Наиболее яркие галактики были включены в каталог, состав­ленный Мессье еще в XIX в., когда их природа была совершенно неизвестна. Так, туманность Андромеды по это­му каталогу обозначена М31. В «Новый общий каталог» (New General Catalod), который содержит сведения о более чем 13 000 галактик, она включена как NGC 224. В состав всех галак­тик входят звезды, межзвездный газ и пыль. Но их относитель­ное содержание в галактиках раз­личного типа существенно отлича­ется.

Для большинства галактик оп­ределить расстояние по наблюде­ниям цефеид оказывается невоз­можным. В этих случаях пользуют­ся другими методами, среди кото­рых наиболее надежным считается определение расстояния по закону «красного смещения», открытому в 1929 г. американским астрономом Эдвином Хабблом (1889 — 1953). Он обнаружил, что в спектрах всех галактик (за исключением туман­ности Андромеды и других бли­жайших галактик) линии смещены к красному концу (рис. 6.12). Это «красное смещение» означало, что они удаляются от нашей Галактики. Сравнив расстояние до галактик со скоростями их удаления, уче­ный установил, что между этими величинами существует весьма простая зависимость (закон Хаббла):

v = H · R,

где v — скорость галактики, R — расстояние до нее, а Н — коэффи­циент пропорциональности, назы­ваемый теперь постоянной Хаббла. По современным данным, вели­чина H составляет 72 км/(с · Мпк).

Этот закон дал возможность определить расстояние до наиболее далеких объектов во Все­ленной, когда непригодны все другие способы, применяемые в астрономии. Определив скорость галактики по смещению линий в ее спектре, можно вычислить расстояние до нее по формуле:

К настоящему времени измерены «красные смещения» и определены расстояния до нескольких тысяч галактик. От самых далеких из них свет идет около 13 млрд. лет.

По внешнему виду и структуре галактики весьма разнообразны, однако большинство из них хорошо укладывается в предложенную Хабблом еще в 1923 г. простую и стройную классификацию (рис. 6.13). Все галактики были разбиты на три типа: эллиптические — Е, спиральные — S и неправиль­ные (иррегулярные) — I. Форма эллиптических галактик различна: от почти круглой до очень сильно сплюснутой. В спиральных галактиках выделены два подтипа: нормаль­ные спирали, у которых спиральные рукава начинаются непо­средственно из центральной области (см. рис. 1 на цветной вклейке XVI), и пересеченные спирали, у которых рукава вы­ходят не из ядра, а связаны с перемычкой, проходящей через центр галактики.

Ближайшими и самыми яркими оказались две галактики неправильного типа, которые получили названия Большое и Малое Магеллановы Облака (рис. 6.14). Они хорошо видны невооруженным глазом в южном полушарии неподалеку от Млечного Пути. Магеллановы Облака являются спутниками нашей Галактики, расстояние до Большого около 200 тыс. св. лет, до Малого — 170 тыс. св. лет. Среди всех известных галак­тик доля неправильных сравнительно невелика —  всего 5%. Значительную часть их массы (до половины) составляет газ.

Однако оказалось, что определить точную массу галак­тик практически невозможно. Согласно исследованиям по­чти у каждой из галактик (в том числе и у нашей Галактики) обнаружено существование обширных корон из темного ве­щества, так называемой скрытой массы или темной мате­рии. По расчетам, ее масса в несколько раз превышает об­щую массу всех наблюдаемых объектов галактики. Выясни­лось также, что между галактиками в их скоплениях находит­ся газ, разогретый до температуры более 10 млн. К. Его полная масса сравнима с суммарной массой всех галактик скопления. Такую массу очень горячего газа гравитационные силы галактик могут удержать лишь в том случае, если в скоплении также существует темная материя.

Видимо, темная материя частично состоит из большого числа слабосветящихся звезд и иных объектов, которые су­ществуют на окраинах галактик. Другую ее часть может со­ставлять множество элементарных частиц, подобно нейтри­но слабо взаимодействующих с обычным веществом.

Спиральные галактики, подобные нашей, являются наибо­лее распространенными — примерно половина наблюдаемых га­лактик относится к этому типу. Их отличает наличие двух (иног­да больше) спиральных рукавов, в которых сосредоточено много молодых ярких звезд, светящихся газовых туманностей, а также холодных газопылевых облаков. Именно в спиральных рукавах происходит формирование звезд из межзвездного вещества.

По современным представлениям, спиральные ветви — это волна повышенной плотности звезд и газа, которая враща­ется вокруг центра галактики как твердое тело, — угловая ско­рость постоянна, а линейная увеличивается с увеличением рас­стояния от оси вращения. В ветвях нет постоянного состава звезд и газа, они периодически вступают в область рукава. Проходя через них, волна уплотнения оказывает значительное влияние на газ — увеличение его плотности в несколько раз стимулирует начало процесса звездообразования. Концентра­ция нейтрального водорода вдоль спиральных ветвей под­тверждается данными радиоастрономии. Причем в одной и той же галактике (М51) по наблюдениям в радиодиапазоне спиральные ветви прослеживаются значительно дальше от ее центра, чем в оптическом диапазоне (рис. 6,15).

Те спиральные галактики, которые мы видим «с ребра», напоминают по внешнему виду чечевицу или диск с утолщени­ем в середине (рис. 6.16). Это утолщение представляет собой центральную, наиболее плотную часть гало, которое принято называть «балдж» (английский синоним русского слова «утол­щение»). Очевидно, так выглядит и наша Галактика.

Вторым по распространенности типом галактик (пример­но 25% от их общего числа) являются эллиптические (рис. 6.17). У них нет ни диска, ни спиральных ветвей, а име­ется только сферическая составляющая, которая состоит преимущественно из старых звезд красного цвета и почти не содержит холодного газа. Вероятно, все межзвездное вещест­во ушло на образование этих звезд.

Линзовидные галактики похожи на спиральные тем, что у них есть и диск, и гало, но они, как и эллиптические, не име­ют спиральных ветвей. Из общего числа галактик примерно 20% относится к этому типу.

Галактики одного и того же типа значительно отличают­ся друг от друга по размерам, числу звезд и другим характе­ристикам. Самые маленькие среди них называют карликовы­ми. Несколько таких карликовых галактик входят в число спутников нашей Галактики (рис. 6.18).

Галактики, как и звезды, редко бывают одиночными; гораздо чаше они наблюдаются в виде пар, небольших групп и даже скоплений, в которых объединяются тысячи га­лактик.

Наша Галактика вместе с известными галактиками Анд­ромеды и Треугольника и расположенными в их окрестнос­тях слабыми карликовыми галактиками образует Местную систему, в составе которой насчитывается около 40 объектов (рис. 6.19). Все они связаны гравитационными силами и не удаляются друг от друга.

Большинство галактик группируется в скопления, кото­рые делятся на два типа: правильные и неправильные. Правильные скопления галактик во многом напоминают шаро­вые звездные скопления, для которых характерна сфериче­ская симметрия с сильной концентрацией галактик к центру. Типичное скопление такого типа размером около 4 Мпк, которое на­блюдается в созвездии Волосы Ве­роники, насчитывает несколько де­сятков тысяч галактик (рис. 6.20).

Концентрация галактик в скоплениях бывает так велика, что они располагаются очень близко друг к другу. Их гравитационное взаимодействие вызывает значи­тельное изменение формы галактик. Часто наблюдаются соеди­няющие их перемычки, которые состоят из звезд или газа, а также уходящие далеко в сторону протя­женные «хвосты» (рис. 6.21). Пер­вым к исследованию таких галак­тик, получивших название взаимодействующих, приступил Б. А. Воронцов-Вельяминов.

В настоящее время известно несколько сот случаев, когда галактики слились вместе и образовали единую систему. Так, например, считается, что галактика NGC5128 является ре­зультатом слияния эллиптической и спиральной галактик. Радионаблюдения обнаружили следы взаимодействия нашей Галактики с ее ближайшими соседями — идущий к ней поток газа от Магеллановых Облаков. Вероятно, через несколько миллиардов лет их звезды вольются в состав Галактики.

Среди взаимодействующих галактик и галактик, имею­щих близких спутников, часто наблюдаются галактики с ак­тивными ядрами. Ядро любой галактики, ее центральная часть, всегда выделяется своей яркостью. Небольшое число галактик (около 1%) имеет особенно яркие ядра, в которых происходит колоссальное выделение энергии. Их активность может проявляться по-разному. Во-первых, это очень боль­шая мощность излучения (светимость) не только в оптиче­ской, но и в рентгеновской или инфракрасной части спектра. Светимость ядер таких галактик почти такая же, как свети­мость всей нашей Галактики. Излучение исходит из области, диаметр которой составляет примерно 1 пк, и заметно меня­ется порой за несколько месяцев или даже дней. Во-вторых, в ядре происходит движение газа со скоростями тысячи ки­лометров в секунду, что приводит к появлению длинных выбросов — джетов (рис. 6.22). В-третьих, мощные потоки электронов и протонов высокой энергии, идущие из ядра в двух противоположных направлениях, порождают синхро­тронное радиоизлучение.

Галактики с активными ядрами, являющиеся источника­ми радиоизлучения большой мощности, называют радиога­лактиками (см. рис. 3 на цветной вклейке XVI). Их радиоиз­лучение может быть в десятки тысяч раз больше по мощнос­ти, чем радиоизлучение нашей Галактики или других, подобных ей. Характерно, что наиболее интенсивное радио­излучение приходит от областей, которые располагаются примерно симметрично по обе стороны от галактики и значительно превосходят ее по размерам (рис. 6.23).

Радиоастрономические наблюдения позволили обнару­жить также самые мощные из всех известных во Вселенной источники видимого и инфракрасного излучений, которые назвали квазарами. Это слово является сокращением полно­го их названия — квазизвездные радиоисточники. На фото­графиях квазары действительно выглядят как звезды, причем самый яркий из них виден как звезда 13-й звездной величи­ны. Однако их спектры, содержащие яркие линии излучения, напоминают спектры газовых туманностей, а сами линии сильно смешены в красную сторону спектра, как в спектре далеких галактик. Оказалось, что даже наиболее близкие ква­зары расположены дальше большинства известных галактик, на расстояниях порядка 1 млрд. св. лет. Самые далекие кваза­ры наблюдаются на расстояниях до 13 млрд. св. лет. На таких огромных расстояниях они могут быть обнаружены только вследствие большой светимости, которая значительно превышает све­тимость нашей Галактики, иногда в несколько сот раз. В настоящее время известны тысячи квазаров.

В квазарах наблюдаются такие явления, как изменение яркости, выброс струй вещества и т.п. (рис. 6.24). Вокруг квазаров, рас­положенных не слишком далеко, обнаружено свечение, состав и структуру которого можно объяс­нить присутствием звезд. Вероятно, квазары представляют собой ядра далеких галактик, проявляющие очень высокую активность.

Изучение наиболее удаленных объектов позволяет «за­глянуть» в прошлое. В самом деле, если расстояние до галак­тики (или квазара) составляет, например, 3 млрд. св. лет, то мы наблюдаем этот объект не в том состоянии, в котором он находится в данный момент, а в том, в котором он находился 3 млрд. лет тому назад. Возможно, что отсутствие квазаров поблизости от нашей Галактики свидетельствует о более вы­сокой активности ядер галактик в далеком прошлом.

Окончательного ответа на вопрос об источниках высокой активности ядер галактик пока нет. Одной из возможных мо­делей, описывающих весь наблюдаемый комплекс явлений, считается наличие в ядрах черных дыр массой в десятки и сотни миллионов масс Солнца. В результате падения вещест­ва на черную дыру должно выделяться огромное количест­во энергии, преобразуемой в электромагнитное излучение. В пользу такого предположения говорит наличие в ядрах це­лого ряда галактик больших масс несветящегося вещества, обнаруженного с помощью крупнейших наземных телескопов и космического телескопа Хаббла.

Эти телескопы позволяют получить фотографии, на которых можно насчитать многие миллионы галактик. В их пространственном распределении наблюдается определен­ная закономерность — ячеисто-сотовая структура (рис. 6.25). Скопления и сверхскопления галактик располагаются так, что не заполняют все пространство, а образуют лишь «стен­ки», которые отделяют друг от друга гигантские пустоты, в которых галактики практически не встречаются. Размер этих ячеек около 100 Мпк, а стенки имеют толщину всего 3 — 4 Мпк. Такая структура возникла в результате длительной эволюции всех объектов, наблюдаемых во Вселенной, самые общие свойства которой изучает космология.

Вопросы

1. Как определяют расстояния до галактик?
2. На какие основные типы можно разделить галактики по их внешнему виду и форме?
3. Чем различаются по составу и структуре спиральные и эллиптические галактики?
4. Чем объясняется красное смещение в спектрах галактик?
5. Какие внегалактические источники радиоизлучения из­вестны в настоящее время?
6. Что является источником ра­диоизлучения в радиогалактиках?

Упражнение 21

1. Галактика, находящаяся на расстоянии 150 Мпк, имеет видимый угловой диаметр 21″. Сравните ее ли­нейные размеры с размерами нашей Галактики.
2. Каково рас­стояние до галактики, если в ней обнаружена новая звезда, ви­димая звездная величина которой + 18, а абсолютная звездная величина равна -7?
3. Какова скорость удаления галактики, находящейся от нас на расстоянии 300 Мпк? Постоянную Хаббла принять равной 75 км/(с · Мпк).
4. На каком расстоя­нии находится галактика, если скорость ее удаления составляет 2 · 10⁴ км/с? Постоянная Хаббла равна 75 км/(с · Мпк).
5. Какого углового диаметра будет видна наша Галактика, диаметр кото­рой составляет 30000 пк, для наблюдателя, находящегося в га­лактике М31 (туманность Андромеды) на расстоянии 600 кпк?