Астронет > Галактики

Астронет: Ю. П. Псковский, "Физика Космоса", 1986 Галактики
http://www.variable-stars.ru/db/msg/eid/FK86/galaxies

Галактики

Содержание:

1.Введение
2.Многообразие форм звёздных систем
3.Группы и скопления галактик
4.Эволюция галактик
5.Радиоизлучение и активность галактик
6.Метагалактика

1. Введение

Галактиками наз. гигантские (до ~10¹³ звёзд) звёздные системы, расположенные вне нашей Галактики. Их наз. ещё внегалактич. туманностями, т. к. при визуальном наблюдении в телескоп они выглядят туманными пятнышками, как и обычные газовые туманности. Сведения о Г. приводятся в спец. астрономич. каталогах. Из них наиболее известны первый каталог туманностей и звёздных скоплений, составленный в конце 18 в. франц. астрономом Ш. Мессье (в этом каталоге туманность Андромеды, напр., записана под номером 31 и обозначается М 31), и "Новый общий каталог" (1888 г.) англ. астронома Й. Дрейера (сокращённо NGC, в нём туманность Андромеды обозначается NGC 224).

Мир звёздных систем - Г.- стал интенсивно изучаться с 1920 г., когда швед. астроному К. Лундмарку удалось разложить на звёзды периферийную часть спиральной туманности М 33 (или NGC 598) в созвездии Треугольника. Вскоре амер. астроном Э. Хаббл, работавший на крупнейшем в то время телескопе с зеркалом диаметром 2,5 м, установил звёздную природу спиральных рукавов туманности Андромеды и нескольких более слабых Г. неправильной формы. Это положило начало развитию новой отрасли астрономич. науки - внегалактической астрономии. Изучение Г. требует максимально мощных инструментов, в частности оптических телескопов с зеркалами диаметром более метра, а также новейших средств и методов исследования далёких слабых объектов. Исключительно быстрому развитию внегалактич. астрономии способствовало внедрение радиоастрономич. методов исследования космич. объектов (см. Радиоастрономия).

Среди всё более слабых по блеску объектов число Г. быстро возрастает. Так, Г. ярче 12-й звёздной величины известно ок. 250, 15-й - уже ок. 50 тыс., а число Г., к-рые могут быть сфотографированы 6-метровым телескопом на пределе его возможностей, составляет многие миллиарды. Это указывает на значит. удалённость большинства Г.

Внегалактич. астрономия исследует размеры звёздных систем, их массы, строение, свойства оптич., ИК-, рентг. и радиоизлучения. Изучение пространственного распределения Г. выявляет крупномасштабную структуру Вселенной (можно сказать, что доступная наблюдению часть Вселенной - это мир Г.). В исследовании пространственного распределения Г. и путей их эволюции внегалактич. астрономия смыкается с космологией - наукой о Вселенной в целом.

Одной из важнейших во внегалактич. астрономии остаётся проблема определения расстоянии до Г. Благодаря тому что в ближайших Г. найдены цефеиды, новые звёзды, а также ярчайшие звёзды постоянного блеска (сверхгиганты), удалось установить расстояния до этих Г. До ещё более удалённых Г., в к-рых невозможно различить даже сверхгигантские звёзды, расстояния оцениваются иными способами (см. Расстояния до космических объектов).

В 1912 г. амер. астроном В. Слайфер обнаружил замечательное св-во Г.: в спектрах далёких Г. все спектр. линии оказались смещёнными к длинноволновому (красному) концу по сравнению с такими же линиями в спектрах источников, неподвижных относительно наблюдателя (т. н. красное смещение линий). В 1929 г. амер. астроном Э. Хаббл, сравнивая расстояния до Г. и их красные смещения, обнаружил, что последние растут в среднем прямо пропорционально расстояниям (см. Хаббла закон). Этот закон дал в руки астрономов эффективный метод определения расстояний до Г. по их красному смещению. Измерены красные смещения тысяч Г. и сотен квазаров.

Определение расстояний до Г. и их положения на небе позволило установить, что встречаются одиночные и двойные Г., группы Г., большие скопления их и даже облака скоплений (сверхскопления). Ср. расстояния между Г. в группах и скоплениях составляют неск. сотен кпк; это примерно в 10-20 раз больше размера крупнейших Г. Ср. расстояния между группами Г., одиночными Г. и кратными системами составляют 1-2 Мпк, расстояния между скоплениями - десятки Мпк. Т. о., Г. заполняют пространство с большей относительной плотностью, чем звёзды внутригалактич. пространство (расстояния между звёздами в среднем в 20 млн. раз больше их диаметров).

2. Многообразие форм звёздных систем

Рис. 1. Типичные эллиптические галактики.

Формы Г. чрезвычайно разнообразны. Однако большинство Г. относят к неск. осн. типам, руководствуясь их наиболее характерными внеш. признаками, а более мелкие различия Г. помогают подразделить эти типы на отдельные подтипы. Классифицировать Г. по морфологич. особенностям предложил Хаббл. Ок. 25% изученных Г. имеет круглую или эллиптич. форму (рис. 1), поэтому их наз. эллиптическими Г. (в классификации этот тип Г. обозначают символом Е). Это наиболее простые по структуре, звёздному составу и характеру внутр. движений системы. В них не обнаружено звёзд высокой светимости (сверхгигантов), самые яркие звёзды в эллиптич. Г.- красные гиганты. Поверхностная яркость этих систем плавно убывает примерно обратно пропорционально квадрату расстояния от ядра, постепенно сливаясь без скачков с окружающим фоном неба. Расширение линий в спектрах эллиптич. Г. указывает на то, что звёзды в них движутся в самых произвольных направлениях с высокими скоростями (»200 км/с). В этих условиях распределение звёзд во всех радиальных направлениях от центра симметрии должно быть почти равновероятным, что и объясняет близкую к сфероидальной форму таких звёздных систем. Эллиптич. туманности в зависимости от степени видимого сжатия подразделены на восемь подтипов: от сферич. систем Е0 до чечевицеобразных Е7 (цифра указывает степень сжатия).

Другой, самый распространённый тип Г. (их ок. 50%) отличается большим разнообразием структуры. Эти звёздные системы имеют два или более клочковатых спиральных рукава, образующих плоский "диск", а в центральной области Г. расположено сфероидальное вздутие (балдж), в к-ром находится ядро Г. Такие Г. наз. спиральными и обозначают символом S. Спиральные рукава, как правило, богаты яркими газовыми туманностями, окружающими горячие звёзды-сверхгиганты, а также облаками тёмной газово-пылевой материи. Примерно у половины спиральных Г. рукава начинаются сразу от ядра (это нормальные спиральные Г., рис. 2), у остальных Г. через ядро проходит яркая перемычка (бар), идущая далеко за пределы ядра (пересечённые спиральные Г.). От концов перемычки и начинают закручиваться спиральные рукава. Такая система при взгляде "сверху" напоминает известный демонстрационный физ. прибор "сегнерово колесо" (рис. 3). И нормальные (S), и пересечённые (SB) спиральные Г. подразделяются ещё на подтипы Sa, Sab, Sb, Sc, SBa и т. д. по относительным размерам ядра и диска (размеры ядра убывают от Sa к Sc). Нек-рые из спиральных систем видны в профиль как толстое (в случае Sa) или тонкое веретено, обычно пересечённое полосой тёмного вещества, поглощающего свет. На рис. 4 приведена одна из красивейших спиральных систем, видимых "с ребра", - туманность "Сомбреро" в созвездии Девы. Наша Галактика, как известно, также явл. спиральной, вероятнее всего типа Sb. По-видимому, спиральные Г. окружены сфероидальной звёздной короной, в к-рой содержится значительная часть массы Г.

Рис. 2. Типичные спиральные галактики.

Рис. 3. Пересечённые спиральные галактики.

Рис. 4. Спиральная галактика NGC 4594 ("Сомбреро") в созвездии Девы. Видны тёмная полоса поглощающей материи, следы спиральных рукавов и большое сферическое центральное тело.

Рис. 5. Схема классификации галактик (по Э. Хабблу).

Рис. 6. Линзообразные галактики: а - NGC 205, спутник туманности Андромеды; б - галактика NGC 7702, внешне похожая на планету Сатурн.

Рис. 7. Большое и Малое Магеллановы Облака - ближайшие к нам галактики.

Рис.8. Галактика М82 типа Ir (неправильная).

Рис. 9. Взаимодействующие радиогалактики NGC 4038 и NGC 4039.

Если проследить изменение форм эллиптич. Г. от сферической до чечевицеобразной и форм спиральных Г. от Sa ко всё более сплюснутой системе Sc, то напрашивается вывод о существовании ещё одного типа Г., промежуточного между этими основными. На рис. 5 приведена одна из морфологических классификаций Г.- так называемый камертон Хаббла. Гипотетич. тип получил в этой схеме символ S0; он был сначала предсказан, а затем найден. В Г. этого типа (их ок. 20% от общего числа встречающихся вблизи нашей Галактики), в отличие от эллиптич. систем, яркость от центра к краю падает ступеньками. В такой системе различают ядро, "линзу" и слабый "ореол" (рис. 6,а). Эти Г. наз. линзообразными. В наружных частях линзы иногда видны зачатки спиральных рукавов, перемычки и наружное светлое кольцо. Сочетание этих деталей придаёт системам иногда совершенно необычный вид (рис. 6,б).

Остающиеся 5% Г. не удаётся отнести ни к одному из перечисленных типов, они образуют тип неправильных Г. (символ Ir). У таких Г. часто отсутствует симметрия формы. По меткому замечанию амер. астронома В. Бааде, этот тип явился "мусорной корзиной" для Г., не поддающихся классификации. Действительно, в этом типе чисто условно объединено неск. разных по характеру классов Г. Наиболее распространены неправильные Г. типа Магеллановых Облаков, названные так по имени ближайших к нам звёздных систем, видимых невооружённым глазом в южном полушарии (рис. 7). В сущности, эти звёздные системы - предельный случай спиральных Г., когда они чрезвычайно плоски и в них совершенно отсутствует центральное ядро, хотя и есть следы спиральной структуры, свидетельствующей об осевом вращении систем. Другой класс неправильных Г. очень странен: по цвету и плавному изменению яркости к краям они сходны с эллиптическими, а по спектру - со спиральными системами, однако в них нет типичных для спиральных систем звёзд-сверхгигантов и ярких газовых туманностей. Примером таких звёздных систем явл. М82 - неправильная Г., в центральной части к-рой обнаружены облака газа, движущиеся со скоростями более тысячи км/с во все стороны (рис. 8). К неправильным Г. относятся также пекулярные, каждая из к-рых имеет совершенно уникальную форму. Среди них в спец. класс выделены т. н. взаимодействующие Г. Это обычно двойные Г., между к-рыми наблюдаются перемычки, хвосты или мостики светлой и тёмной материи и т. д. (рис. 9). Все эти особенности считают признаками взаимного влияния близко расположенных галактик.

Форма и структура Г. неразрывно связаны с их осн. физ. характеристиками: размером, массой, светимостью. При равных расстояниях до Г. их видимые размеры, а также массы возрастают по мере перехода от менее ярких Г. к более ярким. Видимую яркость (блеск) Г. принято выражать в фотографич. звёздных величинах, определяемых фотометрированием их изображении на снимках. Если галактика превосходит др. однотипную галактику по абс. звездной величине на единицу, то их диаметры соответственно будут различаться в полтора раза, а массы - в два (для спиральных) или в три раза (для эллиптич. Г.).

Массы Г. принято выражать числом солнечных масс (масса Солнца ${\mathfrak M}_\odot \approx 2^{.}10^{33}$ ). Определить массу звёздной системы можно неск. способами. Наиболее точный способ заключается в наблюдении скоростей вращения периферийных, промежуточных и центральных частей спиральных Г. Спиральные Г. вращаются вокруг своей оси не как твёрдый однородный по массе диск, а дифференциально - по закону, к-рый зависит от распределения массы.

Для расчётов созданы специальные графики и таблицы, с помощью которых по закону вращения разных частей спиральной галактики можно оценить её полную массу. У эллиптич. Г. массу оценивают по расширению линий в их спектрах, к-рое вызывается движением звёзд: чем больше скорости звёзд, тем больше масса Г. и шире линии в её спектре. Для близких к нам систем иногда удаётся подсчитать яркие звёзды и по ним оценить массу всей системы, т. к. на каждую яркую звезду должно приходиться в среднем определённое число звёзд др. светимостей и масс. Такая зависимость (её наз. функцией светимости звёзд) позволяет определить массы звёздных систем, имеющих сходные формы и звёздный состав.

Следует заметить, что оценки масс Г. по последнему методу получаются систематически меньшими, чем по вращению Г. Расхождение увеличивается для более массивных Г., его наз. "парадокс скрытой массы". Есть предположение, что оно может быть вызвано присутствием в коронах Г. значит. масс. Осн. вклад в массу короны могут давать многочисленные маломассивные звёзды со столь малой светимостью, что обнаружить их оптическими методами не удаётся.

Существует также гипотеза, что главный вклад в скрытую массу дают слабовзаимодействующие элементарные частицы (напр., нейтрино, обладающие массой покоя, см. Скрытая масса).

По мощности излучения Г. можно подразделить на неск. классов светимости. Самый широкий диапазон светимостей наблюдается у эллиптич. Г., в центральных областях нек-рых скоплений Г. обнаружены т. н. cD-галактики, являющиеся рекордными по светимости (абс. звёздная величина - 24^m, светимость ~10⁴⁵ эрг/с) и массе ( $\thicksim 10^{13} {\mathfrak M}_\odot$ ). А в нашей Местной группе Г. найдены эллиптич. Г. малой светимости (абс. величины от -14 до-6^m, т. е. светимости ~10⁴¹-10³⁸ эрг/с) и массы (10⁸-10⁵ ${\mathfrak M}_\odot$ ). У спиральных Г. интервал абс. звёздных величин составляет от -22 до -14^m, светимостей - от 10⁴⁴ до 10⁴¹ эрг/с, интервал масс 10¹²-10⁸ ${\mathfrak M}_\odot$ . Неправильные Г. по абс. величинам слабее - 18^m, их светимости $\lesssim$ 10⁴³эрг/с, массы $\lesssim 10^{10} {\mathfrak M}_\odot$ .

3. Группы и скопления галактик

Большинство Г. входят в группировки, насчитывающие от неск. ярких членов (группы Г.) и до сотен и тысяч членов (скопления Г.). Яркие одиночные Г. редки - их не более 10% от общего числа Г.

Рис. 10. Пространственное расположение галактик, входящих в Местную группу: 1 - спирали Sb (Галактика и туманность Андромеды), 2 - спирали Sc (M33 и IС 10), 3 - неправильные галактики, 4 - эллиптические галактики (I, II, III, IV - спутники M31), x - центр масс Местной группы.

Наиболее исследована Местная группа Г., в к-рой самыми яркими и массивными явл. наша Галактика и туманность Андромеды (рис. 10). Каждая из них имеет по богатому семейству. В Семейство нашей Галактики входят 14 карликовых эллиптич. Г., неск. внегалактич. шаровых скоплений и неправильные Г., среди к-рых крупнейшие - Магеллановы Облака, а к семейству М31 относятся одна спиральная и две эллиптич. Г. и неск. карликовых (табл. 1).

Табл. 1. - Население Местной группы галактик
Семейство	Состав семейства с указанием созвездия, в котором галактика находится	Тип галактики	Расстояние от Солнца, кпк	Абс. величина	Масса, 10⁶ , ${\mathfrak M}_\odot$
Галактики	Галактика (центр в Стрельце)	Sb	10	-21	250000
	Большое Магелланово Облако (Тукан)	Ir	52	-18	14000
	Малое Магелланово Облака (Золотая Рыбка)	Ir	71	-16	5000
	Печь	Ep*	188	-13	20
	Скульптор	Ep	84	-12	3
	Лев I	Ep	220	-11	4
	Дракон	Ep	76	-9	0,1
	Малая Медведица	Ep	67	-9	0,1
	Лев II	Ep	220	-9	1
	Пегас	Ep	170	-9	-
	Орион	Ep	80	-7	-
	Козерог	Ep	70	-6	-
	Большая Медведица	Ep	120	-6	-
	Большая Медведица	Ep	130	-	-
	Секстан-С	Ep	140	-	-
	Змея	Ep	30	-	-
	Киль	Ep	170	-	-
Туманности Андромеды	Андромеда (M31, NGC 224)	Sb	690	-22	360000
	Треугольник (M33, NGC598)	Sc	720	-19	20000
	Андромеда (М32)	E2	690	-16	2600
	Андромеда (NGC205)	SB0	690	-15	2000
	Кассиопея (NGC185)	E3	690	-15	100
	Кассиопея (NGC147)	E5	690	-14	150
	Андромеда-I	Ep	690	-11	1
	Андромеда-II (Рыбы)	Ep	690	-11	1
	Андромеда-III	Ep	690	-11	1
	Андромеда-IV	Ir	690	-11	10
	Рыбы	Ir	690	-9	10
Периферия Местой группы	Кит (IC 1613)	Ir	770	-15	400
	Стрелец	Ir	500	-9	10
	Стрелец (NGC6822)	Ir	600	-15	1500
	Кассиопея (IC10)	Ir	1250	-17	15000
	Козерог	Ir	1000	-11	30
	Кит (Вольф-Лундмарк-Меллот)	Ir	1300	-14	300
	Дева	Ir	1000	-11	40
	Лев-А	Ir	1100	-13	400
	Скульптор	Ir	1400	-10	10
	Секстан-А	Ir	1300	-14	1000
* Ep - необычная (пекулярная) эллептическая галактика

Поскольку масса М31 в полтора раза больше массы нашей Галактики, центр масс Местной группы Г. находится в направлении М31 на ²/₃ расстояния до неё, т. е. в 0,46 Мпк от Галактики.

Исследование радиоизлучения нейтрального водорода показало, что Магеллановы Облака, карликовые Г. в Драконе, Малой Медведице и крошечная эллиптич. галактика в Скульпторе вместе с двумя внегалактич. шаровыми скоплениями погружены в общую водородную полосу - "Магелланов поток". Высказывается мнение, что этот газ, тянущийся за Магеллановыми Облаками по их орбите относительно нашей Галактики, потерян ими вследствие возмущающего действия нашей звёздной системы. Перечисленные карликовые Г. и скопления образовались, возможно, из этого газа.

Ближайшие соседние группы Г. располагаются в 2-5 Мпк от Местной группы Г. и по составу похожи на неё, только самые слабые члены этих групп трудно обнаружить. Несколько десятков таких групп галактик найдено в пределах 10-20 Мпк около нашей Галактики.

Ближайшее крупное скопление Г. находится в созвездии Девы на расстоянии ок. 20 Мпк. В его составе семь гигантских эллиптич. Г., вт. ч. радиогалактика Дева А, десять гигантских спиральных Г., из к-рых ярчайшая -"Сомбреро". Всего в скопление входит ок. 200 Г. высокой и средней светимости. Примерно треть их эллиптические и линзообразные, остальные - спиральные Г. всех типов. Найдено также много карликовых эллиптич. Г., но неправильные Г. типа Магеллановых Облаков на таких расстояниях уже необнаружимы. Размеры скопления составляют » 5 Мпк, центральная плотность - ок. 500 Г. на 1 Мпк³.

Скопления Г. состоят, как правило, из эллиптич. и лннзообразных Г., число спиральных Г. в них очень мало. Ярчайшими Г. в скоплениях явл. обычно линзообразные сверхгигантские системы (cD-галактики). Наиболее изучены два сравнительно близких сферич. скопления Г.: скопление в Волосах Вероники (расстояние 125 Мпк) и скопление в Северной Короне (расстояние 350 Мпк). Самое далёкое скопление Г., до к-рого определено расстояние, также находится в Волосах Вероники, до него 5200 Мпк. Только в самый крупный телескоп можно различить его ярчайшие члены.

Скопление в Деве представляет собой, по-видимому, центральное сгущение ещё более крупной системы Г.- Сверхскопления Г. Уже давно замечали, что яркие Г. расположены по небу не беспорядочно, а поясом, к-рый можно назвать Млечным Путём Г. Оказалось, что среди Г. этого пояса только треть - эллиптические и линзообразные, точь-в-точь как в скоплении Девы, тогда как в др. скоплениях обычно преобладают эллиптич. Г. Представление о сверхскоплении, в к-рое входят и наша Местная группа Г., и её соседи как небольшие сгущения где-то на периферии сверхскопления, находит, много подтверждений. Так, было найдено, что соседние с Местной группой галактики 10-13-й величины, входящие в пояс Г., принимают участие во вращательном движении вокруг центрального сгущения - скопления в Деве. Общее число Г. нашего Сверхскопления, исключая карликовые, ок. 20 000, диаметр его ок. 60 Мпк. Его соседями явл. сверхскопления во Льве (на расстоянии 140 Мпк) и в Геркулесе (190 Мпк). Всего пока выявлено ок. 50 сверхскоплений, к-рые слагаются из десятков отдельных крупных скоплении галактик, но наряду с ними существуют и просто скопления галактик, не входящие в коллективы более высокого ранга.

4. Эволюция галактик

Богатство форм звёздных систем может быть объяснено разнообразием условий, в каких они рождались в раннюю эпоху существования Вселенной. По совр. взглядам, на ранней стадии развития Вселенная была заполнена разреженным газом (см. Модель горячей Вселенной), к-рый распался затем из-за гравитационной неустойчивости на сгущения, а сгущения в последующем - на отдельные облака различной массы. Одни из облаков имели вращательный момент и центральное сгущение, из них впоследствии образовались спиральные Г., а другие практически не вращались, они положили начало эллиптич. Г., облака же без значительного центрального сгущения, но всё же обладавшие вращательным моментом, дали начало неправильным Г. типа Магеллановых Облаков.

Газовые облака-протогалактики, состоявшие из первичного вещества (водорода и гелия), в свою очередь распадались на отдельные сгущения, сжимавшиеся к своим центрам. Скорости этих сгущений были большими (до 250 км/с), располагались они хаотично. Из них возникли звёзды 1-го поколения и шаровые звёздные скопления. Они образовали сферич. звёздные подсистемы в Г. Рой быстрых звёзд и шаровых скоплений, существующий вокруг главного тела нашей современной Галактики, имеет, по-видимому, именно такую природу. После того как в Г. образовались звёзды, дальнейшее развитие Г. должно было пойти по разным направлениям в зависимости от того, массивна или нет галактика (в массивных эволюция идёт быстрее), и от того, как велик вращательный момент галактики. Г. с большим вращательным моментом развились в тип Sc, со средним - в тип Sb, а с небольшим - в тип Sa.

Проследим возможную дальнейшую эволюцию спиральных Г. на примере нашей звёздной системы - Галактики. 1-е поколение звёзд имело разный по длительности век: звёзды малой массы существуют и сейчас, а более массивные (напр., с массами вдвое больше солнечной) быстро прожили свою жизнь. Чем массивнее звезда, тем сильней сжато вещество в её недрах, выше темп-ра в центральной области и более интенсивно идут там термоядерные реакции (их мощность пропорциональна 15-20-й степени темп-ры). Массивная звезда относительно быстро сжигает имеющийся в ней запас ядерного горючего (водорода) и может окончить жизнь выбросом осн. части своего вещества, обогащённого тяжёлыми элементами, в межзвёздную среду, что фиксируется наблюдателями с Земли как яркая вспышка сверхновой звезды, (см. Эволюция звёзд). Газ, выброшенный звёздами в процессе их эволюции, вместе с газом, не вошедшим в звёзды 1-го поколения, под воздействием тяготения концентрируется преимущественно к галактич. плоскости. В тех местах, где плотность газа оказывается высокой, возникают сначала газовые сгущения, а из них - звёзды нового поколения (см. Звездообразование). В этих звёздах содержание тяжёлых элементов выше, чем в звёздах предыдущего поколения.

В настоящее время в нашей Галактике различают неск. подсистем, отличающихся возрастом входящих в них объектов, количеством тяжёлых элементов, характером движения звёзд и распределением их в пространстве (см. Галактика). Расположение подсистем как бы иллюстрирует историю эволюции Галактики: межзвездный газ постепенно сжимался, его пространственное распределение изменялось от сферического к плоскому. Рождавшиеся из него звёзды образовали соответственно сферическую и плоскую звёздные подсистемы Галактики. Сравнительно плотный газ сохранился только в плоской подсистеме, где он больше не сжимается: сжатию препятствует давление магн. поля и космич. лучей. Чем тоньше подсистема, тем меньше возраст составляющих её звёзд. Молодые звёзды образуются в плоской подсистеме и в настоящее время, поэтому только в плоской подсистеме встречаются горячие массивные звёзды, имеющие, как уже говорилось, довольно короткий "век". Но всё же не весь газ в галактич. плоскости расходуется на образование звёзд. Оставшаяся часть газа сосредоточивается главным образом в спиральных рукавах (см. Спиральная структура галактик).

Образование молодых звёзд идёт ещё в центральной области Галактики. К центру Галактики падает газ, не имеющий вращательного момента. Здесь рождаются звёзды 2-го поколения сферич. подсистемы, составляющие ядро Галактики. Но благоприятных условии для образования звёзд-сверхгигантов в ядре не имеется, так как газ распадается на небольшие сгустки. В тех же редких случаях, когда газ передаёт вращательный момент окружающей среде и сжимается в массивное тело - массой в сотни и тысячи масс Солнца, этот процесс не завершается благополучно: сжатие газа не приводит к образованию устойчивой звезды, может произойти гравитационный коллапс и возникнуть чёрная дыра. Коллапс сопровождается выбросом части вещества из области галактич. ядра (см. Галактический центр).

Чем массивнее спиральная Г., тем сильнее тяготение сжимает спиральные рукава, поэтому у массивных Г. рукава тоньше, в них больше звёзд и меньше газа (больше образуется звёзд). Напр., в гигантской туманности М81 видны тонкие спиральные рукава, тогда как в туманности М33, являющейся спиралью средних размеров, рукава значительно шире.

В зависимости от типа спиральные Г. имеют также разные скорости образования звёзд. Наибольшая скорость у типа Sc (ок. 5 ${\mathfrak M}_\odot$ в год), наименьшая - у Sa (ок. 1 ${\mathfrak M}_\odot$ в год). Высокая скорость звездообразования у первых связана ещё, по-видимому, с поступлением газа из галактич. корон.

У эллиптич. звёздных систем эволюционный путь должен быть проще. Вещество в них с самого начала не обладало значительными вращательным моментом и магн. полем. Поэтому сжатие в процессе эволюции не привело такие системы к заметному вращению и усилению магн. поля. Весь газ в этих системах с самого начала превратился в звёзды сферич. подсистемы. В ходе последующей эволюции звёзды выбрасывали газ, к-рый опускался к центру системы и шёл на образование звёзд нового поколения всё той же сферич. подсистемы. Темп звездообразования в эллиптич. Г. должен быть равен скорости поступления газа из проэволюционировавших звёзд, в основном сверхновых звёзд, поскольку истечение вещества из звёзд в эллиптич. Г. незначительно. Годовая потеря газа звёздами в эллиптич. Г. составляет по расчётам ~0,1 ${\mathfrak M}_\odot$ на галактику массой 10¹¹ ${\mathfrak M}_\odot$ . Из расчётов также следует, что центральные части эллиптич. Г. из-за присутствия молодых звёзд должны быть голубее, чем периферийные области Г. Однако это не наблюдается. Дело в том, что значит. часть образующегося газа в эллиптич. Г. выдувается горячим ветром, возникающим при вспышках сверхновых звёзд, а в скоплениях Г.- ещё и довольно плотным горячим межгалактич. газом, обнаруженным в последнее время по его рентг. излучению.

Сравнивая количество звёзд разных поколений у большого числа однотипных Г., можно установить возможные пути их эволюции. У более старых Г. наблюдается истощение запасов межзвёздного газа и снижение в связи с этим темпов образования и общего количества звёзд новых поколений. Зато в них много белых карликов - сверхплотных звёзд малых размеров, представляющих собой одну из последних стадий эволюции звёзд. В этом и заключается старение Г. Следует отметить, что в начале эволюции Г. имели, по-видимому, более высокую светимость, т. к. в них было больше массивных молодых звёзд. Выявить эволюционное изменение светимости Г. можно в принципе сравнивая светимости близких и очень далёких Г., от к-рых свет идёт многие млрд. лет.

Внегалактич. астрономия пока ещё не дала определённого ответа на вопросы, связанные с возникновением скоплений Г., в частности, почему в сферич. скоплениях преобладают эллиптич. и линзообразные системы. По-видимому, из относительно небольших облаков газа, не имевших вращательного момента, образовались сферич. скопления с преобладанием эллиптич. и линзообразных систем, также имеющих малый вращательный момент. А из больших облаков газа, обладавших существенным вращательным моментом, возникли скопления Г., подобные Сверхскоплению в Деве. Здесь было больше вариантов распределения вращательного момента среди отдельных сгустков газа, из к-рых образовались Г., и поэтому в таких скоплениях чаще встречаются спиральные системы.

Эволюция Г. в скоплениях и группах обладает рядом особенностей. Расчёты показали, что при столкновениях Г. их протяжённые газовые короны должны "обдираться" и рассеиваться по всему объёму группы или скопления. Этот межгалактич. газ удалось обнаружить по высокотемпературному рентг. излучению, идущему от скоплений Г. Кроме того, массивные члены скоплений, двигаясь среди остальных, создают "динамическое трение": своим тяготением они увлекают соседние Г., но в свою очередь испытывают торможение. По-видимому, так образовался Магелланов поток в Местной группе Г. Иногда находящиеся в центре скопления массивные Г. не только "обдирают" газовые короны проходящих через них Г., но захватывают и звёзды "посетителя". Предполагается, в частности, что cD-галактики, обладающие массивными гало, образовали их таким "каннибальским" путём.

По существующим расчётам, через 3 млрд. лет "каннибалом" станет и наша Галактика: она поглотит приближающееся к ней Большое Магелланово Облако.

5. Радиоизлучение и активность галактик

Среди обнаруженных источников космич. радиоизлучения нек-рые располагаются в нашей Галактике, а многие оказались явно внегалактическими. Осн. источник радиоизлучения в Галактике - межзвёздный газ (преимущественно водород, особенно сильно излучающий на волне l = 21 см, см. Радиолиния водорода 21 см). Кроме того, непрерывное тепловое радиоизлучение даёт ионизованный газ, оно особенно велико в газовых эмиссионных туманностях, окружающих горячие звёзды (см. Межзвёздный газ). Наконец, сильными источниками радиоизлучения нетеплового характера (см. Синхротронное излучение) явл. туманности - остатки вспышек сверхновых, а также центральная часть Галактики. Этот тип радиоизлучения вызывается высокоскоростными (релятивистскими) электронами, к-рые, попадая в магн. поле, излучают свет (если энергия электронов и магн. поле достаточно велики) или радиоволны (если магнитное поле слабее).

Табл. 2. - Радиоизлучение галактик
Галактики	Оптические данные			Расстояние, Мпк	Радиоизлучение
Галактики	тип	видимая величина	абс. величина	Расстояние, Мпк	Поток на волне 75 см, Ян	мощность радиоизлучения в интервале 30 м - 3 см, эрг/с
Нормальные галактики
Галактика	Sb	-	-21	-	-	4,4^.10³⁸
Туманность Андромеды	Sb	4,3	-22	0,69	75	3,7^.10³⁸
Треугольник	Sc	6,2	-19	0,73	4	8,4^.10³⁶
IC 1613	Ir	10,0	-15	0,69	0,8	1,4^.10³⁶
Радиогалактики умеренной мощности
Дева А	E	9,6	-20,6	12,2	580	6,5^.10⁴⁰
Кентавр А	E+S	7,9	-20,7	4	220	2,7^.10⁴⁰
М82	Ir	9,2	-20,2	2,2	12	5,1^.10³⁸
Мощнейшие радиогалактики
Лебедь А	E+E	16+16	-22,2	171	4500	1,2^.10⁴⁵
3C 295	E	21,5	-24	1380	52	2,7^.10⁴⁵

В спиральных Г. и неправильных Г. типа Магеллановых Облаков также обнаружено радиоизлучение в линии 21 см. Но его не удаётся обнаружить даже у ближайших эллиптических и линзообразных Г. О том, что в их ядрах всё же есть межзвёздный газ, говорят яркие запрещенные спектральные линии кислорода, но вообще газа в них немного.

Мощность радиоизлучения норм. Г. ниже мощности их оптич. излучения. Г., у к-рых радиосветимость сравнима с оптич. светимостью, были названы радиогалактиками. Излучение радиогалактик имеет нетепловой характер. У радиогалактик умеренной мощности осн. источником радиоизлучения явл. область ядра. Среди них есть Г. с голубыми звездообразными ядрами (N-галактики), и сейфертовские Г.- спиральные Г. с чрезвычайно яркими ядрами (см. Ядра галактик), линейчатые спектры которых указывают на бурные внутренние движения газа - со скоростями 1000- 3000 км/с.

Свидетельства бурной активности наблюдаются, напр., в галактике М82 (рис. 8).

Чувствительность совр. радиотелескопов столь высока, что мощные радиогалактики наблюдаются на огромных (космологических) расстояниях (8- 10 млрд. световых лет). Ближайшей к нам мощной радиогалактикой явл. двойная галактика Лебедь А (расстояние до неё » 630 млн. световых лет). На фотографиях она выглядит как пара слабых эллиптических Г. 16-й величины, каких видно много. На волне же 75 см, напр., она излучает как яркий объект (1,2^.10⁴⁵ эрг/с).

Проблема отождествления радиоисточников с видимыми космич. объектами далеко не решена. Не существует пока такого внеш. признака, по к-рому можно было бы определить, что из двух близких оптически схожих Г. радиогалактикой является одна из них, а не другая. Для большинства внегалактич. радиоисточников пока вообще не найдено соответствующих им оптических объектов.

В 1963 г. на месте пяти известных радиоисточников были обнаружены объекты особой природы. Их назвали квазизвёздными радиоисточниками (сокращённо квазарами). По совр. представлениям, квазары - это активные ядра очень далёких галактик. Число открытых квазаров превышает 1500. Число отождествлённых радиогалактик, т. е. оптически опознанных внегалактич. радиоисточников, достигло двух тыс. Этого всё ещё недостаточно для получения верных представлений об их роли и месте в процессе развития Вселенной. Так, пространственное распределение внегалактич. радиоисточников оказывается крайне равномерным. В то же время оптически исследованные Г. показывают тенденцию к образованию скоплений и сверхскоплении. Это важное различие в распределении внегалактич. объектов ещё предстоит объяснить.

6. Метагалактика

Совокупность Г. всех типов, квазаров, межгалактической среды образует Метагалактику - доступную наблюдениям часть Вселенной. Метагалактика, как и составляющие её системы, имеет специфич. св-ва, особенности структуры и следует собственным закономерностям развития. Красное смещение отражает, по сути дела, одно из важнейших свойств Метагалактики. Смещение линий в спектрах Г. в сторону длинных волн связано с увеличением размеров Метагалактики - "разлётом" скоплений Г. Попытки иначе объяснить красное смещение не удались. Более того, всё новые и новые факты наблюдений, напр. открытие реликтового излучения, получают своё естественное объяснение только при подобном толковании красного смещения.

Из явления расширения Метагалактики вытекает, в частности, что раньше расстояния между Г. и скоплениями Г. были меньше. А если учесть, что сами Г. в ранние эпохи развития были протяжёнными и разреженными газовыми облаками, то когда-то, миллиарды лет назад, границы этих облаков смыкались, т. е. все они выделялись из первоначально почти однородной газовой среды, находящейся в состоянии быстрого расширения.

Другое важное св-во Метагалактики - закономерность распределения в ней вещества. В Г. сейчас осн. масса вещества сосредоточена в звёздах, и только неск. процентов вещества, гл. обр. в спиральных и неправильных Г., приходится на межзвёздную среду (газ и пыль).

В табл. 3 приведены значения ср. плотности вещества в звёздах, звёздных системах и в Метагалактике.

Табл. 3.Плотность космических объектов
Объекты	Ср. плотность, г/см³
Нейтронные звёзды	10¹⁴
Белые карлики	10⁶
Солнце	1,4
Сверхгиганты (красные)	5^.10^-8
Галактика	2^.10^-24
Межзвёздная среда	3^.10^-25
Скопления галактик	7^.10^-28
Метагалактика (оценка)	7^.10^-30

Нек-рая часть материи Метагалактики находится в форме излучения и элементарных частиц (см. Нейтринная астрономия). Плотность "лучистой" материи составляет менее 10^-3 от плотности вещества, но плотность, обусловленная элементарными частицами (гл. обр. нейтрино, если они обладают массой покоя), может оказаться достаточно большой и довести плотность материи во Вселенной до критич. значения ~10^-29 г/см³ (см. Космология). По мере перехода от Г. к системам Г. всё более высоких степеней организации (группы, скопления, сверхскопления) массы вещества в одинаковых объёмах, намного превышающих размеры сверхскоплений, получаются сравнимыми, а ср. плотность вещества оказывается одного порядка. С гораздо большей точностью однородность Вселенной доказывается по наблюдениям реликтового излучения, интенсивность к-рого одинакова по всем направлениям (см. Микроволновое фоновое излучение).

Равномерное распределение материи в масштабах Метагалактики определяет одинаковость св-в материи и пространства во всех частях Метагалактики (однородность) и одинаковость их во всех направлениях (изотропия). Эти важные св-ва Метагалактики характерны, по-видимому, для совр. состояния Метагалактики, однако в прошлом, в самом начале расширения, анизотропия и неоднородность материи и пространства могли существовать. Поиски следов анизотропии и неоднородности Метагалактики в прошлом представляют собой сложную и актуальную задачу внегалактической астрономии, к решению которой астрономы еще только подходят.

Лит.:
Струве О., Линде Б., Пилланс Э., Элементарная астрономия, пер. с англ., М., 1964;
Струве О., 3 е-б ергс В., Астрономия XX в., пер. с англ., М., 1968;
Агекян Т. А., Звезды, галактики, Метагалактика, 3 изд., М., 1981;
Ефремов Ю. Н., В глубины Вселенной, 2 изд., М., 1977;
Псковский Ю. П., Соседи нашей Галактики, М., 1983;
На переднем крае астрофизики, пер. с англ., М., 1979;
Звезды и звездные системы, М., 1981,
Тейлер Р. Дж. Галактики. Строение и эволюция, пер. с англ., М., 1981.

Ю. П. Псковский.