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 Зямлі

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

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

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

Этымалогія назвы[правіць | правіць зыходнік]

Слова «гала́ктыка» (стар.-грэч.: γαλαξίας) паходзіць ад грэчаскай назвы нашай Галактыкі (κύκλος γαλαξίας азначае «малочнае кольца» — як апісанне назіранай з'явы на начным небе)[1]. Калі астраномы выказалі здагадку, што розныя нябесныя аб'екты, якія лічыліся спіральнымі туманнасцямі, могуць быць вялізнымі скопішчамі зорак, гэтыя аб'екты сталі называць «астраўнымі сусветамі» ці «зорнымі астравамі». Але пазней, калі стала ясна, што гэтыя аб'екты падобныя на нашу Галактыку, абодва тэрміны перасталі ўжывацца і былі заменены на тэрмін «галактыка».

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 нязначную велічыню адрозніваецца ад адлегласці да самой галактыкі, і па чырвоных зрушэннях.

Першы спосаб — фотаметрычны спосаб, з выкарыстаннем так 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, вымераная ў парсеках. На сучасным этапе ў якасці такіх стандартных свечак выкарыстоўваюць[2]:

  • Цэфеіды — ведаючы перыяд іх пульсацый, можна даведацца пра іхнюю свяцільнасць. Першы аб'ект, па якім вымералі адлегласць да іншых галактык.
  • 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[2]:

Асноўныя назіраныя складнікі галактык[правіць | правіць зыходнік]

Асноўныя назіраныя складнікі галактык уключаюць[3]:

  1. Нармальныя зоркі розных мас 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[3].

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 цэнтра. 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 доплераўскаму зрушэнню абсарбцыйных ліній зорак. Схема атрымання хуткасці кручэння наступная.

Непасрэдна хуткасць з назіранняў ёсць сума 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 хаблаўскім пашырэннем Сусвету, уласная хуткасць нязначная.

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 погляду 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, вуглы i і φ, дзве каардынаты цэнтра галактыкі (адносна любога пункта выявы).

Калі галактыка выглядае восесіметрычнай, то задача спрашчаецца, бо вуглы арыентацыі і становішча цэнтра можна вылічыць па размеркаванні яркасці 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 прымяняюць 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[3].

Маса і памер[правіць | правіць зыходнік]

Галактыкі не маюць дакладных меж. Нельга дакладна сказаць, дзе канчаецца галактыка і пачынаецца міжгалактычная прастора. Да прыкладу, калі ў аптычным дыяпазоне галактыка мае адзін памер, то вызначаны паводле радыёназіранняў міжзорнага газу радыус галактыкі можа аказацца ў дзясяткі 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 вуглавой секунды ў фільтры B. Стандартнае абазначэнне такога памеру — D25[3].

Маса дыскавых галактыкаў ацэньваецца па крывой кручэння ў рамках нейкай мадэлі. Выбар аптымальнай мадэлі галактыкі абапіраецца як на форму крывой кручэння, так і на агульныя ўяўленні аб структуры галактыкі. Для грубых ацэнак масы эліптычных галактык неабходна ведаць дысперсію хуткасцей зорак у залежнасці ад адлегласці ад цэнтра і радыяльнае размеркаванне шчыльнасці[3].

Маса халоднага газу ў галактыцы вызначаецца па інтэнсіўнасці лініі H I. Калі зарэгістраваная шчыльнасць патоку 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, выражаны 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 металічнасці газу. Але самая вялікая нявызначанасць звязана з малой 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[3].

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 абарачэння 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 са 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 Зямлі (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 аддаляюцца ад нас з хуткасцямі, блізкімі да хуткасці святла. Самыя быстрыя 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 называецца 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 назіраюцца ў выглядзе млечнага шляху. Наша Галактыка з'яўляецца адной са шматлікіх іншых галактык.

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

Галактыка ўключае не менш чым 10 млрд зорак, а таксама міжзорнае 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 радыуса 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, якія 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 абарачэння залежыць ад адлегласці да цэнтра Галактыкі, таму Галактыка мае спіральную структуру. Сонца абарачаеца вакол цэнтра Галактыкі з хуткасцю каля 230 км/с. Перыяд абароту 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 цэфеід, 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 пераменныя зоркі тыпу Міры.

Буйныя структуры[правіць | правіць зыходнік]

Галактыкі размяшчаюцца 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) утварае 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[4][5]. 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, утрыманых гравітацыйнымі сіламі, падобнымі з тымі, што дзейнічаюць у Сонечнай сістэме, але ў вялікіх маштабах. З нашага месца ўнутры Галактыкі яе дыск 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, які ўтрымліваў 109 яркіх туманнасцей. Услед за ім 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, заставалася 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 сёння і называецца паслядоўнасцю Хабла.

Першую спробу вызначыць форму Млечнага Шляху і становішча Сонца ў ім прадпрыняў Уільям Гершэль у 1785 годзе пры дапамозе руплівага падліку зорак у розных участках неба.

У 1920 годзе адбылася «Вялікая спрэчка»[ru] паміж Харлау Шэплі і Хеберам Кёрцісам. Сутнасць спрэчкі заключалася ў вымярэнні адлегласці па цэфеідах да Магеланавых Аблокаў і ацэнцы памераў Млечнага Шляху. Выкарыстоўваючы ўдасканалены варыянт метаду чарпакоў, Кёрціс у 1920 годзе зрабіў вывад аб маленькай (дыяметрам у 15 кілапарсек) пляскатай галактыцы з Сонцам каля цэнтра, і таксама аб невялікай адлегласці да Магеланавых Аблокаў. Харлау Шэплі, карыстаючыся метадам, заснаваным на падліку шаравых скапленняў, даў зусім іншую карціну — плоскі дыск дыяметрам каля 70 кілапарсек з Сонцам, размешчаным далёка ад цэнтра. Адлегласць да Магеланавых Аблокаў была таго ж парадку. Абодва даследаванні не былі дакладныя з-за таго, што не ўлічвалі паглынанне святла міжзорным газам у плоскасці галактыкі. Сучасная карціна нашай Галактыкі з'явілася ў 1930 годзе, калі Роберт Джуліус Трумплер вымераў гэты эфект, вывучаючы размеркаванне рассеяных зорных скопішчаў, якія канцэнтруюцца ў плоскасці Галактыкі.

У 1944 годзе Хендрык ван дэ Хюлст прадказаў існаванне радыёвыпраменьвання з даўжынёй хвалі ў 21 см, выпрамененага міжзорным атамарным вадародам. Такое выпраменьванне 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 міжзорнага газу), не тлумачыць хуткасці кручэння газу. Гэта прывяло да высновы аб існаванні цёмнай матэрыі.

Новыя назіранні, зрабленыя 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, якія атрымалі назву Hubble Deep Field і Hubble Ultra Deep Field. Гэтыя фотаздымкі паказалі відавочнасць таго, што ў нашай Сусвеце існуюць сотні мільярдаў галактык.

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

Гл. таксама[правіць | правіць зыходнік]

Зноскі[правіць | правіць зыходнік]

  1. Сучков Л. А. Галактика. Астронет.
  2. 2,0 2,1 Игорь Дроздовский. Методы определения расстояний до галактик.
  3. 3,0 3,1 3,2 3,3 3,4 3,5 Засов и Постнов, 2006
  4. Galileo Galilei, Sidereus Nuncius (Venice, (Italy): Thomas Baglioni, 1610), pages 15 and 16.
    English translation: Galileo Galilei with Edward Stafford Carlos, trans., The Sidereal Messenger (London, England: Rivingtons, 1880), pages 42 and 43.
  5. Galileo Galilei. University of St. Andrews (November 2002). Праверана 8 студзеня 2007.

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