не считая тех, которые скрыты от нас широкой пылевой полосой Млечного Пути. А еще в 1936 Хаббл на обсерватории Маунт-Вилсон подсчитал количество галактик до 21-й звездной величины в нескольких небольших площадках, распределенных равномерно по небесной сфере (севернее склонения 30). По этим данным на всем небе более 20 млн. галактик ярче 21-й звездной величины.

Классификация. Встречаются галактики различных форм, размеров и светимостей; некоторые из них изолированные, но большинство имеет соседей или спутников, оказывающих на них гравитационное влияние. Как правило, галактики спокойны, но нередко встречаются и активные. В 1925 Хаббл предложил классификацию галактик, основанную на их внешнем виде. Позже ее уточняли Хаббл и Шепли, затем Сэндидж и наконец Вокулер. Все галактики в ней делятся на 4 типа: эллиптические, линзовидные, спиральные и неправильные.

Эллиптические (E ) галактики имеют на фотографиях форму эллипсов без резких границ и четких деталей. Их яркость возрастает к центру. Это вращающиеся эллипсоиды, состоящие из старых звезд; их видимая форма зависит от ориентации к лучу зрения наблюдателя. При наблюдении с ребра отношение длин короткой и длинной осей эллипса достигает  5/10 (обозначается E5 ).

Рис. 2. Эллиптическая галактика ESO 325-G004

Линзовидные (L или S 0) галактики похожи на эллиптические, но, кроме сфероидального компонента, имеют тонкий быстро вращающийся экваториальный диск, иногда с кольцеобразными структурами наподобие колец Сатурна. Наблюдаемые с ребра линзовидные галактики выглядят более сжатыми, чем эллиптические: отношение их осей достигает 2/10.

Рис. 2. Галактика Веретено (NGC 5866), линзообразная галактика в созвездии Дракон.

Спиральные (S ) галактики также состоят из двух компонентов – сфероидального и плоского, но с более или менее развитой спиральной структурой в диске. Вдоль последовательности подтипов Sa , Sb , Sc , Sd (от «ранних» спиралей к «поздним») спиральные рукава становятся толще, сложнее и менее закручены, а сфероид (центральная конденсация, или балдж ) уменьшается. У спиральных галактик, наблюдаемых с ребра, спиральные рукава не видны, но тип галактики можно установить по относительной яркости балджа и диска.

Рис. 2. Пример спиральной галактики, Галактика «Вертушка» (Pinwheel) (объект списка Мессье 101 или NGC 5457)

Неправильные (I ) галактики бывают двух основных видов: магелланового типа, т.е. типа Магеллановых Облаков, продолжающие последовательность спиралей от Sm до Im , и немагелланового типа I 0, имеющие хаотические темные пылевые полосы поверх сфероидальной или дисковой структуры типа линзовидной или ранней спиральной.

Рис. 2. NGC 1427A, пример неправильной галактики.

Типы L и S распадаются на два семейства и два вида в зависимости от наличия или отсутствия проходящей через центр и пересекающей диск линейной структуры (бар ), а также центральносимметричного кольца.

Рис. 2. Компьютерная модель галактики Млечный путь.

Рис. 1. NGC 1300, пример спиральной галактики с перемычкой.

Рис. 1. ТРЕХМЕРНАЯ КЛАССИФИКАЦИЯ ГАЛАКТИК . Основные типы: E, L, S, I располагаются последовательно от E до Im ; семейства обычных A и пересеченных B ; вида s и r . Круглые диаграммы внизу – сечение главной конфигурации в области спиральных и линзовидных галактик.

Рис. 2. ОСНОВНЫЕ СЕМЕЙСТВА И ВИДЫ СПИРАЛЕЙ на сечении главной конфигурации в области Sb .

Существуют и другие схемы классификации галактик, основанные на более тонких морфологических деталях, но пока еще не развита объективная классификация, основанная на фотометрических, кинематических и радиоизмерениях.

Состав . Два структурных компонента – сфероид и диск – отражают различие в звездном населении галактик, открытое в 1944 немецким астрономом В.Бааде (1893–1960).

Население I , присутствующее в неправильных галактиках и в рукавах спиралей, содержит голубые гиганты и сверхгиганты спектральных классов O и B, красные сверхгиганты классов K и M, а также межзвездные газ и пыль с яркими областями ионизованного водорода. В нем присутствуют и маломассивные звезды главной последовательности, которые видны вблизи Солнца, но неразличимы в далеких галактиках.

Население II , присутствующее в эллиптических и линзовидных галактиках, а также в центральных областях спиралей и в шаровых скоплениях, содержит красные гиганты от класса G5 до K5, субгиганты и, вероятно, субкарлики; в нем встречаются планетарные туманности и наблюдаются вспышки новых (рис. 3). На рис. 4 показана связь между спектральными классами (или цветом) звезд и их светимостью у различных населений.

Рис. 3. ЗВЕЗДНЫЕ НАСЕЛЕНИЯ . На фотографии спиральной галактики Туманности Андромеды видно, что в ее диске сосредоточены голубые гиганты и сверхгиганты Населения I, а центральная часть состоит из красных звезд Населения II. Видны также спутники Туманности Андромеды: галактика NGC 205 (внизу ) и М 32 (вверху слева ). Самые яркие звезды на этом фото принадлежат нашей Галактике.

Рис. 4. ДИАГРАММА ГЕРЦШПРУНГА – РЕССЕЛА , на которой видна связь между спектральным классом (или цветом) и светимостью у звезд разного типа. I: молодые звезды Населения I, типичные для спиральных рукавов. II: состарившиеся звезды Населения I; III: старые звезды Населения II, типичные для шаровых скоплений и эллиптических галактик.

Первоначально считалось, что эллиптические галактики содержат только Население II, а неправильные – только Население I. Однако выяснилось, что обычно галактики содержат смесь двух звездных населений в разных пропорциях. Детальный анализ населений возможен только для нескольких близких галактик, но измерения цвета и спектра далеких систем показывают, что различие их звездных населений может быть значительнее, чем думал Бааде.

Расстояние . Измерение расстояний до далеких галактик основано на абсолютной шкале расстояний до звезд нашей Галактики. Ее устанавливают несколькими методами. Наиболее фундаментальный – метод тригонометрических параллаксов, действующий до расстояний в 300 св. лет. Остальные методы косвенные и статистические; они основаны на изучении собственных движений, лучевых скоростей, блеска, цвета и спектра звезд. На их основе определяют абсолютные величины Новых и переменных типа RR Лиры и  Цефея, которые становятся первичными индикаторами расстояния до ближайших галактик, где они видны. Шаровые скопления, ярчайшие звезды и эмиссионные туманности этих галактик становятся вторичными индикаторами и дают возможность определять расстояния до более далеких галактик. Наконец, в качестве третичных индикаторов используются диаметры и светимости самих галактик. В качестве меры расстояния астрономы обычно используют разность между видимой звездной величиной объекта m и его абсолютной звездной величиной M ; эту величину (m – M ) называют «видимым модулем расстояния». Чтобы узнать истинное расстояние, его необходимо исправить с учетом поглощения света межзвездной пылью. При этом ошибка обычно достигает 10–20%.

Внегалактическая шкала расстояний время от времени пересматривается, а значит, меняются и прочие параметры галактик, зависящие от расстояния. В табл. 1 приведены наиболее точные на сегодня расстояния до ближайших групп галактик. До более далеких галактик, удаленных на миллиарды световых лет, расстояния оцениваются с невысокой точностью по их красному смещению (см. ниже : Природа красного смещения).

Таблица 1. РАССТОЯНИЯ ДО БЛИЖАЙШИХ ГАЛАКТИК,ИХ ГРУПП И СКОПЛЕНИЙ
Галактика или группа	Видимый модуль расстояния (m – M )	Расстояние, млн. св. лет
Большое Магелланово Облако
Малое Магелланово Облако
Группа Андромеды (М 31)
Группа Скульптора
Группа Б. Медведицы (М 81)
Скопление в Деве
Скопление в Печи

Светимость. Измерение поверхностной яркости галактики дает полную светимость ее звезд на единицу площади. Изменение поверхностной светимости с расстоянием от центра характеризует структуру галактики. Эллиптические системы, как наиболее правильные и симметричные, изучены подробнее других; в целом они описываются единым законом светимости (рис. 5,а ):

Рис. 5. РАСПРЕДЕЛЕНИЕ СВЕТИМОСТИ У ГАЛАКТИК . а – эллиптические галактики (изображен логарифм поверхностной яркости в зависимости от корня четвертой степени из приведенного радиуса (r/r e) 1/4 , где r – расстояние от центра, а r e – эффективный радиус, внутри которого заключена половина полной светимости галактики); б – линзовидная галактика NGC 1553; в – три нормальные спиральные галактики (внешняя часть у каждой из линий прямая, что указывает на экспоненциальную зависимость светимости от расстояния).

Данные о линзовидных системах не так полны. Их профили светимости (рис. 5,б ) отличаются от профилей эллиптических галактик и имеют три основных участка: ядро, линзу и оболочку. Эти системы выглядят как промежуточные между эллиптическими и спиральными.

Спирали очень разнообразны, структура их сложна, и нет единого закона для распределения их светимости. Впрочем, похоже, что у простых спиралей вдали от ядра поверхностная светимость диска спадает к периферии экспоненциально. Измерения показывают, что светимость спиральных рукавов не так велика, как это кажется при рассматривании фотографий галактик. Рукава добавляют не более 20% к светимости диска в голубых лучах и значительно меньше в красных. Вклад в светимость от балджа уменьшается от Sa к Sd (рис. 5,в ).

Измерив видимую звездную величину галактики m и определив ее модуль расстояния (m – M ), вычисляют абсолютную величину M . У самых ярких галактик, исключая квазары, M  22, т.е. их светимость почти в 100 млрд. раз больше, чем у Солнца. А у самых маленьких галактик M 10, т.е. светимость ок. 10 6 солнечной. Распределение числа галактик по M , называемое «функцией светимости», – важная характеристика галактического населения Вселенной, но аккуратно определить ее нелегко.

Для галактик, отобранных до некоторой предельной видимой величины, функция светимости каждого типа в отдельности от E до Sc почти гауссова (колоколообразная) со средней абсолютной величиной в голубых лучах M m = 18,5 и дисперсией  0,8 (рис. 6). Но галактики поздних типов от Sd до Im и эллиптические карлики слабее.

У полной выборки галактик в заданном объеме пространства, например в скоплении, функция светимости круто растет с уменьшением светимости, т.е. количество карликовых галактик во много раз превосходит количество гигантских

Рис. 6. ФУНКЦИЯ СВЕТИМОСТИ ГАЛАКТИК . а – выборка ярче некоторой предельной видимой величины; б – полная выборка в определенном большом объеме пространства. Обратите внимание на подавляющее количество карликовых систем с M B < -16.

Размер . Поскольку звездная плотность и светимость у галактик постепенно спадают наружу, вопрос об их размере фактически упирается в возможности телескопа, в его способность выделить слабое свечение внешних областей галактики на фоне свечения ночного неба. Современная техника позволяет регистрировать области галактик с яркостью менее 1% от яркости неба; это примерно в миллион раз ниже яркости ядер галактик. По этой изофоте (линии одинаковой яркости) диаметры галактик составляют от нескольких тысяч световых лет у карликовых систем до сотен тысяч – у гигантских. Как правило, диаметры галактик хорошо коррелируют с их абсолютной светимостью.

Спектральный класс и цвет. Первая спектрограмма галактики – Туманности Андромеды, полученная в Потсдамской обсерватории в 1899 Ю.Шейнером (1858–1913), своими линиями поглощения напоминает спектр Солнца. Массовое исследование спектров галактик началось с создания «быстрых» спектрографов с низкой дисперсией (200–400 /мм); позже применение электронных усилителей яркости изображения позволило повысить дисперсию до 20–100 /мм. Наблюдения Моргана на Йеркской обсерватории показали, что, несмотря на сложный звездный состав галактик, их спектры обычно близки к спектрам звезд определенного класса от A до K , причем есть заметная корреляция между спектром и морфологическим типом галактики. Как правило, спектр класса A имеют неправильные галактики Im и спирали Sm и Sd . Спектры класса A–F у спиралей Sd и Sc . Переход от Sc к Sb сопровождается изменением спектра от F к F–G , а спирали Sb и Sa , линзовидные и эллиптические системы имеют спектры G и K . Правда, позже выяснилось, что излучение галактик спектрального класса A в действительности состоит из смеси света звезд-гигантов спектральных классов B и K .

Кроме линий поглощения, у многих галактик видны линии излучения, как у эмиссионных туманностей Млечного Пути. Обычно это линии водорода бальмеровской серии, например, H  на  6563 , дублеты ионизованных азота (N II) на  6548 и 6583 и серы (S II) на  6717 и 6731, ионизованного кислорода (O II) на  3726 и 3729 и дважды ионизованного кислорода (O III) на  4959 и 5007. Интенсивность эмиссионных линий обычно коррелирует с количеством газа и звезд-сверхгигантов в дисках галактик: эти линии отсутствуют или очень слабы у эллиптических и линзовидных галактик, но усиливаются у спиральных и неправильных – от Sa к Im . К тому же интенсивность эмиссионных линий элементов тяжелее водорода (N, O, S) и, вероятно, относительное содержание этих элементов уменьшаются от ядра к периферии дисковых галактик. У некоторых галактик необычайно сильны эмиссионные линии в ядрах. В 1943 К.Сейферт открыл особый тип галактик с очень широкими линиями водорода в ядрах, указывающими на их высокую активность. Светимость этих ядер и их спектры меняются со временем. В целом ядра сейфертовских галактик похожи на квазары, хотя не так мощны.

Вдоль морфологической последовательности галактик изменяется интегральный показатель их цвета (B – V ), т.е. разность между звездной величиной галактики в голубых B и желтых V лучах. Средний показатель цвета основных типов галактик таков:

В этой шкале 0,0 соответствует белому цвету, 0,5 – желтоватому, 1,0 – красноватому.

При детальной фотометрии обычно выясняется, что цвет галактики меняется от ядра к краю, что указывает на изменение звездного состава. Большинство галактик голубее во внешних областях, чем в ядре; у спиралей это проявляется гораздо заметнее, чем у эллиптических, поскольку в их дисках много молодых голубых звезд. Неправильные галактики, обычно лишенные ядра, нередко бывают в центре голубее, чем на краю.

Вращение и масса. Вращение галактики вокруг оси, проходящей через центр, приводит к изменению длины волны линий в ее спектре: линии от приближающихся к нам областей галактики смещаются в фиолетовую часть спектра, а от удаляющихся – в красную (рис. 7). По формуле Доплера, относительное изменение длины волны линии составляет  / = V r /c , где c – скорость света, а V r – лучевая скорость, т.е. компонента скорости источника вдоль луча зрения. Периоды обращения звезд вокруг центров галактик составляют сотни миллионов лет, а скорости их орбитального движения достигают 300 км/с. Обычно скорость вращения диска достигает максимального значения (V M ) на некотором расстоянии от центра (r M ), а затем уменьшается (рис. 8). У нашей Галактики V M = 230 км/с на расстоянии r M = 40 тыс. св. лет от центра:

Рис. 7. СПЕКТРАЛЬНЫЕ ЛИНИИ ГАЛАКТИКИ , вращающейся вокруг оси N , при ориентации щели спектрографа вдоль оси ab . Линия от удаляющегося края галактики (b ) отклонена в красную сторону (R), а от приближающегося края (a ) – в ультрафиолетовую (UV).

Рис. 8. КРИВАЯ ВРАЩЕНИЯ ГАЛАКТИКИ . Скорость вращения V r достигает максимального значения V M на расстоянии R M от центра галактики, а затем медленно уменьшается.

Линии поглощения и линии излучения в спектрах галактик имеют одинаковую форму, следовательно, звезды и газ в диске вращаются с одинаковой скоростью в одном направлении. Когда по расположению темных пылевых полос в диске удается понять, какой край галактики расположен к нам ближе, мы можем выяснить направление закрученности спиральных рукавов: во всех изученных галактиках они отстающие, т.е., удаляясь от центра, рукав загибается в сторону, обратную направлению вращения.

Анализ кривой вращения позволяет определить массу галактики. В простейшем случае, приравняв силу гравитации к центробежной силе, получим массу галактики внутри орбиты звезды: M = rV r 2 /G , где G – постоянная тяготения. Анализ движения периферийных звезд позволяет оценить полную массу. У нашей Галактики масса ок. 210 11 солнечных масс, у Туманности Андромеды 410 11 , у Большого Магелланова Облака – 1510 9 . Массы дисковых галактик приблизительно пропорциональны их светимости (L ), поэтому отношение M/L у них почти одинаковое и для светимости в голубых лучах равное M/L  5 в единицах массы и светимости Солнца.

Массу сфероидальной галактики можно оценить таким же образом, взяв вместо скорости вращения диска скорость хаотического движения звезд в галактике ( v ), которую измеряют по ширине спектральных линий и называют дисперсией скоростей: M  R  v 2 /G , где R – радиус галактики (теорема вириала). Дисперсия скоростей звезд у эллиптических галактик обычно от 50 до 300 км/с, а массы от 10 9 солнечных масс у карликовых систем до 10 12 у гигантских.

Радиоизлучение Млечного Пути было открыто К.Янским в 1931. Первую радиокарту Млечного Пути получил Г.Ребер в 1945. Это излучение приходит в широком диапазоне длин волн  или частот  = c / , от нескольких мегагерц (  100 м) до десятков гигагерц (  1 см), и называется «непрерывным». За него ответственны несколько физических процессов, важнейший из которых – синхротронное излучение межзвездных электронов, движущихся почти со скоростью света в слабом межзвездном магнитном поле. В 1950 непрерывное излучение на волне 1,9 м было обнаружено Р.Брауном и К.Хазардом (Джодрелл-Бэнк, Англия) от Туманности Андромеды, а затем и от многих других галактик. Нормальные галактики, как наша или М 31, – слабые источники радиоволн. Они излучают в радиодиапазоне едва ли одну миллионную часть своей оптической мощности. Но у некоторых необычных галактик это излучение гораздо сильнее. У ближайших «радиогалактик» Дева А (M 87), Кентавр А (NGC 5128) и Персей А (NGC 1275) радиосветимость составляет 10 –4 10 –3 от оптической. А у редких объектов, таких, как радиогалактика Лебедь А, это отношение близко к единице. Лишь через несколько лет после открытия этого мощного радиоисточника удалось отыскать слабую галактику, связанную с ним. Множество слабых радиоисточников, вероятно, связанных с далекими галактиками, до сих пор не отождествлено с оптическими объектами.