Из крупных звездных систем поблизости нас находится туманность Андромеды (М31) - спиральная галактика, в 2,6 раза превосходящая по размеру наш дом - галактику Млечный Путь: ее диаметр - 260 тысяч световых лет. Туманность Андромеды находится на расстоянии 2,5 млн. световых лет (772 килопарсек) от нас, а ее масса составляет 300 млрд. масс Солнца. В ее состав входит около триллиона звезд (для сравнения: в составе Млечного Пути - около 100 млрд звезд).

Туманность Андромеды - самый удаленный от нас космический объект, который можно наблюдать на звездном небе (северного полушария) невооруженным глазом даже в условиях городской засветки - она выглядит как светящийся размытый овал. При этом следует помнить, что из-за того, что свет от галактики Андромеды идет к нам 2,5 млн. лет, мы видим ее такой, какой она была 2,5 миллиона лет назад, и не знаем, как она выглядит в настоящий момент.




Б - галактика Андромеды в ультрафиолетовых лучах

Астрономы выяснили, что галактика Андромеды и наша Галактика приближаются друг к другу со скоростью 100-140 км/с. Приблизительно через 3-4 миллиарда лет, возможно, произойдёт их столкновение и тогда они сольются в одну гигантскую галактику. Тех, кого беспокоит судьба Солнечной системы в результате этого столкновения, спешим успокоить: какого-либо воздействия на Солнце и планеты, вероятнее всего, не произойдёт. Процессы слияния галактик не сопровождаются катастрофическими звездными столкновениями, так как расстояния между звездами очень велики по сравнению с размерами самих звезд.

Однако не стоит думать, что процесс слияния галактик, растянутый на миллионы лет, происходит без драматических эффектов. При сближении двух галактик первыми соприкасаются облака межзвёздного газа. Из-за быстрого взаимопроникновения их плотность резко возрастает, они разогреваются, и растущее давление превращает эти газопылевые облака в центры формирования новых звёзд. Начинается бурный, взрывоподобный процесс звездообразования, сопровождающийся вспышками, взрывами и выбрасыванием наружу чудовищно протяжённых струй пыли и газа.



Однако вернемся к нашим соседям. Вторая ближайшая к нам спиральная галактика - М33. Она находится в созвездии Треугольника и удалена от нас на 2,4 млн. световых лет. По диаметру она в 2 раза меньше Млечного Пути и в 4 раза меньше галактики Андромеды. Ее тоже можно увидеть невооруженным глазом, но только в безлунную ночь и вне города. Она выглядит как тусклое туманное пятнышко между α Треугольника и τ Рыб.




А - положение галактики на звездном небе
Б - галактика Треугольника (фото NASA в ультрафиолете и видимом диапазоне)

Все остальные галактики нашего ближайшего окружения - это карликовые эллиптические и неправильные галактики. Из ближайших к нам неправильных галактик наибольший интерес представляют две: Большое и Малое Магеллановы Облака .

Магеллановы Облака являются спутниками нашей Галактики Млечный Путь. Они тоже видны невооруженным глазом, правда, только в южном полушарии. Большое Магелланово облако находится в созвездии Золотой Рыбы. Оно удалено от нас на 170 тысяч световых лет (50 килопарсек), его диаметр 20 тысяч световых лет, и оно содержит порядка 30 миллиардов звезд. Несмотря на принадлежность к типу неправильных галактик, Большое Магелланово Облако имеет структуру, близкую к пересеченным спиральным галактикам. В нем есть все те типы звезд, которые известны в Млечном Пути. В Большом Магеллановом облаке обнаружен еще один интересный объект - один из ярчайших среди известных газопылевой комплекс протяженностью в 700 световых лет - туманность Тарантул , очаг бурного звездообразования.



Съемка с помощью телескопа TRAPPIST (Обсерватория Ла-Силья, Чили)

Малое Магелланово Облако в 3 раза меньше Большого и тоже напоминает собою пересеченную спиральную галактику. Оно расположено в созвездии Тукана, по соседству с Золотой Рыбой. Расстояние от нас до этой галактики 210 тысяч световых лет (60 килопарсек).



Магеллановы Облака окружены общей оболочкой из нейтрального водорода, которую называют Магелланова Система.

Оба Магелланова облака являются жертвами галактического каннибализма со стороны Млечного пути: гравитационное воздействие нашей Галактики постепенно разрушает их и притягивает к себе вещество этих галактик. Отсюда и неправильная форма Магеллановых Облаков. Специалисты считают, что это остатки двух небольших галактик в процессе постепенного исчезновения. По подсчетам астрономов, в ближайшие 10 миллиардов лет Млечный Путь полностью поглотит все вещество Магеллановых Облаков. Между самими Магеллановыми облаками происходят похожие процессы: за счет своей гравитации Большое Магелланово облако "ворует" миллионы звезд из Малого Магелланова облака. Возможно, этот факт объясняет высокую звездообразовательную активность в туманности Тарантул: эта область находится как раз на пути потока газа, который вытягивает гравитация Большого Магелланова облака из Малого.

Таким образом, на примере происходящего в окрестностях нашей Галактики вы снова можете убедиться, что слияние галактик и поглощение малых галактик более крупными - вполне обыденное явление в галактической жизни.

Наша Галактика, галактика Андромеды и галактика Треугольника составляют группу галактик, связанных между собой гравитационным взаимодействием. Ее называют Местная группа галактик . Размер Местной группы - 1,5 мегапарсек в поперечнике. Кроме трех крупных спиральных галактик, в Местную группу входит более 50 карликовых и неправильных (по форме) галактик. Так, у галактики Андромеды есть, по меньшей мере, 19 галактик-спутников, у нашей Галактики известно 14 спутников (по состоянию на 2005 год). Помимо них, в Местную группу входят другие карликовые галактики, не являющиеся спутниками крупных галактик.

Разделить на социальные группы, наша галактика Млечный Путь будет принадлежать к крепкому «среднему классу». Так, она относится к самому распространенному виду галактик, но в то же время не является средней по размеру или массе. Галактик, которые мельче Млечного Пути, больше чем тех, что крупнее его. Еще наш «звездный остров» обладает как минимум 14-ю спутниками - другими карликовыми галактиками. Они обречены кружить вокруг Млечного Пути, пока не будут им поглощены, или же не улетят прочь от межгалактического столкновения. Ну и пока что это единственное место, где наверняка существует жизнь - то есть мы с вами.

Но еще Млечный путь остается наиболее загадочной галактикой во Вселенной: находясь на самом краю «звездного острова», мы видим лишь часть из миллиардов его звезд. А галактики и вовсе невидимо - оно закрыто плотными рукавами звезд, газа и пыли. О фактах и тайнах Млечного Пути и пойдет сегодня речь.

> Ближайшая к нам галактика

Какая галактика находится ближе всех к Млечному Пути: спиральная Андромеда, карликовая галактика в Большом Псе, расстояние, карта галактик, исследование с фото.

Стоит понимать, что наша галактика не уникальна в плане своего формирования. То есть, существует еще много подобных, объединенные в конкретные группы. Млечный Путь приютила Местная Группа (54 галактики), которая выступает частью . Так что мы не одиноки.

Многие считают, что галактика Андромеды расположена ближе всех, потому что они с Млечным Путем проходят сквозь процесс столкновения и слияния. Но если говорить более научно, то это ближайший представитель спирального типа. Дело в том, что карликовый был открыт не так давно, поэтому пора пересмотреть свои познания.

Какая галактика ближе всех

Сейчас карликовая Галактика в Большом Псе - ближайшая галактика к Млечному Пути. Она отдалена от центра на 42000 световых лет и на 25000 световых лет от системы.

Характеристики ближайшей к нам галактики

Полагают, что она вмещает миллиард звезд, многие из которых перешли в фазу красного гиганта. Образовалась в форме эллипса. Кроме того, за ней мелькает целая звездная нить. Это сложная кольцеобразная структура – Кольцо Единорога, обернутое вокруг три раза.

Во время исследования кольца и обнаружилась данная карликовая галактика в Большом Псе. Предполагают, что ее «съел» . А шаровые скопления, приближенные к его центру (NGC 1851, NGC 1904, NGC 2298 и NGC 2808), когда-то принадлежали поглощенной галактике.

Примеры галактических слияний, запечатленные телескопом Хаббл

Открытие ближайшей к Земле галактики

До этого верили, что на первом месте по приближенности находилась Карликовая эллиптическая галактика в (70000 световых лет от Земли). Это ближе, чем (180000 лет).

Карликовая галактика в Большом Псе показалась впервые в 2003 году. Астрономы проверили 70% неба при помощи All-Sky Survey и обнаружили примерно 5700 небесных источников инфракрасного излучения. Инфракрасная технология невероятно важна, так как красный свет не блокируется газом и пылью. Таким образом, удалось отыскать множество гигантов М-типа в созвездии Большого Пса. Некоторые структуры формировали слабые дуги.

Большое количество звезд М-типа стало причиной, по которой удалось найти пласт. Красные карлики с низкой температурой уступают по яркости, поэтому их не получится заметить без использования техники. Зато они отчетливо видны в инфракрасном диапазоне.

Данные подпитывали мысли о том, что галактики способны вырастать, за счет поглощений меньших соседей. Таким образом, появилась наша галактика Млечный Путь, которая и сейчас продолжает этим заниматься. А так как бывшие звезды Карликовой Галактики в Большом Псе теперь наши, можно сказать, что она расположена ближе всех.

Бывшего призера нашли в 1994 году (карликовая в Стрельце). Среди ближайших спиральных – (М31), которая спешит к нам с ускорением в 110 км/с. Через 4 миллиарда световых лет произойдет слияние.

Что ожидает ближайшую к нам галактику?

Теперь вы знаете, что ближайшей галактикой к Млечному Пути выступает карликовая галактика в Большом Псе. Но что с ней произойдет? Ученые считают, что в итоге ее разорвет на части сила гравитации Млечного Пути. Заметно, что ее главное тело уже исказилось и это не останавливается. Аккреция закончится тем, что объекты полностью сольются, передав нашей галактике 1 миллиард звезд к 200-400 миллиардам, которые перешли ранее. Так что небольшое расстояние до ближайшей галактики сыграло с ней злую шутку.

ГАЛАКТИКИ, «внегалактические туманности» или «островные Вселенные»,― это гигантские звездные системы, содержащие также межзвездный газ и пыль. Солнечная система входит в нашу Галактику – Млечный Путь. Все космическое пространство до пределов, куда могут проникнуть мощнейшие телескопы, заполнено галактиками. Астрономы насчитывают их не менее миллиарда. Ближайшая галактика находится от нас на расстоянии около 1 млн. св. лет (10 19 км), а до самых удаленных галактик, зарегистрированных телескопами, – миллиарды световых лет. Исследование галактик – одна из самых грандиозных задач астрономии.

Историческая справка. Ярчайшие и ближайшие к нам внешние галактики – Магеллановы Облака – видны невооруженным глазом на южном полушарии неба и были известны арабам еще в 11 в., равно как и ярчайшая галактика северного полушария – Большая туманность в Андромеде. С переоткрытия этой туманности в 1612 при помощи телескопа немецким астрономом С.Мариусом (1570–1624) началось научное изучение галактик, туманностей и звездных скоплений. Немало туманностей было обнаружено различными астрономами в 17 и 18 вв.; тогда их считали облаками светящегося газа.

Представление о звездных системах за пределом Галактики впервые обсуждали философы и астрономы 18 в.: Э.Сведенборг (1688–1772) в Швеции, Т.Райт (1711–1786) в Англии, И.Кант (1724–1804) в Пруссии, И.Ламберт (1728–1777) в Эльзасе и В.Гершель (1738–1822) в Англии. Однако лишь в первой четверти 20 в. существование «островных Вселенных» было однозначно доказано в основном благодаря работам американских астрономов Г.Кертиса (1872–1942) и Э.Хаббла (1889–1953). Они доказали, что расстояния до наиболее ярких, а значит, ближайших «белых туманностей» значительно превосходят размер нашей Галактики. За период с 1924 по 1936 Хаббл продвинул границу исследования галактик от ближайших систем до предела возможностей 2,5-метрового телескопа обсерватории Маунт-Вилсон, т.е. до нескольких сотен миллионов световых лет.

В 1929 Хаббл открыл зависимость между расстоянием до галактики и скоростью ее движения. Эта зависимость, закон Хаббла, стала наблюдательной основой современной космологии. После окончания Второй мировой войны началось активное изучение галактик с помощью новых крупных телескопов с электронными усилителями света, автоматических измерительных машин и компьютеров. Обнаружение радиоизлучения нашей и других галактик дало новую возможность для изучения Вселенной и привело к открытию радиогалактик, квазаров и других проявлений активности в ядрах галактик. Внеатмосферные наблюдения с борта геофизических ракет и спутников позволили обнаружить рентгеновское излучение из ядер активных галактик и скоплений галактик.

Рис. 1. Классификация галактик по Хабблу

Первый каталог «туманностей» был опубликован в 1782 французским астрономом Ш.Мессье (1730–1817). В этот список попали как звездные скопления и газовые туманности нашей Галактики, так и внегалактические объекты. Номера объектов по каталогу Мессье используются до сих пор; например, Мессье 31 (М 31) – это знаменитая Туманность Андромеды, ближайшая крупная галактика, наблюдаемая в созвездии Андромеды.

Систематический обзор неба, начатый В.Гершелем в 1783, привел его к открытию нескольких тысяч туманностей на северном небе. Эта работа была продолжена его сыном Дж.Гершелем (1792–1871), который провел наблюдения в Южном полушарии на мысе Доброй Надежды (1834–1838) и опубликовал в 1864 Общий каталог 5 тыс. туманностей и звездных скоплений. Во второй половине 19 в. к этим объектам добавились вновь открытые, и Й.Дрейер (1852–1926) в 1888 опубликовал Новый общий каталог (New General Catalogue – NGC ), включающий 7814 объектов. С публикацией в 1895 и 1908 двух дополнительных Индекс-каталогов (IC) число обнаруженных туманностей и звездных скоплений превысило 13 тыс. Обозначение по каталогам NGC и IC с тех пор стало общепринятым. Так, Туманность Андромеды обозначают либо М 31, либо NGC 224. Отдельный список 1249 галактик ярче 13-й звездной величины, основанный на фотографическом обзоре неба, составили Х.Шепли и А.Эймс из Гарвардской обсерватории в 1932.

Эта работа была существенно расширена первым (1964), вторым (1976) и третьим (1991) изданиями Реферативного каталога ярких галактик Ж. де Вокулера с сотрудниками. Более обширные, но менее детальные каталоги, основанные на просмотре фотографических пластинок обзора неба были опубликованы в 1960-х годах Ф.Цвикки (1898–1974) в США и Б.А.Воронцовым-Вельяминовым (1904–1994) в СССР. Они содержат ок. 30 тыс. галактик до 15-й звездной величины. Недавно был закончен подобный обзор южного неба с помощью 1-метровой камеры Шмидта Европейской южной обсерватории в Чили и британской 1,2-метровой камеры Шмидта в Австралии.

Галактик слабее 15-й звездной величины слишком много, чтобы составлять их список. В 1967 опубликованы результаты подсчета галактик ярче 19-й звездной величины (к северу от склонения 20), проделанного Ч.Шейном и К.Виртаненом по пластинкам 50-см астрографа Ликской обсерватории. Таких галактик оказалось ок. 2 млн., не считая тех, которые скрыты от нас широкой пылевой полосой Млечного Пути. А еще в 1936 Хаббл на обсерватории Маунт-Вилсон подсчитал количество галактик до 21-й звездной величины в нескольких небольших площадках, распределенных равномерно по небесной сфере (севернее склонения 30). По этим данным на всем небе более 20 млн. галактик ярче 21-й звездной величины.

Классификация. Встречаются галактики различных форм, размеров и светимостей; некоторые из них изолированные, но большинство имеет соседей или спутников, оказывающих на них гравитационное влияние. Как правило, галактики спокойны, но нередко встречаются и активные. В 1925 Хаббл предложил классификацию галактик, основанную на их внешнем виде. Позже ее уточняли Хаббл и Шепли, затем Сэндидж и наконец Вокулер. Все галактики в ней делятся на 4 типа: эллиптические, линзовидные, спиральные и неправильные.

Эллиптические (E ) галактики имеют на фотографиях форму эллипсов без резких границ и четких деталей. Их яркость возрастает к центру. Это вращающиеся эллипсоиды, состоящие из старых звезд; их видимая форма зависит от ориентации к лучу зрения наблюдателя. При наблюдении с ребра отношение длин короткой и длинной осей эллипса достигает  5/10 (обозначается E5 ).

Рис. 2. Эллиптическая галактика ESO 325-G004

Линзовидные (L или S 0) галактики похожи на эллиптические, но, кроме сфероидального компонента, имеют тонкий быстро вращающийся экваториальный диск, иногда с кольцеобразными структурами наподобие колец Сатурна. Наблюдаемые с ребра линзовидные галактики выглядят более сжатыми, чем эллиптические: отношение их осей достигает 2/10.

Рис. 2. Галактика Веретено (NGC 5866), линзообразная галактика в созвездии Дракон.

Спиральные (S ) галактики также состоят из двух компонентов – сфероидального и плоского, но с более или менее развитой спиральной структурой в диске. Вдоль последовательности подтипов Sa , Sb , Sc , Sd (от «ранних» спиралей к «поздним») спиральные рукава становятся толще, сложнее и менее закручены, а сфероид (центральная конденсация, или балдж ) уменьшается. У спиральных галактик, наблюдаемых с ребра, спиральные рукава не видны, но тип галактики можно установить по относительной яркости балджа и диска.

Рис. 2. Пример спиральной галактики, Галактика «Вертушка» (Pinwheel) (объект списка Мессье 101 или NGC 5457)

Неправильные (I ) галактики бывают двух основных видов: магелланового типа, т.е. типа Магеллановых Облаков, продолжающие последовательность спиралей от Sm до Im , и немагелланового типа I 0, имеющие хаотические темные пылевые полосы поверх сфероидальной или дисковой структуры типа линзовидной или ранней спиральной.

Рис. 2. NGC 1427A, пример неправильной галактики.

Типы L и S распадаются на два семейства и два вида в зависимости от наличия или отсутствия проходящей через центр и пересекающей диск линейной структуры (бар ), а также центральносимметричного кольца.

Рис. 2. Компьютерная модель галактики Млечный путь.

Рис. 1. NGC 1300, пример спиральной галактики с перемычкой.

Рис. 1. ТРЕХМЕРНАЯ КЛАССИФИКАЦИЯ ГАЛАКТИК . Основные типы: E, L, S, I располагаются последовательно от E до Im ; семейства обычных A и пересеченных B ; вида s и r . Круглые диаграммы внизу – сечение главной конфигурации в области спиральных и линзовидных галактик.

Рис. 2. ОСНОВНЫЕ СЕМЕЙСТВА И ВИДЫ СПИРАЛЕЙ на сечении главной конфигурации в области Sb .

Существуют и другие схемы классификации галактик, основанные на более тонких морфологических деталях, но пока еще не развита объективная классификация, основанная на фотометрических, кинематических и радиоизмерениях.

Состав . Два структурных компонента – сфероид и диск – отражают различие в звездном населении галактик, открытое в 1944 немецким астрономом В.Бааде (1893–1960).

Население I , присутствующее в неправильных галактиках и в рукавах спиралей, содержит голубые гиганты и сверхгиганты спектральных классов O и B, красные сверхгиганты классов K и M, а также межзвездные газ и пыль с яркими областями ионизованного водорода. В нем присутствуют и маломассивные звезды главной последовательности, которые видны вблизи Солнца, но неразличимы в далеких галактиках.

Население II , присутствующее в эллиптических и линзовидных галактиках, а также в центральных областях спиралей и в шаровых скоплениях, содержит красные гиганты от класса G5 до K5, субгиганты и, вероятно, субкарлики; в нем встречаются планетарные туманности и наблюдаются вспышки новых (рис. 3). На рис. 4 показана связь между спектральными классами (или цветом) звезд и их светимостью у различных населений.

Рис. 3. ЗВЕЗДНЫЕ НАСЕЛЕНИЯ . На фотографии спиральной галактики Туманности Андромеды видно, что в ее диске сосредоточены голубые гиганты и сверхгиганты Населения I, а центральная часть состоит из красных звезд Населения II. Видны также спутники Туманности Андромеды: галактика NGC 205 (внизу ) и М 32 (вверху слева ). Самые яркие звезды на этом фото принадлежат нашей Галактике.

Рис. 4. ДИАГРАММА ГЕРЦШПРУНГА – РЕССЕЛА , на которой видна связь между спектральным классом (или цветом) и светимостью у звезд разного типа. I: молодые звезды Населения I, типичные для спиральных рукавов. II: состарившиеся звезды Населения I; III: старые звезды Населения II, типичные для шаровых скоплений и эллиптических галактик.

Первоначально считалось, что эллиптические галактики содержат только Население II, а неправильные – только Население I. Однако выяснилось, что обычно галактики содержат смесь двух звездных населений в разных пропорциях. Детальный анализ населений возможен только для нескольких близких галактик, но измерения цвета и спектра далеких систем показывают, что различие их звездных населений может быть значительнее, чем думал Бааде.

Расстояние . Измерение расстояний до далеких галактик основано на абсолютной шкале расстояний до звезд нашей Галактики. Ее устанавливают несколькими методами. Наиболее фундаментальный – метод тригонометрических параллаксов, действующий до расстояний в 300 св. лет. Остальные методы косвенные и статистические; они основаны на изучении собственных движений, лучевых скоростей, блеска, цвета и спектра звезд. На их основе определяют абсолютные величины Новых и переменных типа RR Лиры и Цефея, которые становятся первичными индикаторами расстояния до ближайших галактик, где они видны. Шаровые скопления, ярчайшие звезды и эмиссионные туманности этих галактик становятся вторичными индикаторами и дают возможность определять расстояния до более далеких галактик. Наконец, в качестве третичных индикаторов используются диаметры и светимости самих галактик. В качестве меры расстояния астрономы обычно используют разность между видимой звездной величиной объекта m и его абсолютной звездной величиной M ; эту величину (m – M ) называют «видимым модулем расстояния». Чтобы узнать истинное расстояние, его необходимо исправить с учетом поглощения света межзвездной пылью. При этом ошибка обычно достигает 10–20%.

Внегалактическая шкала расстояний время от времени пересматривается, а значит, меняются и прочие параметры галактик, зависящие от расстояния. В табл. 1 приведены наиболее точные на сегодня расстояния до ближайших групп галактик. До более далеких галактик, удаленных на миллиарды световых лет, расстояния оцениваются с невысокой точностью по их красному смещению (см. ниже : Природа красного смещения).

Таблица 1. РАССТОЯНИЯ ДО БЛИЖАЙШИХ ГАЛАКТИК,ИХ ГРУПП И СКОПЛЕНИЙ

Галактика или группа

Видимый модуль расстояния (m – M )

Расстояние, млн. св. лет

Большое Магелланово Облако

Малое Магелланово Облако

Группа Андромеды (М 31)

Группа Скульптора

Группа Б. Медведицы (М 81)

Скопление в Деве

Скопление в Печи

Светимость. Измерение поверхностной яркости галактики дает полную светимость ее звезд на единицу площади. Изменение поверхностной светимости с расстоянием от центра характеризует структуру галактики. Эллиптические системы, как наиболее правильные и симметричные, изучены подробнее других; в целом они описываются единым законом светимости (рис. 5,а ):

Рис. 5. РАСПРЕДЕЛЕНИЕ СВЕТИМОСТИ У ГАЛАКТИК . а – эллиптические галактики (изображен логарифм поверхностной яркости в зависимости от корня четвертой степени из приведенного радиуса (r/r e) 1/4 , где r – расстояние от центра, а r e – эффективный радиус, внутри которого заключена половина полной светимости галактики); б – линзовидная галактика NGC 1553; в – три нормальные спиральные галактики (внешняя часть у каждой из линий прямая, что указывает на экспоненциальную зависимость светимости от расстояния).

Данные о линзовидных системах не так полны. Их профили светимости (рис. 5,б ) отличаются от профилей эллиптических галактик и имеют три основных участка: ядро, линзу и оболочку. Эти системы выглядят как промежуточные между эллиптическими и спиральными.

Спирали очень разнообразны, структура их сложна, и нет единого закона для распределения их светимости. Впрочем, похоже, что у простых спиралей вдали от ядра поверхностная светимость диска спадает к периферии экспоненциально. Измерения показывают, что светимость спиральных рукавов не так велика, как это кажется при рассматривании фотографий галактик. Рукава добавляют не более 20% к светимости диска в голубых лучах и значительно меньше в красных. Вклад в светимость от балджа уменьшается от Sa к Sd (рис. 5,в ).

Измерив видимую звездную величину галактики m и определив ее модуль расстояния (m – M ), вычисляют абсолютную величину M . У самых ярких галактик, исключая квазары, M  22, т.е. их светимость почти в 100 млрд. раз больше, чем у Солнца. А у самых маленьких галактик M 10, т.е. светимость ок. 10 6 солнечной. Распределение числа галактик по M , называемое «функцией светимости», – важная характеристика галактического населения Вселенной, но аккуратно определить ее нелегко.

Для галактик, отобранных до некоторой предельной видимой величины, функция светимости каждого типа в отдельности от E до Sc почти гауссова (колоколообразная) со средней абсолютной величиной в голубых лучах M m = 18,5 и дисперсией  0,8 (рис. 6). Но галактики поздних типов от Sd до Im и эллиптические карлики слабее.

У полной выборки галактик в заданном объеме пространства, например в скоплении, функция светимости круто растет с уменьшением светимости, т.е. количество карликовых галактик во много раз превосходит количество гигантских

Рис. 6. ФУНКЦИЯ СВЕТИМОСТИ ГАЛАКТИК . а – выборка ярче некоторой предельной видимой величины; б – полная выборка в определенном большом объеме пространства. Обратите внимание на подавляющее количество карликовых систем с M B < -16.

Размер . Поскольку звездная плотность и светимость у галактик постепенно спадают наружу, вопрос об их размере фактически упирается в возможности телескопа, в его способность выделить слабое свечение внешних областей галактики на фоне свечения ночного неба. Современная техника позволяет регистрировать области галактик с яркостью менее 1% от яркости неба; это примерно в миллион раз ниже яркости ядер галактик. По этой изофоте (линии одинаковой яркости) диаметры галактик составляют от нескольких тысяч световых лет у карликовых систем до сотен тысяч – у гигантских. Как правило, диаметры галактик хорошо коррелируют с их абсолютной светимостью.

Спектральный класс и цвет. Первая спектрограмма галактики – Туманности Андромеды, полученная в Потсдамской обсерватории в 1899 Ю.Шейнером (1858–1913), своими линиями поглощения напоминает спектр Солнца. Массовое исследование спектров галактик началось с создания «быстрых» спектрографов с низкой дисперсией (200–400 /мм); позже применение электронных усилителей яркости изображения позволило повысить дисперсию до 20–100 /мм. Наблюдения Моргана на Йеркской обсерватории показали, что, несмотря на сложный звездный состав галактик, их спектры обычно близки к спектрам звезд определенного класса от A до K , причем есть заметная корреляция между спектром и морфологическим типом галактики. Как правило, спектр класса A имеют неправильные галактики Im и спирали Sm и Sd . Спектры класса A–F у спиралей Sd и Sc . Переход от Sc к Sb сопровождается изменением спектра от F к F–G , а спирали Sb и Sa , линзовидные и эллиптические системы имеют спектры G и K . Правда, позже выяснилось, что излучение галактик спектрального класса A в действительности состоит из смеси света звезд-гигантов спектральных классов B и K .

Кроме линий поглощения, у многих галактик видны линии излучения, как у эмиссионных туманностей Млечного Пути. Обычно это линии водорода бальмеровской серии, например, H на 6563 , дублеты ионизованных азота (N II) на 6548 и 6583 и серы (S II) на 6717 и 6731, ионизованного кислорода (O II) на 3726 и 3729 и дважды ионизованного кислорода (O III) на 4959 и 5007. Интенсивность эмиссионных линий обычно коррелирует с количеством газа и звезд-сверхгигантов в дисках галактик: эти линии отсутствуют или очень слабы у эллиптических и линзовидных галактик, но усиливаются у спиральных и неправильных – от Sa к Im . К тому же интенсивность эмиссионных линий элементов тяжелее водорода (N, O, S) и, вероятно, относительное содержание этих элементов уменьшаются от ядра к периферии дисковых галактик. У некоторых галактик необычайно сильны эмиссионные линии в ядрах. В 1943 К.Сейферт открыл особый тип галактик с очень широкими линиями водорода в ядрах, указывающими на их высокую активность. Светимость этих ядер и их спектры меняются со временем. В целом ядра сейфертовских галактик похожи на квазары, хотя не так мощны.

Вдоль морфологической последовательности галактик изменяется интегральный показатель их цвета (B – V ), т.е. разность между звездной величиной галактики в голубых B и желтых V лучах. Средний показатель цвета основных типов галактик таков:

В этой шкале 0,0 соответствует белому цвету, 0,5 – желтоватому, 1,0 – красноватому.

При детальной фотометрии обычно выясняется, что цвет галактики меняется от ядра к краю, что указывает на изменение звездного состава. Большинство галактик голубее во внешних областях, чем в ядре; у спиралей это проявляется гораздо заметнее, чем у эллиптических, поскольку в их дисках много молодых голубых звезд. Неправильные галактики, обычно лишенные ядра, нередко бывают в центре голубее, чем на краю.

Вращение и масса. Вращение галактики вокруг оси, проходящей через центр, приводит к изменению длины волны линий в ее спектре: линии от приближающихся к нам областей галактики смещаются в фиолетовую часть спектра, а от удаляющихся – в красную (рис. 7). По формуле Доплера, относительное изменение длины волны линии составляет / = V r /c , где c – скорость света, а V r – лучевая скорость, т.е. компонента скорости источника вдоль луча зрения. Периоды обращения звезд вокруг центров галактик составляют сотни миллионов лет, а скорости их орбитального движения достигают 300 км/с. Обычно скорость вращения диска достигает максимального значения (V M ) на некотором расстоянии от центра (r M ), а затем уменьшается (рис. 8). У нашей Галактики V M = 230 км/с на расстоянии r M = 40 тыс. св. лет от центра:

Рис. 7. СПЕКТРАЛЬНЫЕ ЛИНИИ ГАЛАКТИКИ , вращающейся вокруг оси N , при ориентации щели спектрографа вдоль оси ab . Линия от удаляющегося края галактики (b ) отклонена в красную сторону (R), а от приближающегося края (a ) – в ультрафиолетовую (UV).

Рис. 8. КРИВАЯ ВРАЩЕНИЯ ГАЛАКТИКИ . Скорость вращения V r достигает максимального значения V M на расстоянии R M от центра галактики, а затем медленно уменьшается.

Линии поглощения и линии излучения в спектрах галактик имеют одинаковую форму, следовательно, звезды и газ в диске вращаются с одинаковой скоростью в одном направлении. Когда по расположению темных пылевых полос в диске удается понять, какой край галактики расположен к нам ближе, мы можем выяснить направление закрученности спиральных рукавов: во всех изученных галактиках они отстающие, т.е., удаляясь от центра, рукав загибается в сторону, обратную направлению вращения.

Анализ кривой вращения позволяет определить массу галактики. В простейшем случае, приравняв силу гравитации к центробежной силе, получим массу галактики внутри орбиты звезды: M = rV r 2 /G , где G – постоянная тяготения. Анализ движения периферийных звезд позволяет оценить полную массу. У нашей Галактики масса ок. 210 11 солнечных масс, у Туманности Андромеды 410 11 , у Большого Магелланова Облака – 1510 9 . Массы дисковых галактик приблизительно пропорциональны их светимости (L ), поэтому отношение M/L у них почти одинаковое и для светимости в голубых лучах равное M/L  5 в единицах массы и светимости Солнца.

Массу сфероидальной галактики можно оценить таким же образом, взяв вместо скорости вращения диска скорость хаотического движения звезд в галактике ( v ), которую измеряют по ширине спектральных линий и называют дисперсией скоростей: M R v 2 /G , где R – радиус галактики (теорема вириала). Дисперсия скоростей звезд у эллиптических галактик обычно от 50 до 300 км/с, а массы от 10 9 солнечных масс у карликовых систем до 10 12 у гигантских.

Радиоизлучение Млечного Пути было открыто К.Янским в 1931. Первую радиокарту Млечного Пути получил Г.Ребер в 1945. Это излучение приходит в широком диапазоне длин волн или частот  = c /, от нескольких мегагерц (  100 м) до десятков гигагерц (  1 см), и называется «непрерывным». За него ответственны несколько физических процессов, важнейший из которых – синхротронное излучение межзвездных электронов, движущихся почти со скоростью света в слабом межзвездном магнитном поле. В 1950 непрерывное излучение на волне 1,9 м было обнаружено Р.Брауном и К.Хазардом (Джодрелл-Бэнк, Англия) от Туманности Андромеды, а затем и от многих других галактик. Нормальные галактики, как наша или М 31, – слабые источники радиоволн. Они излучают в радиодиапазоне едва ли одну миллионную часть своей оптической мощности. Но у некоторых необычных галактик это излучение гораздо сильнее. У ближайших «радиогалактик» Дева А (M 87), Кентавр А (NGC 5128) и Персей А (NGC 1275) радиосветимость составляет 10 –4 10 –3 от оптической. А у редких объектов, таких, как радиогалактика Лебедь А, это отношение близко к единице. Лишь через несколько лет после открытия этого мощного радиоисточника удалось отыскать слабую галактику, связанную с ним. Множество слабых радиоисточников, вероятно, связанных с далекими галактиками, до сих пор не отождествлено с оптическими объектами.

Андромеда — галактика, также популярная как M31 и NGC224. Это спиральное образование, расположенное на расстоянии примерно 780 kp (2,5 млн световых лет) от Земли.

Андромеда — галактика, находящаяся поближе всего к Млечному Пути. Названа она в честь одноименной мифической принцессы. Наблюдения 2006 года позволили сделать вывод, что тут насчитывается около триллиона звезд — как минимум вдвое больше, чем во Млечном Пути, где их существует порядка 200 — 400 млрд. Ученые считают, что столкновение Млечного Пути и галактики Андромеды случится примерно через 3,75 млрд лет, и в конечном итоге будет образована огромная эллиптическая либо дисковая галактика. Но об этом чуть позже. Сначала узнаем, как смотрится «мифическая принцесса».

На рисунке изображена Андромеда. Галактика имеет бело-голубые полосы. Они образуют вокруг нее кольца и укрывают жаркие раскаленные огромные звезды. Темные сине-серые полосы резко контрастируют на фоне этих ярких колец и показывают области, где в плотных облачных коконах образование звезд только начинается. При наблюдении в видимой части спектра кольца Андромеды больше похоже на спиральные рукава. В ультрафиолетовом спектре эти образования скорее напоминают кольцевые структуры. Они были ранее обнаружены телескопом НАСА. Астрологи считают, что эти кольца свидетельствует об образовании галактики в результате столкновения с соседней более 200 млн лет назад.

Так же как и Млечный Путь, Андромеда имеет ряд миниатюрных спутников, 14 из которых уже обнаружены. Самые известные — М32 и М110. Конечно, маловероятно, что звезды каждой из галактик столкнутся вместе, так как расстояния между ними очень огромные. О том, что же в реальности произойдет, ученые имеют пока достаточно смутные представления. Но уже придумано для будущей новорожденной название. Млекомеда — так называют еще не родившуюся огромную галактику деятели науки.

Столкновения звезд

Андромеда — галактика, насчитывающая 1 трлн звезд (1012), а Млечный Путь — 1 млрд (3*1011). Однако шанс столкновения небесных тел ничтожно мал, так как между ними существует огромное расстояние. Например, наиблежайшая к Солнцу звезда Проксима Центавра находится на удалении в 4,2 световых лет (4*1013км), либо 30 млн (3*107) поперечников Солнца. Представьте, что наше светило — это мячик для игры в настольный теннис. Тогда Проксима Центавра будет смотреться как горошина, находящаяся на расстоянии 1100 км от него, а сам Млечный Путь простираться вширь на 30 млн км. Даже звезды в центре галактики (а конкретно там их наибольшее скопление) расположены с промежутками в 160 млрд (1,6*1011) км. Это как один мячик для настольного тенниса на каждые 3,2 км. Поэтому шанс, что какие-нибудь две звезды столкнутся при слиянии галактик, чрезвычайно мал.

Столкновение черных дыр

Галактика Андромеды и Млечный Путь имеют центральные сверхмассивные черные дыры: Стрелец А (3,6*106 масс Солнца) и объект снутри P2 скопления Галактического ядра. Эти черные дыры сойдутся в одной точке около центра новообразованной галактики, передавая орбитальную энергию звездам, которые со временем сместятся на более высочайшие траектории. Вышеперечисленный процесс может занять миллионы лет. Когда черные дыры приблизятся на расстояние одного светового года друг от друга, они начнут испускать гравитационные волны. Орбитальная энергия станет еще мощнее, до тех пор пока слияние не закончится полностью. Исходя из данных моделирования, проведенного в 2006 году, Земля может быть сначала отброшена почти к самому центру новообразованной галактики, потом пройдет около одной из черных дыр и будет извержена за границы Млекомеды.

Подтверждения теории

Галактика Андромеды приближается к нам со скоростью примерно 110 км за секунду. Прямо до 2012 г. не было никаких способов узнать, произойдет столкновение либо нет. Сделать вывод о том, что оно почти неминуемо, ученым помог Космический Телескоп Хаббла. После отслеживания перемещений Андромеды с 2002 по 2010 г. был сделан вывод, что столкновение случится примерно через 4 млрд лет.

Подобные явления широко распространены в космосе. Например, считается, что Андромеда в прошлом вела взаимодействие как минимум с одной галактикой. А некоторые карликовые галактики, такие как SagDEG, и сейчас продолжают сталкиваться с Млечным Путем, создавая единое образование.

Исследования также показывают, что М33, либо Галактика Треугольника, — третий по размерам и самый яркий представитель Местной группы — тоже будет участвовать в этом событии. Наиболее возможной ее судьбой будет заход на орбиту образовавшегося после слияния объекта, а в дальнем будущем — окончательное объединение. Однако столкновение М33 с Млечным Путем раньше, чем приблизится Андромеда, либо наша Солнечная Система будет отброшена за границы Местной группы, исключается.

Судьба Солнечной Системы

Ученые из Гарварда утверждают, что сроки объединения галактик будут зависеть от тангенциальной скорости Андромеды. Исходя из расчетов, сделали вывод, что есть 50% шанс, что при слиянии Солнечная Система будет отброшена на расстояние, в три раза превышающее текущее до центра Млечного Пути. Точно не понятно, как поведет себя галактика Андромеда. Планета Земля тоже находится под угрозой. Ученые молвят о 12% вероятности, что мы через некоторое время после столкновения будем отброшены за границы нашего бывшего «дома». Но это событие, скорее всего, не произведет сильных неблагоприятных эффектов на Солнечную Систему, и небесные тела не будут разрушены.

Если исключить планетарную инженерию, то ко времени столкновения галактик поверхность Земли сильно раскалится и на ней не останется воды в водянистом состоянии, а означает и жизни.

Возможные побочные явления

Когда объединяются две спиральные галактики, водород, присутствующий на их дисках, сжимается. Начинается усиленное образование новых звезд. Например, это можно наблюдать во взаимодействующей галактике NGC 4039, по другому известной как «Антенны». В случае слияния Андромеды и Млечного Пути считается, что газа на их дисках останется мало. Звездообразование будет не таким насыщенным, хотя полностью возможно зарождение квазара.

Результат слияния

Галактику, образованную при слиянии, ученые предварительно называют Млекомеда. Результат моделирования показывает, что получившийся объект будет носить эллиптическую форму. Его центр будет иметь меньшую плотность звезд, чем современные эллиптические галактики. Но возможна также и дисковая форма. Многое будет зависеть от того, сколько газа останется в пределах Млечного Пути и Андромеды. В недалеком будущем оставшиеся галактики Местной группы сольются в один объект, и это будет означать начало новой эволюционной ступени.

Факты об Андромеде

Андромеда — самая большая Галактика в Местной группе. Но, возможно, не самая массивная. Ученые предполагают что во Млечном Пути сосредоточено больше темной материи, и конкретно это делает нашу галактику более массивной. Деятели науки изучат Андромеду с целью понять происхождение и эволюцию подобных ей образований, ведь это наиблежайшая к нам спиральная галактика. Андромеда с Земли смотрится потрясающе. Многим даже удается ее сфотографировать. Андромеда имеет очень плотное галактическое ядро. Не только огромные звезды расположены в ее центре, но также по меньшей мере одна сверхмассивная черная дыра, спрятанная в сердцевине. Ее спиральные рукава скривились в результате гравитационного взаимодействия с 2-мя соседними галактиками: М32 и М110. Снутри Андромеды обращаются как минимум 450 шаровых звездных скоплений. Среди них — одни из наиболее плотных, которые удалось обнаружить. Галактика Андромеда — самый удаленный объект, который можно увидеть невооружённым глазом. Вам понадобится хорошая точка обзора и минимум яркого света.

В заключение хочется посоветовать читателям почаще поднимать свой взор на звездное небо. Оно хранит много нового и неизведанного. Найдите немного свободного времени, чтобы понаблюдать за космосом в выходные. Галактика Андромеды на небе — зрелище, которое непременно стоит увидеть.