Фізика і астрономія. Рівень стандарту. 11 клас. Сиротюк

§ 26. Зоряні системи — галактики. Світ галактик

У 1924 р. за допомогою найбільшого на той час телескопа (обсерваторія Маунт Вілеон, США) Едвін Габбл установив, що Туманність Андромеди утворена величезною кількістю зір, що зливаються в суцільну туманну пляму через величезну віддаленість. Більшість інших відомих туманностей виявилися такими самими гігантськими системами, що складаються з мільйонів і мільярдів зір. Гігантські гравітаційно зв’язані системи зір і міжзоряну речовину, розташовані поза нашою Галактикою, стали називати галактиками. Сучасні потужні телескопи зробили доступною реєстрацію сотень мільярдів галактик.

Фото показали, що галактики розрізняються за зовнішнім виглядом та структурою. Габбл запропонував класифікувати галактики за їхньою формою, його класифікація стала основою сучасної класифікаційної схеми. Відповідно до сучасної класифікації розрізняють галактики таких основних типів: еліптичні (Е), спіральні (S), неправильні (I_r) і лінзоподібні (S₀) (мал. 4.37).

Мал. 4.37

Еліптичні галактики (мал. 4.38) у проекції на небесну сферу мають вигляд кола або еліпса. Число зір у них плавно зменшується від центра до краю. Зорі обертаються в таких системах у різних площинах. Самі еліптичні галактики обертаються дуже повільно. Вони містять тільки жовті й червоні зорі, практично не мають газу, пилу й молодих зір високої світності. Фізичним характеристикам цих галактик властивий досить широкий діапазон: діаметри — від 5 до 50 кпк, маси — від 10⁶ до 10¹³ мас Сонця, світності від 10⁶ до 10¹² світностей Сонця. Близько 25 % вивчених галактик належать до галактик еліптичного типу.

Мал. 4.38

Близько половини вивчених галактик належать до спірального типу. Спіральні галактики — це сильно сплюснені системи із центральним згущенням (у якому є ядро галактики) і з помітною спіральною структурою. Розміри цих галактик сягають 40 кпк, а світності — 10¹¹ світностей Сонця. Навколо згущеного диска є дві або більше клоччастих спіральних гілок (рукавів, мал. 4.39). Так, до габблівських типів спіральних галактик належить галактика М81, тип Sa, система з туго закрученими спіральними краями, куляста частина яскрава й протяжна (мал. 4.39, а). Галактика М51 належить до типу Sb, має могутні й чіткі спіралі, центральна частина менш виділяється (мал. 4.39, б). Галактика М101 належить до типу Sc, це система з розвинутою спіральною структурою, куляста частина якої слабо проглядається на загальному фоні (мал. 4.39, в).

Мал. 4.39

Приблизно половина спіральних галактик у центральній частині має майже пряму зоряну перемичку — бар, від якої починають закручуватися спіральні рукави (мал. 4.40). Такі галактики називають спіральними з перемичкою.

Мал. 4.40

У спіральних гілках галактик зосереджено найяскравіші й молоді зорі, яскраві газопилові туманності, молоді зоряні скупчення та зоряні комплекси. Тому спіральний візерунок чітко видно навіть у далеких галактик, хоча на частину спіральних рукавів припадає всього кілька відсотків маси всієї галактики. Наша Галактика є спіральною. Найближча зоряна система, схожа за структурою й типом на нашу Галактику, — це Туманність Андромеди (мал. 4.41). Світло від цієї галактики доходить до нас приблизно за 2 млн років.

Мал. 4.41

До неправильних галактик належать галактики малої маси з неправильною структурою. У них не спостерігається чітко вираженого ядра та обертальної симетрії. Видиму яскравість таких галактик створюють молоді зорі високої світності та ділянки йонізованого водню. Маси неправильних галактик становлять від 10⁸ до 10¹⁰ мас Сонця, розміри цих галактик сягають 10 кпк, а їхні світності не перевищують 10¹⁰ світності Сонця. У таких галактиках міститься багато газу — до 50 % їхньої загальної маси. Найближчими до нас яскравими неправильними галактиками є Магелланові Хмари (Велика й Мала). Вони ніби дві тьмяні хмарини, що сріблясто світяться в гарну погоду на нічному небі. Вони розташовані в Південній півкулі й тому невидимі з території України.

Велика Магелланова Хмара (мал. 4.42), що має в діаметрі 7 кпк, розташована від нас на відстані 52 кпк. На думку деяких астрономів, у Магелланових Хмарах можна розрізнити зачатки спіральної структури.

Мал. 4.42

Лінзоподібні галактики. Зовні, якщо видно їх у площині, вони дуже схожі на еліптичні, але мають сплюснений зоряний диск (мал. 4.43). За своєю структурою подібні до спіральних галактик, однак не мають плоскої і спіральної складових. Від спіральних галактик, спостережуваних з ребра, лінзоподібні галактики відрізняються відсутністю смуги темної матерії. Німецький астроном Карл Шварцшильд (1873-1916) висунув теорію, відповідно до якої лінзоподібні галактики можуть утворюватися зі спіральних у процесі «вимітання» газопилової матерії.

Карл Шварцшильд

Мал. 4.43

У більшості галактик можна виділити яскраву центральну частину — ядро (мал. 4.44). Ця область відрізняється великою зоряною густиною — 10⁶-10⁸ пк³. Але, незважаючи на це, зіткнень ядер і зір у цій області не відбувається.

Мал. 4.44

Дослідження останніх років показали, що ядро — не просто велике густе місце галактики: у самому центрі його можна виявити ще одне згущення — ядерце. Так, при спостереженні ядра Туманності Андромеди (його розміри близько 100 пк) вдалося виділити яскраве ядерце з поперечником 1-14 пк. Воно обертається як тверде тіло (з періодом обертання 500 тис. років).

Маса ядерця становить приблизно 13 млн сонячних мас. Густина — близько 1500 сонячних мас на 1 пк³, це в 20 тис. разів більше, ніж біля Сонця. Ядерце поводиться так, начебто це самостійне утворення, «вкладене» у галактику. Радіодослідження нашої Галактики показали, що в її центрі також є ядерце розміром приблизно 6 пк.

У ядрах деяких галактик відбувається величезне виділення енергії, яке не можна пояснити випромінюванням або вибухами звичайних зір. Такі галактики одержали назву галактики з активними ядрами або сейфертівські галактики (на честь американського астронома Карла Сейферта (1911-1960), який уперше описав їх у 1943 р.).

Карл Сейферт

Форми прояву активності ядер сейфертівських галактик, або просто сейфертів, різні. Це може бути величезна потужність випромінювання в інфрачервоній, оптичній або рентгенівській області спектра, причому змінюється за порівняно невеликий час (за кілька років, місяців або навіть днів). У деяких випадках спостерігається швидкий рух газу в ядрі (зі швидкостями, близькими до 1000 км/с).

Іноді газ утворює довгі прямолінійні газові струмені (джети, мал. 4.45).

Мал. 4.45

Найімовірніша гіпотеза, що пояснює активність ядер, припускає наявність чорної діри в центрі галактики.

Близько розташовані одна до іншої галактики іноді бувають пов’язані між собою смугою світної матерії. Часто ці світлі блакитного кольору смуги є продовженням спіральних областей. Смуги складаються з гарячих молодих зір. Нерідко галактики занурені в загальний «зоряний туман», тоді їх називають взаємодіючими.

Багато дослідників вважають, що взаємодіючі галактики зближаються, а спостереження в сучасні великі телескопи показують, що серед них дуже багато таких, що зіштовхуються. Навіть наша Галактика є взаємодіючою.

Унікальний знімок телескопа «Габбл» наблизив до розгадки таємниці зародження Всесвіту. Те, що було зафіксовано на кадрі, виглядало катастрофічно: зіткнення двох величезних галактик NGC 4490 і NGC 4485, що розташовані на відстані 24 млн св. років у сузір’ї Гончих Псів (мал. 4.46). Упродовж багатьох мільйонів років вони наближалися одна до одної, і зрештою це сталося. Щоправда, нині ми побачили світло події, що покинуло галактики 24 млн років тому і тільки зараз потрапило в об’єктив телескопа. Ця всесвітня катастрофа була осяяна рожевим світлом, що свідчить про скупчення йонізованого водню. Так, на думку науковців Європейської космічної агенції, зароджуються зорі.

Мал. 4.46

Галактики зіштовхуються під впливом гравітаційного стиснення, результатом цього може бути гравітаційний колапс — катастрофічно швидке стискання масивних тіл під дією гравітації. Утворення зір вважається природним етапом еволюції Всесвіту.

Червоними кольорами світяться газопилові хмари, що падають на чорні діри в ядрах галактик, блакитним — молоді гарячі зорі, що народжуються завдяки збурюванням газопилових мас.

На початку 60 рр. XX ст. за радіовипромінюваннями було виявлено об’єкти, подібні до активних ядер галактик, — квазари. Слово «квазар» утворено від словосполучення «квазізоряні радіоджерела», тобто подібні до радіовипромінюючих зір.

Спектри квазарів мають яскраві емісійні лінії, сильно зміщені в червоний бік, як у далеких галактик. Відстані, визначені за червоним зміщенням, становлять більше ніж 5 млрд св. років. На фото квазари мають дуже яскравий вигляд порівняно з віддаленими галактиками й у радіодіапазоні випромінюють так само сильно, як близькі радіоджерела.

Природу активності радіовипромінювання квазарів точно не встановлено, однак впевнено можна стверджувати: 1) квазари — найвіддаленіші об’єкти, спостережувані у Всесвіті; 2) значна частина квазарів — ядра далеких галактик у стані дуже високої активності; 3) квазари — найпотужніші з відомих у природі джерел видимого й інфрачервоного випромінювань, тобто це космічні об’єкти з величезною поверхневою яскравістю випромінювання.

Відстані до далеких галактик визначають за їхніми кутовими розмірами або за видимою зоряною величиною, а до дуже далеких галактик — винятково за червоним зміщенням в їхньому спектрі.

Червоне зміщення (z) зазвичай вимірюється відносною зміною довжини хвилі спектральних ліній:

Ще в 1912-1914 рр. американський астроном Весто Слайфер (1875-1969) виявив, що лінії в спектрах далеких галактик зміщені відносно їхнього нормального положення у бік червоної області спектра. Це означало, що галактики віддаляються від нас зі швидкостями сотні кілометрів за секунду. Пізніше Габбл визначив відстані до деяких галактик та їхні швидкості. Зі спостережень випливало, що далі від нас перебуває галактика, то з більшою швидкістю вона віддаляється. Закон, за яким швидкість віддалення галактики пропорційна відстані до неї, одержав назву закону Габбла: відносне збільшення довжин хвиль ліній у спектрах галактик пропорційне відстані r до них, тобто r ∼ (λ - λ₀) : λ₀.

Припускаючи, що явище червоного зміщення обумовлене рухом галактик зі швидкістю v_r за променем зору в напрямку від спостерігача, можемо визначити променеву швидкість галактики за виміряним відносним зміщенням довжини хвилі спектральних ліній: v_r = c(λ - λ₀) : λ₀.

З урахуванням закону Габбла останнє рівняння можна записати у вигляді:

де Н — коефіцієнт пропорційності — стала Габбла, яка показує, на скільки кілометрів за секунду збільшується швидкість галактик зі збільшенням відстані до них на 1 Мпк. Значення H постійно уточнюється, за різними оцінками воно міститься у межах від 50 до 80 км/(с · Мпк). Під час розрахунків найчастіше приймають H = 75 км/(с · Мпк). Закон Габбла виконується тільки для далеких галактик, відстань до яких перевищує 5-10 Мпк.

Вивчаючи велику кількість квазарів за допомогою космічного телескопа «Габбл», у 1995 р. вчені дійшли висновку, що недалекі квазари (із червоним зміщенням z = 0,5) пов’язані з взаємодіючими еліптичними галактиками. Багато квазарів розташовується в центрах подібних зоряних систем. Це підтверджує припущення, що квазари є масивними чорними дірами в центрах галактик, на які відбувається падіння речовини.

ЗАПИТАННЯ ДО ВИВЧЕНОГО

• 1. Схарактеризуйте типи галактик за класифікацією Габбла.
• 2. Чим еліптичні й неправильні галактики відрізняються від спіральних?
• 3. До якого типу належить наша Галактика?
• 4. Як, ґрунтуючись на спостереженнях, можна відрізнити зорі від квазарів?
• 5. Якими особливостями володіють квазари?

РОЗВ’ЯЗУЄМО РАЗОМ

1. Сонце обертається навколо своєї осі в тому самому напрямку, як і Земля, тобто із заходу на схід. Яким ми бачимо це обертання, спостерігаючи із Землі?

Відповідь. З погляду земних спостерігачів і земних орієнтирів Сонце обертається навколо своєї осі зі сходу на захід проти годинникової стрілки, як і Земля.

2. Які явища характерні для Землі й Сонця в період високої сонячної активності?

Відповідь. Для Сонця: велика кількість сонячних плям (у фотосфері), спалахів (у хромосфері) і протуберанців (у короні), посилений сонячний вітер. Для Землі: підвищена кількість й інтенсивність полярних сяйв і збурень геомагнітного поля («магнітних бур»).

3. Головна послідовність на діаграмі «спектр-світність» це смуга, уздовж якої еволюціонують зорі, чи геометричне місце точок, де зорі перебувають більшу частину часу?

Відповідь. На головній послідовності розташовані зорі, у яких у центрі відбуваються термоядерні реакції. Цей стан зорі виявляється досить довгим, тому головна послідовність — це геометричне місце точок у площині «світність-температура», де зорі перебувають більшу частину свого життя.

4. Білий карлик має масу 0,6Μ_⊙, світність 0,001L_⊙ і температуру 2Τ_⊙. У скільки разів його середня густина більша від сонячної?

Розв’язання

Як відомо, світність пропорційна R²T⁴. Густина, таким чином, пропорційна M / R³ або MT⁶ / L^3/2. Густина такого білого карлика в 1,2 · 10⁶ раза перевершує сонячну.

5. Чому в речовині найстаріших зір Галактики дуже мало важких елементів, а в речовині наймолодших, навпаки, їхній уміст підвищений?

Відповідь. Старі зорі утворилися з важких елементів протогалактичної газової хмари. Масивні зорі, швидко еволюціонуючи, вибухали і збагачували газ протогалактики важкими елементами, що утворилися в них. Пізні покоління зір утворилися з речовин з більшим вмістом металів.

6. Характерний час регулярних змін блиску квазара ЗС273 близько 10 років. Оцініть власні розміри цього квазара.

Відповідь. Розмір джерела випромінювання не має в цьому випадку перевищувати 10 св. років, тобто відстань, що проходить світло від далекого краю до ближнього краю об’єкта за 10 років. Оцінка розмірів не залежить від механізму зміни блиску.