Б) типичные эллиптические галактики

Спиральные галактики («S-галактики») наряду со сферической звездной составляющей характеризуются наличием нескольких спиральных рукавов неправильной клочковатой структуры. Эти звёздные системы имеют два или более клочковатых спиральных рукава, образующих плоский «диск», а в центральной области галактик расположено сфероидальное вздутие (балдж), в котором находится ядро галактики.

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

Хотя суммарная масса спиральных рукавов в сотни раз меньше массы «сферической составляющей» соответствующей галактики, они резко выделяются из-за присутствия значительного количества молодых массивных звезд высокой светимости. Эти звезды непрерывно образуются из облаков межзвездной газово-пылевой среды, концентрирующейся к плоскости, в которой лежат спиральные рукава. Заметим, что у Е-галактик содержание межзвездного газа в сотни и тысячи раз меньше, чем у S-галактик. Поэтому процесс звездообразования в Е-галактиках практически давно уже прекратился.

На рисунке приведена одна из морфологических классификаций галактик – так называемый камертон Хаббла. 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.

Наконец, неправильные галактики характеризуются своей нерегулярной формой и сравнительно малой массой. По меткому замечанию американского астронома В. Бааде, этот тип явился «мусорной корзиной» для галактик, не поддающихся классификации.

Кстати, по своей массе (определяемой количеством находящихся в них звезд) галактики различаются в весьма широких пределах. Наша Галактика с ее массой в 10¹¹ солнечных масс принадлежит к числу гигантов. Туманность Андромеды (М31) имеет приблизительно в три раза большую массу. Пожалуй, самой большой из известных масс обладает знаменитая галактика М87, находящаяся в центральной части скопления галактик в созвездии Девы. По-видимому, масса этой галактики в сотню раз превышает массу нашей Галактики. На другом полюсе находятся карликовые галактики, массы которых ~ 10⁷ солнечной, что только в несколько десятков раз больше массы шаровых скоплений

Наряду с массой важнейшей характеристикой является мера ее осевого вращения – вращательный момент, рассчитанный на единицу массы. Мера вращения у Е-галактик гораздо меньше, чем у S-галактик. Очень медленное вращение Е-галактик не может объяснить их наблюдаемую эллиптичность, т.е. сплюснутость, подобно, например, тому, как действием центробежной силы можно объяснить сплюснутость земного шара у полюсов. По-видимому, сплюснутость Е-галактик объясняется самим характером звездных движений в таких галактиках. Следует подчеркнуть, что различия между Е- и S-галактиками не являются эволюционным эффектом. Другими словами, галактики рождаются либо как S, либо как Е, и в процессе эволюции тип галактики

сохраняется. Структура галактики определяется начальными условиями ее образования (например, характером вращения того сгустка газа, из которого она образовалась).

Резюмируя, мы можем сказать, что разные типы галактик происходят от протооблаков с разными плотностями и разным разбросом скоростей внутренних движений. В частности, Е-галактики образовались из более плотных облаков газа, находящегося в состоянии довольно быстрого беспорядочного движения. Этим, в частности, объясняется, почему «богатые», сравнительно плотные скопления галактик содержат преимущественно Е-галактики, в то время как в «бедных» разреженных скоплениях наблюдаются преимущественно S-галактики. Возраст галактик (во всяком случае их подавляющего большинства) практически равен возрасту Вселенной. Это означает, что галактики образовались тогда, когда Вселенная была совсем еще юной.

Богатство форм звёздных систем может быть объяснено разнообразием условий, в каких они рождались в раннюю эпоху существования Вселенной. По современным взглядам, на ранней стадии развития Вселенная была заполнена разреженным газом (модель горячей вселенной), который распался затем из-за гравитационной неустойчивости на сгущения, а сгущения в последующем – на отдельные облака различной массы. Одни из облаков имели вращательный момент и центральное сгущение, из них впоследствии образовались спиральные галактики, а другие практически не вращались, они положили начало эллиптическим галактикам, облака же без значительного центрального сгущения, но всё же обладавшие вращательным моментом, дали начало неправильным галактикам типа Магеллановых облаков.

Газовые облака-протогалактики, состоявшие из первичного вещества (водорода и гелия), в свою очередь, распадались на отдельные сгущения, сжимавшиеся к своим центрам. Скорости этих сгущений были большими (до 250 км/с), располагались они хаотично. Из них возникли звёзды 1-го поколения и шаровые звёздные скопления. Они образовали сферические звёздные подсистемы в галактиках. Рой быстрых звёзд и шаровых скоплений, существующий вокруг главного тела нашей современной Галактики, имеет, по-видимому, именно такую природу. После того как в галактиках образовались звёзды, дальнейшее развитие должно было пойти по разным направлениям в зависимости от того, массивна или нет галактика (в массивных эволюция идёт быстрее) и от того, как велик вращательный момент галактики. Галактики с большим вращательным моментом развились в тип Sc, со средним – в тип Sb, а с небольшим – в тип Sa.

В настоящее время в нашей Галактике различают несколько подсистем, отличающихся возрастом входящих в них объектов, количеством тяжёлых элементов, характером движения звёзд и распределением их в пространстве. Расположение подсистем как бы иллюстрирует историю эволюции Галактики: межзвездный газ постепенно сжимался, его пространственное распределение изменялось от сферического к плоскому. Рождавшиеся из него звёзды образовали, соответственно, сферическую и плоскую звёздные подсистемы Галактики. Сравнительно плотный газ сохранился только в плоской подсистеме, где он больше не сжимается: сжатию препятствует давление магнитного поля и космических лучей. Чем тоньше подсистема, тем меньше возраст составляющих её звёзд. Молодые звёзды образуются в плоской подсистеме и в настоящее время, поэтому только в плоской подсистеме встречаются горячие массивные звёзды, имеющие, как уже говорилось, довольно короткий «век». Но всё же не весь газ в галактической плоскости расходуется на образование звёзд. Оставшаяся часть газа сосредоточивается, главным образом, в спиральных рукавах.

Образование молодых звёзд идёт ещё в центральной области Галактики. К центру Галактики «падает» газ, не имеющий вращательного момента. Здесь рождаются звёзды 2-го поколения сферических подсистем, составляющие ядро Галактики. Но благоприятных условий для образования звёзд-сверхгигантов в ядре не имеется, так как газ распадается на небольшие сгустки. В тех же редких случаях, когда газ передаёт вращательный момент окружающей среде и сжимается в массивное тело массой в сотни и тысячи масс Солнца, этот процесс не завершается благополучно: сжатие газа не приводит к образованию устойчивой звезды, может произойти гравитационный коллапс и возникнуть чёрная дыра. Коллапс сопровождается выбросом части вещества из области галактического ядра.

Чем массивнее спиральная галактика, тем сильнее тяготение сжимает спиральные рукава, поэтому у массивных галактик рукава тоньше, в них больше звёзд и меньше газа (больше образуется звёзд).

У эллиптических звёздных систем эволюционный путь должен быть проще. Вещество в них с самого начала не обладало значительными вращательным моментом и магнитным полем. Поэтому сжатие в процессе эволюции не привело такие системы к заметному вращению и усилению магнитного поля. Весь газ в этих системах с самого начала превратился в звёзды сферической подсистемы. В ходе последующей эволюции звёзды выбрасывали газ, который опускался к центру системы и шёл на образование звёзд нового поколения всё той же сферической подсистемы.

Темп звездообразования в эллиптических галактиках должен быть равен скорости поступления газа из проэволюционировавших звёзд, в основном сверхновых звёзд, поскольку истечение вещества из звёзд в эллиптических галактиках незначительно. Из расчётов также следует, что центральные части эллиптических галактик из-за присутствия молодых звёзд должны быть голубее, чем периферийные области галактик. Однако этого не наблюдается. Дело в том, что значительная часть образующегося газа в эллиптических галактиках выдувается горячим ветром, возникающим при вспышках сверхновых звёзд, а в скоплениях галактик ещё и довольно плотным горячим межгалактическим газом, обнаруженным в последнее время по его рентгеновскому излучению.

Эволюция галактик в скоплениях и группах обладает рядом особенностей. Расчёты показали, что при столкновениях галактик их протяжённые газовые короны должны «обдираться» и рассеиваться по всему объёму группы или скопления. Этот межгалактический газ удалось обнаружить по высокотемпературному рентгеновскому излучению, идущему от скоплений галактик. Кроме того, массивные члены скоплений, двигаясь среди остальных, создают «динамическое трение»: своим тяготением они увлекают соседние галактики, но, в свою очередь, испытывают торможение. По-видимому, так образовался Магелланов поток в местной группе галактик. Иногда находящиеся в центре скопления массивные галактики не только «обдирают» газовые короны проходящих через них галактик, но и захватывают звёзды «посетителя». По существующим расчётам, через 3 млрд. лет «каннибалом» станет и наша Галактика: она поглотит приближающееся к ней Большое Магелланово облако.

6.5. Наша галактика Млечный Путь

Наша Галактика – звездная система, в которую погружена Солнечная система, называется Млечным Путем. Млечный Путь – грандиозное скопление звезд, видимое на небе как светлая туманная полоса. На древнегреческом языке слово «глактикос» означает «молочный», «млечный», поэтому Млечный Путь и похожие на него звездные системы называют галактиками.

Образовалась она примерно 10 – 13 млрд. лет назад. Лучшее время для наблюдения Млечного Пути в средних широтах северного полушария Земли – безлунные ночи июля, августа, сентября.

В нашей Галактике – Млечном Пути – более 200 млрд. звезд самой

разной светимости и цвета. Окрестности Солнца – это объем Галактики, в котором доступными современной астрономии средствами можно наблюдать и изучать звезды разных типов. Как показывает практика, это «шар», который содержит около 1,5 тысячи звезд. Радиус этого шара 20 парсек. В настоящее время в окрестностях Солнца исследованы все или почти все звезды, за исключением совсем карликовых, излучающих очень мало света. В непосредственных окрестностях Солнца – шаре радиусом около 5 парсек – исследованы абсолютно все звезды. Их около 100. Большинство среди них (почти две трети) – это очень слабые красные карлики с массой в 3-10 раз меньше, чем у Солнца. Звезды, похожие на Солнце, очень редки, их всего 6%. Белых и желтоватых звезд массами от 1,5 до 2 солнечных вообще единицы. Более массивных звезд (астрономам известны звезды с массами примерно до 100 солнечных) в непосредственных окрестностях Солнца не найдено, что указывает на их большую редкость. Кроме живых звезд, ученые обнаружили в этом объеме еще 7 белых карликов.

Рисунок 7. Наша галактика – Млечный путь

Слабый красный карлик Проксима (от лат. «ближайшая») – компонент тройной системы alpha–Центавра – сейчас считается ближайшей от Солнца звездой. Расстояние до Проксимы – 1,31 пк, свет от нее до нас идет 4, 2 года. Будущие исследования покажут, насколько Проксима достойна своего имени и нет ли звезд, конечно более слабых, которые еще ближе к Солнцу.

Многие детали строения Млечного Пути скрыты от взгляда земного наблюдателя. Однако их изучают на примере других галактик, сходных с нашей, например, туманности Андромеды (как это сделал в 40-е годы XX века немецкий астроном Вальтер Бааде).

В структуре Галактики выделяют плоский линзообразный диск, погруженный в более разреженное звездное облако сферической формы – гало, т.е. она имеет форму двояковыпуклой линзы, похожа на чечевичное зерно. Звезды галактического диска называются населением I типа, звезды гало населением II типа. Одной из самых интересных областей Галактики считается ее центр, или ядро, расположенное в направлении созвездия Стрельца. Видимое излучение центральных областей Галактики полностью скрыто от нас мощными слоями поглощающей материи. В самом центре Галактики предполагается существование массивного компактного объекта – черной дыры массой около миллиона масс Солнца. Одним из наиболее заметных образований в дисках галактик, подобных нашей, являются спиральные ветви (или рукава).