Звездные системы и метагалактика (стр. 3 из 8)
В списке ярчайших галактик фигурируют сверхгигантские галактики NGC 4594 и NGC 253, их светимость даже больше светимости Туманности Андромеды. Но это уже сравнительно удаленные звездные системы. Еще более выдающимися сверхгигантами, чемпионами по светимости, являются две галактики, NGC 4874 и NGC 4889, находящиеся в центре скопления галактик в созвездии Волос Вероники. Их абсолютная звездная величина равна -22m. Следовательно, каждая из них светит как сеть галактик, подобных нашей. Сверхгигантскими принято считать такие галактики, абсолютные звездные величины (М) которых меньше чем -19m,0, а к числу гигантских относят галактики с –19m,0<M<–17m,0. Все ярчайшие галактики, кроме Малого Магеланова Облака, относятся к сверхгигантским или гиганстким галактикам. Галактики средних светимостей и галактики-калики в числе ярчайших, несмотря на их близость, не попадают. Галактики средних светимостей имеют –17m,0<M<–15m,0, а у карликов абсолютная звездная величина больше –15m,0. Очень многочисленны карликовые галактики с М=–14m,0 и –13m,0.
Таблица1 Десять ярчайших галактик
| Название или № по NGC | Видимаязвездная величина | Тип | Расстояние (кпс) | Абсолютная звездная величина | Угловые размеры в минутах дуги |
| Большое Магеланово Облако | 1m,2 | Irr II | 46 | –17m,4 | 780 |
| Малое Магелоново Облако | 2m,8 | Irr II | 46 | –16m,0 | 180 |
| Туманность Андромеды | 4m,3 | Sb | 460 | –19m,8 | 197x92 |
| 598 | 6m,0 | Sc | 480 | –17m,6 | 83x53 |
| 253 | 7m,6 | Sc | 4200 | –21m,4 | 30x5 |
| 55 | 7m,8 | Sc | 1900 | –19m,1 | 24x6 |
| 5236 | 8m,0 | Sc | 1800 | –19m,1 | 10x8 |
| 3031 | 8m,1 | Sb | 1540 | –18m,7 | 16x10 |
| 4594 | 8m,6 | Sb | 5000 | –20m,7 | 7x1,5 |
| 5457 | 8m,6 | Sb | 1800 | –18m,5 | 22x22 |
В 20-х годах нашего столетия Э.Хаббл приступил к разработке программы построения шкалы расстояний, простирающейся до края наблюдаемой Вселенной (рис. 2).
Первой задачей Хаббла было определение расстояний до членов Местной группы галактик, в которую входят наша Галактика и ее ближайшие соседи. Особое внимание он уделил галактикам М 31, М 33 и NGC 6822, где им были открыты цефеиды (звезды с переменной яркостью). Результаты Хаббла для этих трех галактик образовали базу и первую ступень трехступенчатой хаббловской шкалы расстояний во Вселенной. Расстояния до галактик Местной группы до сих пор остаются фундаментом большинства шкал расстояний.
Далее план Хаббла состоял в использовании близких галактик и их расстояний для калибровки светимостей более ярких объектов с тем, чтобы измерять расстояния до более далеких областей пространства. Испробовав объекты разных типов, включая красные гиганты, звездные скопления и др. Хаббл обнаружил, что максимальные светимости ярчайших звезд во всех галактиках довольно одинаковы и мало меняются
при переходе от одной галактики к другой. Следовательно, видимый блеск самых ярких звезд галактики зависит от расстояния до галактики от наблюдателя. Большая коллекция фотографий многочисленных галактик с разрешаемыми ярчайшими звездами дала Хабблу в руки доказательства обоснованности его подхода. Хаббл собрал оценки блеска ярчайших звезд в большом списке галактик и в качестве второго шага прокалибровал расстояний до них, сравнивая эти значения блеска со светимостями самых ярких звезд в галактиках Местной группы, расстояния до которых были известны. Далее на третьем шаге он применил эти значения светимостей к еще более далеким галактикам за пределом, где разрешаются отдельные звезды.
В этот же период Э.Хаббл, В.Слайфер, М.Хьюмасон и другие астрономы занимались фотографированием спектров галактик и обнаружили, что некоторые из галактик, согласно результатам измерений доплеровского смещения спектральных линий, движутся с поразительными скоростями. Эффект Доплера представляет собой изменение длины волны наблюдаемого света от объекта, который приближается к наблюдателю или удаляется от него. Если объект приближается, то возникает фиолетовое смещение, а если удаляется, то красное. Э.Хаббл показал, что скорость относительного движения галактик прямо пропорциональна расстоянию между ними (рис. 3). Почти у всех галактик наблюдались красные смещения, что говорило о том, что они от нас удаляются. И только галактики Местной группы имели фиолетовое смещение. Например, средняя скорость удаления от галактик скопления в созвездии Девы составляет 1000 км/с. В настоящее время астрономы обнаружили объекты, удаляющиеся со скоростями, равными 80 и более процентов скорости света. Связь между скоростями галактик и расстояниями до них известна под названием закона Хаблла
Vr = HD, (2)
где - Vr- лучевая скорость удаления галактики;
Н - постоянная Хаббла;
D – расстояние до галактики.
рис. 3. Зависимость Хаббла между скоростью удаления галактик
и расстоянием до них
Сейчас исследователи постоянную Хаббла обычно обозначают как Н0 - индекс говорит о том, что речь идет о современном значении, так как в прошлом величина постоянной могла быть иной.
Значительное событие на пути к надежной шкале расстояний во Вселенной произошло в 1958 г., когда американский астроном Алан Сэндидж продемонстрировал некоторые результаты по этой проблеме, полученные с помощью 200-дюймового телескопа, установленного на горе Паломар. Переработав исходную хаббловскую выборку галактик при помощи большого телескопа и новых методов, А.Сэндидж нашел в предыдущих работах несколько грубых ошибок, особенно в определении самых ярких звезд в галактиках. Результаты, полученные Сэндиджем, привели к шкале расстояний в семь раз превосходящей хаббловскую шкалу 1936 года. Сэндидж, например, установил, что скопление в созвездии Девы удалено на 50 млн. световых лет, а не на 7 млн. световых лет, которые оценил Хаббл. Вся Вселенная оказалась намного обширнее, чем считалось ранее.
Важным элементом последнего шага на пути к шкале расстояний во Вселенной является классификация галактик по светимостям, разработанной в 1960 г. Сидней Ван ден Бергом. Критерии светимости Ван ден Берга как бы расслаивают галактики в перпендикулярной плоскости по отношению к классификации Хаббла. Спиральная галактика определенного хаббловского типа, например Sc, может быть отнесена к любому из классов Ван ден Берга - от I до IV. При этом чем меньше номер класса, тем больше светимость соответствующей галактики. Калибровка по галактикам с известной светимостью показала, что объекты I класса имеют примерно в 5 раз большую светимость, чем объекты IV класса того же хаббловского типа. Хотя классификация Ван ден Берга носит качественный характер, многие астрономы, основываясь на результатах тестовых исследований, говорят о возможности ее применения для получения количественных оценок светимостей, свободных от систематических погрешностей.
Сэндидж использовал эту классификацию, прокалибровав ее на материале близких групп, и определил расстояния до 60 далеких галактики высокой светимости со скоростями в интервале от 3000 до 15500 км/с. Сравнение расстояний со скоростями дало ученым ответ: постоянная Хаббла еще меньше (а, следовательно, размеры Вселенной еще больше), чем считалось до этого. Если Хаббл получил для Н0 значение равное 160 км/(с*миллион световых лет), а Сэндидж в 1958 г. – 23 км/(с*миллион световых лет), то теперь Сэндидж говорил о величине в 15 км/(с*миллион световых лет) с погрешность, оцениваемой в 10%.
Необходимо отметить, что существует и другой подход по решению задачи построения шкалы расстояний галактик. Французский астроном Жерар де Вокулер отверг принципы и в значительной степени изменив методики Хаббла и Сэндиджа и получил существенно отличные результаты. Де Вокулер при определении постоянной Хаббла использовал 13 индикаторов расстояния в отличие от Сэндиджа, который использовал пять. Результатом на больших расстояниях явилась почти в точности в два раза более короткая, чем у Сэндиджа, шкала расстояний. Это значит, что размер Вселенной де Вокулера составляет всего половину размера Вселенной Сэндиджа, а его постоянная Хаббла в два раза больше, чем у Сэндиджа.
5. Состав и структура галактик
В состав галактик, кроме основной составляющей – звезд, входят также межзвездный газ и межзвездная пыль.
Ранее ученые полагали, что пространство, в котором находятся звезды, есть абсолютная пустота. Лишь отдельные астрономы время от времени поднимали вопрос о возможном поглощении света в межзвездной среде. И только в самом начале XX столетия немецкий астроном Гартман убедительно доказал, что пространство между звездами представляет собой отнюдь не мифическую пустоту. Оно заполнено газом, правда, с очень малой, но вполне определенной плотностью. Это выдающиеся открытие, так же как и многие другие, было сделано с помощью спектрального анализа.
Почти половину столетия межзвездный газ исследовался главным образом путем анализа образующихся в нем линий поглощения. Выяснилось, например, что довольно часто эти линии имеют сложную структуру, то есть состоят из нескольких близко расположенных друг к другу компонент. Каждая такая компонента возникает при поглощении света звезды в каком-нибудь определенном облаке межзвездной среды, причем облака движутся друг относительно друга со скоростью, близкой к 10 км/сек.
Химический состав межзвездного газа в первом приближении оказался довольно близким к химическому составу звезд. Преобладающими элементами являются водород и гелий, между тем как остальные элементы мы можем рассматривать как "примеси".