Свойства галактик и методы их изучения

Звездные системы — галактики, состоят из очень большого числа звезд. Более близкие, наиболее хорошо изученные спиральные галактики имеют массы порядка 10 11 —10 12 Мс (здесь и далее Мс — масса Солнца). Встречаются галактики с массами 10 9 —10 10 Мс. Поми­мо звезд, в галактиках наблюдаются газовые (светлые) и пылевые (в основном темные) межзвездные облака. В начале XX в. американский астроном Э. Хаббл пред­ложил разделить все галактики на три основных клас­са: спиральные, эллиптические и неправильные. Эта классификация, основанная на’ внешних признаках, от­ражает и механические свойства галактик. Спиральные галактики, например, обладают быстрым вращением, тогда как скорости вращения эллиптических галактик невелики.

Сопоставление физических характеристик объектов, входящих в состав галактик, с пространственным рас­пределением этих объектов позволило выделить два их основных типа (или «населения» галактики). Оказа­лось, что имеются объекты, образующие сферическую (шаровые скопления, переменные звезды типа RR Ли­ры и т. д.) и плоскую (газовые туманности, голубые горячие звезды, пылевые облака) подсистемы галакти­ки. Различие характеристик «населений» галактики без­условно отражает различие в условиях их образования и эволюции. Так, концентрация газа в плоскости галак­тики безусловно вызвана вращением всей звездной си­стемы. Сферические подсистемы состоят преимущест­венно из желто-красных, по-видимому, старых звезд, то­гда как звезды плоских подсистем связаны с газовыми туманностями и, вероятно, образовались сравнительно недавно.

Одним из удивительных феноменов, обнаруженных в самом начале XX в. при изучении галактик, явилось их взаимное удаление. Причем, как обнаружил Э. Хаббл, галактики разбегаются со скоростью удаления, прямо пропорциональной расстоянию до галактики. В настоящее время принято считать, что разбегание га­лактик, связанное с общим расширением окружающей нас части Вселенной, есть результат специфических со­бытий, имевших место в очень отдаленном прошлом Вселенной. Отголоском этих «древних» событий (как иногда говорят, «большого взрыва») является теперь хо­рошо известное реликтовое излучение.

Разбегание галактик оказалось весьма «полезным» в том смысле, что с помощью соотношения Хаббла ста­ло возможным с большой точностью определять их рас­стояния. Этот метод определения расстояний до галак­тик основан на хорошо известном в физике принципе (эффекте) Доплера—Физо, впервые внедренном в аст­рономическую практику известным русским астрономом А. А. Белопольским.

Допустим, имеется какой-либо источник колебаний (оптических, радио- и т. д.). Если этот источник дви­жется относительно наблюдателя, то частота колеба­ний в системе координат наблюдателя будет меняться согласно этому принципу на величину, зависящую от отношения скорости движения источника к скорости све­та. При удалении источника частота его излучения (ко­лебаний) уменьшается, при приближении — увеличива­ется. Если пользоваться не частотой, а длиной волны, то в системе координат наблюдателя движение источ­ника будет описываться формулой дельта y/y = v/c, где дельта y — разность между смещенной и истинной длинами волн, v — скорость источника, с — скорость света. Поскольку галактики разбегаются, частоты их излучения должны уменьшаться, а длины волн расти. В этом случае гово­рят о так называемом «красном смещении» линий в их спектрах z = дельта y/y. Зная величину этого красного смеще­ния для данной галактики, мы можем определить рас­стояние до нее, пользуясь формулой Хаббла D = cz/H, где Н — постоянная Хаббла (или параметр Хаббла). Численное значение Н определяется из наблюдений, ко­торые дают только приближенную, величину этого пара­метра. К настоящему времени удалось сузить область возможных значений постоянной Хаббла до интервала H = 55—80 (км/с)/Мпс. В данной брошюре будет исполь­зовано значение постоянной Хаббла H = 75 (км/с)/Мпс = 1,33-10 -18 с -1 .

Рассмотрим теперь основные методы исследования физических характеристик галактик. Довольно просто— с помощью фотографических или более точных фото­электрических измерений — измеряются цвета галактик. Они дают возможность построить распределение энер­гии излучения галактик (а также входящих в них от­дельных звезд). Цвет излучения небесных тел тесно связан с таким важным физическим параметром, как температура: более горячие звезды — голубые, более холодные — красные. Например, более красные «коро­ны» галактик указывают на то, что они состоят из хо­лодных звезд, а в более голубые их плоские диски и спирали должны входить горячие голубые звезды. Цве­товые характеристики можно измерять не только в оптическом, но и инфракрасном, рентгеновском и дру­гих диапазонах электромагнитного спектра.

Одним из очень информативных методов исследова­ния излучения небесных тел (в том числе галактик) яв­ляется спектральный метод. Если сфотографировать спектр галактики с помощью спектрографа (ввиду сла­бости блеска далеких галактик для этого необходимо использовать достаточно большие телескопы), то мы на фоне непрерывного спектра увидим набор спектраль­ных линий — светлых и темных. Звезды, подобные Солн­цу, имеют так называемый абсорбционный спектр, для которого характерно наличие узких темных линий, со­ответствующих различным химическим элементам и воз­никающих в верхних, наиболее холодных слоях звезд­ной атмосферы. Таковы спектры большинства обычных звезд. Спектр излучения всей галактики также является абсорбционным, так как он вызван суммарным излуче­нием входящих в галактику звезд.

Другой составной элемент галактик — межзвездный газ (газовые облака обычно наблюдаются вдоль спи­ральных рукавов) дает светлые так называемые эмис­сионные линии. Их излучение определяется спецификой свечения межзвездного газа, перерабатывающего излу­чения близко расположенных горячих звезд. Отождеств­ление спектральных линий тех или иных химических элементов (или ионов) позволяет судить о химическом составе излучающего вещества (звезд и газа, входя­щих в галактику).

Очень ценную информацию при спектральных на­блюдениях галактик можно получить, используя прин­цип Доплера. Например, при наблюдении вращающей­ся галактики, видимой под некоторым углом (в направ­лении оси вращения эффект Доплера ничего не дает), одна из частей галактики будет удаляться от нас, а другая — приближаться. В силу эффекта Доплера спек­тральные линии излучения удаляющейся части галак­тики должны сдвинуться в длинноволновую часть спект­ра, а линии излучения приближающейся части — в ко­ротковолновую. Спектральная линия в результате ста­нет наклонной, и величина этого наклона позволяет определять скорость вращения данной галактики.

Используя эффект Доплера, можно получить еще один вид информации с помощью анализа так называ­емых профилей (или контуров) спектральных линий галактик. Дело в том, что излучение галактики (в том числе и спектральные темные линии поглощения) яв­ляется суммарным излучением (спектром) звезд. Одна­ко если бы все звезды в галактике были неподвижны друг относительно друга, то линии в их спектрах были бы узкими (как в спектре отдельной звезды). Но звез­ды движутся в галактиках, и направления их скоростей различны, а тогда в силу эффекта Доплера это должно приводить к расширению (или «размытию») линий в спектре излучения всей галактики. Изучая профили спектральных линий, можно определить величину этого расширения и тем самым пространственные скорости отдельных звезд, входящих в галактику.

Другим примером проявления действия эффекта Доплера является такой грандиозный астрономический феномен, как взрыв сверхновой звезды. Феномен сверх­новых звезд весьма необычен и загадочен. По-видимо­му, в конце своей жизни некоторые звезды внезапно взрываются, сбрасывая оболочку, разлетающуюся с огромными скоростями (до 10 тыс. км/с) в окружающее пространство. Разлет элементов газа расширяющейся оболочки в силу эффекта Доплера меняет частоту и дли­ну волны излучения (для наземного наблюдателя). Ес­ли сфотографировать спектры сверхновых, то мы уви­дим широкие спектральные линии, соответствующие скоростям разлета газа.

Рассмотрим теперь основные механизмы излучения небесных тел. Излучение звезд (и галактик), как пра­вило, является тепловым (или планковским), т. е. обыч­ным излучением «горячей» среды, характеризуемой так называемым равновесным (максвелловским) распреде­лением скоростей частиц. Тепловым является и излуче­ние газовых туманностей в галактиках. Однако сущест­вуют в природе и неравновесные, или нетепловые, меха­низмы излучения. Наиболее известным из них является так называемое синхротронное излучение, названное так в связи с тем, что оно впервые наблюдалось в уско­рителях синхротронного типа. Это излучение генериру­ется релятивистскими электронами (т. е. движущимися со скоростями, близкими к скорости света) в магнитных полях. Хорошо известным источником синхротронного излучения на небе является знаменитая Крабовидная туманность — остаток вспышки сверхновой в созвездии Тельца. Внегалактические источники синхротронного излучения обнаружены, как мы увидим дальше, в так называемых радиогалактиках (радиоизлучение обыч­ных галактик является, естественно, тепловым).

Обратимся теперь непосредственно к теме нашей брошюры — нестационарным явлениям в галактиках.