Галактики. Методы определения характеристик галактик

Наблюдаемые части Вселенной обнаруживают огромное число объектов (десятки тысяч), подобных нашей Галактике. Эти объекты получили название галактик. Вид галактик чрезвычайно разнообразен.

Все галактики принято делить на 4 типа:

1. Спиральные галактики (S-галактики) — самый распространенный тип (их около половины). Типичными представителями являются наша Галактика и туманность Андромеды (рис. 6.8). В них наблюдается структура в виде характерных спиральных ветвей.

2. Эллиптические галактики (E-галактики) — составляют около ¼ от числа наблюдаемых объектов. Имеют форму эллипсоидов без резких границ (рис. 6.9). Яркость плавно увеличивается от периферии к центру, а внутренняя структура, как правило, отсутствует.

3. Неправильные галактики (Ir-галактики) — характеризуются отсутствием центральных уплотнений и симметричной структуры, а также низкой светимостью и относительно высоким содержанием нейтрального водорода. Примером галактик этого типа являются Магеллановы Облака (рис. 6.10 и 6.11).

4. Линзовидные галактики (S0-галактики) — внешне похожи на эллиптические, но в отличие от них имеют звёздный диск.

Основными характеристиками галактик являются размеры, светимость и масса. Определение этих основных характеристик непосредственно связано с определением расстояний до галактик.

Существует несколько способов определения расстояний до галактик. Легче всего это можно сделать, если в галактике наблюдаются хорошо изученные объекты, светимость которых мы знаем. Так, например, светимость цефеид известна по соотношению период-светимость (см. § 5.13). У новых звезд абсолютная звездная величина в максимуме около -8^m,5, у ярчайших шаровых скоплений она достигает -9^m, а сверхновых до -20^m. В этих случаях для определения расстояний достаточно найти видимую звездную величину объекта с известной светимостью (если он наблюдается в галактике) и вычислить модуль расстояния, не забывая при этом учитывать влияние межзвездного поглощения света.

Самый важный эмпирический метод нахождения расстояний до галактик, который применим и для очень далеких объектов, основан на определении величины красного смещения линий в их спектрах. Это явление заключается в том, что все спектральные линии в спектрах далеких галактик оказываются смещенными к красному концу (см. § 6.7).

Установлено, что самыми близкими к нам галактиками являются Большое и Малое Магеллановы Облака. Расстояния до них равны соответственно 52 кпс и 54 кпс.

Линейные размеры галактик с известными расстояниями получаются непосредственно на основании видимого углового их размера (см. метод, описанный в § 2.4). Поскольку у большинства галактик нет резких границ и звездная плотность постепенно убывает с расстоянием от центра, результат определения видимых их размеров зависит от того, до какой предельной поверхностной яркости они наблюдаются. Диаметры наиболее крупных галактик составляют 50-70 кпс. Большинство наблюдаемых галактик имеют диаметр 20-40 кпс. Встречаются, однако, и карликовые системы, размеры которых на один-два порядка меньше.

Рисунок 6.8.Спиральная галактика M31 (Туманность Андромеды).	Рисунок 6.9.Эллиптическая галактика M87 в созвездии Девы.
Рисунок 6.10.Большое Магелланово Облако.	Рисунок 6.11.Малое Магелланово Облако.

Светимость галактик. Знание расстояния r позволяет найти светимость галактики, если измерена ее видимая звездная величина т (см. § 5.3).

Наиболее крупные галактики имеют абсолютную звездную величину M от -21^m до -23^m, неправильные галактики ¾ от -18^m до -19^m. Светимости же галактик находятся в пределах от 10⁵ до 10¹¹ и более светимостей Солнца.

Массы галактик. Наблюдения показывают, что все спиральные галактики вращаются вокруг некоторой оси. Это вращение проявляется в эффекте Доплера, в результате чего спектральные линии излучения галактики имеют некоторую ширину. Если измерить скорость вращения, то можно найти массу галактики. Для грубой оценки массы предполагается, что периферийные части галактики вращаются по законам Кеплера. Если линейную скорость вращения обозначить через V, то, приравнивая центростремительное и гравитационное ускорения, получим, что масса галактики M равна

,

(6.10)

где R ¾ линейный радиус галактики, G ¾ гравитационная постоянная.

Как показывают наблюдения, эллиптические галактики не вращаются. Однако замечено, что звезды в этих галактиках движутся хаотично с большими скоростями. Предполагая, что галактика находится в равновесии и не рассеивается в пространство, можно показать, что масса галактики

,

(6.11)

где ¾ средний квадрат скорости звезд в галактике.

Если известна зависимость скорости вращения от расстояния до центра, то, в принципе, удается вычислить распределение масс в галактике.

Массы двойных галактик оцениваются тем же методом, что и массы двойных звезд, т.е. по скоростям их относительных движений, которые можно определить по доплеровским смещениям спектральных линий.

Массы большинства наблюдаемых галактик заключены в пределах 10⁹-10¹² масс Солнца. Если исключить карликовые системы, то среднее значение масс оказывается равным 10¹¹ масс Солнца.

Дата добавления: 2013-12-12