Галактики

гигантские (до 10¹³ звёзд) звёздные системы, расположенные вне нашей Галактики. Их называют ещё внегалактическими туманностями, т.к. при визуальном наблюдении в телескоп они выглядят туманными пятнышками, как и обычные газовые туманности. Сведения о Г. приводятся в специальных астрономических каталогах. Из них наиболее известны первый каталог туманностей и звёздных скоплений, составленных в конце XVIII в. французским астрономом Ш.Мессье (сокр. М), и "Новый общий каталог" (1888 г.) английского астронома Й.Дрейера (сокр. NGC).

Г. стали активно изучаться с 1920 г., когда шведскому астроному К.Лундмарку удалось разложить на звёзды периферийную часть спиральной туманности М33 (NGC 598) в созвездии Треугольника. Вскоре американский астроном Э.Хаббл, работавший на крупнейшем в то время телескопе с зеркалом диаметром 2.5 м, установил звёздную природу спиральных рукавов Андромеды туманности и нескольких более слабых Г. неправильной формы. Это положило начало развитию внегалактической астрономии.

Среди всё более слабых по блеску объектов число Г. быстро возрастает. Так, Г. ярче 12^m известно около 250, 15^m - уже ок. 50 тыс., а число Г. которые могут быть сфотографированы 6-метровым телескопом на пределе его возможностей, составляет многие миллиарды. Это указывает на значительную удалённость большинства Г.

Встречаются одиночные и двойные Г., группы Г., большие скопления их и даже облака скоплений (сверхскопления). Средние расстояния между Г. в группах и скоплениях составляют несколько сотен кпк; это примерно в 10-20 раз больше размера крупнейших Г. Средние расстояния между группами Г., одиночными Г. и кратными системами составляют 1-2 Мпк, расстояния между скоплениями - десятки Мпк. Таким образом, Г. заполняют пространство с большей относительной плотностью, чем звёзды - внутригалактическое пространство (расстояния между звёздами в среднем в 20 млн. раз больше их диаметров).

Формы Г. чрезвычайно разнообразны. Однако большинство Г. относят к нескольким основным типам, руководствуясь их наиболее характерными внешними признаками, а более мелкие различия Г. помогают подразделить эти типы на отдельные подтипы. Классифицировать Г. по морфологическим особенностям предложил Хаббл.

Ок. 25% изученных Г. имеют круглую или эллиптическую форму, поэтому их называют эллиптическими Г. (в классификации этот тип Г. обозначают символом Е). Это наиболее простые по структуре, звёздному составу и характеру внутренних движений системы. В них не обнаружено звёзд высокой светимости, самые яркие звёзды в эллиптических Г. - красные гиганты. В зависимости от степени видимого сжатия, эллиптические туманности подразделены на 8 подтипов: от сферических систем Е0 до чечевицеобразных Е7.

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 котором находится ядро Г. Такие Г. называют 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.), 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. 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). Некоторые из спиральных систем видны в профиль как толстое (в случае Sa) или тонкое веретено, обычно пересечённое полосой тёмного вещества, поглощающего свет. Одна из красивейших спиральных систем, видимых "с ребра", - туманность Сомбреро в созвездии Девы. Наша Галактика также является спиральной, вероятнее всего, - типа Sb. По-видимому, спиральные Г. окружены сфероидальной звёздной короной, в которой содержится значительная часть массы Г.

Существует также и ещё один тип Г., наличие которого вначале было предсказано, а затем точно установлено: переходный от эллиптических к спиральным Г. Этот тип получил обозначение S0. В Г. этого типа (их около 20% от общего числа встречающихся вблизи нашей Галактики), в отличие от эллиптических систем, яркость от центра к краю падает не равномерно, а ступеньками. В такой системе различают ядро, "линзу" и слабый "ореол". Эти Г. назвали линзообразными или линзовидными (обозн. S0). В наружных частях линзы иногда видны зачатки спиральных рукавов, перемычки и наружное светлое кольцо. Сочетание этих деталей придаёт системам иногда совершенно необычный вид.

Остающиеся 5% не удаётся отнести ни к одному из перечисленных типов, они образуют тип неправильных Г. (обозначение - Ir). У таких Г. часто отсутствует симметрия формы. В этом типе чисто условно объединено несколько 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. 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. 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 является Г. М82. К неправильным Г. относятся также пекулярные, каждая из которых имеет совершенно уникальную форму. Среди них в специальный класс выделены т.наз. взаимодействующие Г. Это обычно двойные Г., между которыми наблюдаются перемычки, хвосты или мостики светлой и тёмной материи и т.д. Все эти особенности считают признаками взаимного влияния близко расположенных галактик.

Встречаются среди Г. и карликовые, которые не вписываются в классификацию Хаббла. Они в несколько десятков раз меньше по размерам и массе, чем нормальные Г. Карликовые Г. обозначают буквой d (от англ. dwarf - "карлик"). Их можно разделить на карликовые эллиптические dE, карликовые сфероидальные dSph, карликовые неправильные dIr и карликовые голубые компактные Г. dBCG.

Мощность радиоизлучения нормальных Г. ниже мощности их оптического излучения. Г., у которых радиосветимость сравнима с оптической светимостью, были названы радиогалактиками.

Форма и структура Г. неразрывно связаны с их основными физическими 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 фотографических звёздных величинах, определяемых фотометрированием их изображений на снимках. Если галактика превосходит другую однотипную галактику по абсолютной звёздной величине на единицу, то их диаметры соответственно будут различаться в полтора, а массы - в два (для спиральных) или в три раза (для эллиптических).

Большинство Г. входят в группировки, насчитывающие от нескольких ярких членов (группы Г.) и до сотен и тысяч членов (скопления Г.). Яркие одиночные Г. редки - их не больше 10% от общего числа Г. Наиболее исследована Местная группа Г., в которой самыми яркими и массивными являются наша Галактика и туманность Андромеды (М31). Каждая из них имеет по богатому семейству. В семейство нашей Галактики входят 14 карликовых эллиптических Г., несколько внегалактических шаровых скоплений и неправильные Г., среди которых крупнейшие - Магеллановы Облака. К семейству М31 относятся одна спиральная и две эллиптических Г. и несколько карликовых. Скорость движения Галактики относительно галактик, входящих в Местную группу составляет ок. 115 км/с; направление движения Галактики относительно Местной группы: AR - ок. 87°, D - ок. 69°.

Исследование радиоизлучения нейтрального водорода показало, что Магеллановы Облака, карликовые Г. в Драконе, Малой Медведице и крошечная эллиптическая галактика в Скульпторе вместе с двумя внегалактическими 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. В пределах 10-20 Мпк около нашей Галактики найдено несколько десятков таких групп Г.

Ближайшее крупное скопление Г. находится в созвездии Девы на расстоянии ок. 20 Мпк. В его составе 7 гигантских эллиптических Г., 10 гигантских спиральных Г., из которых ярчайшая - Сомбреро. Всего в скопление входит ок. 200 Г. высокой и средней светимости. Найдено также много карликовых эллиптических Г. Размеры скопления составляют ок. 5 Мпк, центральная плотность - ок. 500 Г. на 1 куб.Мпк.

Ярчайшими Г. в скоплениях являются обычно линзообразные сверхгигантские системы (cD-галактики). Наиболее изучены два сравнительно близких сферических скопления Г.: скопление в Волосах Вероники (расстояние 125 Мпк) и скопление в Северной Короне (расстояние 350 Мпк).

Скопление в Деве представляет собой (по мнению Ж.Вокулёра и других астрономов) центральное сгущение ещё более крупной системы Г. - Сверхскопления Г. - в которой роль звёзд играют звёздные системы (см. Центр Метагалактики). Уже давно замечали, что яркие Г. расположены по небу не беспорядочно, а поясом, который можно назвать "Млечным Путём Г.". Представление о сверхскоплении, в которое входят и наша Местная группа Г., и её соседи, как небольшие сгущения где-то на периферии сверхскопления, находит много подтверждений. Так, было найдено, что Г. 10-13-й величины, соседние с Местной группой и входящие в пояс Г., принимают участие во вращательном движении вокруг центрального сгущения - скопления в Деве. Местная группа галактик движется в направлении скопления галактик в созвездии Девы со скоростью 410 ±55 км/с. Наша Галактика обращается вокруг этого скопления галактик за срок не менее 100 млрд.лет. Общее число Г. нашего Сверхскопления (исключая карликовые) - ок. 20 тыс., диаметр его - ок. 60 Мпк. Его соседями являются сверхскопления во Льве (на расстоянии 140 Мпк) и в Геркулесе (190 Мпк). Всего на 1985 г. выявлено ок. 50 сверхскоплений, которые слагаются из десятков отдельных крупных скоплений Г., но наряду с ними существуют и просто скопления Г., не входящие в коллективы более высокого ранга.

Совокупность Г. всех типов, квазаров, межгалактической среды образует Метагалактику (см.).

В астрологии используются некоторые Г., но единой системы использования и интерпретации Г. до сих пор не создано. Обычно по своему воздействию Г. считаются сходными с туманностями. Влияние Г. и туманностей связывают со странными и загадочными явлениями более высокого уровня, нежели влияние неподвижных звёзд.

Г., которым посвящены отдельные статьи Энциклопедии: Андромеды туманность, Водоворот, Центавр A, Большое Магелланово Облако, Малое Магелланово Облако.

Литература:

1. Физика космоса.
2. Зигель Ф. Сокровища звёздного неба.
3. Астрономия: Энциклопедия для детей./ Гл. ред. М.Аксёнова.
4. Глоба П. Неподвижные звёзды.
5. Куталёв Д. Общая теория интерпретации звёзд.