Многообразие форм звёздных систем

 

Формы галактик чрезвычайно разнообразны. Однако большинство галактик относят к нескольким основным типам, руководствуясь их наиболее характерными внешними признаками, а более мелкие различия галактик помогают подразделить эти типы на отдельные подтипы. Классифицировать галактики по морфологическим особенностям предложил Хаббл. Около 25% изученных галактик имеет круглую или эллиптическую форму (рис. 1), поэтому их называют. эллиптическими галактиками (в классификации этот тип обозначают символом Е). Это наиболее простые по структуре, звёздному составу и характеру внутренних движений системы

 

Рис. 1. Типичные эллиптические галактики.

В них не обнаружено звёзд высокой светимости (сверхгигантов), самые яркие звёзды в эллиптических галактиках - красные гиганты. Поверхностная яркость этих систем плавно убывает примерно обратно пропорционально квадрату расстояния от ядра, постепенно сливаясь без скачков с окружающим фоном неба. Расширение линий в спектрах эллиптических галактик указывает на то, что звёзды в них движутся в самых произвольных направлениях с высокими скоростями (200 км/с). В этих условиях распределение звёзд во всех радиальных направлениях от центра симметрии должно быть почти равновероятным, что и объясняет близкую к сфероидальной форму таких звёздных систем. Эллиптические туманности в зависимости от степени видимого сжатия подразделены на восемь подтипов: от сферических систем Е0 до чечевицеобразных Е7 (цифра указывает степень сжатия).

Другой, самый распространённый тип галактик (их около 50%) отличается большим разнообразием структуры. Эти звёздные системы имеют два или более клочковатых спиральных рукава, образующих плоский "диск. В центральной области галактик расположено сфероидальное вздутие (балдж), в котором находится ядро галактики. Такие галактики называют спиральными и обозначают символом S. 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. Такая система при взгляде "сверху" напоминает известный демонстрационный физический прибор "сегнерово колесо". 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. На рис. 2 приведена одна из красивейших спиральных систем, видимых "с ребра", - туманность "Сомбреро" в созвездии Девы. Наша Галактика, как известно, также является спиральной, вероятнее всего типа Sb. По-видимому, спиральные галактики окружены сфероидальной звёздной короной, в которой содержится значительная часть массы галактик.

Если проследить изменение форм эллиптических галактик от сферической до чечевицеобразной и форм спиральных галактик от Sa ко всё более сплюснутой системе Sc, то напрашивается вывод о существовании ещё одного типа галактик, промежуточного между этими основными. На рис. 2 приведена одна из морфологических классификаций галактик - так называемый камертон Хаббла.

 

 

Рис. 2 Спиральная галактика NGC 4594 ("Сомбреро") в созвездии Девы. Видны тёмная полоса поглощающей материи, следы спиральных рукавов и большое сферическое центральное тело.

Рис. 5. Схема классификации галактик (по Э. Хабблу).

 

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 эллиптичких систем, яркость от центра к краю падает ступеньками. В такой системе различают ядро, "линзу" и слабый "ореол". Эти галактики называют линзообразными. В наружных частях линзы иногда видны зачатки спиральных рукавов, перемычки и наружное светлое кольцо. Сочетание этих деталей придаёт системам иногда совершенно необычный вид.

Остающиеся 5% галактик не удаётся отнести ни к одному из перечисленных типов, они образуют тип неправильных галактик (символ Ir). У таких галактик часто отсутствует симметрия формы. По меткому замечанию амер. астронома В. Бааде, этот тип явился "мусорной корзиной" для галактик, не поддающихся классификации. Действительно, в этом типе чисто условно объединено нескольких. разных по характеру классов галактик. Наиболее распространены неправильные галактики типа Магеллановых Облаков, названные так по имени ближайших к нам звёздных систем, видимых невооружённым глазом в южном полушарии (рис. 7). В сущности, эти звёздные системы - предельный случай спиральных галактик, когда они чрезвычайно плоски и в них совершенно отсутствует центральное ядро, хотя и есть следы спиральной структуры, свидетельствующей об осевом вращении систем. Другой класс неправильных галактик очень странен: по цвету и плавному изменению яркости к краям они сходны с эллиптическими, а по спектру - со спиральными системами, однако в них нет типичных для спиральных систем звёзд-сверхгигантов и ярких газовых туманностей. Примером таких звёздных систем является М82 - неправильная галактика, в центральной части которой обнаружены облака газа, движущиеся со скоростями более тысячи км/с во все стороны (рис. 8). К неправильным галактикам относятся также пекулярные, каждая из которых имеет совершенно уникальную форму. Среди них в специальный класс выделены так называемые взаимодействующие галактики. Это обычно двойные галактики, между которыми наблюдаются перемычки, хвосты или мостики светлой и тёмной материи и т. д. (рис. 9). Все эти особенности считают признаками взаимного влияния близко расположенных галактик.

Форма и структура галактик неразрывно связаны с их основными физическими характеристиками: размером, массой, светимостью. При равных расстояниях до галактик их видимые размеры, а также массы возрастают по мере перехода от менее ярких галактик к более ярким. Видимую яркость (блеск) галактик принято выражать в фотографических звёздных величинах, определяемых фотометрированием их изображении на снимках. Если галактика превосходит другую однотипную галактику по абсолютной звездной величине на единицу, то их диаметры соответственно будут различаться в полтора раза, а массы - в два (для спиральных) или в три раза (для эллиптических галактик).

Массы галактик принято выражать числом солнечных масс (масса Солнца m_c = 10³³). Определить массу звёздной системы можно несколькими способами. Наиболее точный способ заключается в наблюдении скоростей вращения периферийных, промежуточных и центральных частей спиральных галактик. Спиральные галактики. вращаются вокруг своей оси не как твёрдый однородный по массе диск, а дифференциально - по закону, который зависит от распределения массы.

Для расчётов созданы специальные графики и таблицы, с помощью которых по закону вращения разных частей спиральной галактики можно оценить её полную массу. У эллиптических галактик массу оценивают по расширению линий в их спектрах, которое вызывается движением звёзд: чем больше скорости звёзд, тем больше масса галактики и шире линии в её спектре. Для близких к нам систем иногда удаётся подсчитать яркие звёзды и по ним оценить массу всей системы, т. к. на каждую яркую звезду должно приходиться в среднем определённое число звёзд других светимостей и масс. Такая зависимость (её называют функцией светимости звёзд) позволяет определить массы звёздных систем, имеющих сходные формы и звёздный состав.

Следует заметить, что оценки масс галактик по последнему методу получаются систематически меньшими, чем по вращению галактик. Расхождение увеличивается для более массивных галактик, его называют "парадокс скрытой массы". Есть предположение, что оно может быть вызвано присутствием в коронах галактик значительной массы. Основной вклад в массу короны могут давать многочисленные маломассивные звёзды со столь малой светимостью, что обнаружить их оптическими методами не удаётся.

Существует также гипотеза, что главный вклад в скрытую массу дают слабовзаимодействующие элементарные частицы (нейтрино, обладающие массой покоя).

По мощности излучения галактики можно подразделить на несколько классов светимости. Самый широкий диапазон светимостей наблюдается у эллиптических галактик, в центральных областях некоторых скоплений галактик обнаружены так называемые cD-галактики, являющиеся рекордными по светимости (абсолютная звёздная величина - 24^m, светимость ~10⁴⁵ эрг/с) и массе ≈ 10¹³m_c.А в нашей Местной группе галактик найдены эллиптические галактики малой светимости (абс. величины от -14 до-6^m, т. е. светимости ~10⁴¹-10³⁸ эрг/с) и массы (10⁸-10⁵ m_c). У спиральных галактик интервал абс. звёздных величин составляет от -22 до -14^m, светимостей - от 10⁴⁴ до 10⁴¹ эрг/с, интервал масс 10¹²-10⁸m_c. Неправильные галактики по абсолютной величинам слабее - 18^m, их светимости ≤10⁴³эрг/с, массы ≤ m_c.

 

Группы и скопления галактик

 

Большинство галактик входят в группировки, насчитывающие от нескольких ярких членов (группы галактик) и до сотен и тысяч членов (скопления галактик). Яркие одиночные галактики редки - их не более 10% от общего числа галактик.

Наиболее исследована Местная группа галактик, в которой самыми яркими и массивными является наша Галактика и туманность Андромеды (рис. 3). Каждая из них имеет по богатому семейству.

Рис. 3 Пространственное расположение галактик, входящих в Местную группу: 1 - спирали Sb (Галактика и туманность Андромеды), 2 - спирали Sc (M33 и IС 10), 3 - неправильные галактики, 4 - эллиптические галактики (I, II, III, IV - спутники M31), x - центр масс Местной группы.

 

В Семейство нашей Галактики входят 14 карликовых эллиптических галактик, несколько внегалактических шаровых скоплений и неправильные галактики, среди которых крупнейшие - Магеллановы Облака, а к семейству М31 относятся одна спиральная и две эллиптические галактики и несколько карликовых (табл. 1).

 

Табл. 1. - Население Местной группы галактик
Семейство	Состав семейства с указанием созвездия, в котором галактика находится	Тип галактики	Расстояние от Солнца, кпк	Абс. величина	Масса, 10^6,
Галактики	Галактика (центр в Стрельце)	Sb		-21
Большое Магелланово Облако (Тукан)	Ir		-18
Малое Магелланово Облака (Золотая Рыбка)	Ir		-16
Печь	Ep*		-13
Скульптор	Ep		-12
Лев I	Ep		-11
Дракон	Ep		-9	0,1
Малая Медведица	Ep		-9	0,1
Лев II	Ep		-9
Пегас	Ep		-9	-
Орион	Ep		-7	-
Козерог	Ep		-6	-
Большая Медведица	Ep		-6	-
Большая Медведица	Ep		-	-
Секстан-С	Ep		-	-
Змея	Ep		-	-
Киль	Ep		-	-
Туманности Андромеды	Андромеда (M31, NGC 224)	Sb		-22
Треугольник (M33, NGC598)	Sc		-19
Андромеда (М32)	E2		-16
Андромеда (NGC205)	SB0		-15
Кассиопея (NGC185)	E3		-15
Кассиопея (NGC147)	E5		-14
Андромеда-I	Ep		-11
Андромеда-II (Рыбы)	Ep		-11
Андромеда-III	Ep		-11
Андромеда-IV	Ir		-11
Рыбы	Ir		-9
Периферия Местой группы	Кит (IC 1613)	Ir		-15
Стрелец	Ir		-9
Стрелец (NGC6822)	Ir		-15
Кассиопея (IC10)	Ir		-17
Козерог	Ir		-11
Кит (Вольф-Лундмарк-Меллот)	Ir		-14
Дева	Ir		-11
Лев-А	Ir		-13
Скульптор	Ir		-10
Секстан-А	Ir		-14
* Ep - необычная (пекулярная) эллептическая галактика

Поскольку масса М31 в полтора раза больше массы нашей Галактики, центр масс Местной группы галактик находится в направлении М31 на ²/₃ расстояния до неё, т. е. в 0,46 Мпк от Галактики.

Исследование радиоизлучения нейтрального водорода показало, что Магеллановы Облака, карликовые галактики в Драконе, Малой Медведице и крошечная эллиптическая галактика в Скульпторе вместе с двумя внегалактическими шаровыми скоплениями погружены в общую водородную полосу - "Магелланов поток". Высказывается мнение, что этот газ, тянущийся за Магеллановыми Облаками по их орбите относительно нашей Галактики, потерян ими вследствие возмущающего действия нашей звёздной системы. Перечисленные карликовые галактики и скопления образовались, возможно, из этого газа.

Ближайшие соседние группы галактик располагаются в 2-5 Мпк от Местной группы галактик и по составу похожи на неё, только самые слабые члены этих групп трудно обнаружить. Несколько десятков таких групп галактик найдено в пределах 10-20 Мпк около нашей Галактики.

Ближайшее крупное скопление галактик находится в созвездии Девы на расстоянии ок. 20 Мпк. В его составе семь гигантских эллиптических галактик, в том числе радиогалактика Дева А, десять гигантских спиральных галактик, из которых ярчайшая -"Сомбреро". Всего в скопление входит около 200 галактик высокой и средней светимости. Примерно треть их эллиптические и линзообразные, остальные - спиральные галактики всех типов. Найдено также много карликовых эллиптических галактик, но неправильные галактики типа Магеллановых Облаков на таких расстояниях уже необнаружимы. Размеры скопления составляют ≈ 5 Мпк, центральная плотность - около 500 Г. на 1 Мпк³.

Скопления галактик состоят, как правило, из эллиптических и лннзообразных галактик, число спиральных галактик в них очень мало. Ярчайшими галактиками в скоплениях являются обычно линзообразные сверхгигантские системы (cD-галактики). Наиболее изучены два сравнительно близких сферических скопления галактик: скопление в Волосах Вероники (расстояние 125 Мпк) и скопление в Северной Короне (расстояние 350 Мпк). Самое далёкое скопление галактик, до которого определено расстояние, также находится в Волосах Вероники, до него 5200 Мпк. Только в самый крупный телескоп можно различить его ярчайшие члены.

Всего пока выявлено около 50 сверхскоплений, которые слагаются из десятков отдельных крупных скоплении галактик, но наряду с ними существуют и просто скопления галактик, не входящие в коллективы более высокого ранга.

Эволюция галактик

 

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, 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 звездные скопления. Они образовали сферические звёздные подсистемы в галактики. Рой быстрых звёзд и шаровых скоплений, существующий вокруг главного тела нашей современной Галактики, имеет, по-видимому, именно такую природу. После того как в галактике образовались звёзды, дальнейшее развитие галактики 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.

Проследим возможную дальнейшую эволюцию спиральных галактик на примере нашей звёздной системы - Галактики. 1-е поколение звёзд имело разный по длительности век: звёзды малой массы существуют и сейчас, а более массивные (например, с массами вдвое больше солнечной) быстро прожили свою жизнь. Чем массивнее звезда, тем сильней сжато вещество в её недрах, выше температура в центральной области и более интенсивно идут там термоядерные реакции (их мощность пропорциональна 15-20-й степени температуры). Массивная звезда относительно быстро сжигает имеющийся в ней запас ядерного горючего (водорода) и может окончить жизнь выбросом основной части своего вещества, обогащённого тяжёлыми элементами, в межзвёздную среду, что фиксируется наблюдателями с Земли как яркая вспышка сверхновой звезды, Газ, выброшенный звёздами в процессе их эволюции, вместе с газом, не вошедшим в звёзды 1-го поколения, под воздействием тяготения концентрируется преимущественно к галактические плоскости. В тех местах, где плотность газа оказывается высокой, возникают сначала газовые сгущения, а из них - звёзды нового поколения. В этих звёздах содержание тяжёлых элементов выше, чем в звёздах предыдущего поколения.

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 сферической подсистемы, 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 черная 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). Например, в гигантской туманности М81 видны тонкие спиральные рукава, тогда как в туманности М33, являющейся спиралью средних размеров, рукава значительно шире.

В зависимости от типа спиральные галактики имеют также разные скорости образования звёзд. Наибольшая скорость у типа Sc, наименьшая - у Sa. Высокая скорость звездообразования у первых связана ещё, по-видимому, с поступлением газа из галактических корон.

У эллиптических звёздных систем эволюционный путь должен быть проще. Вещество в них с самого начала не обладало значительным 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 эллиптические галактики должен быть равен скорости поступления газа из проэволюционировавших звёзд, в основном сверхновых звёзд, поскольку истечение вещества из звёзд в эллиптических галактиках незначительно. Годовая потеря газа звёздами в эллиптической галактике составляет по расчётам ≈0,1 m_c на галактику массой 10¹¹m_c. Из расчётов также следует, что центральные части эллиптической галактики из-за присутствия молодых звёзд должны быть голубее, чем периферийные области. Однако это 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.

Сравнивая количество звёзд разных поколений у большого числа однотипных галактик, можно установить возможные пути их эволюции. У более старых галактик наблюдается истощение запасов межзвёздного газа и снижение в связи с этим темпов образования и общего количества звёзд новых поколений. Зато в них много белых карликов - сверхплотных звёзд малых размеров, представляющих собой одну из последних стадий эволюции звёзд. В этом и заключается старение галактик. Следует отметить, что в начале эволюции галактики имели, по-видимому, более высокую светимость, т. к. в них было больше массивных молодых звёзд. Выявить эволюционное изменение светимости галактик можно в принципе, сравнивая светимости близких и очень далёких галактик, от которых свет идёт многие млрд. лет.

Внегалактическая астрономия пока ещё не дала определённого ответа на вопросы, связанные с возникновением скоплений галактик, в частности, почему в сферических скоплениях преобладают эллиптические и линзообразные системы. По-видимому, из относительно небольших облаков газа, не имевших вращательного момента, образовались сферические скопления с преобладанием эллиптических и линзообразных систем, также имеющих малый вращательный момент. А из больших облаков газа, обладавших существенным вращательным моментом, возникли скопления галактик, подобные Сверхскоплению в Деве. Здесь было больше вариантов распределения вращательного момента среди отдельных сгустков газа, из которых образовались галактики, и поэтому в таких скоплениях чаще встречаются спиральные системы.

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 захватывают и звёзды "посетителя". Предполагается, в частности, что cD-галактики, обладающие массивными гало, образовали их таким "каннибальским" путём.

По существующим расчётам, через 3 млрд. лет "каннибалом" станет и наша Галактика: она поглотит приближающееся к ней Большое Магелланово Облако.