Строение и динамика галактики

Со многими скоплениями, содержащими большое число галактик, связаны мощные протяженные источники рентгеновского излучения. Сами галактики, за редким исключением, очень слабо излучают в рентгеновском диапазоне спектра. Излучение, приходящее от скоплений, объясняется существованием между галактиками горячего газа с плотностью 10^–27-10^–28 г/см³. Такой газ из-за низкой плотности остывает очень медленно и может миллиарды лет сохранять высокую температуру даже при отсутствии источников нагрева.

Исследование положения галактик и их скоплений в области диаметром в несколько сотен мегапарсеков позволили выявить крупномасштабную структуру Вселенной. Оказалось, что в пространственном распределении галактик существует очень крупные неоднородности с характерными размерами в десятки мегапарсеков.

Галактики и их скопления образуют в пространстве подобие гигантских ячеек. Области с повышенной плотностью галактик чередуются с «пустотами», где средняя плотность галактик и их скоплений во много раз меньше. Ближайшая к нам область повышенной плотности, к которой, по-видимому, принадлежит и наша Галактика, называется Сверхгалактикой или Местным сверхскоплением. В его центральной области находится скопление галактик в Деве. Скопление в Волосах Вероники является центром другого, соседнего сверхскопления.

Основное отличие этих крупномасштабных неоднородностей, или сверхскоплений, от больших скоплений галактик заключается в том, что они не являются физически связанными системами: внутри них действует закон Хаббла, что говорит об их расширении, в то время как большинство групп и скоплений галактик, по-видимому, не расширяются и являются гравитационно связанными. Наблюдаемая крупномасштабная структура в распределении галактик и их скоплений отражает существование неоднородностей в той газовой среде, из которой возникли системы галактик. Эпоха образования основного количества галактик удалена от нашего времени более чем на 10 млрд лет.

Наблюдаемое многообразие галактик — это следствие различных условий, в которых они возникли. Анализ спектров и звездного состава галактик показал, что абсолютное большинство из них имеет очень большой возраст и образовалось 10—15 млрд лет назад. По современным представлениям, образование галактик началось в раннюю эпоху расширения Вселенной, когда средняя плотность вещества во Вселенной была в сотни раз больше, чем в настоящее время. Галактики возникли из водородно-гелиевых газовых облаков, сжимающихся под действием собственной гравитации. На определенном этапе сжатия в протогалактиках началось интенсивное звездообразование. Массивные звезды, быстро эволюционируя и взрываясь как сверхновые, выбрасывали в окружающее пространство газ, обогащенный различными химическими элементами, возникающими при взрыве. Поэтому если первые звезды содержали ничтожно мало элементов тяжелее гелия, последующие поколения звезд получили химический состав, более близкий к солнечному. В нашей Галактике меньше всего тяжелых элементов содержат наиболее «старые» звезды сферической составляющей, например звезды шаровых скоплений.

Образование диска в галактиках связано с диссипацией энергии газа в сжимающейся протогалактике. Обладая определенным моментом вращения, газ, теряя свою механическую энергию, сжался в диск, который в результате образования звезд из газа постепенно становился звездным диском. Оставшийся газ, перемешавшийся с газом, который сбросили проэволюционировавшие звезды, мы наблюдаем в тонком слое вблизи плоскости симметрии звездного диска галактик.

Большую роль в эволюции галактик сыграло поглощение крупными галактиками более мелких систем, которые разрушались приливными силами и пополняли массу формирующихся галактик. Следами таких процессов являются, например, газопылевые диски в эллиптических системах — таких, как радиогалактика Центавр А.

В эллиптических галактиках яркие диски больших размеров отсутствуют (хотя околоядерные газовые диски размером в сотни парсеков встречаются достаточно часто). Здесь, по-видимому, газовая протогалактика превратилась в звездную галактику раньше, чем газ успел потерять энергию и сжаться в диск. Наблюдения показали, что момент вращения эллиптических галактик (в расчете на единицу их массы) значительно меньше, чем у галактик, обладающих звездным диском. Вероятно, именно от момента вращения протогалактики в первую очередь зависело, образуется ли у нее массивный диск.

В современную эпоху в дисках галактик (спиральных и неправильных) продолжается звездообразование из оставшегося газа. Со временем оно будет медленно затухать, если только масса газа в галактике не увеличивается за счет притока извне.

Среди множества наблюдаемых галактик изредка встречаются такие, возраст которых может быть небольшим — менее миллиарда лет. Это преимущественно карликовые звездные системы, содержащие очень много газа, в которых происходит активное звездообразование. Звезды в таких галактиках содержат очень мало тяжелых элементов, которые еще не успели там образоваться.

Поскольку эпоха образования основной массы галактик удалена от нашего времени на миллиарды лет, молодые галактики можно наблюдать среди очень слабых объектов 25-29^m, имеющих большое красное смещение. Из-за гигантского расстояния мы видим эти галактики в далеком прошлом, в эпоху их «молодости». Сравнивая их с близкими галактиками, астрономы узнают как эволюционировали цвет, спектр, а следовательно, и звездный состав галактик за миллиарды лет их существования.

Бесценную информацию о галактиках на больших расстояниях принесли наблюдения на космическом телескопе им.Хаббла. Среди слабых галактик преобладают системы небольшого линейного размера с активным звездообразованием. При красном смещении z=1—3 образование звезд в галактиках было значительно более интенсивным, чем в современную эпоху. Предполагается, что начало образования звезд в галактиках приходится на эпоху z ≈ 10.

Заключение

Итак, галактики – это большие звездные системы, в которых звезды связаны друг с другом силами гравитации. Существуют галактики, включающие триллионы звезд. Наша Галактика – Млечный Путь – также достаточно велика: в ней более 200 млрд. звезд. Помимо обычных звезд галактики включают в себя межзвездный газ, пыль, а также различные «экзотические» объекты: белые карлики, нейтронные звезды, черные дыры. Газ в галактиках не только рассеян между звездами, но и образует громадные облака, яркие туманности вокруг горячих звезд, плотные и холодные газопылевые туманности. Большие звездные системы имеют массы в сотни миллиардов масс Солнца.

В последние годы интересы астрономов явно переместились от звезд к галактикам. Это объясняется, с одной стороны, тем, что свойства звезд в общих чертах уже поняты, а с другой — тем, что успехи в создании телескопов и вспомогательного оборудования к ним позволили изучать все большее число слабых галактик. Проблема строения и эволюции галактик поистине является центральной в современной астрономии, В типичной галактике насчитывается примерно столько же звезд, сколько галактик в обозримой части Вселенной, и при изучении галактик нам приходится обращаться как к вопросам строения и эволюции звезд, так и к космологическим теориям.

Список литературы

1. Дубнищева Т.Я.Концепции современного естествознания: учеб. пособие для студ. вузов / Татьяна Яковлевна Дубнищева. – 6-е изд., испр. и доп. – М.: Издательский центр «Академия», 2006. – 608 с.
2. Общий курс астрономии: Учебное пособие / под ред. В.В. Иванова. – 2-е изд., испр. – М.: Едиториал УРСС, 2004. – 544 с.
3. Сурдин В.Г. Динамика звездных систем. – М.: Изд. Московского центра непрерывного математического образования, 2001. – 32 с.
4. Тейлер Р. Дж. Галактики: Строение и эволюция / Пер. с англ. А. В. Засова; под редакцией и с предисл. А. Г. Дорошкевича. – М.: Мир, – 224 с.