VIII. Теоретична частина

Наприкінці ХІХ ст. крім газових, пилових і планетарних туманностей були відомі туманності еліптичної і спіральної форми, зрозуміти природу яких на тогочасному рівні знань і технологій було важко. Питання про те, чи є такі туманності позагалактичними об’єктами розглядалося лише в контексті того, що всі вони належать до системи Молочного шляху. Зауважимо, що перша позагалактична туманність була відкрита і описана ще в 1612 р. в Німеччині Сімоном Маріусом. Це була спіральна галактика в сузір’ї Андромеди – туманність Андромеди.

В 1781 р. французький астроном Шарль Месс’є склав перший в історії астрономії каталог туманностей і зоряних скупчень, до складу якого увійшли 103 об’єкти, з яких 68 вперше відкрив сам Ш.Месс’є. Позначення цього католога часто використовується і в наш час, наприклад, відома туманність Андромеди входить до нього під порядковим номером 31 і позначається М 31 (Месс’є–31).

В 1786 р. В.Гершель видав «Каталог першої тисячі нових туманностей і скупчень зір». Виходячи зі своїх досліджень В.Гершель спочатку зробив висновок, що всі туманності складаються із зір. В 1791 р. він змінив свою точку зору і припустив, що поряд з туманностями, які мають зоряний склад існують такі, що складаються з дифузної речовини, з якої потім виникають зорі. Важливість такого висновку для розвитку позагалактичної астрономії важко переоцінити. Ця ідея загальноприйнята і в наш час, хоча потребує ще більш фундаментального підтвердження. В 1864 р. Дж.Гершель переглянув каталог свого батька і видав новий «Генеральний каталог» (GC) складом 5079 об’єктів.

В 1888 р. англійський астроном Йохан Дрейер звіряючи і доповнюючи існуючі дані видав «Новий генеральний каталог» (NGC), в якому було 7840 об’єктів. Розвиток спостережень примусив Й.Дрейера видати ще два доповнення до NGC і на 1908 р. каталог вже вміщував 13220 об’єктів і залишається базовим до нашого часу.

Новою епохою в розвитку позагалактичної астрономії стало використання фотографічних методів досліджень. Питання про те, чи є туманності позагалактичними об’єктами було остаточно вирішено лише на початку ХХ століття. В 1917 р. за допомогою потужних телескопів американські астрономи Джордж Річі в обсерваторії Маунт Вілсон і Гебер Кертіс у Лікський обсерваторії знайшли нові зорі в об’єктах М 31, NGC 4227 і NGC 4321. Було оцінено відстані до них через порівняння їх видимого максимального блиску з блиском нових зір, які належать до нашої Галактики. Такі оцінки показали, що об’єкти знаходяться далеко за межами нашої Галактики. В 1924—1926 рр. американський астроном Едвін Габбл за допомогою 2,5 м телескопа розклав на зорі зовнішні області декількох спіральних галактик, а в 1944 р. німецький астроном Вільгельм Бааде розклав на зорі ядра цих же спіральних галактик і декількох еліптичних. По тому було встановлено, що всі ці об’єкти лежать за межами нашої Галактики і є зоряними системами, подібними до нашої.

У 1926 р. Е.Габбл запропонував класифікацію всього різномаїття спостережуваних галактик у вигляді компактної схеми, яку часто називають «Камертон Габбла» (рис. 1)

Рис. 1. Класифікаційна схема галактик – «Камертон Габбла».

Галактики Е називають еліптичними з різними ступенями стиснення с = 10 (a - b)/a, де a і b – їх видимі діаметри. Найбільше стиснення мають галактики Е7. Еліптичні галактики не показують внутрішньої структури, їх яскравість плавно спадає до периферії. В них немає зір високої світності (надгігантів). Розширення спектральних ліній в спектрах еліптичних галактик вказує на хаотичний рух речовини в них з високими швидкостями ~ 200 км/с; цей факт і пояснює близьку до сферіодальної форму цих галактик. Галактики Е складають ~ 25 % від загалу всіх галактик.

Галактики S0 називають лінзоподібними і вони є перехідним типом (їх ~ 20 %), який спочатку було передбачено, а потім знайдено. В галактиках S0, на відміну від еліптичних, яскравість від центра до краю спадає ступінчасто. В них розрізняють ядро, «лінзу» і «ореол», а іноді спостерігають зовнішнє світле кільце.

Галактики S називають спіральними (їх ~ 50 %) і поділяють на дві великі групи: 1) спіральні з різним ступенем закрученості рукавів (a, b,c) – верхня вітка «камертона» і 2) спіральні з «баром» – перемичкою, яку в символах позначають В – нижня вітка «камертона». Спіральні галактики мають два і більше спіральних рукави в плоскому диску, в центральній частині якого розташоване своєрідне здуття – «балдж» з ядром в центрі. Вітки спіралей виділяються на менш яскравому фоні диска тому, що в спіральних рукавах розташовуються об’єкти високої світності: молоді зорі, зоряні скупчення і газові туманності. В диску виділяють плоску складову, яка за товщиною менша за диск у кілька разів.

В спіральних галактиках Sa, Sb, Sc з різними ступенями закрученості рукавів рукави виходять безпосередньо з ядра і вони туго закручені у галактик з індексом а, індекс с вказує на широко розкручені рукави. В спіральних галактиках SВa, SВb, SВc рукави виходять з «бару» —перемички. Такі галактики ще називають перетяті галактики. Одна з найяскравіших спіральних галактик, яку видно з «ребра» – це «туманність Сомбреро» в сузір’ї Діви. Очевидно, що спіральні галактики, так само як і наша Галактика, оточені однорідною зоряною короною, в якій розміщено значну масу галактик.

Галактики Ir називають неправильними (їх 5 %) і для них характерна відсутність будь-якої симетрії. По суті ці зоряні системи – граничний випадок спіральних галактик, коли вони надзвичайно плоскі, з повною відсутністю ядра, хоча є натяк на спіральну структуру, що говорить про наявність осьового обертання. В таких галактиках, як правило, високий вміст міжзоряного газу і молодих зір. Прикладом неправильних галактик є Велика і Мала Магелланові хмари (ВМХ і ММХ) – найближчі до нас галактики, які видно неозброєним оком в південній півкулі неба поблизу Чумацького шляху.

До спостережуваних властивостей галактик відносять: зоряні величини, розміри, відстані, світності, спектральний клас. Неозброєним оком, як ми вказували, можна спостерігати лише три галактики: туманність Андромеди, Велику і Малу Магелланові хмари. Число галактик, що мають зоряну величину до 7,9 ^m – шість. Найяскравіші галактики розподілені порівну між південною і північною галактичними півкулями. Але в полосі галактичного екватора (-20°< b < +20°) вони майже відсутні. Це викликано дуже сильним поглинанням світла, бо саме в галактичній площині висока концентрація галактичної речовини, яка поглинає випромінювання.

Фотографії галактик, виявляючи їх вигляд, форму і структуру є найважливішим інформаційним джерелом, хоча і обтяженим похибками фотографічних технологій і ефектом міжзоряного поглинання. Відповідно виправлені, вони дають можливість визначати кутові розміри, зоряні величини для цефеїд і найяскравіших зір в них. Потім за цими даними ведеться оцінка відстаней до галактик, їх лінійних розмірів, абсолютних зоряних величин і світностей.

Визначення відстаней до галактик проводять більш ніж десятьма методами. Найбільш популярними і точними є наступні.

1. Метод цефеїд засновано на співвідношенні між періодом зміни блиску і світністю пульсуючих змінних зір – цефеїд. Вказане співвідношення представляють у вигляді графічної залежності між періодом Р пульсацій блиску цефеїди і її абсолютною зоряною величиною М_V (рис. 2).

В далеких галактиках вдається знайти лише довгоперіодичні цефеїди з періодом понад 40 діб, які мають М_V ³ -6^m, а короткоперіодичні цефеїди, через їх слабкий блиск, не можна визначити на загальному фоні галактик. Період Р для цефеїди в далекій галактиці знаходять зі спостережень, потім з графічної залежності «період—світність» знаходять М_V, потім, маючи знову такі ж зі спостережень видиму зоряну величину m, знаходять відстань до цієї галактики:

lg r = 0,2 (m - M) +1. (1)

Рис. 2. Залежність «період–світність» для цефеїд зоряних скупчень в Галактиці.

У виразі (1) необхідно обов’язково робити поправку на величину міжзоряного поглинання зміст якої розглянемо нижче.

При деякому значенні абсолютної зоряної величини М для однієї і тієї ж зорі маємо рівності:

, (2)

(3)

m_C + 5 – 5 lg r_C = m₀ + 5 – 5 lg r_0, (4)

де m_C – спостережувана видима зоряна величина, яка спотворена міжзоряним поглинанням світла;

m₀ – справжня зоряна величина, не спотворена поглинанням;

r_C – спостережувана, спотворена поглинанням відстань;

r₀ – справжня відстань до галактики, не спотворена поглинанням.

m_C - m₀ = 5(lg r_C - lg r₀). (5)

Різниця зоряних величин m_C - m₀ називається функцією поглинання A(r):

m_C - m₀= A(r), (6)

тоді з (5) маємо:

lg r₀= lg r_С – 0,2 A(r). (7)

У цьому виразі значення lg r_С знаходимо з виразу (2):

lg r_С = 0,2 (m_C – M) + 1,

тоді, підставивши (8) в (7) маємо:

lg r₀= 0,2 (m_C – M) - 0,2 A(r) +1 . (9)

Оскільки функція поглинання залежить не тільки від відстані, а і від довжини хвилі (промені синьої частини спектра поглинаються сильніше червоних променів), тому функція поглинання має залежати від того, які зоряні величини застосовуються – фотографічні, візуальні чи інші. Поглинання світла супроводжується явищем почервоніння кольору об’єктів, бо міжзоряний пил та газ поглинають більш інтенсивно короткохвильове (синє) випромінювання.

Отже, при визначенні величини міжзоряного поглинання переходять до понять колор-індексу (показника кольору) CI i колор-ексцесу СЕ.

СІ = m _l1 - m_l2, (10)

де l₁ і l₂ – зоряні величини, однієї і тієї ж зорі, взяті в різних діапазонах довжин хвиль.

СЕ = СІ – СІ₀, (11)

де СІ – спостережуваний показник кольору для цієї зорі, СІ₀ – справжній показник кольору без впливу міжзоряного поглинання. Чим далі знаходиться об’єкт, тим більше значення функції поглинання і тим більше значення колор-ексцесу, який за своїм фізичним змістом характеризує селективне (вибіркове)поглинання світла в міжзоряному середовищі у даному напрямі. Величина функції поглинання характеризує повне поглинання, тобто загальне послаблення світла в даному спектральному інтервалі. Дослідженнями було встановлено, що в даному спектральному інтервалі відношення повного поглинання до селективного є величина стала. Наприклад, для фотовізуального діапазона:

. (12)

Таким чином, з (12) можна визначити

A_V = R_V×CE_B-V. (13)

Отже, для визначення справжньої відстані до галактики у вираз (9) підставляємо значення функції поглинання (13):

, (14)

де (m_C – M) – модуль відстані, значення відстані r₀ одержуються в пк.

2. Метод нових зір. Дослідження нових зір в близьких галактиках показали, що вони мають в максимумі блиску середнє значення абсолютної зоряної величини М = -8,5^m. Вивчаючи криву блиску нової зорі в деякій галактиці встановлюють значення видимої зоряної величини m, а потім на основі виразу (1) оцінюють відстань до цієї галактики. Цей метод дозволяє визначити відстані до 12 мпк.

3. Метод наднових зір. Відомо, що в максимумі блиску абсолютна зоряна величина наднової зорі І типу – 17^m, а ІІ типу – 21^m. Отже, зі спостережень встановлюють видиму зоряну величину m і тип наднової зорі і за модулем відстані (1) визначають відстані r £ 1000 мпк.

4 . Метод яскравих зон НІІ. Спостереження близьких галактик показали, що яскраві хмари НІІ, які добре в них спостерігати, мають приблизно однакові лінійні розміри d » 200 пк. Тому, вимірявши кутові розміри r цих зон в далеких галактиках визначають відстані до них (рис. 3):

Рис. 3. Визначення відстаней r до галактик за відомими розмірами d яскравих хмар НІІ і спостережуваними кутовими розмірами r.

5. Найбільш ефективним методом визначення відстаней до далеких галактик є метод червоного зміщення, який ми розглянемо після обговорення спектральних досліджень галактик.

Визначення лінійних розмірів d галактик проводять через кутові розміри r, визначені зі спостережень, і відому відстань r до них. Скориставшись рис. 3, отримуємо:

d = r×tg r. (15)

Якщо величина r виміряна в хвилинах дуги ,то можна записати:

. (16)

Якщо кутові розміри виміряні в секундах дуги, тоді:

, (17)

де 3438 – кількість хвилин дуги в радіані ( ), а 206265 – кількість секунд дуги в радіані ( ).

Виявилося, що галактики мають розміри в межах від 0,3 до 70 кпк, за якими вони поділяються на групи:

карликові	– <10 кпк
середні	– 10 – 20 кпк
гігантські	– 20 – 40 кпк
надгігантські	– > –40 кпк

Абсолютні зоряні величини галактик визначаються так само як і для зір:

, (18)

де m₀ – виправлена за поглинання (6) і (13)видима зоряна величина, наприклад, у фотовізуальному діапазоні, r₀ – виправлена за поглинання відстань, визначена за виразом (15). Тоді повний вираз для обчислення абсолютної фотовізуальної зоряної величини галактики буде таким:

М_V0 = (m_V – R_V×CE_B-V) +5 – 5[0,2 (m_V – М_V) – 0,2R_V×CE_B-V +1]. (19)

Абсолютні зоряні величини галактик змінюються від 6^m (для карликових) до –24^m (для надгігантських). Для нашої Галактики М = –18,8^m.

Світності галактик визначаються так само, як і для зір:

, (20)

де L_⊙ = 1 – світність Сонця, М_⊙ = 4,84^m абсолютна зоряна величина Сонця у фотовізуальному діапазоні, а М – абсолютна зоряна величина галактики, визначена за виразом (19). Світності галактик змінюються від 10⁵ L_⊙ (для карликових) до 10⁵³ L_⊙ (для надгігантських).

Спектри галактик є сумованими спектрами об’єктів, які входять до їх складу. Звичайно це спектри з лініями поглинання, але якщо доля об’єктів, які мають емісійні спектри значна, то і в інтегральному спектрі такої галактики спостерігають емісійні лінії. За допомогою порівняння інтенсивностей різних ліній в спектрах галактик можна визначити їх інтегральний спектральний клас, як у звичайній спектральній класифікації зір, який є близьким до «середнього» спектрального класу всіх об’єктів, що входять до складу галактики. В таблиці 1 дається інтегральний спектральний клас різних типів галактик і відповідний їм колор-індекс (показник колору).

Чим більше значення колор-індексу СІ = m_B-m_V, тим, очевидно об’єкт «червоніший», тобто належить більш пізнім спектральним класам. Звідси випливає, що зоряне населення еліптичних галактик (табл. 1) є більш пізнім за спектральним класом, тобто переважають жовто-червоні зорі.

Таблиця 1.

Тип галактики Характе- ристики	E	SO	Sa	Sb	Sc
Sp	G 3,7	G 2,2	G 1,4	F 9,6	F 6,1
mB – mV	0,55	0,52	0,50	0,45	0,37

Обертання галактик визначається шляхом порівняння зміщення спектральних ліній в різних частинах галактики або за розширенням ліній в спектрі. Такі дослідження були проведені ще в 1918 р. американськими астрономами В.Слайфером і Г.Кертісом. Зокрема, в спіральній галактиці, яку спостерігають з «ребра» внаслідок обертання одна частина диска наближається до спостерігача, а друга – віддаляється. Внаслідок цього спектральні лінії помітно нахиляються відносно осі спектра, вказуючи на лінійну залежність швидкості обертання від відстані до центра (V~R), тобто на твердотільне обертання центральних частин. Характер обертання периферійних частин диску виявляють за спостереженнями НІІ областей, оскільки вони випромінюють емісійні лінії, які можна впевнено розрізнити в спектрах цих периферійних частин галактики. Виявилося, що починаючи з деякої відстані від центра галактики, лінійна і кутова швидкості обертання зір зменшується і обертання відбувається у відповідності з третім законом Кеплера. Криві обертання галактик (рис. 4) подібні до кривої обертання нашої Галактики (див. лаб. роб. № 4) і мають періоди обертання від 50 до 5000 млн. років. Найбільшу швидкість обертання мають галактики типу S0 i Sa, а найменшу – Sc i Ir.

Наша Галактика на відстані Сонця (8,5 кпк від центра) має швидкість обертання ~ 200 км/с, а в центрі ~ 250 км/с. Період обертання Сонця навколо центра Галактики – галактичний рік ~ 250 млн. років.

Рис. 4. Крива обертання галактики NGC598 (Sc). Період обертання центральної галактики ~120 млн. років, периферійні області обертаються з періодом ~ 400 млн. років.

Визначення мас галактик проводять трьома методами.

1.Використовують дані кривої обертання галактики. Справді, на частинку з масою m, яка рухається зі швидкістю V на відстані R від центра галактики, діє відцентрова сила F_ц:

, (21)

яка врівноважується силою притягання F_п:

, (22)

згідно з законом Всесвітнього тяжіння при умові, що вся маса М галактики сконцентрована в її центрі. Отже, прирівнюючи (21) і (22) маємо:

. (23)

Насправді ж маса М не є сконцентрованою в центрі, а розподіляється відповідно до моделі галактики і тому таким методом лише оцінюють масу.

2. Для подвійних галактик використовують третій закон Кеплера так, як це роблять для визначення мас подвійних зір (див. лаб. роб. 1). Такій метод є більш точним, але можливий тільки для подвійних галактик.

3 . Використовують залежність маса-світність (рис. 5). Для близьких галактик з відомими відстанями, що є членами подвійних галактичних систем, масу визначають за законом Кеплера і для них будують графічну залежність маса M – світність L. З цієї графічної залежності за визначеною зі спостережень світністю деякої галактики визначають її масу.

Рис. 5. Залежність маса–світність.

Маси спіральних галактик лежать в межах від 10⁸ до 10¹² M_⊙; маси карликових галактик < 10⁶ M_⊙

Червоне зміщення в спектрах галактик досліджував ще в 1913 р. Весто Слайфер, який, зокрема, визначив променеву швидкість туманності Андромеди (М 31) V_r = 300 м/с. Протягом декількох років було одержано ~ 40 спектрів, з яких у 36 випадках лінії в спектрах були зміщені в червону частину спектра. Логічно було припустити, що це зміщення можна пояснити ефектом Доплера при русі галактики від спостерігача:

, (24)

де V_r – променева швидкість; Dl/l = z – величина червоного зміщення.

Після того, як були знайдені відстані до галактик, у 1929 р. Е.Хббл встановив, що променеві швидкості галактик прямо пропорційні відстаням до них:

V_r = Нr, (25)

Коефіцієнт пропорційності Н називається константою Габбла. Е.Габбл спочатку оцінив її як Н = 500 км/с×мпк. Вираз (25) називається законом Габбла. На сучасному етапі досліджень найбільш вірогідне значення Н = 75 км/с×мпк. Константа Габбла грає важливу роль в розумінні розширення Всесвіту, бо величина 1/Н визначає час існування Всесвіту, точніше час, що пройшов від початку його розширення. Поділимо обидві частини рівності (25) на величину променевої швидкості V_r:

,

де t – час, що пройшов від того моменту, коли Всесвіт мав нульові розміри. Отже маємо:

, (26)

тому важливо знати точне значення сталої Н, проблеми оцінки якої полягають у тому, що: 1) для галактик з великими V_r немає надійних методів визначення відстаней, бо вони дуже далекі, 2) для близьких галактик закон Габбла не завжди виконується, бо є серед них такі, що наближаються.Закон Габбла дає можливість визначати відстані r до галактик за величиною променевої швидкості V_r. Визначення V_r при z << 1 можна проводити за виразом (24). При значеннях z ³ 1 слід скористатися виразом з теорії відносності:

. (27)

Х. Література

1. Дагаев М.М., Демин В.Г., Климимишин И.А., Чаругин В.М. Астрономия. – М.: Просвещение, 1983, с.343.

2. Климішин І.А. Астрономія. – Львів: Світ. 1994.

3. Бакулин П.И., Кононович Э.В., Мороз В.И. – Курс общей астрономии. М.: Наука. 1983. с. 484.

4. Физика космоса. Маленькая энциклопедия. Ред. Сюняев Р.А., – М.: Советская энциклопедия. 1986, с.76.

5. Ефремов Ю.Н. Очаги звездообразования в галактиках. – М.: Наука.1989, с.112