Галактыка

З пляцоўкі Вікіпедыя
Перайсці да: рух, знайсці
NGC 4414, спіральная галактыка з сузор'я Валасы Веранікі дыяметрам каля 17 000 парсек, якая знаходзіцца на адлегласці прыкладна ў 20 мегапарсек ад Землі

Гала́ктыка (стар.-грэч.: Γαλαξίας — Млечны Шлях) — вялікая сістэма з зорак, міжзорнага газу, пылу, цёмнай матэрыі і, магчыма, цёмнай энергіі, звязаная сіламі гравітацыйнага ўзаемадзеяння. Звычайна галактыкі ўтрымоўваюць ад 10 мільёнаў (107) да некалькіх трыльёнаў (1012) зорак, якія верцяцца вакол агульнага цэнтра цяжару. Акрамя асобных зорак і разрэджанай міжзорнага асяроддзя, вялікая частка галактык утрымоўвае мноства кратных зорных сістэм, зорных скопішчаў і розных туманнасцей. Як правіла, дыяметр галактык складае ад некалькіх тысяч да некалькіх сотняў тысяч светлавых гадоў, а адлегласці паміж імі вылічаюцца мільёнамі светлавых гадоў.

Хоць каля 90% масы галактык прыходзіцца на дзель цёмнай матэрыі і энергіі, прырода гэтых нябачных кампанентаў пакуль не вывучаная. Існуюць сведчанні таго, што ў цэнтры шматлікіх (калі не ўсіх) галактык знаходзяцца звышмасіўныя чорныя дзіркі.

Міжгалактычная прастора з'яўляецца практычна чыстым вакуумам са сярэдняй шчыльнасцю менш аднаго атама рэчыва на кубічны метр. Магчыма, што ў назіранай частцы Сусвету знаходзіцца каля 1011 галактык.

Назіранні[правіць | правіць зыходнік]

Адлегласць[правіць | правіць зыходнік]

Адлегласць ад назіральніка да галактыкі як фізічная характарыстыка не ўваходзіць ні ў адзін працэс, які адбываецца з галактыкай. Неабходнасць у інфармацыі аб адлегласці да галактыкі ўзнікае пры: атаясненні малавывучаных падзей, напрыклад, гама-ўсплёскаў; вывучэнні Сусвету як цэлага, вывучэнні эвалюцыі саміх галактык, вызначэнні масы галактык і іх памераў і іншых чынніках.

Усе больш-менш мадэленезалежныя спосабы вызначэння адлегласці да галактыкі можна падзяліць на два тыпы, як вымярэнне па аб'екце ўнутры галактыкі, адлегласць да якога на занядбана малую велічыню адрозніваецца ад адлегласці да самой галактыкі, і па чырвоным зрушэнням.

Першы спосаб — фотаметрычны спосаб, з выкарыстаннем гэтак званых стандартных свечак, свяцільнасць якіх лічыцца вядомай. Тады адлегласць можна вылічыць па наступнай формуле:

R=10^{\frac{1}{5}(m-M)+1},

дзе m — бачная зорная велічыня, Мабсалютная зорная велічыня, а R — адлегласць, якая вымяраецца ў парсеках. На сучасным этапе ў якасці такіх стандартных свечак выкарыстоўваюць[1]:

  • Цэфеіды — ведаючы перыяд іх пульсацыяў, можна даведацца пра іхную свяцільнасць. Першы аб'ект, па якім вымералі адлегласць да іншых галактыкаў.
  • Звышновыя зоркі тыпу Ia. Менавіта з дапамогай іх у 1990-х гадах адкрылі паскоранае пашырэнне Сусвету.
  • Чырвоныя гіганты.
  • Звышгіганты.

Другі спосаб заснаваны на эмпірычным законе Хабла і больш залежны ад абранай мадэлі, чым папярэдні.

~R=\frac{cz}{H_0},

дзе H0сталая велічыня Хабла. Калі ж узяць цяпер распаўсюджаную ΛCDM-мадэль (з той жа сталай Хабла), то колькі-небудзь істотнае разыходжанне будзе на z ~ 10, што дазваляе яго прылічыць да адносна мадэленезалежных.

Існуе таксама шэраг моцна мадэлезалежных спосабаў[1]:

Асноўныя назіраныя складнікі галактыкаў[правіць | правіць зыходнік]

Асноўныя назіраныя складнікі галактыкаў уключаюць[2]:

  1. Нармальныя зоркі розных масаў і ўзростаў, частка якіх складзена ў вялікай колькасці.
  2. Кампактныя рэшткі праэвалюцыянаваных зорак.
  3. Халоднае газапылавое асяроддзе.
  4. Найбольш разрэджаны гарачы газ з тэмпературай 105—106 К.

Падвойныя зоркі ў суседніх галактыках не назіраюцца, але, мяркуючы па наваколлях Сонца, кратных зорак павінна быць досыць шмат. Газапылавое асяроддзе і зоркі складаюцца з атамаў, і іхную сукупнасць называюць барыённай матэрыяй галактыкі. У небарыённую ўключаецца маса цёмнай матэрыі і маса чорных дзірак[2].

Хуткасць кручэння галактык[правіць | правіць зыходнік]

Пад хуткасцю кручэння галактыкі маецца на ўвазе хуткасць кручэння розных кампанентаў галактыкі вакол яе цэнтра. Дадзеная хуткасць ёсць сумарная хуткасць, набытая падчас розных працэсаў. Хуткасць кручэння галактыкі варта адрозніваць ад кругавой хуткасці Vc, якая абумоўлена толькі сілай гравітацыі і роўная, па вызначэнні, неабходнай хуткасці цела, якое рухаецца па крузе пад дзеяннем сілы прыцягнення да цэнтру. Хуткасць жа кручэння ў агульным выпадку абумоўлена таксама радыяльным градыентам ціску P міжзорнага 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 Φгравітацыйны патэнцыял, а ρg — шчыльнасць газу.

Для розных кампанентаў галактыкі хуткасць кручэння ацэньваецца па-рознаму. Для газу — па доплераўскаму зрушэнню эмісійных ліній. Для зорак — па доплераўскага зрушэнню абсарбцыйных ліній зорак. Схема атрымання хуткасці кручэння наступная.

Непасрэдна хуткасць з назіранняў ёсць сумай хуткасці руху галактыкі як цэлага і хуткасці ўнутранага руху. Звычайна хуткасць галактыкі ў цэлым (V0) атаясамляецца з хуткасцю руху цэнтральнай вобласці. Для далёкіх галактык гэтая хуткасць абумоўлена габлаўскім пашырэннем Сусвету, уласная хуткасць занядбана малая.

Хуткасць, атрыманая пасля ўліку хуткасці руху галактыкі як цэлага, — хуткасць па прамяню зроку (Vr), і каб вылічыць хуткасць кручэння галактыкі на дадзенай адлегласці, неабходна ўлічыць эфекты праекцыі. Для гэтага неабходна ведаць вугал нахілу восі галактыкі да промня гледжання i, а таксама вугал φ паміж вялікай воссю галактыкі і прамой, якая праходзіць праз цэнтр галактыкі і назіраную кропку. Такім чынам, каб перайсці ад Vr да Vφ, неабходна ведаць пяць параметраў: хуткасць руху галактыкі V0, куты i і φ, дзве каардынаты цэнтру галактыкі (адносна любога пункту выявы).

Калі галактыка выглядае восевасіметрычнай, то задача спрашчаецца, бо куты арыентацыі і становішча цэнтру можна вылічыць па размеркаванні яскравасці дыска. І калі шчыліну спектрографа размясціць уздоўж яе вялікай восі, можна атрымаць:

~V_{\phi}(R)=\frac{|V_0 - V_r(l)|}{\sin{i}},

дзе l — адлегласць ад цэнтра галактыкі ўздоўж шчыліны. Аднак найбольш поўную інфармацыю пра рух у галактыцы дае аналіз поля хуткасцей — сукупнасці вымярэнняў прамянёвых хуткасцей для вялікай колькасці пунктаў па дыску галактыкі. Для атрымання поля хуткасцей ужываюць двухмерную спектраскапію. Звычайна ўжываецца альбо шматканальны прыёмнік, альбо інтэрферометр Фабры—Перо. Радыёназіранні газу ў лініях H I таксама дазваляюць атрымаць двухмерную карціну размеркавання хуткасцей у галактыцы[2].

Маса і памер[правіць | правіць зыходнік]

Галактыкі не маюць дакладных межаў. Нельга дакладна сказаць, дзе канчаецца галактыка і пачынаецца міжгалактычная прастора. Да прыкладу, калі ў аптычным дыяпазоне галактыка мае адзін памер, то вызначаны паводле радыёназіранням міжзоркавага газу радыус галактыкі можа апынуцца ў дзесяткі разоў большым. Ад памеру залежыць і маса галактыкі, якую можна вымяраць. Звычайна пад памерам галактыкі разумеюць фотаметрычны памер ізафоты 25-й зорнай велічыні з квадратнай кутняй секунды ў фільтры B. Стандартнае пазначэнне такога памеру — D25[2].

Маса дыскавых галактыкаў ацэньваецца па крывой кручэння ў рамках нейкай мадэлі. Выбар аптымальнай мадэлі галактыкі абапіраецца як на форму крывой кручэння, гэтак і на агульныя ўяўленні аб структуры галактыкі. Для грубых ацэнак масы эліптычных галактыкаў неабходна ведаць дысперсію хуткасцей зорак у залежнасці ад адлегласці ад цэнтра і радыяльнае размеркаванне шчыльнасці[2].

Маса халоднага газу ў галактыцы вызначаецца па інтэнсіўнасці лініі H I. Калі рэгіструемая шчыльнасць струменя выпраменьвання ад галактыкі або якой-небудзь яе частцы роўныя Fν, тады адпаведная маса роўная:

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

дзе D — адлегласць у мегапарсеках, паток выяўлены ў янскіх.

Ацэнка масы малекулярнага газу вельмі складаная, бо спектр самай распаўсюджанай малекулы H2 не мае ліній, якія ўзбуджаюцца ў халодным газе. Таму зыходнымі дадзенымі з'яўляюцца інтэнсіўнасці спектральных ліній малекулы CO (ICO). Каэфіцыент прапарцыянальнасці паміж інтэнсіўнасцю выпраменьвання CO і яго масай залежыць ад металёвасці газу. Але самая вялікая нявызначанасць звязана з малай празрыстасцю воблака, з-за яе асноўная доля святла, выпрамененая ўнутранымі абласцямі, паглынаецца самім жа воблакам, такім чынам, да назіральніка даходзіць святло толькі ад паверхні аблокаў[2].

Віды галактык[правіць | правіць зыходнік]

Эліптычная галактыка M49

Галактыкі адрозніваюцца па форме і памерах.

Эліптычныя галактыкі ўключаюць зоркі, якія верцяцца ў розных плоскасцях, пры гэтым хуткасці іх звароту параўнальна невялікія. Такія галактыкі складаюцца, пераважна з жоўтых і чырвоных зорак. У гэтых сістэмах спыніліся працэсы зораўтварэння. Дыяметры эліптычных галактык складаюць 5-50 тыс. парсек.

Туманнасць Андрамеды — найбліжэйшая да нас спіральная галактыка

Спіральныя галактыкі — моцна сплясканыя сістэмы з цэнтральным ядром. Яны досыць хутка абарачаюцца ў кірунку закручвання спіральных рукавоў, дзе канцэнтруюцца самыя яркія і маладыя зоркі, рассеяныя зорныя скопішчы, туманнасці. Асноўная маса зорак знаходзіцца ў дыску такой галактыкі, для якога характэрная спіральная структура. Спіральная структура галактыкі акружаная сферычнай кампанентай, якая складаецца з старых зорак і шаравых скопішчаў. Сярод такіх галактык — Туманнасць Андрамеды, яе дыяметр складае каля 70 тыс. парсек, адлегласць ад Зямлі — 770 тыс. парсек. Гэта адзіная галактыка, якую ва ўмераных шыротах Паўночнага паўшар'я Зямлі можна ўбачыць няўзброеным вокам.

Лінзападобныя галактыкі моцна сплясканыя, але не маюць спіральнай структуры. У іх адрозніваюць ядро і лінзу-дыск. Яны вельмі хутка абарачаюцца вакол ядра, акружаныя сферычнымі каронамі.

Вялікае Магеланава воблака

Да няправільных адносяцца галактыкі, у якіх не назіраецца выяўленага ядра і сіметрычнай формы. Гэта звычайна невялікія па памерах галактыкі. Сярод іх: Вялікае Магеланава воблака і Малое Магеланава воблака — спадарожнікі нашай Галактыкі. Іх аддзяляе ад нас прыкладна 70 тыс. парсек. Гэтыя галактыкі можна назіраць няўзброеным вокам у Паўднёвым паўшар'і Землі (у сузор'ях Залатой Рыбы і Тукана).

Нарэшце, існуюць дробныя па памерах радыёгалактыкі і квазары, якія пры параўнальна невялікіх памерах з'яўляюцца вельмі магутнымі крыніцамі радыёвыпраменьвання. Квазары — найбольш аддаленыя ад нас аб'екты, якія дазваляюць вывучаць уласцівасці рэчыва (на адлегласці ў мільярды светлавых гадоў). Квазары выдаляюцца ад нас са хуткасцямі, блізкімі да хуткасці святла. Самыя імклівыя з іх маюць хуткасць роўную 80-90 % светлавой.

Наша Галактыка (Млечны Шлях)[правіць | правіць зыходнік]

Даследаванне цэнтральнай вобласці Млечнага Шляху з дапамогай лазера (Чылі, 2010)

Галактыка Мле́чны Шлях (Птушыная дарога), якая завецца таксама проста Галактыка (з вялікай літары) — гіганцкая зорная сістэма, у якой знаходзіцца, сярод іншых, Сонца, усе бачныя няўзброеным вокам асобныя зоркі, а таксама велізарная колькасць зорак, якія зліваюцца разам і назіраных у выглядзе млечнага шляху. Наша Галактыка з'яўляецца адной з шматлікіх іншых галактык.

Млечны Шлях з'яўляецца спіральнай галактыкай з перамычкай тыпу SBbc па класіфікацыі Хабла.

Галактыка ўключае не менш 10 млрд зорак, а таксама міжзоркавае рэчыва (газ, пыл). Большасць зорак Галактыкі належаць Млечнаму Шляху. Наша Галактыка (Млечны Шлях) — велізарнае, плоскай формы ўтварэнне з патаўшчэннем у цэнтральнай частцы. Галактыка мае дыяметр каля 25 тыс. парсек, або амаль 100 тыс. светлавых гадоў. Сонечная сістэма знаходзіцца амаль у плоскасці яе сіметрыі на адлегласці, прыкладна, 2/3 радыусу Галактыкі ад яе цэнтра.

Цэнтральная вобласць Галактыкі атрымала назву ядро. Яно мае дыяметр 1-2 тыс. парсек, і ўяўляе сабой велізарнае, адносна шчыльнае скопішча зорак. Ядро Галактыкі знаходзіцца ў сузор'і Стральца, але назіранню яго перашкаджаюць аблокі касмічнага пылу. Ядро Галактыкі з'яўляецца крыніцай магутнага радыёвыпраменьвання, што сведчыць аб актыўных працэсах, яуія адбываюцца ў ім. Тут канцэнтруюцца шаравыя зорныя скопішчы, чырвоныя гіганты.

Большасць зорак галоўнай паслядоўнасці, уключаючы Сонца, белыя карлікі, туманнасці абарачаюцца вакол ядра Галактыкі. Хуткасць іх звароту залежыць ад аддаленасці да цэнтра Галактыкі, таму Галактыка мае спіральную структуру. Сонца абарачаеца вакол цэнтра Галактыкі з хуткасцю каля 230 км/с. Перыяд звароту Сонца вакол цэнтра Галактыкі складае каля 200 млн гадоў. Спіральныя рукавы Галактыкі ўключаюць і маладыя зоркі, век якіх не перавышае 100 млн гадоў, тут знаходзіцца асноўная маса цефеід, планетарныя туманнасці. Усё гэта кажа аб тым, што ў спіральных рукавах Галактыкі адбываюцца працэсы зораўтварэння.

Існуюць, нарэшце, касмічныя целы, якія перамяшчаюцца па выцягнутых арбітах у розных кірунках, і не ўдзельнічаюць у кручэнні галактычнага дыска: шаравыя скопішчы, чырвоныя гіганты, доўгаперыядычнныя перамееныя зоркі тыпу Міры.

Буйныя структуры[правіць | правіць зыходнік]

Галактыкі размешчаныя ў прасторы нераўнамерна. На асобных участках неба іх мала, затое на іншых яны згрупаваныя ў скопішчы. Буйныя скопішчы могуць уключаць тысячы галактык.

Наша Галактыка (Млечны Шлях) разам з галактыкай Андрамеды M31 і галактыкай Трыкутніка (М33), а таксама некалькімі невялікімі галактыкамі-спадарожнікамі (у т.л. Вялікае і Малое Магеланавы воблакі) ўтварае Мясцовую групу, якая, у сваю чаргу, уваходзіць у Звышскопішча Дзевы. Галоўную ролю ў ім адыгрывае Скопішча Дзевы (у якое наша Галактыка не ўваходзіць).

Гісторыя вывучэння[правіць | правіць зыходнік]

У 1610 годзе Галілеа Галілей выявіў, што Млечны Шлях, які ён вырашыў даследаваць сваім тэлескопам, складаецца з велізарнага ліку слабых зорак. У сваім трактаце 1755 года, заснаваным на працах Томаса Райта, Імануіл Кант выказаў здагадку, што Галактыка можа быць целам, якое верціцца і складаецца з велізарнай колькасці зорак, утрымоўваных гравітацыйнымі сіламі, падобнымі з тымі, што дзейнічаюць у Сонечнай сістэме, але ў вялікіх маштабах. З нашага месца ўсярэдзіне Галактык атрыманая пласцінка будзе бачны на начным небе як светлая паласа. Кант выказаў і здагадку, што некаторыя з туманнасцей, бачных на начным небе, могуць быць асобнымі галактыкамі.

Да канца XVIII стагоддзя Шарль Месье склаў каталог, утрымоўвальны 109 яркіх туманнасцей, услед за якім з'явіўся каталог з 5000 туманнасцей Уільяма Гершэля. Пасля пабудовы свайго тэлескопа ў 1845 годзе лорд Рос змог убачыць адрозненні паміж эліптычнымі і спіральнымі туманнасцямі. У некаторых з гэтых туманнасцей ён змог вылучыць і асобныя крыніцы святла, што надавала гіпотэзе Канта вялікую праўдападобнасць. Аднак пытанне аб тым, ці з'яўляюцца гэтыя туманнасці асобнымі галактыкамі, заставаўся спрэчным да пачатку 1920-х гадоў, калі дзякуючы новаму тэлескопу Эдвін Хабл даў на яго адказ. Ён здолеў разглядзець вонкавыя часткі некаторых спіральных туманнасцей як скапленне асобных зорак і вызначыць сярод іх зменныя-цэфеіды. Гэта дазволіла яму ацаніць адлегласць да гэтых туманнасцей: яны знаходзіліся занадта далёка, каб быць часткай Млечнага Шляху. У 1936 гозе Хабл пабудаваў класіфікацыю галактык, якая выкарыстоўваецца па гэтай дзень і завецца паслядоўнасцю Хабла.

Першая спроба вызначыць форму Млечнага Шляху і становішча Сонцы ў ім была прадпрынятая Уільямам Гершэлем у 1785 годзе пры дапамозе дбайнага падліку зорак у розных участках неба. Выкарыстаючы ўдасканалены варыянт метаду, Каптэйн у 1920 годзе зрабіў выснову аб маленькай (дыяметрам у 15 кілапарсек) пляскатай галактыцы з Сонцам зблізку цэнтра. Іншы метад, выкарыстаны Харлау Шэплі і заснаваны на падліку шаравых скапленняў, даў зусім іншую карціну — плоская пласцінка дыяметрам каля 70 кілапарсек з Сонцам, змешчаным далёка ад цэнтра. Абодва даследавання не былі дакладныя з-за таго, што не ўлічвалі паглынанне святла міжзоркавым газам у плоскасці галактыкі. Сучасная карціна нашай Галактыкі з'явілася ў 1930 годзе, калі Роберт Джуліус Трумплер вымераў гэты эфект, вывучаючы размеркаванне безуважлівых зорных скопішчаў, якія канцэнтруюцца ў плоскасці Галактыкі.

У 1944 годзе Хендрык ван дэ Хюлст прадказаў існаванне радыёвыпраменьвання з даўжынёй хвалі ў 21 см, выпрамененага міжзоркавым атамарным вадародам, якое было выяўлена ў 1951 годзе. Гэтае выпраменьванне, не паглынаемае пылам, дазволіла дадаткова вывучыць Галактыку дзякуючы доплераўскаму зрушэнню. Гэтыя назіранні прывялі да стварэння мадэлі з перамычкай у цэнтры Галактыкі. Прагрэс радыётэлескопаў дазволіў адсочваць вадарод і ў іншых галактыках. У 1970-х гадах стала зразумела, што агульная бачная маса галактык (якая складаецца з масы зорак і міжзоркавага газу), не тлумачыць хуткасці кручэння газу. Гэта прывяло да высновы аб існаванні цёмнай матэрыі.

Новыя назіранні, вырабленыя ў пачатку 1990-х гадоў на Касмічным тэлескопе імя Хабла, паказалі, што цёмная матэрыя ў нашай Галактыцы не можа складацца толькі з вельмі слабых і малых зорак. На ім таксама былі атрыманыя выявы далёкага космасу, атрымалыя назву Hubble Deep Field і Hubble Ultra Deep Field, якія паказалі відавочнасць таго, што ў нашай Сусвеце існуюць сотні мільярдаў галактык.

У 2004 годзе самой далёкай галактыкай з тых, што калі-небудзь назіраліся чалавецтвам, стала галактыка Abell 1835 IR1916.

Гл. таксама[правіць | правіць зыходнік]

Зноскі

Літаратура[правіць | правіць зыходнік]

  • Галактыкі // БелЭн, у 18 т. Т.4. — Мн., 1997.
  • James Binney. Galactic Astronomy — Princeton University Press, 1998.
  • Terence Dickinson. The Universe and Beyond — Fourth Edition. — Firefly Books Ltd., 2004.

Спасылкі[правіць | правіць зыходнік]

Commons