Галактика

NGC 4414, спіральна галактика в сузір'ї Волосся Вероніки діаметром близько 17 000 парсек, що розташована на відстані близько 20 мегапарсеків від Землі

Гала́ктика (дав.-гр. Γαλαξίας — «молочний») — гравітаційно зв'язана система із зір і зоряних скупчень, міжзоряного газу, пилу й темної матерії. Усі об'єкти в складі галактик беруть участь в обертанні навколо спільного центру мас.

Галактики — надзвичайно далекі об'єкти. Відстань до найближчих із них вимірюється в мегапарсеках, а до далеких — в одиницях червоного зміщення. Саме через віддаленість неозброєним оком розрізнити на небі можна лише три з них: туманність Андромеди (видно в північній півкулі), Велику і Малу Магелланові Хмари (видно в південній). Вирізнити окремі зорі в зображеннях інших галактик не вдавалося аж до початку XX століття. До початку 1990-их років налічувалося не більше 30 галактик, в яких вдалося побачити окремі зорі (всі ці галактики належать до Місцевої групи). Після запуску космічного телескопа «Габбл» і введення в дію 10-метрових наземних телескопів кількість галактик, в яких вдалося розрізнити окремі зорі, значно зросла.

Галактики поділяють на:

• кулясті еліптичні галактики;
• дискові спіральні галактики;
• галактики з перемичкою (баром);
• карликові;
• неправильні і т. д.

Маса галактик варіюється від 10⁷ до 10¹² мас Сонця, для порівняння — маса нашої галактики Чумацький Шлях становить близько 2×10¹¹ мас Сонця. Діаметр галактик — від 5 до 250 кілопарсек (16—800 тисяч світлових років), для порівняння — діаметр нашої галактики близько 100 000 світлових років. Найбільша відома на 2012 рік галактика IC 1101 має діаметр більше 600 кілопарсек.

Однією з невирішених проблем будови галактик є темна матерія, що виявляє себе тільки в гравітаційній взаємодії. Вона може складати до 90% від загальної маси галактики, а може бути повністю відсутньою, як у деяких карликових галактиках.

У просторі галактики розподілені нерівномірно: на одних ділянках можна знайти цілі групи близьких галактик, а на інших немає ніяких, навіть найменших галактик. Такі порожні ділянки простору називають войдами. Точна кількість галактик у спостережуваній частині Всесвіту невідома, але, за оцінками, їх близько ста мільярдів (10¹¹).

Походження назви

Слово «гала́ктика» (дав.-гр. γαλαξίας) походить від грецької назви нашої Галактики (κύκλος γαλαξίας означає «молочне кільце» — як опис спостережуваного явища на нічному небі). Коли астрономи припустили, що різні небесні об'єкти,які вважалися спіральними туманностями, можуть бути величезними скупченнями зір, ці об'єкти стали називати «острівними всесвітами» або «зоряними островами». Але пізніше, коли стало зрозуміло, що ці об'єкти схожі на нашу Галактику, обидва терміни вийшли з ужитку й були замінені терміном «галактика».

Історія вивчення галактик

1610 року Галілео Галілей за допомогою телескопа виявив, що Чумацький Шлях складається з величезної кількості слабких зір. У трактаті 1755 року, заснованому на роботах Томаса Райта (англ. Thomas Wright), Іммануїл Кант припустив, що Чумацький Шлях може бути обертовим тілом, яке складається з величезної кількості зір, що утримуються гравітаційною взаємодією, подібно до Сонячної системи, але у більших масштабах. Якщо спостерігати таку Галактику зсередини, на нічному небі диск буде помітно як світлу смугу. Кант висловив припущення, що деякі з туманностей, видимих на нічному небі, також можуть бути окремими галактиками.

Об'єкт M31, галактика Андромеда. Рисунок Мессьє

До кінця XVIII століття Шарль Мессьє склав каталог, що містив 109 яскравих туманностей. Від часу публікації каталогу до 1924 року тривали суперечки про природу цих туманностей.

Вільям Гершель висловив припущення, що туманності можуть бути далекими зоряними системами, подібними до Чумацького Шляху. 1785 року він спробував визначити форму і розміри Чумацького Шляху і розташування в ньому Сонця, використовуючи метод «черпків» — підрахунку зір за різними напрямками. 1795 року, спостерігаючи планетарну туманність NGC 1514, він виразно побачив у її центрі окрему зорю, оточену туманною речовиною. Існування справжніх туманностей, таким чином, не підлягало сумніву, і не було необхідності вважати, що всі туманні плями — далекі зоряні системи.

До середини XIX століття Джон Гершель, син Вільяма Гершеля, відкрив ще 5000 туманних об'єктів. Побудований на їх основі розподіл став головним аргументом проти припущення, що вони є далекими «острівними всесвітами», подібними до нашої системи Чумацького Шляху. Було виявлено, що існує «зона уникнення» — ділянка, на якій немає (або майже немає) подібних туманностей. Ця зона розташована поблизу площини Чумацького Шляху і це явище було інтерпретовано як зв'язок туманностей із системою Чумацького Шляху. Поглинання світла, найсильніше у площині Галактики, було ще невідоме.

Після побудови свого телескопа 1845 року Вільям Парсонс зміг побачити відмінності між еліптичними і спіральними туманностями. У деяких із цих туманностей він зміг виділити й окремі джерела світла.

1865 року Вільям Гаґґінс вперше отримав спектр туманностей. Характер емісійних ліній туманності Оріона ясно свідчив про її газовий склад, але спектр туманності Андромеди (M31 за каталогом Мессьє) був безперервним, як у зір. Хеггінс зробив висновок, що такий вигляд спектру M31 викликано високою щільністю і непрозорістю газової складової.

Фотографія M31, 1899 р.

На початку XX століття Весто Мелвін Слайфер (англ. Vesto Melvin Slipher) пояснив спектр туманності Андромеди відбиттям світла центральної зорі (зорею він помилково вважав ядро галактики). Такий висновок було зроблено на підставі фотографій, отриманих Джеймсом Кілером на 36-дюймовому рефлекторі. Загалом було виявлено 120 000 слабких туманностей. Спектр (там, де його можна було отримати) був відбивним. Як відомо зараз, це були спектри відбивних туманностей (здебільшого — пилових) навколо Плеяд.

1910 року Джордж Річі (англ. George Willis Ritchey) на 60-дюймовому телескопі обсерваторії Маунт-Вілсон отримав знімки, на яких було видно, що спіральні гілки великих туманностей всипані зореоподібними об'єктами, але зображення багатьох з них були нерізкі, туманні. Це могли бути і компактні туманності, і зоряні скупчення, і декілька зображень зірок, що злилися разом.

У 1912–1913 роках була відкрита залежність «період — світність» для цефеїд.

1920 року відбулася «Велика суперечка» між Харлоу Шеплі і Гебером Кертісом. Сутність суперечки полягала у вимірі відстані до Магелланових Хмар за цефеїдами та оцінюванні розміру Чумацького Шляху. Застосовуючи вдосконалений варіант методу «черпків», Кертіс зробив висновок про існування порівняно невеликої (діаметром близько 15 кілопарсек) сплющеної галактики із Сонцем поблизу центру, а також про невелику відстань до Магелланових Хмар. Шеплі, ґрунтуючись на підрахунку кулястих скупчень, подав зовсім іншу картину — Сонце перебуває досить далеко від центру плоского диска діаметром близько 70 кілопарсек, відстань до Магелланових Хмар виходила приблизно такою ж. Підсумком суперечки став висновок про необхідність ще одного незалежного вимірювання.

1924 року на 100-дюймовому телескопі Едвін Габбл знайшов у туманності Андромеди 36 цефеїд і виміряв відстань до них. Відстань виявилася величезною (хоча обчислена Хабблом величина була втричі меншою за сучасну). Це підтвердило, що туманність Андромеди — не частина Чумацького Шляху. Існування галактик було доведено, і «Велику суперечку» вирішено.

Сучасна будова нашої Галактики з'ясувалася 1930 року, коли Роберт Джуліус Трюмплер (англ. Robert Julius Trumpler) виміряв ефект поглинання світла, вивчаючи розподіл розсіяних зоряних скупчень, що концентруються в площині Галактики.

1936 року Габбл побудував класифікацію галактик, яка використовується і сьогодні та називається послідовністю Хаббла.

1944 року Гендрік ван де Гулст (нід. Hendrik van de Hulst) передбачив існування радіовипромінювання міжзоряного атомарного водню із довжиною хвилі 21,2 см, яке було виявлено 1951 року. Це випромінювання, що не поглинається пилом, дозволило додатково вивчити Галактику завдяки доплерівському зсуву. Спостереження призвели до побудови моделі з перемичкою в центрі Галактики. Згодом розвиток радіотелескопів дозволив відстежувати рух водню і в інших галактиках. У 1970-х роках стало зрозуміло, що загальна видима маса галактик (що складається з маси зір і міжзоряного газу), не пояснює швидкості обертання газу. Це призвело до висновку про існування темної матерії.

Нові спостереження, здійснені на початку 1990-х років на космічному телескопі «Габбл», довели, що темна матерія в нашій Галактиці не може складатися з одних лише слабких і малих зір. На ньому також було отримано зображення далекого космосу, що одержали назви Hubble Deep Field і Hubble Ultra Deep Field, що довели існування в нашому Всесвіті сотень мільярдів галактик.

Спостереження

Найважливіші інтегральні характеристики галактик (екстремальні значення опущені):

Параметр	Основний метод вимірювання	Інтервал значень	Приблизне значення для нашої галактики
Діаметр D25	Фотометрія	5—50 кпк	30 кпк
Радіальна шкала диску R0	Фотометрія	1—7 кпк	3 кпк
Товщина зоряного диску	Фотометрія дисків, що спостерігаються «з ребра»	0,3—1 кпк	0,7 кпк
Світність	Фотометрія	107—1011 Lʘ	5×1010 Lʘ
Маса М25 у межах D25	Вимірювання швидкостей газу та/або зір за ефектом Доплера	107—1012 Mʘ	2×1011 Mʘ
Відносна маса газу Mgas/M25 у межах D25	Вимірювання інтенсивностей ліній нейтрального і молекулярного водню	0,1—30%	2%
Швидкість обертання V зовнішніх областей галактик	Вимірювання швидкостей газу та/або зір за ефектом Доплера	50—300 км/с	220 км/с (для околу Сонця)
Період обертання зовнішніх областей галактик	Вимірювання швидкостей газу та/або зір за ефектом Доплера	108—109 років	2×108 років (для околу Сонця)
Маса центральної чорної діри	Вимірювання швидкостей зір і газу поблизу ядра; емпірична залежність від центральної дисперсії зір	3×105—3×109 Mʘ	4×106 Mʘ

Відстані

Див. також: Шкала космічних відстаней та Відстані в космології

Відстань від спостерігача до галактики як фізична характеристика не входить до жодного процесу, що відбувається з галактикою. Необхідність в інформації про відстань до галактики виникає при ототожненні маловивчених подій, наприклад, гамма-сплесків; вивченні Всесвіту як цілого, вивченні еволюції самих галактик, визначенні маси галактик та їх розмірів тощо.

Для вимірювання відстаней до галактик існує система шкали космічних відстаней. У цій системі використовується арсенал індикаторів відстаней, які послідовно калібрують та застосовують до зростаючих масштабів. У ролі стандартних свічок (індикаторів відстаней) для місцевої групи (до 10 Мпк) виступають цефеїди, зорі типу RR Ліри та яскраві червоні гиганти. Для галактик сусідніх скупчень, таких як скупчення Діви (50-200 Мпк), відстані вимірюють за допомогою планетарних туманностей, флуктуацій яскравості галактик та розподілу світності кулястих зоряних скупчень. Для більш далеких спіральних галактик (200–1000 Мпк) використовують наднові типу Ia та Таллі—Фішера, а для далеких еліптичних галактик — cпіввідношення D-σ. Нарешті, до найдальших галактик (>1000 Мпк) — тих що формують великомасштабну структуру Всесвіту — єдиним методом вимірювання відстаней на сьогодні залишається закон Габбла:

$~R={\frac {c\,z}{H_{0}}}$,

де z — червоний зсув спектральних ліній, c — швидкість світла, а H₀ — стала Габбла.

Слід зазначити, що для об'єктів, для яких цей спосіб визначення відстані є єдиним, поняття «відстань» перестає бути однозначним внаслідок релятивістських ефектів та космологічного викривлення простору-часу. Про такі об'єкти кажуть, що вони перебувають на космологічних відстанях. Оцінка відстані до таких об'єктів залежить від прийнятої космологічної моделі.

Основні спостережувані складові галактик

Основні спостережувані складові галактик включають:

1. Зорі (різної маси й різного віку), частина яких розташована в скупченнях.
2. Компактні залишки зір, які проеволюціюнували.
3. Холодне газопилове середовище.
4. Розріджений гарячий газ із температурою 10⁵—10⁶ К.

Подвійні зорі в сусідніх галактиках не спостерігаються, але, судячи з околиць Сонця, кратних зір має бути досить багато. Газопилове середовище й зорі складаються з атомів, і їх сукупність називають баріонною матерією галактики. До небаріонної включають масу темної матерії й масу чорних дір.

Швидкість обертання галактик

Під швидкістю обертання галактики мається на увазі швидкість обертання різних компонент галактики навколо її центру. Ця швидкість — це сумарна швидкість, отримана в ході різних процесів. Швидкість обертання галактики слід відрізняти від «кругової швидкості» V_c, яка обумовлена ​​тільки силою гравітації й за визначенням дорівнює швидкості тіла, яке під дією сили тяжіння рухається по колу. Швидкість же обертання в загальному випадку обумовлена ​​також радіальним градієнтом тиску P міжзоряного газу.

$V^{2}=R\left({\frac {\partial \Phi }{\partial R}}+{\frac {\nabla P}{\rho _{g}}}\right)=V_{c}^{2}+R{\frac {\nabla P}{\rho _{g}}}$

Тут Φ — гравітаційний потенціал, а ρ_g — густина газу.

Для різних компонент галактики швидкість обертання оцінюється по-різному. Для газу — за доплерівським зміщенням емісійних ліній. Для зір — за доплерівським зміщенням абсорбційних ліній зір. Схема отримання швидкості обертання наступна.

Безпосередньо одержувана зі спостережень швидкість — це сума швидкості руху галактики як цілого й швидкості внутрішнього руху. Зазвичай швидкість галактики в цілому (V₀) ототожнюється зі швидкістю руху центральної ділянки. Для далеких галактик ця швидкість обумовлена габблівським розширенням Всесвіту; власною швидкістю можна знехтувати.

Швидкість, отримана після врахування швидкості руху галактики як цілого, це променева швидкість (швидкість уздовж променя зору, V_r), і щоб обчислити швидкість обертання галактики на даній відстані, необхідно врахувати ефекти проекції. Для цього необхідно знати кут нахилу осі галактики до променя зору i, а також кут φ між великою віссю галактики й прямою, що проходить через центр галактики та точку спостереження. Таким чином, щоб перейти від V_r до V_φ, необхідно знати п'ять параметрів: швидкість руху галактики V₀, кути i та φ, дві координати центру галактики (щодо будь-якої точки зображення).

Якщо галактика виглядає осесиметричною, то задача спрощується, оскільки кути орієнтації та положення центру можна обчислити за розподілом яскравості диска. Якщо щілину спектрографа розташувати уздовж її великої осі, можна отримати:

$~V_{\phi }(R)={\frac {|V_{0}-V_{r}(l)|}{\sin {i}}}$,

де l — відстань від центру галактики уздовж щілини. Однак найповнішу інформацію про рух в галактиці дає аналіз поля швидкостей — сукупності вимірів променевої швидкості для багатьох точок на диску галактики. Для отримання поля швидкостей застосовують двовимірну спектроскопію. Зазвичай застосовується або багатоканальний приймач, або інтерферометр Фабрі — Перо. Радіоспостереження газу в лініях H I також дозволяють отримати двовимірну картину розподілу швидкості в галактиці.

Маса й розмір

Галактики не мають чітких меж. Не можна точно сказати, де закінчується галактика та починається міжгалактичний простір. Приміром, якщо в оптичному діапазоні галактика має один розмір, то визначений за радіоспостереженнями міжзоряного газу радіус галактики може виявитися в десятки разів більшим. Від розміру залежить і вимірювана маса галактики. Зазвичай під розміром галактики розуміють фотометричний розмір ізофоти 25-ї зоряної величини на квадратну кутову секунду в фільтрі B. Стандартне позначення такого розміру — D₂₅.

Маса дискових галактик оцінюється за кривою обертання в рамках певної моделі. Вибір оптимальної моделі галактики спирається як на форму кривої обертання, так і на загальні уявлення про структуру галактики. Для грубих оцінок маси еліптичних галактик необхідно знати дисперсію швидкостей зір залежно від відстані до центру та радіальний розподіл густини.

Маса холодного газу в галактиці визначається за інтенсивністю лінії H I. Якщо реєстрована густина потоку випромінювання від галактики або будь-якої її частини рівні F_ν, то відповідна маса дорівнює:

$M_{HI}\approx 2\cdot 10^{5}M_{\bigodot }D^{2}\int _{\nu }F_{\nu }(\nu )d\nu$,

де D — відстань у мегапарсеках, потік виражений у янських.

Оцінка маси молекулярного газу досить складна, оскільки лінії H₂ у спектрі холодного газу відсутні. Тому вихідними даними є інтенсивності спектральних ліній молекули CO (I_CO). Коефіцієнт пропорційності між інтенсивністю випромінювання CO і його масою залежить від металічності газу. Але найбільша невизначеність пов'язана з малопрозорістю хмари: через неї основна частина світла, випромінювана внутрішніми областями, поглинається самою хмарою, таким чином, до спостерігача доходить світло лише від поверхні хмар.

Спектр галактики

Спектр галактик складається з випромінювання всіх складових її об'єктів. Спектр середньостатистичної галактики має два локальних максимуми. Основне джерело випромінювання — це зорі, максимум інтенсивності випромінювання більшості з яких лежить в оптичному діапазоні (перший максимум). Зазвичай в галактиці багато пилу, який поглинає випромінювання в оптичному діапазоні й перевипромінює його в інфрачервоному діапазоні. Так утворюється другий максимум в інфрачервоній області. Якщо світність в оптичному діапазоні прийняти за одиницю, то спостерігається наступна залежність між джерелами і типами випромінювання:

Діапазон	Відносна світність	Основні джерела випромінювання
Гамма	<10−4	Активні ядра деяких галактик; джерела, що дають поодинокі короткі сплески (гамма-сплески)
Рентгенівський	10−3—10−4	Акреційні диски тісних подвійних систем; гарячий газ; активні ядра
Оптичний	1	Зорі різної температури; навколозоряні пилові диски у ближній ІЧ області; емісійне випромінювання газу
Дальний ІЧ	0,5—2	Міжзоряний пил, нагрітий світлом зір; в деяких галактиках активні ядра і пил
Радіо	10−2—10−4	Синхротронне випромінювання; теплове випромінювання областей H II, емисійні линії H I

Проблема темного гало

Крива обертання дискової галактики. A — без урахування прихованої маси, B — спостережувана

Якщо основна маса галактик міститься в зорях, то, знаючи співвідношення маса—світність і припускаючи, що воно не дуже змінюється з радіусом, густину речовини в галактиці можна оцінити за яскравістю зоряного населення. Ближче до свого краю галактика тьмяніє, значить, і середня густина зір падає, а тому зменшується і швидкість обертання зір. Однак криві обертання галактик, що спостерігаються, свідчать про кардинально іншу картину: починаючи з якогось моменту швидкості обертання зір аномально високі для густини, що отримується із залежності маса—світність. Пояснити високу швидкість зір на краю диска можна, припустивши, що на великих відстанях від центру галактики основну роль відіграє маса, що виявляє себе виключно через гравітаційну взаємодію.

Незалежним чином можна дійти до висновку про наявність прихованої маси, якщо оцінювати загальну масу виходячи з умови стійкості зоряного диска.

Виміри швидкості руху супутників масивних галактик змушують припускати, що розмір темного гало в декілька разів більший, ніж оптичний діаметр галактики.

Масивні темні гало було виявлено в галактиках всіх типів, але в різних пропорціях відносно світної речовини.

Морфологія

Схема спіральної галактики, вид у профіль

Галактики бувають спіральні, еліптичні й неправильні.

Бар (перемичка) проходить від внутрішніх кінців спіральних гілок (блакитні) до центру галактики. NGC 1300.

Ядро — вкрай мала область в центрі галактики. Коли мова заходить про ядра галактик, то найчастіше говорять про активні ядра галактик, де процеси не можна пояснити властивостями сконцентрованих у них зір.

Диск — відносно тонкий шар, в якому сконцентровано більшість об'єктів галактики. Поділяється на газопиловий диск і зоряний диск.

Полярне кільце — рідкісний компонент. У класичному випадку галактика з полярним кільцем має два диски, що обертаються в перпендикулярних площинах. Центри цих дисків збігаються. Причина виникнення полярних кілець не є повністю обґрунтована.

• 

  E0: M89

• 

  E1: M105

• 

  E2: M60

• 

  E3: M86

• 

  E4: M49

• 

  E6: M110

• 

  S0: NGC 1316

• 

  Sa: NGC 92

• 

  Sc: M51

• 

  Sd: NGC 7793

• 

  Irr:NGC 1427

• 

  NGC 4650A — галактика з полярним кільцем

Класифікація

Докладніше: Класифікація Хаббла

Послідовність Хаббла являє собою процес поділу галактик Всесвіту, запропонований 1936 року Едвіном Хабблом. З того часу років на суд запропоновано більш розгорнуті системи класифікації, однак запропонована Хабблом досі вважається затребуваною.

Класифікація галактик, запропонована у 1936 році Едвіном Хабблом.

Еліптична галактика (NGC4150)

• Тип галактик (E0-E7) являє собою галактики з еліптичної структурою і характеризуються чіткою симетрією розташування зір при відсутності спостережуваного ядра. Наявна в назві цифра показує ступінь ексцентриситету: галактики E0 мають правильну кулясту форму, зі зростанням величини збільшується ступінь сплюснутості. Це число є показником спостережуваної форми галактики (у проекції на досліджувану площину), а не справжньої її форми (у просторі), що часто заважає визначенню морфології.

• Тип галактик (S0) являє собою галактики з лінзоподібною структурою, що мають форму диска з чітко окресленою центральною опуклістю (балджем), однак у них не спостерігаються спіральні рукави.

Спіральна галактика (NGC1232)

• Типи галактик (Sa, Sb, Sc) являє собою галактики зі спіральною структурою,  що мають в своєму складі Балдж і зовнішній диск e поєднанні з рукавами. Літера визначає ступінь щільності розташування рукавів.  У випадку з галактиками, які мають спіральну структуру, розмір їх балджа і товщина рукавів зменшуються «зліва направо», а концентрація пилу при цьому підвищується.

• Тип галактик (SBa, SBb, SBc) являє собою галактики зі спіральною структурою і баром.  У структурі галактик такого виду можна спостерігати яскравий бар, який перетинає балдж та з'єднує його з рукавами, що розходяться.

• Тип галактик (Irr) являє собою галактики неправильної форми, які не підпадають ні під який з існуючих класів. Галактики виду IrrI мають залишки спіральної структури, а види галактик IrrII демонструють абсолютно неправильну форму. Прикладом неправильної галактики є M82.
  

  Лінзоподібна галактика (NGC5010)
• Тип галактик (d) являє собою карликові галактики. Це маленькі за розмірами галактики, які складаються з декількох мільярдів зір (така кількість зір є дуже малою в порівнянні з нашою Галактикою, яка налічує від двохсот до чотирьохсот мільярдів зір). До карликових відносять галактики зі світністю 10⁹ L_☉ або -16^m абсолютної зоряної величини (це приблизно в сто разів менше яскравості Чумацького Шляху).

Карликова галактика (UGC5497)

Неправильна галактика M82

Типи карликових галактик

1. Карликові еліптичні галактики (dE) - нагадує еліптичні галактики.
2. Карликові сфероїдальні галактики (dSph) - різновид dE, тільки відрізняється низькою поверхневою яскравістю.
3. Карликові неправильні галактики (dIr) - має клоччасту структуру будови.
4. Карликові блакитні компактні галактики (dBСG або BCD) - має в своїй структурі ознаки активного зореутворення.
5. Ультракомпактні карликові галактики (UCD) - галактики дуже маленьких розмірів.

Що стосується Хаббла, який був автором даної послідовності, яка вважається актуальною до теперішнього часу, то він був упевнений в її здатності до розвитку. Як він припускав, процес розвитку відбувається від галактик з еліптичної структурою до галактик зі спіральною структурою. В подальшому галактики з еліптичної структурою стали називати раннім класом, а галактики зі спіральною структурою - пізнім. Завдяки цим знанням були розгадані багато загадок космосу.

Процеси

Зіткнення

Галактика Антенна — пара взаємодіючих галактик

Якщо середня відстань між галактиками стає порівняною з їх діаметром, то істотними стають приливні впливи галактик. Якщо відстань велика (порівняно з розмірами галактик), але також великий і час прольоту двох галактик поблизу одна одної, то масивніша галактика може перетягнути міжгалактичний газ, що оточує сусідню галактику, тим самим позбавивши її джерел поповнення внутрішніх запасів міжзоряного газу, що бере участь при формуванні зір.

Якщо відстань є меншою, є можливість того, що більш масивний компонент разом з міжгалактичним газом перетягне на себе й темне гало галактики, залишивши її фактично без темної матерії. Особливо часто таке трапляється у разі великої різниці в масах галактик. Також якщо відстань невелика, як невеликий і час взаємодії, то в галактиках виникне періодична зміна густини газу, що слугуватиме причиною спалаху зореутворення і появи спіральних гілок.

Граничний випадок взаємодії — це злиття галактик. За сучасними уявленнями, спочатку зливаються темні гало галактик. Потім галактики починають наближатися одна до одної по спіралі. І тільки потім починають зливатися зоряні компоненти, викликаючи в навколишньому газі хвилі щільності й спалахи зореутворення.

Орбітальний телескоп «Хаббл» у 2006 році сфотографував взаємодіючі галактики, дві з яких завдяки гравітаційному впливу розривають третю на частини (сузір'я Південної Риби, на відстані 100 мільйонів світлових років від Землі).

Зіткнення галактик є досить поширеним явищем у Всесвіті. У результаті аналізу 21 902 галактик (повідомлення початку 2009 року) було з'ясовано, що практично всі вони в минулому зіштовхувалися з іншими галактиками. Також підтверджується припущення, що близько 2 мільярдів років тому відбулося зіткнення Чумацького Шляху з іншою галактикою.

Процеси в активних ядрах

Активна гігантська еліптична галактика M87. З центру галактики виривається релятивістський струмінь (джет).

Галактичні ядра мають ознаки активності, якщо:

1. спектр електромагнітного випромінювання об'єкта значно ширший ніж спектр звичайних галактик; іноді охоплює діапазон від радіо- до жорсткого гамма-випромінювання;
2. спостерігається «змінність» — зміна «потужності» джерела випромінювання в точці спостереження (як правило, це відбувається з періодом від 10 хвилин в рентгенівському діапазоні до 10 років в оптичному і радіо діапазонах);
3. є особливості спектру випромінювання, за якими можна зробити висновок про велику швидкість переміщення гарячого газу;
4. є видимі морфологічні особливості, в тому числі викиди і «гарячі плями»;
5. є особливості спектру випромінювання та його поляризації, за якими можна припустити наявність магнітного поля.

Галактики з активними ядрами поділяються на сейфертівські галактики, квазари, лацертиди, радіогалактики.

За сучасними уявленнями, активність ядер галактик пояснюється існуванням в їх ядрах надмасивних чорних дір, на які відбувається акреція галактичного газу. Відмінність типів галактик з активними ядрами пояснюється відмінністю кута нахилу площини галактики відносно до спостерігача.

Згасання галактик

Згасання галактик відбувається від центру до периферії. Називають декілька причин «вмирання» галактик, зокрема, велика кількість чорних дір в центрі, зменшення кількості холодного газу з міжгалактичного простору, який підживлює зірки. Галактики затухають від центру до периферії.^{[неавторитетне джерело]}

Чумацький Шлях

Картина Чумацького Шляху

Чумацький Шлях є великою спіральною галактикою з перемичкою діаметром близько 30 кілопарсек (або 100 000 світлових років) і товщиною 1000 світлових років (до 3000 в районі балджа). Сонце з Сонячною системою знаходяться всередині галактичного диску, наповненого пилом, що поглинає світло. Тому на небі ми бачимо смугу зір, але клоччасту, що нагадує згустки молока. Через поглинання світла Чумацький Шлях як галактика вивчений не до кінця: не побудована крива обертання, до кінця не з'ясований морфологічний тип, невідоме кількість спіральних рукавів і т. д. Галактика містить близько 3×10¹¹ зір, а її загальна маса становить близько 3×10¹² мас Сонця.

Велику роль у вивченні Чумацького Шляху відіграють дослідження скупчень зірок — відносно невеликих гравітаційно зв'язаних об'єктів, що містять від сотень до сотень тисяч зірок. Їх гравітаційна зв'язаність, ймовірно, викликана єдністю походження. Тому, виходячи з теорії еволюції зірок і знаючи розташування зірок скупчення на діаграмі Герцшпрунга — Рассела, можна розрахувати вік скупчення. Скупчення поділяються на розсіяні і кулясті.

• Кулясті — старі зоряні скупчення, що мають кулясту форму, концентруються до центру Галактики. Окремі кулясті скупчення можуть мати вік понад 12 млрд років.

• Розсіяні — відносно молоді скупчення, мають вік до 2 млрд років, в деяких ще йдуть процеси зореутворення. Найяскравіші зорі розсіяних скупчень — молоді зорі спектральних класів B або A, а в самих молодих скупченнях ще є блакитні надгіганти (клас O).

Внаслідок своїх невеликих (щодо космологічних масштабів) розмірів, зоряні скупчення безпосередньо можуть спостерігатися лише в Галактиці і її найближчих сусідах.

Ще один тип об'єктів, доступний для спостереження тільки в околицях Сонця, — подвійні зорі. Значимість подвійних зір для дослідження різних процесів, що відбуваються в галактиці, пояснюється тим, що завдяки їм можливо визначити масу зорі, саме в них можна вивчити процеси акреції. Нові та наднові типу Ia — це теж результат взаємодії зір у тісних подвійних системах.

Див. також

• Місцева група
• Класифікація Габбла
• Спіральна галактика
• Еліптичні галактики
• Галактичний рік
• Екзопланета
• Ультратемні галактики

Література

• Засов А. В., Постнов К. А. Общая астрофизика. — Фрязино : Век 2, 2006. — С. 496. — 3000 прим. — ISBN 5-85099-169-7, УДК 52, ББК 22.6.(Перевірено 27 січня 2012)

• Ю. Н. Ефремов. Постоянная Хаббла. Архів оригіналу за 2011-08-11. 

• James Binney. Galactic Astronomy. — Princeton University Press, 1998.
• Terence Dickinson. The Universe and Beyond. — Fourth Edition. — Firefly Books Ltd., 2004.
• Володимир Кажанов (2007-01-12). Галактики — велетенські зоряні світи. Харьковский планетарий. Архів оригіналу за 2013-06-23. Процитовано 2010-09-28. 
• Галактики // Астрономічний енциклопедичний словник / За загальною редакцією І. А. Климишина та А. О. Корсунь. — Львів : ЛНУ—ГАО НАНУ, 2003. — С. 90-91. — ISBN 966-613-263-X, УДК 52(031).

Посилання

• Galaxies (англійською). SEDS. Архів оригіналу за 2011-08-11. 
• Галактики. Физическая энциклопедия. Архів оригіналу за 2012-06-02. 
• Наша Галактика — звёздный дом, в котором мы живём. Астрогалактика. Архів оригіналу за 2011-08-11. 
• Галактика. Астронет. Архів оригіналу за 2011-08-11. 
• An Atlas of The Universe
• Galaxies — Information and amateur observations
• The Oldest Galaxy Yet Found
• Galaxies — discussed on BBC Radio 4's «In Our Time» programme
• (англ.) Galaxy Zoo — онлайн-проект класифікації галактик Всесвіту.