Эволюция галактик

По размерам и массам эллиптические галактики, хотя в среднем и считаются меньшими, чем спиральные, но в целом эти их характеристики некоторым образом пересекаются и не могут служить для них надежным отличительным признаком. Что же касается действительно существенного отличия, то им безусловно является гораздо более высокая светимость спиральных галактик по сравнению с эллиптическими, что являет

ся следствием коренного различия в составе населяющих эти галактики звезд. Эллиптические галактики почти сплошь населены старыми дряхлеющими звездами, просуществовавшими уже более десятка миллиардов лет и потому изрядно потускневшими и потерявшими свой первоначальный блеск. Напротив, широко раскинувшиеся ветви спиральных галактик буквально усеяны находящимися в расцвете сил яркими молодыми звездами, состав которых непрестанно пополняется рождающимися в спиралях новыми звездами, благо материала для такого производства в виде громадных облаков газа и пыли в рукавах спиралей недостаточно.

А вот в эллиптических галактиках процесс звездообразования, по-видимому, давно завершился. Эволюционные процессы протекают в них очень медленно, почти замерли, и только в самых центральных областях этих галактик еще “продолжается жизнь”, но зато в этих областях порой пробуждается такая активность, до которой очень далеко спиральным галактикам. Принципиально важно также подчеркнуть, что звездный состав спиральных и эллиптических галактик отличается не только возрастом и яркостью звезд, но и их элементным содержанием. Слабо светящиеся звезды эллиптических галактик и сферические подсистемы спиральных главным образом легкоэлементные, состоящие в основном из водорода и гелия, а яркие звезды спиральных рукавов включают в свой состав практически всю периодическую систему Менделеева. Образно говоря, если из спиральной галактики изъять плоскую составляющую, то получится обычная эллиптическая галактика.

Бросается в глаза еще одно важное различие между этими типами галактик, связанное с особенностями движения в них звезд. Если для спиральных галактик, а верная для их дисков, характерно вполне определенное и довольно стремительное обращение составляющих их звезд вокруг центра галактики, то в эллиптических туманностях, а также в сферических подсистемах спиральных, движение звезд носит, во-первых, преимущественно хаотический характер, а во-вторых, в своем общем обращении вокруг центра звезды эллиптической галактики гораздо более медлительны. Возьмем, к примеру, находящиеся в диске нашей Галактики Солнце (оно удалено от галактического ядра примерно на две трети радиуса Млечного пути). Так вот, линейная скорость его полета по галактической орбите лежит в пределах от 220 до 250 км/сек, а период его обращения вокруг центра Галактики составляет где-то 250-280 млн. лет. Для звезд же сферической подсистемы этот период достигает полутора миллиардов лет, что связано с примерно в пять раз меньшей скоростью их общегалактического обращения. Что же касается упомянутой хаотичности движения звезд в эллиптических галактиках, то она объясняется тем, что многие звезды в них объединены в огромные шаровые скопления, насчитывающие в своем составе сотни тысяч, а порой и миллионы звезд, которые под влиянием многостороннего гравитационного взаимодействия ведут себя с динамической точки зрения совершенно непредсказуемо, двигаясь со случайными скоростями в десятки километров в секунду.

Третьим по распространенности (около 4%) типом галактик являются неправильные галактики, названные так за бесформенность своего внешнего вида - клочковатого, угловатого, не имеющего ни ярко выраженного центра, ни отчетливо очерченных границ. Да и по своим массово-габаритным характеристикам они на два, а то и на три порядка меньше, чем спиральные галактики, хотя составляющие их звезды так же ярки, как и в ветвях последних, а межзвездные пространства тоже достаточно плотно заполнены газопылевыми облаками, последовательно преобразующимися в молодые звезды. Весьма характерной особенность неправильных галактик является то, что они, как правило, близко соседствуют со спиральными. Так, у нашей Галактики есть два таких неправильных спутника (рис. 10) - Большое и Малое Магеллановы Облака (расстояния, отделяющие их от Галактики, составляют соответственно 200 и 220 тыс. световых лет). Населяющие их звезды по своей физической природе и элементному составу очень схожи со звездами спиральных рукавов Млечного Пути. Вот только количественно они заметно разнятся: В Малом Магеллановом Облаке звезд в 100 раз меньше, а в Большом - в 30 раз меньше, чем в наших спиралях. Кроме этих трех основных типов изредка встречаются еще и так называемые радиогалактики и сейфертовские галактики.

Рис. 10 Большое (а) и Малое (б) Магеллановы Облака

Первые характерны прежде всего тем, что обнаруживают себя не только оптическим излучением входящих в них звезд, но и испусканием радиоволн. Причем речь здесь идет не об источниках обычного хаотического излучения вследствие беспорядочного теплового движения заряженных частиц, что частенько в тех или иных масштабах наблюдается и в галактиках других типов, а совершенно иного рода излучения – синхротронного, характеризующегося сильной поляризацией. А это верный признак того, что в радиогалактиках должно существовать некоторое преимущественное направление достаточно сильного магнитного поля, способного разогнать электроны до скоростей, близких к скорости света. Именно релятивистские электроны, находясь в магнитном поле, способны излучать радиоволны, поляризованные только в одной плоскости, перпендикулярной к силовым линиям магнитного поля.

Рис. 11 Радиогалактика 3С449 с мощным симметричным выбросом, начинающимся вблизи центрального источника

Когда подобных сильно радиоизлучающих галактик было обнаружено достаточно много, чтобы можно было сделать некоторые обобщения, оказалось, что среди них нет ни спиральных, ни неправильных форм, а только эллиптические. Их оптическое изображение имеет вид очень ярких пятен, иногда окруженных обычным ореолом. В других же случаях такой ореол не виден, и тогда радиогалактики по своему внешнему виду очень напоминают квазар. Самой характерной чертой радиогалактик, присущей по крайней мере 60% из них, следует назвать то, что они являются тройными системами: состоят из двух сильно вытянутых на миллионы световых лет радиоисточников и оптически видимого объекта, который находится примерно посередине прямой, соединяющей эти источники (рис. 11).

Во всех подобных случаях похоже на то, что в центральной части галактики происходил какой-то мощный взрыв, приводивший к выбросу вещества в двух противоположных направлениях примерно с одинаковой мощностью.

Сейфертовские галактики, названные так по имени американского астронома К. Сейферта, открывшего их в 1943 году, тоже относятся к галактикам с активными ядрами, но в отличие от радиогалактик почти все они имеют в той или иной степени спиральную, а не эллиптическую форму. Их наиболее характерной чертой является наличие в спектрах исходящего из их центральных областей излучения светлых эмиссионных линий, говорящих о том, что эти области содержат не только звезды, но и большие количества разреженного газа. Характерно также, что среди известных спиральных галактик на долю галактик Сейферта приходится не более 2-3%. Интересно еще и то, что целому ряду сейфертовских галактик присущи, как и радиогалактикам, сильно вытянутые радиоисточники, только уже не такие отчетливые на всем своем протяжении, а местами и просто-напросто рваные: радиоизлучающие ветви уже не составляют собой единое целое, а представлены последовательностью радиоисточников, разделенных “немыми” промежутками. Еще одной отличительной особенностью сейфертовских галактик является очень сильный блеск их ядер, вследствие чего эти ядра выглядят своего рода ярчайшими звездами, внедренными в центр спиральных галактик. Наблюдателям также удалось обнаружить, что блеск этот подвержен нерегулярным колебаниям, в общих чертах подобным изменению блеска квазаров.

 Скачать реферат