Галактика

Таблица. Физические характеристики некоторых галактик

Название или номер по каталогу	Светимость, L☉	Масса, M☉
Млечный Путь	5 • 1010	2 • 1011
Квазары	1014 — 1015	?
Ярчайшие галактики скоплений	3 • 1011 — 5 • 1011	1013
Дева A, Сомбреро	1011	1012
Туманность Андромеды	1010	3 • 1011 — 6 • 1011
Магеллановы Облака	109	1010

см. также: Строение Млечного Пути

Объекты галактик

• Звёзды.
  • Звёздные скопления.
• Межзвёздная среда.
  • Межзвёздные облака (туманности: тёмная, светлая).

см. Виды галактик

Большинство (около 90%) галак­тик входит в группы (до десятков объектов) и скопления (до сотен и тысяч объектов).

Группы галактик

Наиболее исследована Местная груп­па, в которую входят наша Галактика, туманность Андроме­ды, вероятно, сверхгигантская эллиптическая галактика, за­крытая от нас гигантским молекулярным облаком в Галактике, и около 30 карликовых эл­липтических и неправильных галактик, расположенных в ра­диусе около 1,5 Мпк. На расстояниях до 20 Мпк найдено ещё около 20 групп галактик.

Скопления галактик

Ближайшее к нам скопление в Деве размером около 50 Мпк (рис. 79) содержит около 200 только галактик высо­кой и средней светимости. Другие хорошо изученные скопле­ния расположены в созвездиях Волос Вероники (расстояние 125 Мпк) и Северной Короны (350 Мпк). Самое далёкое скоп­ление, также находящееся в Волосах Вероники, удалено от нас на расстояние 5200 Мпк.

Сверхскопления галактик

Скопления создают ещё более грандиозные структуры (рис. 80) — сверхскопления, размеры которых около 60 Мпк. Общее число галактик, входящих в сверхскопления, по-види­мому, превышает 20 000. Всего сейчас известно около 50 сверх­скоплений. Они расположены в «стенках» некоей, ещё не вполне уверенно просматриваемой ячеистой структуры.

Вращение галактик

Наблюдения собственных движе­ний звёзд указывают на то, что диск галактик вращается. Линейная ско­рость вращения при удалении от центра сначала быстро возра­стает, затем на очень большом расстоянии остаётся постоянной или даже увеличивается. Ана­логичное распределение скоростей вращения характерно для всех галактик (рис. 74).

Такая зависимость скорости вращения звёзд от расстояния до центров галактик не согласуется с наблюдаемым распреде­лением звёзд, что и привело к заключению о существовании у галактик ненаблюдаемых галактических корон. Многочис­ленные наблюдения скоростей галактик в их скоплениях привели к заключению, что масса ненаблюдаемой материи в 10 раз превышает массу видимых звёзд. Природа этой массы остаётся неизвестной.

Разбегание галактик (закон Хаббла)

В 1929 г. выдающийся американский астроном Э. Хаббл обнаружил, что все галактики удаляются от нас, причём скорость удаления тем больше, чем дальше они находятся. Проявляется это в том, что все линии из-за эффек­та Доплера смещаются в красную сторону (рис. 77).

Слева на рисунке 77 помещены фотографические изображения галактик, имеющих приблизительно одинаковые размеры; спра­ва — их спектры со спектрами сравнения. Стрелки указывают красное сме­щение, соответствующее данной скорости удаления.

Как ока­залось, это смещение было предсказано А. А. Фридманом и следует из теории относительности. Поэтому такое явление было названо «красное смещение».

Скорость удаления, по Хабблу, связана с расстоянием вы­ражением

v = Hr,

где v — скорость удаления, выраженная в километрах в се­кунду (км/с); r — расстояние, выраженное в мегапарсеках; H — постоянная Хаббла, имеющая по современным данным значение 85 км/(с • Мпк).

Гравитационное линзирование

см. Гравитационное линзирование

Процессы в активных ядрах

см. Активная галактика

см. Млечный Путь

Определение расстояний до галактик

Галактики настоль­ко далеки от нас, что непосредственное определение расстоя­ний до них (измерение параллакса) невозможно. Однако уже в 20-х гг. XX в. удалось увидеть в туманности Андромеды от­дельные цефеиды. Поскольку светимость цефеид определяется по её периоду, это дало возможность вычислить расстояние до туманности Андромеды. Ещё раньше тем же ме­тодом были определены расстояния до Большого и Малого Ма­геллановых Облаков. Раздвинуть пределы, в которых можно оценивать расстояния до галактик, удалось после разработки статистических методов.