7 років тому
Немає коментарів

Sorry, this entry is only available in
Російська
На жаль, цей запис доступний тільки на
Російська.
К сожалению, эта запись доступна только на
Російська.

В пространствах беспредельных

Горят материки…

Б. Пастернак

Прежде чем говорить об эволюции галактик, т. е. об изменении их характеристик, со временем, суммиру­ем кратко наблюдаемые свойства близких к нам галак­тик, отражаемые в нынешней структуре и классифика­ции этих систем.

Динамическая и химическая структура галактик. Рассмотрим для примера нормальную спиральную га­лактику, поскольку ее компоненты (в той или иной про­порции содержатся в галактике любого типа. Различа­ют две или три основных звездных составляющих галак­тики (рис. 1).

Схема строения спиральной галактики

Схема строения спиральной галактики

Диск, уплощенная подсистема галактики, имеет по­лутолщину около 1 кпс. Звезды диска в большей его ча­сти вращаются вокруг центра галактики со скоростями 200 км/с и, кроме того, совершают небольшие хаоти­ческие движения со скоростями 20 км/с. В диске со­держатся звезды всех возрастов, причем наиболее мо­лодые из них создают на фотографиях галактики, ви­димой «плашмя», хорошо знакомый всем эффектный спиральный узор. Красивый внешний вид спиральной галактики не должен вводить в заблуждение относи­тельно ее состава: значительная часть массы находит­ся не в молодых массивных звездах, а в старых звез­дах-карликах, подобных Солнцу. Содержание металлов в звездах диска близко к солнечному. Небольшая — ме­нее 10% (но существенная по значимости, как мы уви­дим дальше) часть массы диска находится в форме га­за и пыли, образующих тонкий плоский слой.

Сфероидальная компонента подразделяется на ядро (размером около 1 пс), сфероидальное вздутие (обычно называемое равнозначным английским термином «балдж») и гало с радиусом примерно 10 кпс. Сферо­идальная компонента в отличие от «холодного (т. е. об­ладающего малым разбросом хаотических скоростей) и поэтому плоского диска «горяча» — хаотические скоро­сти ее звезд достигают 200 км/с, и поэтому она имеет округлую форму. Доля газа там намного меньше, чем в диске; звезды в основном очень старые, имеют массу существенно ниже, чем у Солнца, и весьма бедны ме­таллами (за исключением звезд ядра).

Отметим, что в последние годы оживленно обсужда­ется возможность наличия у некоторых галактик внеш­ней сфероидальной компоненты — короны, тянущейся далеко за 10 кпс, может быть, даже вплоть до 1 Мпс. Как уже упоминалось выше, некоторые астрономы по­лагают, что в этих коронах содержится значительная масса, на порядок превышающая массу видимой части галактики. К подробному обсуждению этой возможно­сти мы вернемся позднее, при рассмотрении динамики систем галактик.

Классификация галактик. Обобщая многие ранние попытки систематизировать свойства галактик, Хаббл предложил весьма удачную классификацию, которая до­жила с небольшими видоизменениями до наших дней и служит основой многочисленных дальнейших усовер­шенствований. По внешнему виду галактики, согласно хаббловской классификации, делятся на четыре основ­ных типа: эллиптические (Е), линзовидные (SO), спи­ральные (S) и неправильные (Ir).

Эллиптические галактики, представляющие собой сфероиды различной сплюснутости с сильной концент­рацией плотности вещества к центру, состоят из очень старых карликовых звезд малой светимости (население типа II), подобных звездам сферической составляющей Галактики. Примером Е-галактик могут служить спут­ники галактики Андромеды.

Спиральные галактики (пример — сама Андромеда) имеют, помимо сферической составляющей, два или не­сколько клочковатых спиральных рукавов, которые яр­ко выделяются благодаря молодым горячим звездам-сверхгигантам, непрерывно образующимся из межзвезд­ной газопылевой среды. Примерно у половины спираль­ных галактик рукава начинаются сразу вблизи ядра,, а у другая ядро как бы пересекается яркой перемычкой, выходящей далеко за его пределы (они называются пе­ресеченными спиралями, SB). Те и другие делятся на подтипы (а, b, с) в зависимости от того, преобладает ли сферическая (а) или дисковая (с) составляющая.

Линзовидные галактики (Хаббл помещал их между эллиптическими и спиральными) обладают толстым аморфным звездным диском, лишенным межзвездного газа. Наконец, неправильные галактики, содержащие наибольшую среди галактик долю газа (до 30—40% массы), который еще не сконденсировался, примеча­тельны тем, что процесс продолжающегося звездооб­разования выражен у них наиболее резко. Соответст­венно, преобладает там звездное население типа I.

Эта наиболее распространенная классификация га­лактик представляется обычно в виде последовательно­сти, образующей «камертон Хаббла»:

F_001

Как показывают современные исследования, данная по­следовательность не является эволюционной. Так, если идти вдоль нее слева направо, то в среднем наблюдает­ся уменьшение массы и возрастание удельного (на еди­ницу массы) момента вращения, а эти важнейшие ха­рактеристики галактик сравнительно мало меняются в ходе их эволюции. Тем самым «камертон Хаббла» отра­жает в основном не эволюционную последовательность галактик, а различие начальных условий при их обра­зовании.

До недавнего времени о вращении эллиптических га­лактик почти ничего не знали (за исключением того, что оно мало), и теоретические соображения об угло­вом моменте носили сугубо качественный характер. Од­нако в последние годы усовершенствование техники наб­людений позволило измерить очень слабое вращение эллиптических галактик. Оказалось, что этим вращени­ем нельзя объяснить даже ту небольшую эллиптич­ность формы (сплюснутость), которую имеют эти систе­мы. Тем самым выясняется существенное динамическое свойство эллиптических галактик: их сплюснутость, ви­димо, отражает анизотропию (т. е. различие в направле­ниях) среднеквадратических скоростей звезд. Важно отметить, что в современной галактике гравитационные взаимодействия звезд друг с другом столь медленны, что они не могут за время ее жизни создать подобную анизотропию скоростей. Однако, как показывают расче­ты, эта анизотропия могла возникнуть еще на стадии образования эллиптических галактик.

Принципиальный вывод из сказанного состоит в том, что галактики содержат существенную информацию о далеком прошлом Вселенной — по крайней мере, на момент их образования. В отличие от звезд, где выра­батываемая в ходе ядерных реакций энтропия «стирает» очень многие следы прошлого, галактики и сейчас, спу­стя 10—20 млрд. лет после своего образования, все еще несут в себе «печать наследственности» начальных ус­ловий. Спиральные галактики — своим сильным вра­щением, эллиптические — анизотропией внутренних ско­ростей и слабым вращением.

Эмпирические свидетельства эволюции галактик. Многие годы и даже десятилетия астрономы уверенно говорят об эволюции галактик, о ее неизбежности, од­нако увидели эту эволюцию «живьем» лишь в самое по­следнее время. Для этого потребовалось детально изу­чить- очень далекие галактики, свет от которых идет к нам в течение времени, составляющего заметную долю общей длительности жизни галактики.

Избыток цвета центральной ярчайшей галактики в далеких скоплениях галактик

Избыток цвета центральной ярчайшей галактики в далеких скоплениях галактик

Серьезных успехов в этом направлении добились в 1977 г. американские астрономы X. Спинрад и X. Смит, которые исследовали центральные (наиболее массив­ные) эллиптические галактики в самых далеких из из­вестных скоплениях галактик с красными смещениями z = 0,46, 0,54 и 0,95 (сама возможность наблюдать столь далекие галактики — крупное достижение современной оптической астрономии). Исследователи обнаружили за­метные изменения суммарного цвета галактик в зависи­мости от их красного смещения z. Как видно из рис. 2, галактики с большими z, т. е. в среднем более молодые, оказываются более голубыми. Эти измерения неплохо согласуются с теоретически ожидаемым цветом, харак­терным для более ранних этапов жизни галактики, ког­да звезды, будучи моложе, имели более голубой цвет,

Таким образом, изучение эволюции галактик стано­вится сейчас на прочную почву экспериментальных дан­ных. Астрономы ныне планируют новые наблюдения, ко­торые позволят увидеть далекие галактики, намного более молодые (и интересные!), чем наши ближайшие соседи.