З винаходом радіотелескопів, наприклад, астрономи можуть “зазирнути” на відстані, які ще в 40-х роках XX століття здавалися недоступними. Однак необхідно собі чітко уявляти неосяжну величину цього шляху й ті колосальні труднощі, із якими ми ще зустрінемося на шляху до зір
Одним із найбільш важливих і складних в астрономії є вивчення будови й еволюції галактик. Починаючи з XVII століття, коли Галілей побачив у телескоп Молочний Шлях, найважливішою метою астрономів стало його вивчення. Лише в XIX ст. вдалося зрозуміти, що Молочний Шлях – єдина система, що містить у собі усі видимі зорі. На рівних правах з усіма входить до цієї системи наше Сонце, Земля й планети, причому розташовуються вони на її окраїні.
Зоряну систему, яку ми називаємо Молочним Шляхом і бачимо зсередини, астрономи визначили як Галактику (грецьк. “галактикос” означає “молочний”). З початку XX ст. галактики стали предметом космогонічних досліджень, коли була встановлена їхня дійсна природа і виявилося, що це не туманності у вигляді хмар газу й пилу, а величезні світи зір, розташованих на дуже великих відстанях від нас.
Виявилося, що Галактика має досить правильну будову й форму, складається з диска, гало (від “круглий”) і корони. Диск являє собою ніби два стулені краї тарілки і складає в діаметрі близько 100 тис. світлових років. Він утворений зорями, що усередині цього утворення рухаються по майже кругових орбітах навколо центру Галактики.
У гало зорі заповнюють ледь сплюснутий сферичний обшир і рухаються уздовж не кругових, а сильно витягнутих орбіт. Площини цих орбіт проходять через центр Галактики і за різними напрямками розподілені більш-менш рівномірно. Диск і оточуюче його гало занурені в корону. Радіуси диска й гало майже рівні за величиною.
Радіус корони в багато разів перевищує ці відстані. Корона безбарвна і визначити її радіус можна тільки за створюваним нею тяжінням, що діє на видимі зорі і хмари газу, які випромінюють світло. Маса корони в кілька разів більша за масу всіх разом узятих зір, що знаходяться в диску й гало. Дуже важко вивчати невидиму корону, тому що ми не знаємо, з чого вона складається.
Якщо припустити, що її маса складається з нейтрино, то фізикам спочатку потрібно з’ясувати, чи є в цієї дрібної частинки маса спокою, тобто така маса, якою частинка володіє в стані, коли вона не рухається, а стоїть на місці. (Більшість елементарних частинок таку масу мають). Якщо вчені знайдуть масу спокою нейтрино, можливо, вони обчислять масу корони.
За останні десятиліття в області космології прояснилося чимало з того, що стосується передісторії галактик і зір, фізичного стану розрідженої речовини, із якої вони формувалися. Сучасна космологія ґрунтується на ідеї Ньютона – гравітаційній нестійкості, усі частки речовини створюють ті або інші згущення різної маси й масштабів. У Всесвіті протягом тривалого часу відбувався розподіл і рух речовини, поки не утворилися сильні неоднорідності – протоскупчення, у яких рух речовини набував завихрення.
Протоскупчення через гравітаційну нестійкість розпадалися на окремі згущення, які одержали назву “протогалактики”. Фрагментація протогалактичних хмар через дію гравітаційної нестійкості призводила до виникнення перших зір, а хмари перетворювалися на зоряні системи – галактики. Ті з них, що оберталися найшвидше, отримували двокомпонентну структуру: у них формувалися гало більш-менш сферичної форми й диск, у якому виникали спіральні рукави, де й дотепер триває народження зір.
Протогалактики з повільнішим обертанням або повною його відсутністю перетворювалися на еліптичні або неправильні галактики. Одночасно з цим процесом відбувалося формування великомасштабної структури Всесвіту – виникали надскупчення галактик, що з’єднувалися своїми краями на зразок комірок бджолиних стільників.
На початку XX ст. Хаббл класифікував структуру галактик, у результаті чого тепер розрізняють три класи галактик.
- Еліптичні галактики (Е) – мають еліпсоїдну форму.Тут можна навести як приклад кільцеву туманність у сузір’ї Ліри, що знаходиться від нас на відстані 2100 світлових років. Складається вона зі світлоносного газу, що оточує центральну зорю. Ця оболонка утворилася тоді, коли постаріла зоря “відпустила” у простір газові покриви. Зоря стиснулася й перейшла в стан білого карлика, подібного за розміром до нашої планети, а за масою – до Сонця.
- Спіральні галактики– дві порівняно яскраві, розташовані по спіралі, гілки, що виходять або з яскравого ядра (такі галактики позначаються S), або з кінців світлої перемички, яка перетинає ядро (позначаються – SB). Як приклад можна розглянути спіральну галактику М51 у сузір’ї Гончих Псів, відстань до якої сягає близько 8 млн. світлових років. На кінці спіральної гілки є стовщення – це самостійна неправильної форми галактика. Окремі яскраві зорі знаходяться в нашій галактиці.
- Іррегулярні (неправильні) галактики (І) – мають неправильніформи.Яскравим прикладом є Велика Магелланова хмара, що знаходиться від нас на відстані 165 тис. світлових років і є найближчою до нас галактикою. Поруч із нею розташована менша галактика – Мала Магелланова хмара. Обидві ці галактики є супутниками нашої галактики.
Хаббл, класифікуючи спіралі, розрізняв групи (Sa, Sb, Sc), причому критерієм такого поділу виступав характер спіральних гілок. В одних гілки були аморфними, в інших – трохи клоччастими, у третіх – дуже клоччастими, а ядро завжди невелике й неяскраве.
У середині XX ст. американський астроном У. Бааде встановив, що клоччастість спіральних гілок і їхня блакить тим вища, чим вищий у них вміст і скупчення гарячих блакитних зір і дифузійних туманностей. Центральні частини спіральних галактик мають жовтіший, ніж гілки, колір і містять старі зорі (населення другого типу, за Бааде, або населення сферичної складової), тоді як пласкі спіральні гілки складаються з молодих зір (населення першого типу, або населення плоскої складової).
Щільність розподілу зір у просторі зростає з наближенням до екваторіальної площини спіральних галактик. Ця площина є площиною симетрії системи, і більшість зір при своєму обертанні навколо центру галактики залишається поблизу неї; періоди обертання складають 107-10′ років. При цьому внутрішні частини обертаються як тверде тіло, а на периферії кутова й лінійна швидкості обертання зменшуються з віддаленням від центру. Однак у деяких випадках ще менше ядерце, яке знаходиться усередині ядра (“керн”), обертається найшвидше. Аналогічно обертаються і неправильні галактики, які є також плоскими зоряними системами.
Еліптичні галактики складаються із зір другого типу населення. Обертання виявлене лише в найбільш стиснутих із них. Космічного пилу в них, як правило, немає, чим вони відрізняються від неправильних і особливо від спіральних галактик, у яких поглинаюча світло пилова речовина міститься у великій кількості. Вона складає від декількох тисячних до сотої частки повної їхньої маси. Унаслідок концентрації пилової речовини до екваторіальної площини, вона утворює темну смугу в галактик, які повернені до нас ребром і мають вигляд веретена.
Радіоастрономічні спостереження дозволили знайти в галактиках скупчення нейтрального водню. Маса його відносно мала в спіральних галактиках типу Sa, сягає декількох відсотків у Sb і доходить до 10% від маси зір у галактиках Sc, а також у неправильних галактиках.
В основному, нейтральний водень – головна частина газової складової галактик – розташований у вузькому екваторіальному шарі, але окремі хмари спостерігаються і далеко від нього, де немає досить гарячих зір, здатних іонізувати його і призвести до стану світіння.
Наступні спостереження показали, що описана класифікація недостатня, щоб систематизувати все різноманіття форм і властивостей галактик. Так, були виявлені галактики, що посідають у певному розумінні проміжне положення між спіральними й еліптичними галактиками (позначаються So). Ці галактики мають величезне центральне згущення й оточуючий його плаский диск, але спіральні гілки відсутні. У 60-х роках XX століття були відкриті численні пальцеподібні й дископодібні галактики з усіма градаціями великої кількості гарячих зір і пилу. Ще в 30-х роках XX століття було відкрито еліптичні карликові галактики в сузір’ях Печі й Скульптора з украй низькою поверхневою яскравістю, настільки малою, що ці, одні з найближчих до нас, галактики навіть у центральній своїй частині ледь вирізняються на фоні неба.
З іншого боку, на початку 60-х років XX століття було відкрито безліч далеких компактних галактик, із яких найбільш віддалені за своїм виглядом не відрізняються від зір навіть у найсильніші телескопи. Від зір вони різняться спектром, у якому видно яскраві лінії випромінювання з величезними червоними зсувами, що відповідають таким великим відстаням, на яких навіть найяскравіші поодинокі зорі не можуть бути видимими. На відміну від звичайних далеких галактик, які через поєднання справжнього розподілу енергії в їхньому спектрі й червоного зсуву виглядають червонуватими, найкомпактніші галактики (вони називаються також квазозоряними галактиками) мають блакитнуватий колір.
Як правило, ці об’єкти в сотні разів яскравіші за звичайні надгігантські галактики, але є й слабкіші. У багатьох галактик виявлене радіовипромінювання нетеплової природи, що виникає, відповідно до теорії російського астронома Й. С. Шкловського, при гальмуванні в магнітному полі електронів і важчих заряджених частинок, що рухаються зі швидкостями, близькими до швидкості світла (так зване синхротронне випромінювання). Такі швидкості часточки одержують у результаті грандіозних вибухів “усередині галактик.
Компактні далекі галактики, що мають могутнє нетеплове радіовипромінювання, називаються N-галактиками.
Зіркоподібні джерела з таким радіовипромінюванням називаються квазарами (квазозоряними радіоджерелами), а галактики, що мають могутнє радіовипромінювання і помітні кутові розміри, – радіогалактиками. Усі ці об’єкти надзвичайно далекі від нас, що ускладнює їх вивчення. Радіогалактики з особливо потужним нетепловим радіовипромінюванням мають переважно еліптичну форму, зустрічаються і спіральні.
Великий інтерес становлять так звані галактики Сейферта. У спектрах їхніх невеликих ядер міститься надзвичайно багато широких яскравих смуг, які свідчать про могутні викиди газу з їхнього центру зі швидкостями, що досягають кількох тисяч км/с. У деяких галактиках Сейферта виявлене дуже слабке нетеплове радіовипромінювання. Не виключено, що й оптичне випромінювання таких ядер, як і у квазарах, обумовлене не зорями, а також має нетеплову природу. Можливо, потужне нетеплове радіовипромінювання – тимчасовий етап у розвитку квазозоряних галактик.
Близькі до нас радіогалактики вивчені повніше, зокрема методами оптичної астрономії. У деяких із них виявлені поки ще не пояснені до кінця особливості. Так, в еліптичній галактиці Цента А виявлена надзвичайно могутня темна смуга уздовж її діаметра. Ще одна радіогалактика складається з двох еліптичних галактик, близьких одна до одної і з’єднаних перемичкою, що складається із зір.
При вивченні неправильної галактики М82 у сузір’ї Великої Ведмедиці американські астрономи А. Саидж і Ц. Ліндс у 1963 році дійшли висновку, що в її центрі близько 1,5 мільйона років тому відбувся грандіозний вибух, у результаті якого в усі боки зі швидкістю близько 1000 км/с були викинуті струмені гарячого водню.
Опір міжзоряного середовища перешкодив поширенню струменів газу в екваторіальній площині, і вони потекли переважно удвох протилежних напрямках уздовж осі обертання галактики. Цей вибух, очевидно, породив і безліч електронів зі швидкостями, близькими до швидкості світла, що спричинили нетеплове радіовипромінювання.
Задовго до виявлення вибуху в М82 для пояснення інших численних фактів радянський астроном В. А. Амбарцумян висунув гіпотезу про можливості вибухів у ядрах галактик. На його думку, така речовина і зараз знаходиться в центрі деяких галактик, і вона може поділятися на частини при вибухах, які супроводжуються сильним радіовипромінюванням.
Таким чином, радіогалактики – це галактики, у яких ядра знаходяться в процесі розпаду. Викинуті щільні частини продовжують дробитися, можливо, утворюють нові галактики-сестри або супутники галактик меншої маси. При цьому швидкості розлітання уламків можуть сягати величезних значень. Дослідження показали, що чимало груп і навіть скупчення галактик розпадаються: їхні члени необмежено віддаляються один від одного так, ніби вони всі були породжені вибухом.
Не пояснені ще також причини утворення так званих взаємодіючих галактик, виявлених у 1957-1958 роках радянським астрономом Б. О. Воронцовим-Вільяминовим. Це пари або тісні групи галактик, у яких один або кілька членів мають наявні викривлення форми, придатки; іноді вони занурені у спільний світлоносний туман. Спостерігаються також тонкі перемички, що з’єднують пари галактик, і “хвости”, спрямовані убік від сусідньої галактики, ніби відштовхнуті нею. Перемички іноді бувають подвійними, що свідчить про те, що викривлення форм взаємодіючих галактик не можна пояснити приливними явищами. Часто велика галактика однією зі своїх гілок, іноді деформованою, з’єднується із супутником. Усі ці деталі, як і самі галактики, складаються із зір й іноді дифузійної матерії.
Часто галактики зустрічаються в просторі парами і більшими групами, іноді у вигляді скупчень, що містять сотні галактик.
Наша Галактика з Магеллановими хмарами і з іншими найближчими галактиками складають, імовірно, також окреме місцеве скупчення галактик. Магелланові хмари і наша галактика, очевидно, занурені в спільну для них водневу хмару. Групи й скупчення різноманітні за типами галактик, що входять до них. Іноді до них входять тільки спіральні й неправильні, іноді – тільки еліптичні галактики, іноді ж – і ті й інші. Найближчими до нас є розріджена хмара галактик у Великій Ведмедиці й неправильні скупчення в сузір’ї Діви. Вони містять галактики всіх типів. Надзвичайно багате й компактне скупчення галактик Е і So, Що знаходиться в сузір’ї Волосся Вероніки, нараховує тисячі членів. Світності й Розміри галактик вельми різноманітні.
Галактики-надгіганти мають світності, що у 10 разів перевищують світність Сонця,квазари в середньому ще в 100 разів яскравіші; а найслабкіші з відомих галактик-карликів можна порівняти зі звичайними кульовими зоряними скупченнями в нашій галактиці. їхня світність складає близько 1/10 світності Сонця.
Розміри галактик вельми різноманітні й коливаються від десятків парсеків до десятків тисяч парсеків. Простір між галактиками, особливо усередині скупчень галактик, очевидно, містить іноді космічний пил. Радіотелескопи не виявляють у них відчутної кількості нейтрального водню, але космічні промені пронизують його наскрізь так само, як і електромагнітне випромінювання.
Відомо близько 1,5 тисячі яскравих галактик (до 13-ої зоряної величини). У “Морфологічному каталозі галактик” (який складається з чотирьох томів), складеному ще в СРСР (публікація закінчена в 1968 році), містяться відомості про 30 тисяч галактик, які яскравіші за 15-ту зоряну величину. Вони охоплюють 3/4 усього неба. П’ятиметровому телескопу доступно кілька мільярдів галактик до 21-ої зоряної величини. Такі галактики відрізняються від найслабших зір лише легкою розмитістю зображення.
Галактика складається з безлічі зір різних типів, а також зоряних скупчень і асоціацій, газових і пилових туманностей, окремих атомів і частинок, розсіяних у міжзоряному просторі. Більша їх частина займає обшир лінзоподібної форми діаметром близько ЗО і завтовшки близько 4 кілопарсеків (відповідно близько 100 тисяч і 12 тисяч світлових років). Менша частина заповнює майже сферичний об’єм із радіусом близько 15 кілопарсеків (близько 50 тисяч світлових років).
Усі компоненти галактики пов’язані в єдину динамічну систему, що обертається навколо малої осі симетрії. Земному спостерігачеві, що знаходиться усередині галактики, вона здається широкою білястою (ніби молочною) смугою Молочного Шляху (звідси і її назва – “Галактика”) з усією безліччю окремих зір, які спостерігаються на небі.
Зорі і міжзоряна газопилова матерія заповнюють обшир галактики нерівномірно: найбільше вони сконцентровані біля площини, яка перпендикулярна до осі обертання галактики і є площиною її симетрії (так званою галактичною площиною). Поблизу лінії перетину цієї площини з небесною сферою (галактичного екватора) і видно Молочний Шлях, середня лінія якого являє собою майже велике коло, тому що Сонячна система знаходиться неподалік від цієї площини.
Молочний Шлях являє собою скупчення величезної кількості зір, що зливаються в широку білясту смугу; однак зорі, що проектуються на небі поруч, віддалені одна від одної в просторі на величезні відстані, які виключають їх зіткнення, незважаючи на те, що вони рухаються з великими швидкостями (десятки й сотні км/с) у напрямку полюсів галактики (її північний полюс знаходиться в сузір’ї Волосся Вероніки). Загальна кількість зір у галактиці оцінюється в 100 мільярдів.
Міжзоряна речовина розсіяна в просторі також нерівномірно, концентруючись переважно поблизу галактичної площини у вигляді глобул, окремих хмар і туманностей (від 5 до 20-30 парсеків у діаметрі), їхніх комплексів або аморфних дифузійних утворень Особливо могутні, відносно близькі до нас темні туманності здаються неозброєному оку темними прогалинами неправильних форм на фоні смуги Молочного Шляху, дефіцит зір у них є результатом поглинання світла цими не світними пиловими хмарами.
Чимало міжзоряних хмар освітлені близькими до них зорями великої світності й постають у вигляді світлих туманностей, тому що світяться або відбитим світлом (якщо складаються з космічних порошин), або в результаті збудження атомів і наступного випромінювання ними енергії (якщо туманності газові).
Наш час із повною підставою називають золотим століттям астрофізики: чудові й найчастіше несподівані відкриття у світі зір приходять зараз одне за одним. Сонячна система стала в останній час предметом прямих експериментальних, а не тільки спостережних досліджень.
Польоти міжпланетних космічних станцій, орбітальних лабораторій, експедиції на Місяць принесли безліч нових конкретних знань про Землю, навколоземний простір, планети, Сонце. Ми живемо в епоху разючих наукових відкриттів і великих здійснень. Найнеймовірніші фантазії зненацька швидко реалізуються.
Здавна люди мріяли розгадати таємниці галактик, розкиданих у безмежних просторах Всесвіту. Доводиться тільки дивуватися, як швидко наука висуває різні гіпотези і відразу їх спростовує. Однак астрономія не стоїть на місці: з’являються нові способи спостереження, модернізуються старі.
З винаходом радіотелескопів, наприклад, астрономи можуть “зазирнути” на відстані, які ще в 40-х роках XX століття здавалися недоступними. Однак необхідно собі чітко уявляти неосяжну величину цього шляху й ті колосальні труднощі, із якими ми ще зустрінемося на шляху до зір.
Нашли опечатку? Выделите и нажмите CTRL+Enter
