ВРАЩЕНИЕ ГАЛАКТИК. ИХ МАССЫ

Лучевые скорости галактик отличаются большой дисперсией (см. таблицу 20). При расположении щели спектрографа вдоль наибольшей протяженности неправильной или спиральной туманности спектральные линии получаются заметно наклоненными к оси спектра. Наклон этот указывает, что одна сторона туманности приближается к нам, а другая удаляется, т. е. мы наблюдаем вращение туманности. За исключением самых центральных частей, скорость вращения растет с удалением от центра галактики приблизительно линейно и может достичь значений в несколько сотен километров в секунду — сходно с тем, что наблюдается в нашей Галактике. Так, например, у галактики NGC 4594 (см. рис. 142) скорость у, наблюдаемая на расстоянии от центра, определяется формулой

что дает на расстоянии вращательную скорость ±330 км/с. Но линейная зависимость у от х, указывающая на жесткое вращение (как у твердого тела), справедлива только для ядра галактик; на больших расстояниях от центра скорость может упасть до нуля, с тем чтобы снова возрастать с расстоянием на периферии до еще больших значений. Так, например, у М 31 наибольшая скорость вращения у ядра достигает 100 км/с, затем на расстоянии 8 от ядра она уменьшается до нуля, после чего начинает расти и доходит до 375 км/с на расстоянии 100 от центра. Наблюдения ранее не давали убедительных свидетельств о направлении вращения у спиральных галактик — происходит ли оно так, что спиральные ветви закручиваются (как, например, закручивается пружина будильника при заводе). Трудность состоит в том, что хотя мы и знаем, какая половина туманности приближается к нам, а какая удаляется, мы не знаем, какая часть диска туманности ближе к нам — «верхняя» (на фотографии) или «нижняя» по отношению к наибольшему диаметру изображения. Распределение поглощающего свет вещества на диске туманности приводило в этом смысле к противоречивым выводам. Сейчас эти противоречия сняты — спирали закручиваются.

Зато вращение галактик можно использовать для приближенной оценки массы ее. Будем считать, что наблюдаемая на расстоянии х от центра вращательная скорость есть скорость среднего орбитального движения звезд вокруг ядра галактики. Гравитационное ускорение к ядру с массой равно , где есть линейное расстояние от центра. Центробежное ускорение на расстоянии а равно . С нашим допущением должно быть

откуда

и масса ядра туманности Андромеды получается отсюда равной , т. е. почти 1010 масс Солнца.

Но ядро спиральной галактики содержит лишь очень незначительную часть всей ее массы. Изучение распределения скоростей в галактике и поверхностной яркости ее приводит к выводу, что масса ядра составляет лишь немного процентов общей массы галактики, которая таким образом достигает величины порядка или у гигантских галактик и на 1—2—3 порядка ниже у остальных (см. таблицу 20). Эти оценки подтверждаются измерениями относительных скоростей отдельных членов в группах галактик (двойных, тройных и кратных) и в их скоплениях (см. дальше), причем несколько неожиданно оказалось, что масса эллиптических галактик в среднем много больше, чем массы галактик спиральных и неправильных. Отношение массы к светимости WL у первых доходит до 50, а у вторых — порядка 10 в отдельных случаях еще меньше, если и L галактик выражать в солнечных единицах.

Конечно, все эти массы, полученные из динамических соображений, охватывают не только звездную составляющую галактик, но и газопылевую, наличие которой совершенно очевидно у спиральных и неправильных галактик. У эллиптических галактик газ и пыль встречаются редко. В туманности Андромеды известно не меньше пяти туманностей, подобных туманности Ориона, а в Большом Магеллановом Облаке газовая туманность Тарантул по сравнению с туманностью Ориона может быть названа гигантской. Ее абсолютная звездная величина . Легче всего в галактиках наблюдается эмиссия [OII] , не требующая высокого возбуждения; в частности, у многих эллиптических галактик известна только она. Водородные поля наблюдаются реже, они располагаются вдоль ветвей спиралей, так что спиральная структура в лучах На часто выглядит подчеркнутой. У небольшого числа галактик Sa и Sb (галактики Сейферта) наблюдаются эмиссии в ядрах, относительно очень ярких и малых. Эти эмиссии напоминают спектр планетарных туманностей, что свидетельствует о высоком возбуждении. Ширина эмиссионных линий в спектрах этих ядер (в противоположность планетарным туманностям) огромна и соответствует скоростям движения газовых масс свыше 4000 км/с в ту и другую сторону.