Наша Галактика

Молочний Шлях — світло-срібляста широка смуга, яка перетинає не­бесну сферу, проходячи, зокрема через сузір'я Близнюків, Тельця, Кассіопеї, Лебедя, Стрільця. Ще в 1609 році Г. Галілей за допомогою телескопа виявив, що Молочний Шлях складається з колосальної кількості дуже слабких зірок. Зусиллями багатьох астрономів, передусім Вільяма Гершеля, його сина Джона Гершеля, В.Я. Струве, встановлено, що зірки небесної сфери належать величезній зоряній системі — Галактиці (від грецького galakticos — молочний). Переважна більшість зір Галактики сконцентрована в Молочному Шляху (в Україні його називають Чумацьким Шляхом). Наше Сонце разом із планетною системою теж входить до складу Галактики.

Уявна площина, яка проходить через середину Молочного Шляху, на­зивається галактичною площиною. Навіть побіжного погляду достатньо, щоб помітити, що з віддаленням від галактичної площини кількість зір на не­бесній сфері зменшується. Та й у самому Молочному Шляху світила розподі­лені нерівномірно. У сузір'ях Візничого та Персея яскравість Молочного Шляху незначна, а в сузір'ї Стрільця він так насичений зорями, що вони утворюють гігантські зоряні хмари. Найбільша з них розташована на межі су­зір'їв Стрільця та Скорпіона. Подібні спостереження наштовхують на кілька висновків. По-перше, Галактика дуже стиснута. По-друге, у сузір'ї Стрільця спостерігаємо надзвичайно збагачену зорями центральну область Галактики, а в напрямку на сузір'я Візничого і Персея — її периферію. Отже, якщо нам видно і те, й інше, то Сонце розташоване всередині зоряної системи (Галак­тики), далеко від її. центра, але і не на межі.

На осінньому зоряному небі впадає в око тісна красива група зірок у су­зір'ї Тельця, схожа на блискучий маленький ківш. Називається вона Плеяда­ми. Неозброєне око розрізняє в цій групі 7-8 зір, а на фотографіях з тривалою експозицією налічується близько 300 слабких зірок. Таке об'єднання зір — Гіади — розташоване поруч з Альдебараном (а Тельця). Ці та аналогічні до них тісні зоряні групи неправильної форми називаються розсіяними зоряни­ми скупченими. У кожному з них сотні або й тисячі зір, які мають спільне походження, об'єднанні силою всесвітнього тяжіння і разом рухаються у про­сторі. Діаметри розсіяних зоряних скупчень становлять 10-20 світових років. Більшість розсіяних скупчень складається тільки із зір головної послідовнос­ті, а це означає, що вік цих утворень не перевищує 10-100 млн. років, тобто вони доволі «молоді». Зараз відомо близько 1200 розсіяних зоряних скупчень і майже усі вони розташовані у Молочному Шляху чи поблизу нього. Найближче до нас розсіяне зоряне скупчення — Гіади — віддалені всього на 46 пк.

Окрім розсіяних, спостерігаються і зоряні скупчення сферичної чи еліп­соїдної форми, які називають кулястими. Вони мають величезні розміри (до 300 св. років) і складаються із сотень тисяч зірок. Значна кількість червоних гігантів у кулястих зоряних скупченнях свідчить про поважний вік цих утво­рень. Найстарші з них існують 13-15 млрд. років. На відміну від розсіяних, кулясті зоряні скупчення сконцентровані біля центра Галактики. Зараз відомо близько 150 кулястих зоряних скупчень, і всі вони надзвичайно віддалені. М22 (читається «Месьє 22») у сузір'ї Стрільця — єдине кулясте зоряне скуп­чення, яке можна бачити неозброєним оком у вигляді туманної плямки (т = 5,1), розташованої на відстані 2800 пк.

У 1947 році радянський астрофізик В.А.Амбарцумян повідомив про відкриття нового виду зоряних утворень — зоряних асоціацій. Це наймоло­дші, розсіяні зоряні скупчення, що складаються з дуже молодих зір. Молоді гарячі біло-голубі зорі (класів О та В) групуються в O -асоціації, а молоді зорі типу Т-Тельця — у Т-асоціації.

Згідно з астрофізичними даними, 98% маси усієї Галактики сконцентровано у зорях. Решта — 2% речовини припадає на газ і пил. Бони надзвичайно розріджені (1 частинка — на 10 см³) і розподілені нерівномірно. Уважно придивившись до Молочного Шляху, можна побачити на його світлому фоні темні області з незначною кількістю світил. А від сузір'я Лебе­дя в напрямі на сузір'я Скорпіона Молочний Шлях складається із двох гілок, розділених так званим Великим Провалом. Ця темна смуга — велетенське скупчення пилу, сконцентрованого поблизу галактичної площини. Газопило­ві хмари екранують світло зірок, розташованих у них та за ними. Іноді з пилу і газу формуються туманності.

Величезні згущення пилу та газу, які мають неправильну форму, нази­ваються дифузними туманностями. Їхня маса може сягати 10 000 М?. Гус­тина туманностей дуже мала — 10-100 частинок в 1 см³, але, простягаючись на десятки й сотні парсек, вони стають непрозорими для світла далеких зір.

У дифузних газопилових туманностях виникають і формуються молоді зорі. Дифузні туманності можуть бути темними та світлими. Залежить це від того, є чи нема поблизу яскравої зорі. Наявність значної кількості темних га­зопилових туманностей у площині Молочного Шляху створює ефект Велико­го Провалу. Однією з найвідоміших темних дифузних туманностей є туман­ність Кінська Голова. Якщо в туманності або біля неї є яскрава зоря, то газ і пил відбивають та розсіюють її світло. Туманність при цьому виглядає світ­лою. Характерним представником таких об'єктів є туманність в Оріоні, роз­ташована трохи нижче від «пояса Оріона». Для не­озброєного ока вона виглядає слабенькою зеленуватою плямкою. Загалом ві­домо понад 150 світлих дифузних туманностей.

Газ туманностей, іонізуючись ультрафіолетом зорі, теж випромінює. Тому в спектрах туманностей, окрім ліній поглинання, є і окремі яскраві лінії випромінювання. За ними визначають хімічний склад туманностей.

Є світлі туманності правильної форми: волокнисті та планетарні. Вва­жається, що ці об'єкти формуються зі скинутих зорями оболонок на заключ­них етапах.

Волокнисті туманності (наприклад, Крабоподібна туманність у сузір'ї Тельця), очевидно, є залишками спалаху наднових зір. З оболонок червоних гігантів утворюються планетарні туманності. Вони мають сферичну форму, а в їх центрі розташована зоря білий карлик. На сьогодні відомо понад 1300 планетарних туманностей. Вони розширюються з неабиякою швидкістю (до 40 км/с) і за кілька десятків тисяч років повністю розсіюються у просторі. Отож, зорі нашої Галактики, сформувавшись із газу й пилу в дифузних ту­манностях, у кінці життя, скидаючи оболонку або вибухаючи, значну частину своєї речовини повертають у міжзоряний простір у вигляді газу волокнистих туманностей.

За сучасними уявленнями, наша Галактика має дві складових – плоску та сферичну див. рис. 1.

Вони відрізняються не лише формою, ай, що головне, об'єктами, які їх утворюють.

Сферична підсистема — гало чи корона — складається з газу, дуже старих неяскравих зір, як правило, згрупованих у величезні кулясті скупчен­ня. Об'єкти гало концентруються до центра Галактики, утворюючи балдж (з англійської bulge — опуклість). Радіус гало, згідно з даними Космічного те­лескопа ім. Габбла, дорівнює 300 000 св. р. Плоска підсистема — диск — складається переважно з газу, молодих зір та їхніх скупчень. Вік більшості об'єктів диска до 1 млрд. років.- Діаметр диска 100 000 св. р., а товщина центральної зони 10 000 св, р. кількість зір у диску сягає 400 млрд., а його ма­са 150 млрд. М?.

У центрі Галактики розташоване ядро діаметром 4000 св. р. концентра­ція зір у ядрі дуже висока, ймовірно, у його центрі є дуже масивна чорна діра. Досліджують ядро Галактики в інфрачервоному діапазоні, бо випромінюван­ня таких частот найменше послаблюється.

Наша Галактика має чітко виражену спіральну структуру. Доведено, що вона має дві спіралі. їхні гілки сприймаються нами у вигляді Молочного Шляху. Швидкість обертання зір навколо центра Галактики різна. Із відда­ленням від центра вона спочатку зростає, в околицях Сонця набуває найбі­льшого значення — 250 км/с, а далі повільно зменшується.

Однією із зір Галактики є Сонце. Воно перебуває на відстані близько 30000 св. р. від її центра. Сонце разом зі своєю планетною системою оберта­ється навколо центра Галактики зі швидкістю 250 км/с і робить повний оберт приблизно за 200 млн. років. Цей час називають галактичним роком. Згідно зі спостереженням, наша зоря розташована між двома спіральними рукавами і ніколи не потрапляла в них. Таке розміщення у відносно спокійній частині Галактики є надзвичайно важливою умовою виникнення та існування життя на Землі. Швидка еволюція зір, що відбувається у спіральних рукавах, супро­воджується інтенсивним, смертоносним для всього живого випромінюван­ням. Наприклад, якби на відстані 10 пк від Сонця спалахнула наднова, то че­рез 10 000 років туманність-залишок вибуху сягнула б Сонячної системи і на десятки тисяч років огорнула б її. Висока щільність космічних променів у за­лишках наднової спричинила б різке підвищення рівня радіації на поверхні Землі. Для багатьох видів живих організмів такі умови є згубними і призво­дять до швидкого вимирання. До речі, сліди таких катастроф на планеті є. Деякі вчені вважають, що раптове, дуже швидке вимирання динозаврів зумо­влене «зоряною» причиною, адже за час існування Сонця (5 млрд років) по­близу (10-20 пк) спалахнуло близько десятка наднових зір.

У безхмарну ніч у сузір'ї Андромеди неозброєним оком видно бліду невелику пляму — Туманність Андромеди. Інші подібні, але слабші об'єкти можна виявити за допомогою невеликого телескопа у сузір'ях Гончих Псів, Трикутника, Великої Ведмедиці, Лева тощо. Ще в кінці XVIII століття В. Гершель відкрив понад 2500 туманностей і виявив, що багато з них схожі на Туманність Андромеди. Вчений зробив сміливе припущення, що значна кількість виявлених ним об'єктів є самостійними величезними зоряними системами, схожими на нашу Галактику. Відстані до них колосальні, тому окремі зорі в них розрізнити неможливо, і вони виглядають туманними плямами. Так Гершель започаткував вивчення галактик — велетенських космічних систем, до яких входять об'єднані гравітацією зорі, їхні скупчення, газові та пилові хмари і міжзоряна речовина.

У 1923-1924 році американський астроном Е.Габбл (1889-1953), використовуючи фотографії, зроблені за допомогою телескопа-рефлектора обсерваторії Маунт-Вілсон, встановив, що спіральні гілки Туманності Андромеди складаються із зірок, серед яких є цефеїди. Відстань до цих змінних зір виявилася величезною —близько 2 млн. св. р. — тому вони не належать нашій Галактиці. Таким чином, було остаточно доведено, що Туманність Андромеди— галактика. У 1944 році на цьому ж телескопі В. Бааде (1893-1960) отримав фотографії, які допомогли встановити, що центральне згущення цієї галактики теж складається із зірок. Пізніше в галактиці Андромеди виявили розсіяні і кульові зоряні скупчення, групи гарячих гігантських зір, пилові та газові туманності — такі ж об'єкти, з яких складається і наша Галактика. Більша частина нашої Галактики схована пиловими хмарами, а Туманність Андромеди як «на долоні», тому, наприклад, нові зорі зручніше досліджувати саме в галактиці-сусідці. Зараз, крім галактики Туманність Андромеди, у Всесвіті виявлено десятки мільярдів інших аналогічних зоряних систем. Одні ближчі до нас, інші надзвичайно віддалені, одні величезні, інші порівняно малі. Світ галактик різноманітний.

Астрономи поділяють галактики за формою на три основні типи:

— еліптичні; — спіральні; — неправильні:

Таку класифікацію запропонував у 1925 році Е. Габбл. Кожен тип галактик ділиться на кілька підтипів, або підкласів. Еліптичні галактики характеризуються еліпсоїдною чи сферичною формою, їхньою спільною рисою є поступове зменшення яскравості з віддаленням від центра. Підтипи еліптичних галактик позначають буквою Е з числом n, яке визначається за формулою:

, де а та b — велика та мала півосі видимого еліпса галактики.

Так, еліптична галактика Е 0 має сферичну форму, а Е 7 — дуже сплюснута еліптична галактика.

Спіральні галактики мають центральне згущення (його ще називають ядром) і кілька спіральних рукавів. У звичайних спіральних галактик типу-5 рукави виходять безпосередньо з центрального згущення, а у спіральних галактик із перемичкою (тип SВ) — від перемички (або бара), яка перетинає ядро.

Проміжними між E -галактиками та S -галактиками є лінзоподібні галактики типу SO. У них ядро сильно сплюснуте і схоже на двоопуклу лінзу, а гілки відсутні.

Неправильні галактики не мають ні ядра, ні симетричної форми. їх називають Ir (від англійського irregular — неправильний). Характерними представниками неправильних галактик є наші найближчі «сусіди» — галактики Велика Магелланова Хмара (ВМХ) та Мала Магелланова Хмара (ММХ). Їх добре видно неозброєним оком у південній півкулі неба. Вперше європейці виявили їх у 1519 році під час навколосвітньої подорожі Ф. Магеллана.

Класифікацію галактик, запропоновану Габблом, часто називають камертонною, бо зображення послідовності типів галактик схоже на камертон (див. рис. 1).

Дослідження світу галактик свідчить, що 25% із них — еліптичні, 25% - типу S, 25% — типу SB, 20% — типу SO і 5% — неправильні.

Якщо відстань між спостерігачем і джерелом електромагнітних коливань зменшується, то у спектрі лінії зміщуються в бік великих частот (фіолетове зміщення), а якщо збільшується — то у бік малих частот (червоне зміщення). Спостереження підтверджують, що переважна більшість галактик віддаляються від нас, про що свідчить червоне зміщення у їхніх спектрах. Використовуючи явище Допплера (X.Допплер (1803-1853) — австрійський фізик і астроном), можна визначити радіальну швидкість галактик.

При малих відносних швидкостях (v«c) зміна довжини хвилі визначається виразом: .

У 1929 році Е. Габбл встановив,.що швидкість віддалення галактик v прямопропорційна до відстані до неї r: v=H•r, де H — стала Габбла.

У наш час прийнято . Закон Габбла має величезне значення для вивчення Всесвіту, бо дає можливість визначити відстані до найвіддаленіших космічних об’єктів, випромінювання яких фіксується на Землі.

Відстань до об’єкта: .

Усі галактики, за винятком незначної кількості неправильних, мають ядра. Вони складаються з величезної кількості зір і тому надзвичайно яскраві. Щоправда, у більшості галактик і в нашої, зокрема, до складу ядра входить незначний відсоток усіх зір. Дослідження свідчать, що ядра обертаються як тверді тіла. Велика скупченість зірок у ядрі не дозволяє розрізнити там окремі світила навіть для найближчих галактик. Досліджувати ядра галактик дуже складно. У 1943 році американський астроном Карл Сейферт (1911-1960) відкрив клас надзвичайно яскравих галактик з активними ядрами. Зараз їх називають сейфертівськими галактиками. Бурхливі процеси у їхніх ядрах призводять до викидів гарячого газу зі швидкістю до 4000 км/с. Ядра сейфертівських галактик зазвичай є потужними радіоджерелами. Радіоспостереження галактик підтвердили, що багато з них у радіодіапазоні випромінюють значно слабше, ніж у видимому. Проте існують зоряні системи, радіовипромінювання яких значно переважає їхнє світлове випромінювання. Це так звані радіогалактики. Найближча з них — Лебідь А, розташована на відстані 330 Мпк від нас. Потужність її радіовипромінювання у 107 разів вища від світності Сонця.

На початку 60-х років XX століття були відкриті надпотужні радіоджерела. Спочатку вчені називали їх «квазізоряними радіоджерелами». Згодом кількість виявлених подібних об'єктів зросла, і громіздку назву змінили на квазар (скорочено від англійського guasi-stellar adio source). У 1961 році на Паломарівському телескопі (США) був отриманий спектр найяскравішого квазара 3С273. Весь набір ліній був так зсунутий у червоний бік, що його ледь вдалося ідентифікувати. У спектрах інших квазарів червоне зміщення було ще більшим

Учених вразили значні швидкості (0,92-0,97 c), з якими згідно з ефектом Допплера, віддаляються квазари. Відповідно, за законом Габбла, відстані до квазарів сягають 3680-3880 Мпк. На таких відстанях непомітні навіть найяскравіші галактики. Світність квазара у сотні разів більша від потужності величезної галактики, у якій сотні мільярдів зір. У багатьох квазарів виявлена зміна блиску. У деяких випадках блиск змінюється дуже швидко — протягом доби. Це означає, що розміри квазарів відносно незначні — швидко змінний об'єкт не може бути великим.

Природа квазарів, джерела їхньої енергії дотепер залишаються остаточно не з'ясованими. Імовірно, квазари є ядрами галактик. У 1980-х роках відкриті слабкі туманності, які оточують квазари. У спектрах цих туманних об'єктів виявлені такі ж червоні зміщення, як і у самих квазарів. На думку вчених, ці туманні плями — галактики, центрами яких є квазари.

Ще у 1784 році В. Гершель виявив тенденцію галактик групуватися у скупчення. У XX столітті Е. Габбл уперше почав проводити кількісний аналіз розподілу галактик на небі. У Метагалактиці — доступній для спостереження частині Всесвіту — близько 100 млрд. галактик, видима величина яких m≤30.