Реферат: Мир галактик

--PAGE_BREAK--<imagedata src=«6768.files/image011.jpg» o:><img border=«0» width=«332» height=«239» src=«dopb35486.zip» v:shapes="_x0000_i1030">

Было также обнаружено два типа карликов, которые практически не имеют аналогов среди галактик высокой светимости. Это – карликовые сфероидальные системы (dSph) и карликовые голубые компактные галактики (dBCG). Первые похожи на шаровые звездные скопления, увеличенные по объему в тысячи раз. Такие галактики – рекордсмены по низкой поверхностной яркости среди карликов, которая даже во внутренней области галактик часто бывает значительно ниже яркости темного ночного неба. Несколько галактик dSph являются спутниками нашей Галактики. В отличие от них галактики dBCG имеют высокую поверхностную яркость при небольшом линейном размере, а их голубой цвет свидетельствует об интенсивно происходящем звездообразовании. Эти объекты особенно богаты газом и молодым звездами.
ОЦЕНКА РАССТОЯНИЙ ДО ГАЛАКТИК
Многие характеристики галактик, такие как светимость, линейные размеры, масса газа и звезд, период вращения, невозможно оценить, если не известно расстояния до них. Не существует универсального метода определения расстояний до галактик. Одни способы используются для сравнительно близких, другие – для очень далеких объектов. Наиболее разнообразны методы оценки расстояний до сравнительно близких галактик, в которых можно наблюдать и исследовать отдельные яркие объекты. В качестве таких объектов обычно используются звезды, обладающие высокой светимостью: цефеиды, ярчайшие сверхгиганты или гиганты (их легко различить по цвету), но часто привлекаются и другие образования: звездные скопления, планетарные туманности, а также новые звезды в максимуме блеска. Характеристики этих объектов считаются известными, например, по аналогии с подобными объектами нашей Галактики. Самый точный метод связан с использованием цефеид, поскольку светимости этих звезд могут быть получены по хорошо установленной зависимости «период-светимость». Для определения расстояний проводятся фотометрические измерения видимых звездных величин (видимой яркости) объектов в тех или иных галактиках. Затем полученные оценки сопоставляются со светимостью выбранных объектов (или их абсолютной звездной величиной); при этом обязательно вводится поправка на межзвездное поглощение света. В итоге это позволяет оценить, насколько далеко от нас находится галактика.
Если m – видимая звездная величина объекта, исправленная за межзвездное поглощение, а М – его известная абсолютная звездная величина, то логарифм расстояния D до этого объекта, выраженного в мегапарсеках, определяется по формуле:
lg D = 0,2(m – M) – 5.
Для перевода расстояния в миллионы световых лет его значение в мегапарсеках надо умножить на 3,26.
Эффективным оказался и метод определения расстояний не по отдельным объектам, а по оценке параметров мелкой ряби (флуктуаций поверхностной яркости) на видимом изображении галактик, которая обусловлена звездами, не разрешаемыми по отдельности. Но все эти методы достаточно грубы и в применении к индивидуальным галактикам могут давать большую ошибку.
Ярчайшие звезды, пригодные для оценки расстояний, даже с помощью крупнейших телескопов наблюдаются в галактиках, удаленных не более чем на несколько десятков миллионов световых лет (шаровые скопления – несколько дальше). Исключение составляют сверхновые звезды, их можно запечатлеть на любых расстояниях, с которых видны галактики. Их тоже используют для оценки расстояний, однако, они вспыхивают в галактиках редко и не прогнозируемым образом. Поэтому для более далеких галактик разработаны другие подходы. Например, предполагают, что заранее известна светимость или линейный размер галактик определенного типа (это очень грубый метод). Более точные оценки опираются на статистически установленные зависимости, связывающие светимость галактик с какой-либо непосредственно измеряемой величиной, характеризующей галактику (скорость вращения, ширина спектральных линий, принадлежащих звездам, или линий излучения межзвездного газа в радиодиапазоне). Но чаще всего расстояние до далеких галактик определяют по зависимости Хаббла «красное смещение спектральных линий – расстояние». Этот метод (метод красного смещения) основан на измерении сдвига линий в спектре галактики, обусловленного расширением Вселенной. Открытая эмпирически зависимость Хаббла получила надежное обоснование в теории расширяющейся Вселенной. Однако, для калибровки эмпирических зависимостей все равно требуются сравнительно близкие галактики, для которых расстояния находят по индивидуальным объектам. Поэтому определить, во сколько раз одна галактика дальше другой, можно значительно точнее, чем оценить расстояние до каждой из них. В целом, точность оценки расстояний не превышает 10–15%, а в отдельных случаях она значительно ниже.
СОСТАВ ГАЛАКТИК
Межзвездные газ и пыль. Распределение газа в галактике может сильно отличаться от распределения звезд. Иногда газ прослеживается до значительно больших расстояний от центра галактики, чем звезды, наглядно демонстрируя, что галактика может продолжаться дальше своих оптических границ. Относительная доля массы, приходящаяся на межзвездный газ, в среднем растет от Е- к Irr-галактикам. Для таких галактик, как наша, она составляет несколько процентов, а в Е-галактиках газа содержится менее 0,1% (хотя есть и исключения из этого правила).
Межзвездный газ состоит, в основном, из водорода и гелия с небольшой примесью более тяжелых элементов. Эти тяжелые элементы образуются в звездах и вместе с газом, теряемым звездами, оказываются в межзвездном пространстве. Поэтому содержание тяжелых элементов важно знать для изучения эволюции галактики.
<imagedata src=«6768.files/image013.jpg» o:><img border=«0» width=«339» height=«230» src=«dopb35487.zip» v:shapes="_x0000_i1031">
В спиральных галактиках газ концентрируется к плоскости звездного диска, а внутри диска его плотность больше всего в спиральных ветвях, а также в центральной области галактики. Но газ наблюдается и в эллиптических галактиках, где нет ни звездных дисков, ни спиральных ветвей. В этих галактиках газ представляет собой горячую разреженную среду, заполняющую весь объем звездной системы. Из-за высокой температуры (сотни тысяч градусов Кельвина) его можно наблюдать в рентгеновских лучах.
Газ в S- и Irr-галактиках находится в трех основных состояниях, или фазах. Во-первых, это облака холодного (менее 100 К) молекулярного газа. Такой газ не излучает света, но его присутствие позволяет обнаружить радионаблюдения, поскольку различные молекулы в разреженной среде излучают на определенных, хорошо известных длинах волн. Именно в облаках холодного газа зарождаются звезды. Во-вторых, это атомарный, или нейтральный, газ, образующий облака и более разреженную межоблачную среду. Такой газ также не излучает света. Атомарный водород был открыт по радиоизлучению на частоте 1420 МГц. Как правило, в этом состоянии находится основная масса межзвездного газа. В-третьих, в лучах видимого света обычно наблюдаются многочисленные яркие области, образованные газом, ионизованным ультрафиолетовым излучением звезд и нагретым до температуры около 10 000 К. Это области ионизованного газа. Как правило, источником нагрева и ионизации являются молодые массивные звезды, поэтому большое количество ионизованного газа свидетельствует об интенсивном звездообразовании в галактике.
В газовой среде межзвездного пространства содержится и мелкодисперсный твердый компонент – межзвездная пыль. Она проявляет себя двояко. Во-первых, пыль поглощает видимый и ультрафиолетовый свет, вызывая общее ослабление яркости и покраснение галактики. Наиболее непрозрачные (из-за пыли) участки галактики видны как темные области на светлом ярком фоне. Особенно много непрозрачных областей вблизи плоскости звездного диска – именно там концентрируется холодная межзвездная среда. Поэтому, если смотреть на диск галактики «с ребра», то обычно бывает хорошо заметна пылевая полоса, пересекающая галактику по диаметру. Во-вторых, пыль излучает сама, отдавая накопленную энергию света в форме далекого инфракрасного излучения (в диапазоне длин волн 50–1000 мкм). Поэтому полная энергия излучения пыли бывает сопоставима с энергией видимого излучения, приходящего к нам от всех звезд галактики. Суммарная масса пыли сравнительно невелика: она в несколько сотен раз меньше, чем полная масса межзвездного газа. Особенно мало пыли в Е-галактиках, где холодный газ также практически отсутствует; а также в карликовых галактиках, где газа может быть много, но среда содержит мало тяжелых элементов, необходимых для формирования пылинок. Пыль в галактиках является продуктом эволюции звезд.

<imagedata src=«6768.files/image015.jpg» o:><img border=«0» width=«298» height=«298» src=«dopb35488.zip» v:shapes="_x0000_i1032">
Звездное население и возраст галактик. Звезды отличаются друг от друга по массе, возрасту и химическому составу. В каждой галактике могут находиться звезды с различными характеристиками: массивные и маломассивные, молодые и старые. Процент давно образовавшихся (старых) звезд с возрастом в миллиарды лет и звезд, которые можно условно назвать молодыми (с возрастом менее ста миллионов лет) сильно меняется от одной галактики к другой. Хотя старые звезды присутствуют в галактиках всех типов, вдоль морфологической последовательности галактик – от E к Irr – относительное количество молодых звезд в среднем растет.
В Е-галактиках за редчайшими исключениями молодые звезды практически отсутствуют. Спектр и цвет галактик этого типа свидетельствует о том, что они в основном состоят из звезд, возникших более 10 млрд. лет назад. Самые яркие звезды Е-галактик – красные гиганты.
В спиральных и неправильных галактиках есть и старые, и молодые звезды. Самые яркие из них – голубые сверхгиганты, возраст которых не превышает нескольких десятков миллионов лет.
Наибольшее количество молодых звезд наблюдается в некоторых редко встречающихся галактиках со вспышкой звездообразования. Как правило, они относятся к типам Irr или dBCG, но ими могут быть и S-галактики. Молодые массивные звезды придают этим системам голубоватый цвет. Примером сравнительно близкой к нам спиральной галактики со вспышкой звездообразования является NGC 253.
<imagedata src=«6768.files/image017.jpg» o:><img border=«0» width=«293» height=«298» src=«dopb35489.zip» v:shapes="_x0000_i1033">
Помимо возрастного состава, звездное население галактик (как, впрочем, и межзвездный газ в них) может различаться своим химическим составом, точнее – относительным содержанием химических элементов тяжелее гелия. Поскольку эти элементы рождаются в массивных звездах, а затем попадают в межзвездное пространство и участвуют в образовании новых поколений звезд, в молодых звездах тяжелых элементов больше, чем в старых. Поэтому измерение содержания тяжелых элементов в звездах позволяет получить информацию об истории звездообразования в галактике. Меньше всего тяжелых элементов оказалось в карликовых галактиках. Частично это объясняется тем, что такие элементы еще не успели в них возникнуть, а частично тем, что часть газа, обогащенного образовавшимися в звездах химическими элементами, получает при выбросе из звезд такие большие скорости, что не удерживается гравитационным полем маломассивной галактики и навсегда покидает ее.
Возраст галактик оценивают по их звездному составу, который определяют по спектру (или цвету) звездного излучения, опираясь при этом на теорию звездной эволюции, указывающую характерный возраст звезд различного спектрального класса. Однако само понятие возраста галактик определено нечетко, поскольку процесс формирования галактики может занимать 1–2 (а в некоторых случаях и более) миллиарда лет. Тем не менее, анализ наблюдений показал, что в абсолютном большинстве случаев самые старые звезды галактик всех типов имеют сходный возраст, превышающий 10 миллиардов лет.
Эпоха, в которую началось массовое формирование галактик как звездных систем из первоначально газовой среды, отстоит от нас на 10–13 млрд. лет. Однако, среди галактик-карликов есть системы, возраст которых, по-видимому, существенно меньше. Некоторые, очень редко встречающиеся карликовые галактики, по-видимому, только в нашу эпоху испытывают первую вспышку интенсивного звездообразования в своей истории. В них содержится много межзвездного газа (атомарного водорода) и молодых звезд, и нет заметных следов присутствия старых звезд (красных гигантов). При этом в их звездах и межзвездном газе очень мало тяжелых элементов, которые просто еще не успели возникнуть. Но чаще всего большое количество молодых звезд свидетельствует не о молодости системы, а о том, что по тем или иным причинам в галактике произошла очередная вспышка звездообразования.
Звездообразование в галактиках. Звезды и газ – основные составляющие галактик, тесно связанные друг с другом. В холодных облаках газа происходит зарождение звезд, а последние на определенной стадии эволюции возвращают часть вещества в межзвездную среду. При этом массивные звезды своим излучением нагревают и ионизуют газ. Процесс обмена веществом между звездами и межзвездной средой не сбалансирован: поскольку звезды теряют лишь часть своей массы, звездообразование приводит к медленному уменьшению запасов газа в галактике. Поэтому в большинстве галактик на долю газа приходится лишь несколько процентов вещества, содержащегося в звездах, т.е. большая часть газа уже израсходована.
Галактики с интенсивным звездообразованием отличаются большим числом наблюдаемых молодых звезд высокой светимости (голубых сверхгигантов) с более голубым цветом и большим количеством областей ионизованного газа, спектр этих звезд содержит яркие линии излучения. Присутствие молодых массивных звезд делает такие галактики особенно яркими в ультрафиолетовой и далекой инфракрасной областях спектра, приводит к появлению множества областей ионизованного газа. Частые взрывы сверхновых звезд увеличивают мощность радиоизлучения галактики. По этим признакам и оценивается интенсивность звездообразования в галактиках.
В среднем, темпы звездообразования (в расчете на единицу массы или светимости галактики) уменьшаются вдоль хаббловской последовательности типов от Irr к E, хотя есть и исключения из этого правила. В Е-галактиках молодые звезды либо вообще отсутствуют, либо их слабые следы заметны лишь в самом центре галактики. В S- и Irr-галактиках в среднем в звезды превращается от нескольких миллионов до нескольких десятков миллионов солнечных масс вещества за каждый миллион лет. При этом, как правило, чем больше газа в галактике, тем выше и темп звездообразования в ней.
Почти всегда звездообразование в галактиках происходит в их дисках, где наиболее сильно концентрируется межзвездная среда. Главная особенность звездообразования в дисках галактик – его очаговый характер. Газ и молодые звезды, как правило, группируются в отдельных областях диска размером в несколько сотен световых лет. Небольшие галактики могут содержать два-три крупных очага звездообразования, а в галактиках-гигантах сотни областей звездообразования различных размеров рассеяны по всему диску, концентрируясь к спиральным ветвям, где плотность газа наиболее высока. Большая часть наблюдаемых различий между галактиками прямо или косвенно связана со звездообразованием в них – как в современную эпоху, так и в прошлом.
Темп звездообразования и расположение областей, где в галактике рождаются звезды, зависит от многих факторов, которые могут ускорять, или, наоборот, замедлять процесс превращения газа в звезды. Выявление этих факторов и их роли в эволюции галактик – важная и далеко не решенная проблема.
КИНЕМАТИКА ГАЛАКТИК
Вращение галактик. Отдельные звезды, звездные скопления и газовые облака непрерывно движутся в галактике, причем каждый объект описывает довольно сложную незамкнутую траекторию вокруг центра масс галактики. Но непосредственно измерить перемещение звезд или облаков газа невозможно. Определение скорости движения различных объектов основано на эффекте Доплера, и производится по измерениям сдвига линий в их спектрах. Для звезд – это линии поглощения, для облаков ионизованного газа – линии излучения в оптическом спектре. Для облаков холодного газа, не излучающего света, используются радиолинии излучения водорода (длина волны 21 см) или молекулярных соединений, прежде всего – молекулы СО; большинство этих радиолиний лежит в сантиметровом и миллиметровом диапазонах. Разумеется, измерения дают лишь величину проекции скорости на луч зрения, а восстановление полного вектора скорости требует определенных предположений о характере движения объектов.
Оценка скоростей газа и звезд в галактиках имеет одну особенность: объекты, скорости которых определяются, обычно не видны по отдельности, так что измерения дают некоторые средние значения скоростей в данном месте галактики. При этом каждая звезда или облако газа может иметь скорость, заметно отличающуюся от средней. Поэтому часто говорят не о скорости отдельных объектов, а о скорости газа или звезд данного типа в определенной области галактики.
    продолжение
--PAGE_BREAK--