Галактика - Млечный Путь

Введение

Галактика (др.-гр. Γαλαξίας — Млечный Путь) — гравитационно-связанная система из звёзд, межзвёздного газа, пыли и тёмной материи. Все объекты в составе галактик участвуют в движении относительно общего центра масс.

Галактики - это основные структурные "кирпичики" Вселенной, которые содержат почти все ее вещество, излучающее в видимой области  спектра. Именно в галактиках рождаются, живут и умирают звезды; вокруг них в свою очередь формируются  планетные системы. В одной из таких планетных систем, расположенной  около типичной звезды на периферии  обычной галактики, находится и  наша Земля.

С древнейших времен людей  интересовало, что же находится за горизонтом, и они отправлялись исследовать  далекие и незнакомые земли. По мере того как Земля открывала человеку большинство своих белых пятен, астрономы стали выходить в область  новых и не исследованных территорий за пределами нашей маленькой  планеты. Сегодня исследователи  Вселенной, используя современные  телескопы и ЭВМ, продвигаются в  направлении всё больших расстояний в поисках предела Космоса - последней  его границы.

Столетия мы были узниками Солнечной системы, считая звезды просто украшениями сферы, расположенной  за планетами. Потом человек признал  в этих крошечных светящихся точках другие солнца, настолько далекие, что  их свет идет до Земли многие годы. Казалось, что космос населен редкими одинокими  звездами, и ученые спорили о том, простирается ли звездное население  в пространстве неограниченно или  же за некоторым пределом звезды кончаются, и начинается пустота. Проникая все дальше и дальше, астрономы нашли такой предел, и оказалось, что наше Солнце - одна из огромного числа звезд, образующих систему под названием Галактика. За границей Галактики была тьма.

XX век принес новое  открытие: наша Галактика-это еще  не вся Вселенная. За самыми  далекими звездами Млечного Пути  находятся другие галактики, похожие  на нашу и простирающиеся в  пространстве до пределов видимости  наших крупнейших телескопов. Грандиозные  звездные системы - одни из  самых потрясающих и наиболее  изучаемых современной астрономией  объектов, и именно о них пойдет  речь далее.

Аннотация

Структура галактик крайне разнообразна, и все же большинство  их можно объединить в несколько  основных типов. Впервые такую классификацию  предложил в 1925 году Э.Хаббл. Впоследствии было разработано несколько классификаций, но все они оказались сложными, так что до сих пор астрономы  используют классификацию Э.Хаббла, несколько усовершенствованную  им в 1936 г. По этой классификации галактики  объединяются в пять основных типов: Эллиптические (Е), Спиральные (S), Спиральные с перемычкой(SB), Неправильные (Ir), Линзообразные(S0). Эллиптические галактики обозначаются Е.Представитель - кольцевая туманность в созвездии Лиры находится на расстоянии 2100 световых лет от нас и состоит из светящегося газа, окружающего центральную звезду. Эллиптические галактики бывают разной формы, от почти сферической до вытянутой и сплюснутой. Спиральные галактики обозначаются S. Представитель галактика М82 находится от нас на расстоянии 6.5 миллионов световых лет. Спиральные галактики имеют центральное сгущение и несколько спиральных ветвей, или рукавов, которые имеют голубоватый цвет, так как в них присутствует много молодых гигантских звезд. Все спиральные галактики вращаются со значительными скоростями, поэтому звезды, пыль и газы сосредоточены у них в узком диске. Спиральные галактики с перемычкой обозначаются SB. У них сильно вытянутое ядро (перемычка), от которого расходятся спиральные рукава. Неправильные галактики получили обозначение Ir за отсутствие правильной структуры. Характерными представителями таких галактик является Большое Магелланово Облако и Малое Магелланово Облако. Даже в небольшом телескопе видно, что оба Облака состоят из множества звезд. В них также содержатся газ и пыль. Промежуточными между Е-галактиками и S-галактиками являются линзовидные галактики типа S0. У них центральное сгущение сильно сжато и похоже на линзу. У Линзовидных галактик есть гало и диск, но нет спиральных рукавов.

Ядро- это яркая центральная часть у большинства галактик. Сейфертовские галактики- галактики с активными ядрами, спектр излучения которых содержит множество широких ярких полос, что указывает на мощные выбросы газа со скоростями до нескольких тысяч км/с. Впервые описаны в 1943 К. Сейфертом. Сейфертовские галактики (или просто сейферты) относятся к гигантским спиральным звёздным системам. Формы проявления активности ядер неодинаковы в различных галактиках. Это может быть очень большая мощность излучения в оптической, рентгеновской или инфракрасной области спектра. Среди сильно взаимодействующих галактик особенно часто встречаются галактики с активными ядрами. Сейферт обнаружил 12 галактик с активными ядрами, но в течение 15 лет их практически не изучали. Активные ядра любого типа характеризуются очень большой светимостью во всём диапазоне электромагнитного спектра. Спектральные наблюдения на Хаббловском космическом телескопе и крупных наземных телескопах подтвердили наличие больших масс несветящегося вещества в ядрах целого ряда галактик. Это хорошо согласуется с предположением, что причиной активности ядер являются массивные чёрные дыры. Чёрные дыры массой более миллиона масс Солнца могут иметься у значительной части галактик.

У галактик есть тенденция  к скручиванию, к образованию  более крупных систем. Часто они  образуют своеобразные «гнезда» галактик, внутри которых звездные системы  столь близки, что между ними наблюдаются  явные следы взаимодействия. Ученым удалось также получить эффекты, которые астрономы наблюдают  при слиянии галактик. Самым заметным среди них является формирование так называемых "приливных хвостов" - потоков звезд и газа, которые  образуются при столкновении галактик под воздействием сильных приливных  сил. Долгое время среди астрономов шел спор, закручиваются или раскручиваются ветви у спиральных галактик. Спор этот утерял всякий смысл после того, как Б.А. Воронцов-Вельяминов открыл ряд спиральных галактик с ветвями, направленными (или «закрученными») в противоположные стороны. Несколько (более двух) основных тел, расположенных  очень тесно, часто в контакте друг с другом, нередко погружены  в общую светящуюся оболочку.

Квазар- это яркий объект в центре галактики, который производит примерно в 10 триллионов раз больше энергии в секунду, чем наше Солнце (и в миллион раз больше энергии, чем самая мощная известная звезда), и обладающий переменностью излучения во всех диапазонах длин волн. Спектры квазаров содержат ярки эмиссионные линии, сильно смещённые в красную сторону, как у далёких галактик. На фотографиях квазары выглядят очень яркими по сравнению с удалёнными галактиками и в радиодиапазоне излучают так же сильно, как близкие радиоисточники. Природа активности радиоизлучения квазаров точно пока не установлена, однако с определённой уверенностью можно сказать следующее: квазары – самые далекие объекты, наблюдаемые во Вселенной; значительная часть квазаров – это ядра далёких галактик, которые  находятся в состоянии очень высокой активности; квазары – самые мощные из известных в природе источников видимого и инфракрасного излучений, т.е. это космические объекты с колоссальной поверхностной яркостью излучения. Многие квазары располагаются в центрах подобных звёздных систем.

ГЛАВА 1. Типы галактик

Галактики во Вселенной не похожи друг на друга. Некоторые из них ровные и круглые, другие имеют  форму уплощенных разметавшихся  спиралей, а у некоторых не наблюдается  почти никакой структуры.

Галактики стали предметом  космогонических исследований с 20-х  годов нашего века, когда была, надежно установлена их действительная природа и оказалось, что это не туманности, т.е. не облака газа и пыли, находящиеся неподалеку от нас, а огромные звездные миры, лежащие от нас на очень больших расстояниях от нас. Открытия и исследования в области космологии прояснили в последние десятилетия многое из того, что касается предыстории галактик и звезд, физического состояния разряженного вещества, из которого они формировались в очень далекие времена. В основе всей современной космологии лежит одна фундаментальная идея - восходящая к Ньютону идея гравитационной неустойчивости. Вещество не может оставаться однородно рассеянным в пространстве, ибо взаимное притяжение всех частиц вещества стремиться создать в нем сгущения тех, или иных масштабов и масс. В ранней Вселенной гравитационная неустойчивость усиливала первоначально очень слабые нерегулярности в распределении и движении вещества и в определенную эпоху привела к возникновению сильных неоднородностей: "блинов" - протоскоплений. Границами этих слоев уплотнения служили ударные волны, на фронтах которых первоначально невращательное, безвихревое движение вещества приобретало завихренность. Распад слоев на отдельные сгущения тоже происходил, по-видимому, из-за гравитационной неустойчивости, и это дало начало протогалактикам. Многие из них оказывались быстро вращающимися благодаря завихренному состоянию вещества, из которого они формировались. Фрагментация протогалактических облаков в результате их гравитационной неустойчивости вела к возникновению первых звезд, и облака превращались в звездные системы - галактики. Те из них, которые обладали быстрым вращением, приобретали из-за этого двухкомпонентную структуру - в них формировались гало более или менее сферической формы и диск, в котором возникали спиральные рукава, где и до сих пор продолжается рождение звезд Протогалактики, у которых вращение было медленнее или вовсе отсутствовало, превращались в эллиптические или неправильные галактики. Параллельно с этим процессом происходило формирование крупномасштабной структуры Вселенной - возникали сверхскопления галактик, которые, соединяясь своими краями, образовывали подобие ячеек или пчелиных сот; их удалось распознать в последние годы.

В 1925 году Хаббл предложил  свою первую классификацию, в которой  галактики по внешнему виду делятся  на эллиптические (E), нормальные спирали (S), пересеченные спирали (SB) и неправильные (Irr). При попытке усовершенствования этой классификации были разработаны более сложные классификационные схемы. Однако классификация Хаббла до сих пор широко используется. Основывается она только на морфологии галактик и никак не связана с их эволюцией, хотя сам Хаббл использовал термины "ранний" и "поздний" при описании спиральных подтипов галактик. На рис. 1 представлена несколько расширенная классификация Хаббла, опубликованная в 1961 году А. Сэндиджем в "Хаббловском атласе галактик".

1. Эллиптические галактики 

В эллиптических галактиках (Е) звезды распределены в основном симметрично по сфере, что делает их похожими на шаровые скопления. Эллиптические  галактики бывают разной формы, от почти  сферической до вытянутой и сплюснутой. Эллиптические галактики подразделяются на группы, которым присвоены номера от 0 до 7. Практически сферическим дан номер ЕО, а с удлиненной формой, напоминающей форму «сигары», получили обозначение Е7. Тем не менее, видимая сплющенность Галактики зависит от угла зрения, под которым ведется наблюдение: галактика ЕО, которая кажется идеально сферической, может оказаться удлиненной, если смотреть на нее от полярной оси. В эллиптических галактиках в основном находятся старые звезды звездного населения II, самые яркие из них — красные гиганты, которые окрашивают в этот цвет всю галактику в целом. В этих галактиках межзвездная материя практически отсутствует, и поэтому в них не идет образование новых звезд. У эллиптических галактик масса сильно различается: от менее 1 млн. солнечной массы (карликовые эллиптические галактики) до нескольких тысяч миллиардов (гигантские эллиптические галактики). Эллиптические галактики составляют во Вселенной 13%.

Поверхностная яркость эллиптических  галактик плавно уменьшается от центра к периферии по закону, описываемому уравнением эллипса. Внутренней структуры  на фотографиях эллиптических галактик не обнаружено, хотя у многих из них  есть маленькие звездообразные ядрышки. Только в самых близких галактиках удается выделить отдельные звезды. Поэтому обычно звездный состав галактик определяют из анализа суммарного излучения звезд. Согласно наблюдениям, эллиптические галактики содержат только желтые и красные звезды, в них практически нет газа и нет молодых звезд. Возраст звезд в этих системах не менее 5- 7 млрд. лет. Спектральные линии Е-галактик очень широкие из-за большой дисперсии скоростей звезд (до 200 км/с). Звезды вращаются вокруг центра галактики в разных плоскостях. Видимое сжатие Е-галактик связано с тем, что не все орбиты звезд устойчивы. Орбиты, плоскости которых параллельны оси вращения всей системы, неустойчивы. При небольшом гравитационном влиянии соседних звезд движение звезды по такой орбите быстро изменяется: эллипс превращается в отрезок прямой, и звезда падает на центр звездной системы. Как целое Е-галактики вращаются медленно, причем более уплощенные системы вращаются быстрее, чем сферические. Характерные параметры Е-галактик охватывают широкий диапазон: радиусы 5-10 кпк, массы 106 - 1013М Солнца, светимости 106 - 1012L Солнца (МСолнца = 2•1033 г, LСолнца = 4•1033 эрг/с).

Самые крупные из Е-галактик выделяют в отдельную группу cD-галактик. В этих галактиках имеется компактная звездная система, окруженная гигантской разреженной оболочкой из звезд. Размеры оболочки могут быть десятки  и даже сотни килопарсек. Галактики cD встречаются редко. Ближайшая к  нам и наиболее изученная из них - система М87. Радиус ее центральной  компоненты около 8 кпк, а оболочка прослеживается на расстоянии до 60 кпк от центра. Масса  М 87 около 1012МСолнца. Самая большая  из известных cD-систем, имеющая радиус оболочки около 2 Мпк - галактика А1413. Оказывается, что cD-системы находятся  всегда в центре скоплений галактик.

Было также установлено, что гигантские эллиптические галактики  более богаты металлами, чем карликовые галактики этого типа. Такое различие связано с особенностями процесса звездообразования в массивных  и маломассивных галактиках. Некоторые  из гигантских эллиптических галактик обладают мощным радиоизлучением, источниками  которого являются горячий газ и  звезды. Наряду с центральным источником радиоизлучения эти галактики имеют  протяженные, размером иногда в сотни  кпк области радиоизлучения, часто  симметрично расположенные по отношению  к оптическому изображению галактики. Интенсивность радиоизлучения достигает 1012 LСолнца.

2. Спиральные галактики

В 1845 г. английский астроном лорд Росс (Уильям Парсонс) с помощью  телескопа со 180-сантиметровым металлическим  зеркалом обнаружил целый класс  «спиральных туманностей», самым  ярким примером которых явилась  туманность в созвездии Гончих Псов (M 51 по каталогу Ш. Мессье).

Природа этих туманностей  была установлена лишь в первой половине XX столетия. В то время интенсивно проводились исследования по определению  размеров нашей Галактики - Млечного Пути - и расстояний до некоторых туманностей, которые удалось разложить на звёзды. Выводы были противоречивы как в оценках расстояний до туманностей, так и в определении масштабов Галактики. Одни исследователи выносили звёздные туманности далеко за пределы нашей Галактики и называли их «островными вселенными», другие (и таких было большинство) наоборот включали эти туманности в состав Млечного Пути. Все встало на свои места, когда в 20-х гг. в ближайших спиральных туманностях были обнаружены цефеиды, позволившие оценить расстояния до них.

Ещё в 1908 г. астроном Гарвардской  обсерватории (США) Генриетта Ливитт обнаружила зависимость между периодом изменения блеска переменных звёзд  класса цефеид и их светимостью. Это  дало возможность по величине периода  узнать светимость звезды, по светимости — расстояние до неё, а следовательно, и до той звёздной системы, куда она входит. Этот метод позволил определить расстояние до туманности Андромеды в 900 тыс. световых лет. Такая оценка оказалась заниженной. Уточнение шкалы расстояния цефеид в 1952 г. удвоило все межгалактические расстояния. При новой шкале размеры ближайших спиральных туманностей стали сопоставимы с размерами Млечного Пути, а иногда и превышали их. Тем самым были получены последние доказательства того, что спиральные туманности — это огромные звёздные системы, сравнимые с нашей галактикой и удалённые от неё на миллионы световых лет. С тех пор их и стали называть галактиками.

Простой взгляд на фотографию спиральной галактики, вызывает восхищение и удивление: каким образом может  возникнуть такая система звёзд? Какая сила собирает и удерживает звёзды в спиральных ветвях? Почему самые яркие, массивные, а значит, короткоживущие звёзды находятся в  спиральных ветвях, а между ветвями  — в основном слабые, долго прожившие  звёзды? Почему вид галактик напоминает чечевицу или два блюдца, приложенные  краями друг к другу? Почему в центре галактик, наблюдаемых с ребра, видно шарообразное «вздутие» (балдж), образуемое маломассивными жёлтыми и красными звёздами?

Плоская, дискообразная форма  объясняется вращением. Во время  образования галактики центробежные силы препятствовали сжатию протогалактического  облака или системы облаков газа в направлении, перпендикулярном оси  вращения. В результате газ концентрировался к некоторой плоскости — так  образовались вращающиеся диски  спиральных галактик. Диск вращается  не как единое твердое тело (например, колесо): период обращения звёзд  по краям диска намного больше, чем во внутренних частях.

Немало усилий пришлось приложить  астрономам, чтобы понять причину  других наблюдаемых свойств спиральных галактик. Вот как представляют природу  спиральных галактик в наши дни. Все  звёзды, населяющие галактику, гравитационно взаимодействуют, в результате чего создаётся общее гравитационное поле галактики. Известно несколько причин, по которым при вращении массивного диска возникают регулярные уплотнения вещества, распространяющиеся подобно волнам на поверхности воды. В галактиках они имеют форму спиралей, что связано с характером вращения диска. В спиральных ветвях наблюдается повышение плотности, как звёзд, так и межзвёздного вещества — газа и пыли. Повышенная плотность газа ускоряет образование и последующее сжатие газовых облаков и тем самым стимулирует рождение новых звёзд. Поэтому спиральные ветви являются местом интенсивного звёздообразования.

Спиральные ветви —  это волны плотности, бегущие  по вращающемуся диску. Поэтому через  некоторое время звезда, родившаяся в спирали, оказывается вне её. У самых ярких и массивных  звёзд очень короткий срок жизни, они сгорают, не успев покинуть спиральную ветвь. Менее массивные звёзды живут долго и доживают свой век в межспиральном пространстве диска.

Маломассивные желтые и красные  звёзды, составляющие балдж, намного  старше звёзд, концентрирующихся в  спиральных ветвях. Эти звёзды родились ещё до того, как сформировался  галактический диск. Возникнув в  центре протогалактического облака, они уже не могли быть вовлечены  в сжатие к плоскости галактики  и поэтому образуют шарообразную структуру.

На фотографии поразительной  по красоте галактики M 51, называемой Водоворотом, видна на конце одной  из спиральных ветвей небольшая галактика-спутник. Она обращается вокруг материнской  галактики. Удалось построить компьютерную модель образования этой системы. Предполагается, что маленькая галактика, пролетая вблизи большой, привела к сильным гравитационным (приливным) возмущениям её диска. В результате в диске большой галактики создается волна плотности спиральной формы. Звёзды, рождающиеся в спиральных ветвях, делают эти ветви яркими и четкими.

Балдж и диск галактики  погружены в массивное гало. Некоторые  исследователи предполагают, что  основная масса гало заключена не в звёздах, а в несветящемся (скрытом) веществе, состоящем либо из тел  с массой, промежуточной между  массами звёзд и планет, либо из элементарных частиц, существование  которых предсказывают теоретики, но которые ещё предстоит открыть. Проблема природы этого вещества - скрытой массы- сейчас занимает умы многих учёных и её решение может дать ключ к природе вещества во Вселенной в целом.

3. Спиральные галактики с перемычкой

Спирали с перемычками  имеют заметно вытянутое ядро, образующее перемычку. Вблизи концов перемычки  начинаются спиральные ветви. Спирали S и SB разделяют на подклассы а, Ь, с, в зависимости от относительных размеров ядра и закрученности ветвей. От подкласса, а к с ядро (балдж) становится меньше, а спиральные ветви менее туго закрученными. Спектральный анализ звездного состава спиральных галактик показал, что при переходе от Sа к Sс возрастает доля молодых горячих звезд классов А, В, О. Галактики Sс выглядят более голубыми, чем Sа-Галактики. Интересно, что степень закрученности спиралей у галактик разных типов, но с одинаковой светимостью LB одинакова. При одинаковых LB у Sa-систем массы больше, чем у Sс-систем. Поэтому степень закрученности спиралей Sа такая же, как и у менее массивных Sс-Галактик. Скорость вращения спиральных галактик растет с уменьшением степени закрученности спиральных ветвей. Галактики Sа более массивны, компактны и быстрее вращаются, чем Sс-Галактики: скорости вращения у Sа порядка 300 км/с, у SЬ 220 км/с, у Sс 175 км/с. Все эти особенности связаны с динамической эволюцией галактик и с деталями звездообразования.

Американские астрономы  Р.Б.Тулли и Дж. Фишер обнаружили, что чем ярче спиральная Галактика, тем больше её скорость вращения u, причем LB ~ u3. Диски спиральных галактик состоят из звезд и их скоплений, облаков пыли и газа. Доля массы газа составляет около 10%. Распределение массы и движение вещества в S-Галактиках неоднородно, и его изучают, прежде всего, по кривым вращения. Большую программу определения кривых вращения по оптическим спектрам выполнила, начиная, с конца 70-х годов американский астроном В. Рубин с сотрудниками на обсерваториях Китт Пик и Серро То-лоло. Для получения кривых вращения теперь используют оптические спектры излучения звезд и ионизованного газа, спектры поглощения межзвездной среды, линию водорода 21 см. Главным результатом исследований стало обнаружение плоских "хвостов" кривых вращения: скорость вращения не убывает с расстоянием, а остается постоянной вплоть до пределов обнаружения, газа. Наблюдаемое движение газа на больших расстояниях от звездного диска галактики можно объяснить, если предположить, что он движется в гравитационном поле не только видимого диска, но и массивного темного гало, окружающего диск. Масса гало, как показывает анализ кривых вращения, примерно в десять раз больше массы звездных дисков. Предсказание существования галактических гало было сделано еще до работ Рубин. В 1973 г. Дж. Острайкер и П. Пиблс (США) при численном моделировании динамики системы гравитирующих частиц обнаружили, что самогравитирующий вращающийся диск неустойчив. Он быстро деформируется, и упорядоченное движение частиц по круговым орбитам в плоскости диска переходит в хаотическое движение в различных плоскостях. Диск превращается в эллипсоид. Острайкер и Пиблс обнаружили, что диск будет устойчив, если большая часть всей массы системы находится в невращающейся сферической подсистеме. Такой подсистемой и может быть гало. Прямой регистрации гало галактик пока нет. Возможно, они образованы уже угасшими звездами или маломассивными звездами низкой светимости, не способными создать достаточно высокую поверхностную яркость, которую можно было бы заметить. Подобный состав имеет, по-видимому, внутреннее гало, радиусом около 1,5 кпк. Внешнее гало, размером в десятки кпк, скорее всего, состоит из долгоживущих массивных элементарных частиц. Эти частицы - аксионы, фотино, гравитино и другие космино, взаимодействуют между собой и с видимым веществом практически лишь гравитационно и потому их трудно зарегистрировать.

4. Неправильные галактики

Характеристики неправильных галактик не являются совершенно иррегулярными. У них много общих черт, служащих указанием на причины хаотичности  их видимой формы. Все эти галактики  богаты газом и почти все содержат много молодых звезд и облаков  светящегося ионизованного газа, часто исключительно больших и ярких. Ни одна из галактик не имеет центрального балджа или какого-нибудь реального ядра.

Распределение яркости неправильных галактик в среднем падает при  переходе от центра наружу по такому же математическому закону, как в  спиральных галактиках. Многие из них  имеют в центральных областях сутруктуры типа бара — особенно хорошим  примером является Большое Магелланово  Облако.

Важным намеком на то, как образуются неправильные галактики, являются результаты сравнения их светимостей  со светимостями спиральных галактик. Почти все они значительно  слабее даже наименее ярких спиральных галактик. Спиральная галактика М 33, представляющая примерно нижнюю границу  диапазона светимостей спиральных галактик, все еще ярче Большого Магелланова Облака — одной из ярчайших неправильных галактик.

Итак, отсутствие спиральных рукавов у неправильных галактик, по-видимому, связано с их малостью. Возможно, что связано также с  величиной углового момента галактики  и интенсивностью турбулентных движений в ней. Плоскости неправильных галактик относительно толще, чем у спиральных; это позволяет предполагать, что  вращение звезд и газа столь медленное, что спиральные рукава не возникают. С другой стороны, если бы вращение было бы слишком медленным, то галактика  не сплющилась бы до плоскости - неважно, толстой или тонкой - и образовалась бы массивная карликовая эллиптическая  галактика.

Наиболее известными представителями  этого типа галактик являются так  называемые Магеллановы Облака - Большое  и Малое. Эти галактики достаточно хорошо видны на ночном небе Южного полушария. Большое Магелланово  облако занимает на небе 10 угловых минут, что в 10 раз больше диаметра полной Луны; Малое - 2 угловых минуты.

Магеллановы Облака являются довольно типичными представителями  своего класса - неправильных галактик с неразвитой структурой. Каждое Облако имеет ярчайшую часть и множество  разных нерегулярно распределенных небольших фрагментов примерно одинаковой яркости. В Большом Магеллановом Облаке преобладает яркая длинная  линейная структура, напоминающая бары, наблюдаемые в пересечении спиральных галактик. У Малого - вместо бара имеется  центральное ядро в форме топора. Правилом является ассиметрия.

Несмотря на неправильность, Магеллановы Облака не хаотичны. Оба  Облака демонстрируют сравнительно хорошо организованные движения. В БМО, в частности, наблюдается регулярное вращательное движение, напоминающее движения в спиральных галактиках — таких, как Млечный Путь. Скорость вращения мала, что отражает малую общую массу галактики. Массы оцениваются примерно в 20 миллиардов солнечных для БМО и 5 миллиардов для ММО. Для сравнения, масса нашей Галактики оценивается в более чем 400 миллиардов масс Солнца. (Эти величины относятся к массам основных тел трех галактик — во всех случаях полная масса может сильно недооцениваться из-за большого количества невидимого вещества во внешних частях галактик.)

5. Линзовидные галактики

Линзовидные галактики –  это промежуточный тип между  спиральными и эллиптическими. У  них есть гало и диск, но нет спиральных рукавов. Такие галактики обозначаются S0.У линзообразных галактик такое  название потому, что когда на них  смотришь сбоку, они похожи на две  выпуклые линзы, наложенные друг на друга. У них может быть преграждение (SBO), а может и не быть (SO). Как  и у спиралей, у них есть центральная  светящаяся выпуклость, слегка сплющенная, и диск меньших размеров, чем у спиральных. Кроме того, у них слабое диффузное гало;  спиральная структура отсутствует. В наружных частях линзы иногда видны зачатки спиральных ветвей, перемычки и наружное светлое кольцо. Такой тип галактик составляет 22% от общего количества.

ГЛАВА 2. Галактики с активными ядрами

 Во всех галактиках, кроме самых небольших, выделяется  яркая центральная часть, называемая  ядром. В нормальных галактиках, таких, как наша, большая яркость  ядра объясняется высокой концентрацией  звёзд. Но все, же суммарное количество звёзд ядра составляет лишь несколько процентов от их общего числа в галактике. Встречаются

галактики, у которых ядра особенно яркие. Причём в этих ядрах  помимо звёзд наблюдается яркий  звездоподобный источник в центре и  светящийся газ, движущийся с огромными скоростями - тысячи километров в секунду. Галактики с активными ядрами были открыты американским астрономом Карлом Сейфертом в 1943 г. и впоследствии получили название сейфертовских галактик. Сейчас известны тысячи подобных объектов. Сейфертовские галактики (или просто сейферты) относятся к гигантским спиральным звёздным системам. Среди них повышена доля пересечённых спиралей, т. е. галактик с баром (SB по классификации Хаббла). Сейферты чаще, чем обычные галактики, образуют пары или группы, но избегают крупных скоплений. Сейферты составляют примерно 1% от общего числа спиральных систем, и их пространственная концентрация такова, что одна галактика приходится примерно на 10 тыс. кубических мегапарсек. Сейферт обнаружил 12 галактик с активными ядрами, но в течение 15 лет их практически не изучали. В 1958 г. советский астрофизик Виктор Амазаспович Амбарцумян привлёк внимание астрономов к исследованию активных ядер. В настоящее время изучение ядер галактик является одним из наиболее актуальных направлений астрономии. Формы проявления активности ядер неодинаковы в различных галактиках. Это может быть очень большая мощность излучения в оптической, рентгеновской или инфракрасной области спектра, причём заметно меняющаяся за несколько лет, месяцев или даже дней. В некоторых случаях наблюдается очень быстрое движение газа в ядре — со скоростями тысячи километров в секунду. Иногда газ образует Длинные прямолинейные выбросы. В некоторых галактиках ядра являются источниками высокоэнергичных элементарных частиц (электронов и протонов). Эти потоки частиц нередко навсегда покидают галактику в виде радиовыбросов, или радиоджетов. Активные ядра любого типа характеризуются очень большой светимостью во всём диапазоне электромагнитного спектра (по сравнению с ядрами нормальных галактик). Мощность излучения сейфертовских галактик иногда достигает 1035 Вт, что ненамного уступает светимости всей нашей Галактики. Но эта огромная энергия выделяется в области диаметром около 1 пк- меньше, чем расстояние от Солнца до ближайшей звезды! Мощность излучения света (оптическая светимость) значительно ниже, хотя и достигает 1034 Вт. Основная часть энергии излучается обычно в инфракрасном диапазоне. Что же служит источником энергии для столь бурной активности? Что за «реактор», занимающий менее 1 пк, вырабатывает столько энергии? Окончательного ответа пока не знает никто, но в результате длительной работы теоретиков и наблюдателей разработано несколько наиболее вероятных моделей. Первой была выдвинута гипотеза, что в центре галактики находится плотное массивное скопление молодых звёзд. В таком скоплении часто должны происходить взрывы сверхновых. Эти взрывы могут объяснить и наблюдаемые выбросы вещества из ядер, и переменность излучения.

Сейфертовские галактики - спиральные или неправильные галактики с активными ядрами, спектр излучения которых содержит множество ярких широких полос, что указывает на мощные выбросы газа со скоростями до нескольких тысяч километров в секунду. Впервые описаны в 1943 году Карлом Сейфертом (англ.). К числу сейфертовских галактик относится около 1 % наблюдаемых спиральных галактик.

Астрономы установили, что  активность ядра ряда галактик связано  с поглощением потоков газа свергигантской черной дырой находящейся в центре. Снимок одной из таких галактик получен  с помощью 8-метрового телескопа. Она имеет обозначение NGC 1097. Эта  гигантская спиральная галактика удалена  от нас на 47 млн. световых лет и  расположена в созвездие Печь. Прослеживается три спиральных рукава начинающихся от внешнего кольца галактики  имеющего радиус 10 световых лет. Исследования околоядерной области показали, что  черная дыра стягивает газ с расстояния до 1000 световых лет со скоростью 180000 км в час. Ученые оценили, что черная дыра ежегодно поглощает вещества равного  массам нескольких Солнц. Полная масса NGC 1097 составляет приблизительно 100 миллионов  солнечных масс.  

ГЛАВА 3. Взаимодействующие галактики

Существование Местной системы  доказывает, что у галактик есть тенденция к скручиванию, к образованию более крупных систем. Часто они образуют своеобразные «гнезда» галактик, внутри которых звездные системы столь близки, что между ними наблюдаются явные следы взаимодействия. Именно в таких ситуациях мы, прежде всего, встречаем непонятные факты. Ученым удалось также получить эффекты, которые астрономы наблюдают при слиянии галактик. Самым заметным среди них является формирование так называемых "приливных хвостов" - потоков звезд и газа, которые образуются при столкновении галактик под воздействием сильных приливных сил.

Известна пара галактик, связанных друг с другом тонким звездным «мостом» длиной 230000 световых лет при  толщине 6000 световых лет. У одной  из этих галактик есть еще один звездный «хвост», постепенно сходящий на нет. Не думайте, что такой случай - редчайшее  исключение. «Мосты» и «перемычки»  между галактиками встречаются  часто. Широко известная галактика  М 51 из созвездия Гончих Псов - это, по существу, две галактики, соединенные  перемычкой. Таких, очень похожих  на М 51 галактик, уже обнаружено более 160.

Столь же удивительна пара галактик VV 224, названная «Мышками». Обе они имеют хвосты, причем больший  из них достигает в длину 9000 световых лет при ширине не менее 800 световых лет.

Менее всего эти хвосты похожи на типичные приливные выступы. Наоборот, создается впечатление, что  между галактиками действуют  какие-то неизвестные и очень  мощные силы отталкивания.