Галактика

Содержание:

1.Введение
2.Подсистемы и населения Галактики
3.Спиральная структура
4.Центральная область Галактики

1. Введение

Галактика - это гигантская звёздная система, состоящая приблизительно из 200 млрд. звёзд (в их число входит и наше Солнце). В ней также содержится значит. количество газа и пыли; Г. пронизана магн. полями, заполнена частицами высоких энергий - космическими лучами.

Рис. 1. Спиральная галактика NGC 1232, на к-рую, по-видимому, похожа наша Галактика.

Рис. 2. Вверху - фотография галактики NGC 45B5 в ИК-лучах, позволившая обнаружить гигантскую оболочку (корону), состоящую, по-видимому, из слабых красных звёзд (она видна как тёмная эллиптическая область вокруг светлой полосы диска). На обычных фотографиях NGC 4565 виден только этот диск. Внизу - схема строения Галактики (вид "с ребра").

Звёзды Г. образуют в пространстве сложную, но достаточно правильную фигуру, к-рая выглядит как плоский диск с шарообразным утолщением в центре (иногда его наз. балдж, от англ. bulge - выпуклость). Поперечник диска составляет ок. 30 кпк, балджа - ок. 4 кпк. Диск с балджем окружены звёздным гало (сферич. подсистемой) протяжённостью ок. 20 кпк по радиусу. От центральной области к периферии диска отходят спиральные рукава, в к-рых преимущественно концентрируются наиболее яркие звёзды Г. В соответствии с этой особенностью структуры Г. относят к широко распространённому классу спиральных галактик (к типу Sb или Sc по классификации Хаббла, см. Галактики). Рис. 1 и 2 дают представление о таких системах.

Солнечная система находится в Г. далеко (~10 кпк) от её центра, ближе к краю диска, и лежит почти в плоскости его симметрии. Земной наблюдатель видит диск "с ребра", и огромное количество удалённых звёзд сливается для наблюдателя в одну светящуюся полосу, к-рая образует на ночном небе Млечный Путь (см. рис. 1 в ст. Звёзды). Отсюда и название "галактика": по-гречески galactikos - молочный, млечный.

Масса Г. в пределах сферич. объёма радиусом ≈15 кпк примерно равна  1,5^.10¹¹ 2^.l0³³г). Предполагают, что большая часть массы Г. [по-видимому, (7-10)^.10¹¹] находится в т. н. короне, к-рая представляет собой протяжённую сфероидальную область за пределами гало. В неё входят, возможно, чрезвычайно слабые звёзды (рис. 2, вверху). Пространственная концентрация звёзд (звёздная плотность) в галактич. окрестности Солнца соответствует примерно 1 звезде в 10 пк³. В центре Г. (в области с диаметром ~1 пк) плотность в 10 млн. раз выше (~10⁶ звёзд в 1 пк³).

Звёздный состав Г. весьма разнообразен. Отдельные группы звёзд сильно отличаются друг от друга возрастом, хим. составом, характером орбит и скоростей, а также пространственным положением в Г. Т. о., в Г. отчётливо выделяются звёздные подсистемы, различающиеся указанными характеристиками.

Диапазон возрастов звёзд очень велик. Самый большой возраст ≈ 15 млрд. лет, и его обычно считают возрастом Г. Старые звёзды образуют гало. Среди молодых есть звёзды с возрастом ~100 тыс. лет, но есть и рождающиеся в настоящее время (см. Звездообразование). Молодые звёзды встречаются только в диске. Но всё же подавляющее большинство звёзд диска имеет промежуточный возраст, порядка неск. млрд. лет. К ним относится и наше Солнце.

С различиями в возрасте связаны различия в химическом составе. Наиболее старые звёзды содержат на полтора-два порядка меньше тяжёлых элементов (т. е. элементов тяжелее гелия), чем Солнце, а молодые звёзды и межзвёздный газ - соответственно в полтора-два раза больше. Это означает, что хим. состав вещества Г. менялся на протяжении её эволюции. Звёзд же с первичным, "космологическим" хим. составом, т. е. состоящих только из водорода и гелия, до сих пор не обнаружено.

Орбиты старых и молодых звёзд имеют разный характер. Старые звёзды движутся в Г. по сильно вытянутым орбитам (эксцентриситет орбит е > 0,5), молодые же вращаются вокруг центра Г. по орбитам, близким к круговым (для большинства из них е < 0,2-0,3). Так же движутся газ и пыль. В совокупности молодые звёзды, газ и пыль образуют вращающийся с большой скоростью диск Г., тогда как гало старых звёзд почти не вращается. При этом диск как бы вложен в подсистему старых звёзд. В Г. (за исключением её центра) отдельные звёзды практически не взаимодействуют друг с другом. Характерное время взаимодеиствия, в результате к-рого изменяются импульсы и моменты вращения звёзд вокруг центра Г. (время релаксации), ~10¹⁴ лет, т. е. много больше возраста Г. (~10¹⁰ лет). Поэтому между подсистемами нет обмена моментом вращения и оказывается возможным такое своеобразное состояние, когда диск вращается внутри почти неподвижного гало.

Наконец, звёзды Г. в зависимости от возраста по-разному распределены в пространстве. Старые звёзды заполняют сферич. объёме радиусом ≈20 кпк, причём их концентрация быстро растёт к центру. Молодые концентрируются в тонкий диск с толщиной, в десятки раз меньшей его радиуса.

На протяжении десятков лет строение Г. изучалось лишь методами оптич. астрономии. В результате были определены её форма, размеры, масса, оценён возраст, обнаружено её вращение, установлено наличие подсистем с разными типами звёздного населения.

Новый этап в исследовании Г., начавшийся в 50-е гг. 20 в., связан с развитием радиоастрономии. Исследование радиоизлучения галактич. объектов (особенно на частоте радиолинии водорода 21 см) позволило обнаружить большое количество межзвёздного газа, его спиральное пространственное распределение.

В результате развития радиоастрономии Г. для нас стала как бы прозрачной: распространению радиоволн совершенно не мешает межзвёздная пыль, сконцентрированная в диске, к-рая надёжно скрывает центр Г. в оптич. диапазоне. Радиометодами в ядре Галактики обнаружены мощные источники радиоизлучения, а в самом центре, внутри радиоисточника Стрелец А,- загадочный объект с размерами не более 10 а. е., генерирующий сильное нетепловое радиоизлучение (см. Галактический центр).

Наконец, после освоения астрономией ИК-, УФ-, рентг. и гамма-диапазонов, она стала окончательно всеволновой. С этим связан новый качественный скачок в исследовании Г. За короткое время в Г. были обнаружены многочисленные источники ИК-, рентг. и гамма-излучения, стало известным существование диффузного галактич. фона гамма-лучей.

При исследовании структуры Г. пользуются обычно галактической системой координат. Система эта - сферическая, положения объектов в ней задаются их координатами - галактич. долготой l и галактич. широтой b. Долгота отсчитывается против часовой стрелки от направления на центр Г., широта от галактич. плоскости. Северный полюс этой системы координат находится в созвездии Волосы Вероники, южный - в созвездии Скульптор, центр - Солнечная система (см. Координаты астрономические).

2. Подсистемы и населения Галактики

В Г. существуют две резко выделяющиеся по своей геометрии и кинематике подсистемы - диск и гало. В каждой из этих подсистем различают неск. населений - однотипных объектов, имеющих близкий возраст, хим. состав и физ. характеристики. В пространстве каждое население занимает определённый объём - почти сферический в случае самых старых звёзд и уплощающийся с уменьшением возраста объектов. В связи с этим каждое население можно охарактеризовать значением <z> - ср. полутолщиной занимаемого объёма в перпендикулярном к плоскости Г. направлении (табл. 1).

Наряду с диском и гало выделяют ещё корону Г., природа населения к-рой не установлена. Отдельно рассматривают также центральную область Г.- балдж и находящееся в нём ядро Г.

К населению диска относится большая часть наблюдаемых объектов Г. звёзды главной последовательности с нормальным (близким к солнечному) содержанием тяжёлых элементов, большая часть звёзд-гигантов, белые карлики, планетарные туманности и др. Более молодое население диска, часто связанное со спиральными ветвями Г., выделяют в плоскую подсистему. Это ОВ-звёзды и их ассоциации, межзвёздные газ и пыль, сверхгиганты и долго-периодич. цефеиды, зоны ионизованного водорода HII, пульсары, многие галактич. источники гамма- и рентг. излучения.

Население гало включает шаровые звёздные скопления (в к-рых также есть источники рентгеновского излучения), субкарлики, переменные звёзды типа RR Лиры с дефицитом тяжёлых элементов.

Возраст галактических подсистем. Сравнение зависимостей цвет - светимость и др. (см. Герцшпрунга - Ресселла диаграмма) для шаровых и рассеянных звёздных скоплений показало, что возраст рассеянных скоплений составляет менее половины возраста шаровых. Возраст самого старого из известных рассеянных скоплений NGC188 равен 5^.10⁹ лет; самому молодому шаровому скоплению 12^.10⁹ лет. Т. о., существует гигантский разрыв (5 - 10 млрд. лет) между возрастом шаровых и рассеянных скоплений (см. Возраст небесных тел).

Рис. 3. Диаграмма цвет - светимость для звёзд красных гигантов в окрестности Солнца (точки) и в рассеянном скоплении NGC 188 (сплошная линия). Ветвь гигантов скопления NGC 188 образует нижнюю границу для гигантов галактического поля, откуда следует, что подавляющее большинство звёзд диска Галактики моложе, чем это скопление. Возраст NGC 188 ≈ 5.109 лет.

Скопление NGC188 - вообще один из самых старых объектов диска. Это видно из рис. 3, где на диаграмме цвет- светимость изображены звёзды-гиганты, не входящие в скопления, и последовательность звёзд-гигантов скопления NGC188.

Известно, что у звёзд-гигантов с одинаковым хим. составом светимость тем меньше, чем больше их возраст (при фиксированном показателе цвета). Поскольку подавляющее большинство гигантов расположено на диаграмме выше последовательности звёзд NGC188, а хим. составом они отличаются мало, то это и означает, что большинство звёзд-гигантов диска моложе звёзд скопления NGC188.

Отсюда следует, что формирование звёзд диска началось фактически спустя 5-10 млрд. лет досле того, как завершилось формирование сферич. подсистемы. За это время не вошедший в состав звезд гало газ успел осесть к плоскости Г. и из него стали образовываться звёзды диска. По-видимому, этот разрыв в возрасте подсистем и обусловил чёткое разделение Г. на диск и гало.

Кинематика галактических подсистем. Движение подсистем характеризуется в первую очередь скоростью вращения вокруг галактич. центра V_R = WR(W - угловая скорость вращения, R - расстояние от оси вращения Г.) и дисперсией скоростей s (или дисперсиями s_U, s_V и s_W, где U, V, W - компоненты скорости соответственно вдоль радиуса Г., вдоль направления вращения и вдоль оси вращения). Гало отличается слабым вращением (V_R = 50 км на расстоянии R = 10 кпк) и большой дисперсией скоростей. У субкарликов величина s_U достигает 150 км/с и больше, s_W ≈100 км/с.

Для шаровых скоплений известные только скорости в направлении луча зрения. Дисперсия лучевых скоростей меняется в зависимости от расстояния до центра Г.: у далёких скоплении она заметно больше 100 км/с, тогда как для скоплений вблизи центра она меньше 100 км/с.

Скорость галактич. вращения плоской подсистемы на расстоянии R = 10 кпк от центра Г. (на таком расстоянии находится Солнце) близка к 250 км/с. Старое население диска вращается на 15-20 км/с медленнее.

Для звёзд главной последовательности между дисперсией скоростей и спектральным классом звезды существует определённая зависимость: дисперсия минимальна (~10 км/с) у звёзд ранних спектр. классов и достигает неск. десятков км/с у звёзд поздних спектр. классов.

Связь между кинематикой и спектр. классом указывает на зависимость кинематики от возраста: более старое население имеет большую дисперсию скоростей, что отражает, по-видимому, различие в начальных условиях формирования звёзд разных возрастов.

Химический состав. Согласно модели горячей Вселенной (см. также Космология), первоначальное (дозвёздное) вещество, из к-рого сформировалась Г., содержало по массе ок. 75% водорода и 25% гелия. Предполагают, что существующие в Г. элементы тяжелее гелия синтезированы в звёздах в ходе их эволюции, а затем при взрывах сверхновых звёзд они были выброшены в межзвёздную среду. Из межзвёздной среды они попадают в звёзды следующих поколений.

Содержание тяжёлых элементов характеризуют их весовой долей Z. Однако из наблюдений чаще всего получают лишь величину

[Fe/H] = lg (N_Fe/N_H) - lg (N_Fe/N_H)

к-рую наз. металличностью (здесь N_Fe, и N_H - концентрации атомов железа и водорода). Часто можно пользоваться приближённым равенством [Fe/H] = lg(Z/Z). Это выражение справедливо при условии, что пропорция металлов и элементов С, N, О, дающих основной вклад в Z, у рассматриваемых звёзд одинакова и совпадает с солнечной.

Для большинства объектов гало значение [Fe/H] заключено между - 2,0 и -1,0, т. е. они на один-два порядка беднее металлами, чем Солнце. Металличность большинства звёзд диска попадает в интервал -0,3<[Fe/H]< +0,2.

По-видимому, в Г. мало звёзд со значениями [Fe/H], близкими к -1,0, -0,5 и -0,1. Поэтому населения Г. разделяют по металличности на четыре группы (табл. 2), к-рые различаются также пространственным распределением и кинематикой. Можно сказать, что в Г. существует не две, а четыре подсистемы.

Между металличностью звёзд и их кинематикой существует связь: как в диске, так и в гало звёзды с меньшей металличностью имеют большую дисперсию скоростей. В каждой подсистеме содержание тяжёлых элементов растёт к центру и к плоскости Г. Радиальный градиент металличности d[Fe/H]/dR ≈ -0,05 пк^-1. Его происхождение частично связано с тем, что к периферии Г. увеличивается доля старых, следовательно бедных тяжёлыми элементами, звёзд. Радиальный градиент обнаруживается и в межзвёздной среде: по данным о планетарных туманностях и зонах HII, к центру Г. растёт содержание О, С, N и Не.

Эволюция Галактики и формирование подсистем. Сопоставление возрастов, кинематики, хим. состава подсистем Г. и их пространственной структуры дало возможность построить картину эволюции Г. Взаимосвязь между указанными характеристиками удалось объяснить в предположении, что Г. сформировалась из протогалактики - медленно вращающегося водородно-гелиевого газового облака, начальные размеры к-рого в десятки раз превосходили совр. размеры Г. Это облако практически свободно сжималось под действием собственной гравитации (коллапсировало), и в процессе сжатия рождались первые звёзды. Характерное время стадии свободного сжатия, когда рождалось население гало, составляет, по совр. оценкам, примерно 1 млрд. лет.

Для дальнейшей эволюции важным оказалось различие в изменении энергии у звёздной и у газовой составляющих Г. Выделяющаяся при сжатии гравитационная энергия переходила в кинетич. энергию движения звёзд и газа. Рост кинетич. энергии звёздной составляющей довольно быстро остановил её сжатие. Поэтому старые звёзды, родившиеся в начале сжатия протогалактики, в значит. степени сохранили сфероидальное распределение в пространстве, характерное для вещества протогалактики, а также начальное распределение момента вращения. Эти звезды образовали слабовращающееся гало. Газ же терял приобретаемую кинетич. энергию в столкновениях газовых облаков: энергия превращалась в теплоту и уносилась в конце концов в виде излучения. Поэтому газ продолжал свободно сжиматься. Но постепенно в газовой среде нарастали центробежные силы, т. к. вследствие сохран