Галактика - Г - Статьи - Інформаційно-розважальний портал Borshec
Галактикою називається велика система зі зірок, міжзоряного газу, пилу, темної матерії і, можливо, темної енергії, пов'язана силами гравітаційної взаємодії. Зазвичай галактики містять від 10 мільйонів (107) до кількох трильйонів (1012) зірок, що обертаються навколо загального центру важкості. Крім окремих зірок і розрідженого міжзоряного середовища, більшість галактик містить безліч кратних зоряних систем, зоряних скупчень і різних туманностей. Як правило, діаметр галактик становить від кількох тисяч до кількох сотень тисяч світлових років, а відстані між ними обчислюються мільйонами світлових років.
Хоча близько 90 % маси галактик посідає частку темної матерії та енергії, природа цих невидимих компонентів поки що не вивчена. Існують свідчення того, що в центрі багатьох (якщо не всіх) галактик знаходяться надмасивні чорні дірки.
Міжгалактичний простір є практично чистим вакуумом із середньою густиною менше одного атома речовини на кубічний метр. Можливо, що в частині Всесвіту, що спостерігається, знаходиться близько 1011 галактик.
Види галактик
Існує три основні види галактик: еліптичні, спіральні та неправильні. У багатьох випадках дуже зручним виявляється їх дещо докладніше Хабловский поділ на підвиди. Хабловский поділ (або камертон Хаббла), що охоплює всі галактики, ґрунтується на їхній візуально сприйнятій будові. Внаслідок цього воно може не враховувати дуже важливих характеристик галактик — таких, наприклад, як темп зореутворення.
Наша галактика Чумацький Шлях, звана просто Галактикою (з великої літери), є великою дископодібною спіральною галактикою з перемичкою діаметром близько 30 кілопарсек (або 100 000 світлових років) ітовщиною 3000 світлових років. Вона містить близько 3×1011 зірок, та її загальна маса становить близько 6×1011 мас Сонця.
Рукави спіральних галактик своїм виглядом схожі на логарифмічну спіраль — форму хвиль щільності галактичного газу, позначену областями зіркоутворення: саме яскраві молоді зірки ранніх спектральних класів дають видиму картину спіральних рукавів.
Як і зірки, спіральні рукави обертаються навколо центру мас, але з постійною (не залежить від відстані до центру галактики) кутової швидкістю, що означає, що іноді зірки проходять крізь спіральні рукави. Вважається, що спіральні рукави є областями підвищеної густини, або хвилями густини. Коли зірки проходять крізь рукав галактики, вони сповільнюються, дещо збільшуючи середню густину рукава. Подібні «хвилі», що складаються з машин, що повільно їдуть, можна побачити на переповнених дорогах. В результаті неоднорідності гравітаційного потенціалу (≈ 10—20 %) «наздоганяючий» міжзоряний газ розганяється до надзвукових швидкостей і гальмується про «набігаючий», утворюючи ударну хвилю зі значно підвищеною, порівняно із середньою, щільністю. Рукави помітні тому, що підвищена щільність сприяє формуванню зірок, через що спіральні рукави населені молодими блакитними зірками.
Деякі спіральні та неправильні галактики відрізняються яскравими зіркоподібними ядрами та сильними широкими лініями випромінювання у їх спектрах. Першим звернув увагу таку особливість і виділив галактики з цими ознаками в окремий клас 1943 р. Карл Сейферт, на ім'я вони отримали назву сейфертовських галактик. Згодом виявилося, що такі галактики випромінюють в ультрафіолетовому та рентгенівському діапазоні; в даний час (2006) активністьсейфертовських галактик пояснюється присутністю в їх ядрах надмасивних чорних дірок, на які відбувається акреція галактичного газу.
У 2003 році Майклом Дрінкуотером (Michael Drinkwater) з університету Квінсленду (University of Queensland) було відкрито новий вид галактик, що класифікується як ультракомпактні карликові галактики.
Крупномасштабні структури
Лише деякі галактики існують окремо від інших, самі по собі (вони також відомі як галактики поля). Структури приблизно з 50 галактик називаються групами галактик, а більші, що містять багато тисяч галактик в просторі діаметром в кілька мегапарсек, називаються скупченнями галактик. Скупчення галактик найчастіше перебувають під впливом однієї гігантської еліптичної галактики, яка за рахунок приливних сил з часом руйнує галактики-супутники та збільшує свою масу, поглинаючи їх. Надскупчення називають гігантські збори, що містять десятки тисяч галактик, що входять в скупчення, групи або розташовані окремо. У масштабах сверхскоплений галактики шикуються в смуги і нитки, що оточують великі розріджені порожнечі. У великих масштабах Всесвіт постає ізотропним і однорідним. Наша Галактика є однією з галактик Місцевої групи, пануючи над нею разом із Туманністю Андромеди. У місцевій групі діаметром близько одного мегапарсека, знаходяться близько 30 галактик. Сама Місцева група є частиною Надскупчення Діви, головну роль у якому грає Скупчення Діви (до якої наша Галактика не входить).
Історія
В 1610 Галілео Галілей виявив, що Чумацький Шлях, який він вирішив дослідити своїм телескопом, складається з величезної кількості слабких зірок. У своєму трактаті 1755 року, заснованому на роботах Томаса Райта(Thomas Wright), Іммануїл Кант припустив, що Галактика може бути тілом, що обертається, яке складається з величезної кількості зірок, утримуваних гравітаційними силами, подібними до тих, що діють в Сонячній системі, але у великих масштабах. З нашого місця всередині Галактики диск, що вийшов, буде видно на нічному небі як світла смуга. Кант висловив і припущення, деякі з туманностей, видимих на нічному небі, може бути окремими галактиками.
До кінця XVIII століття Шарль Мессье склав каталог, що містить 109 яскравих туманностей, за яким з'явився каталог із 5000 туманностей Вільяма Гершеля. Після побудови свого телескопа в 1845 році лорд Росс зміг побачити різницю між еліптичними і спіральними туманностями. У деяких із цих туманностей він зміг виділити й окремі джерела світла, що надавало гіпотезі Канта більшої правдоподібності. Однак питання про те, чи ці туманності є окремими галактиками, залишалося спірним до початку 1920-х років, коли завдяки новому телескопу Едвін Хаббл дав на нього відповідь. Він зумів розглянути зовнішні частини деяких спіральних туманностей як скупчення окремих зірок і визначити серед них перемінні цефеїди. Це дозволило йому оцінити відстань до цих туманностей: вони були надто далеко, щоб бути частиною Чумацького Шляху. У 1936 році Хаббл побудував класифікацію галактик, яка використовується до цього дня і називається послідовністю Хаббла.
Першу спробу визначити форму Чумацького Шляху і становище Сонця у ньому було зроблено Вільямом Гершелем в 1785 року з допомогою ретельного підрахунку зірок у різних ділянках неба. Використовуючи вдосконалений варіант методу, Каптейн (Kapteyn) у 1920 році зробив висновок про маленьку (діаметром у 15 кілопарсек) сплюснуту галактику зСонце поблизу центру. Інший метод, використаний Харлоу Шеплі (Harlow Shapley) і заснований на підрахунку кульових скупчень, дав зовсім іншу картину — плоский диск діаметром близько 70 кілопарсек із Сонцем, що знаходиться далеко від центру. Обидва дослідження були точні через те, що не враховували поглинання світла міжзоряним газом у площині галактики. Сучасна картина нашої Галактики з'явилася в 1930 році, коли Роберт Джуліус Трумплер (Robert Julius Trumpler) виміряв цей ефект, вивчаючи розподіл розсіяних зоряних скупчень, що концентруються у площині Галактики.
В 1944 Хендрік Ван де Хулст (Hendrik van de Hulst) передбачив існування радіовипромінювання з довжиною хвилі в 21 см, випромінюваного міжзоряним атомарним воднем, яке було виявлено в 1951 році. Це випромінювання, що не поглинається пилом, дозволило додатково вивчити Галактику завдяки доплерівському зміщенню. Ці спостереження призвели до створення моделі з перемичкою у центрі Галактики. Згодом прогрес радіотелескопів дозволив відстежувати водень та інших галактиках. У 1970-х роках стало зрозуміло, що загальна видима маса галактик (що складається з маси зірок та міжзоряного газу) не пояснює швидкості обертання газу. Це спричинило висновку існування темної матерії.
Нові спостереження, проведені на початку 1990-х років на Космічному телескопі імені Хаббла, показали, що темна матерія в нашій Галактиці не може складатися лише з дуже слабких і малих зірок. На ньому також були отримані зображення далекого космосу, що отримали назви Hubble Deep Field і Hubble Ultra Deep Field, що показали очевидність того, що в нашому Всесвіті існують сотні мільярдів галактик.
У 2004 році найдальшою галактикою з тих, що коли-небудь спостерігалися людством, стала галактикаAbell 1835 IR1916.
Етимологія
Слово «галактика» (від грец. γαλαξίας — чумацький) походить від грецької назви нашої Галактики (kyklos galaktikos означає «молочне кільце» — як опис явища, що спостерігається на нічному небі). Коли астрономи припустили, що різні небесні об'єкти, які вважалися спіральними туманностями, можуть бути величезними скупченнями зірок, ці об'єкти почали називати «острівними всесвітами». Але очевидно, що таке використання терміна недоречне, оскільки поняття «Всесвіт» включає все існуюче. Тому термін вийшов із вживання, і був замінений терміном «галактика», який тепер застосовується до всіх подібних об'єктів.