§ 30. ФИЗИЧЕСКИЕ ХАРАКТЕРИСТИКИ ГАЛАКТИК

КЛАССИФИКАЦИЯ ГАЛАКТИК- ОБЩИЕ ФИЗИЧЕСКИЕ ХАРАКТЕРИСТИКИ ГАЛАКТИК

По своему внешнему облику галактики в основном разделяются на три морфологических типа (классификация Хаббла):

1. Эллиптические.

2. Спиральные.

3. Неправильные.

Эллиптические галактики (рис. 171) в свою очередь различаются по степени сжатия. Если через а и b обозначить наибольший и наименьший диаметры изображения галактики, то степень сжатия выражается числом

которое ставят рядом с буквой Е: например, Е2 есть класс туманности M 32=NGC 221 — спутника туманности Андромеды (рис.172). Шаровой туманности соответствует индекс 0. Сжатия n > 7 не встречаются.

Спиральные галактики различаются по степени закрученности спиралей: последовательность соответствует убывающей плотности закручивания спиральных рукавов. Туманность Андромеды имеет класс Sb—Sc. Кроме нормальных спиральных туманностей существуют «пересеченные спирали» (рис. 172) SBa, SBb, SBc, у которых через ядро проходит более или менее плотная перемычка, из которой исходят ветви спирали. Звездная астрономия располагает многими аргументами в пользу того, что Галактика является спиральной галактикой класса Sb, весьма сходной с туманностью Андромеды. Каждая спиральная галактика имеет ядро, более или менее уплощенный диск, в котором располагаются ветви спиралей, и сферическую составляющую, ослабевающую к периферии. Рассматриваемая сбоку, т. е. под малым углом к плоскости диска, такая спиральная галактика не покажет спиральных ветвей, но наличие отчетливых придатков у центральной сферической части галактики, как, например, на рис. 142, или просто длинная в форме балки фигура галактики с небольшим утолщением в середине, как на рис. 173, позволяет с уверенностью отнести такую галактику к категории спиральных. Наличие темных поглощающих масс в основной плоскости галактики почти обязательно.

Как переходный между типами был введен еще тип S0, включающий в себя и Е7. Галактики S0 имеют аморфную компоненту, как у типа Е, и плоскую, но без спиральных ветвей. Их называют еще линзообразными. И в этом типе встречается большое разнообразие форм, и можно допустить, что он содержит в себе не промежуточные галактики, а самостоятельную параллельную линию S0a, S0b, S0c.

(кликните для просмотра скана)

(кликните для просмотра скана)

Неправильные туманности — I или Ir — не имеют определенной формы (рис. 174). Как правило, в них отсутствуют ядра и какая-либо симметрия. Некоторые из них (группа Ir) состоят из неразложимых на звезды светлых и темных (пылевых) масс.

Кроме описанных трех типов существуют галактики многочисленные, преимущественно слабые, не укладывающиеся в эту классификацию благодаря особенностям формы или структуры. Так, например, довольно часто встречаются галактики, в которых вместо ветвей спирали наблюдаются кольца. Особенно причудливы формы так называемых взаимодействующих галактик, когда пространственно близкие галактики соединены между собой светящимися перемычками (см. рис. 178) или их структуры заметно деформированы из-за взаимной близости, или окружены общей звездной оболочкой. Известны среди близких к нам галактик и такие, которые состоят из сравнительно небольшого числа довольно редко расположенных звезд, так что разложение таких галактик на составляющие их звезды не составляет никакого труда. Естественно, что при малой скученности они имеют очень малую поверхностную яркость (таковы системы, наблюдаемые в созвездиях Печи и Скульптора). Наконец, возможны и формы, переходные между эллиптическими и спиральными

Расстояния до близких галактик лучше всего определяются фотометрическим методом с применением формулы (КПА 198)

где m — видимая, а М — абсолютная звездная величина наблюдаемого в галактике объекта. Обычно метагалактические расстояния выражают в мегапарсеках . В качестве М берется значение, среднее для соответствующих объектов Галактики. Это должны быть объекты высокой светимости, иначе они не будут заметны с очень больших расстояний — цефеиды, новые звезды, звезды-сверхгиганты, шаровые звездные скопления, самые яркие газовые туманности и т. п. Для ближайших галактик такой метод вполне пригоден и дает возможность вывести абсолютную интегральную звездную величину М0 всей галактики по ее видимой звездной величине применением той же формулы (30.2) после того, как r определено. При этом оказалось, что различно для разных типов галактик и для каждого типа можно вывести среднее значение Для каждой отдаленной галактики, не разрешаемой на звезды; если ее морфологический тип установлен, можно сравнить ее видимую интегральную звездную величину с абсолютной М0 и таким образом определить ее расстояние.

Угловые размеры d галактики легко переводятся в линейные D с помощью формулы (КПА 22)

в зависимости от того, в минутах или секундах дуги выражен поперечник туманности d.

Каждому морфологическому типу галактик соответствует свое среднее значение D. Это в свою очередь дает средства определения расстояний до галактики. Еще один способ будет описан ниже (с. 425).

Все способы определения расстояний в Метагалактике в конечном счете имеют в своей основе формулу (30.2), справедливую только для абсолютно прозрачного пространства. Учет поглощения света при его распространении в пределах нашей Галактики не составляет особого труда. Что касается мета галактического пространства, то о его заполненности поглощающим и рассеивающим веществом мы имеем лишь самые предварительные сведения, в большинстве случаев спорные. Во всяком случае мета галактическое поглощение в фотографических лучах в среднем не превышает на 1 Мпк. Выше указывалось, что значения М для разного типа объектов, наблюдаемых в Галактике, берутся по соответствующим объектам Галактики. В этом содержится элемент произвола. Наконец, если есть ошибка в установленном для данного рода объектов Галактики значении то она полностью войдет во все расстояния метагалактических объектов.

В зависимости от исходных значений М устанавливается та или иная шкала расстояний в Метагалактике. В настоящее время существует несколько таких шкал. В таблице 20, где дана сводка физических характеристик ближайших галактик, употребляется шкала расстояний, чаще всего применяемая в последнее время. Приводимые в ней численные значения часто подвергаются пересмотру в связи с новыми наблюдениями и могут варьироваться в пределах 20—30 %, если говорить только о расстояниях (см. задачу 5), а иногда и больше.

Из рассмотрения этой таблицы видно, что галактики различных типов действительно имеют различные размеры, абсолютную интегральную звездную величину и разные показатели цвета.

Наибольшие светимости встречаются как среди спиральных , так и среди эллиптических галактик , но в среднем спиральные ярче , чем эллиптические . Среди первых — гигантские галактики вроде туманности Андромеды и Млечного Пути, среди которых самая большая далекая в Деве, а с другого конца многочисленные эллиптические карликовые галактики с ниже . Таким образом, дисперсия абсолютных величин среди галактик огромна. Размеры галактик также весьма разнообразны, а самые малые из них и по размерам и светимостям смыкаются с крупнейшими шаровыми звездными скоплениями.

Таблица 20. Некоторые физические характеристики галактик (преимущественно близких)

(см. скан)

Спектры галактик также разнообразны. Они определяются прежде всего спектрами звезд, преобладающих в галактике, хотя в некоторых случаях (Ir и S) наблюдаются и мощные эмиссии (), связанные, очевидно, с яркими газовыми туманностями, присутствующими в галактике. В среднем наблюдаются такие спектры:

В то же время показатели цвета вдоль этой последовательности меняются слабо и составляют приблизительно и только у они значительно меньше . Таков же примерно показатель цвета и у неправильных галактик, в составе которых наблюдается много звезд ранних спектральных классов.

Описанные различия имеют глубокий смысл. Богатое содержание ранних звезд характерно не только для неправильных галактик, но и для периферических частей спиральных. В основном спиральные ветви обозначены белыми и голубыми звездами, в то время как центральные части спиральных галактик, подобно эллиптическим туманностям, представлены главным образом гигантами поздних спектральных классов, типичных для II типа звездного населения или сферической составляющей (см., например, рис. 170 в КПА, 3-е изд.). У спиралей Sa и Sb центральная часть хорошо развита и излучает значительную долю всего излучения галактики, поэтому их показатель цвета велик, а у галактик Sc ядро очень мало и мало влияет на общее излучение ее, исходящее из ветвей спиралей.

Измеряемые угловые размеры галактик, конечно, меньше истинных. Звездная плотность галактики падает от центра к периферии и соответственно падает поверхностная яркость изображения галактики — падает постепенно, и мы перестаем видеть галактику за пределами некоторой изофоты, характерной для данного способа наблюдения. На фотографиях галактики выглядят значительно большими, чем визуально. Фотоэлектрический метод позволяет достигнуть еще более слабой изофоты. Так, например, электрофотометр показывает избыточное сравнительно с фоном ночного звездного неба излучение далеко за пределами видимого изображения туманности Андромеды, где лишь путем статистического анализа числа очень слабых горячих звезд удается проследить самые периферические ветви туманности. Вообще в фотографических лучах яркость внутренних областей галактик составляет всреднем на У плотных, богатых звездами галактик, например, у туманности Андромеды, яркость, естественно, велика (у на ), а у разреженных низка — ниже на и оказывается меньше яркости ночного неба, чем и ставится предел возможности открытия подобных объектов. Впрочем, суммирование нескольких негативов данной галактики позволяет обнаруживать области их с яркостью с квадратной секунды, а в последнее время этого достигают и без суммирования.