ГАЛАКТИКИ - "внегалактические туманности" или "островные Вселенные", гигантские звездные системы, содержащие также межзвездный газ и пыль. Солнечная система входит в нашу Галактику - Млечный Путь. Все космическое пространство до пределов, куда могут проникнуть мощнейшие телескопы, заполнено галактиками. Астрономы насчитывают их не менее миллиарда. Ближайшая галактика находится от нас на расстоянии ок. 1 млн. св. лет (1019 км), а до самых удаленных галактик, зарегистрированных телескопами, - миллиарды световых лет. Исследование галактик - одна из самых грандиозных задач астрономии.
См. также МЛЕЧНЫЙ ПУТЬ; ТУМАННОСТИ.
Историческая справка. Ярчайшие и ближайшие к нам внешние галактики - Магеллановы Облака - видны невооруженным глазом на южном полушарии неба и были известны арабам еще в 11 в., равно как и ярчайшая галактика северного полушария - Большая туманность в Андромеде. С переоткрытия этой туманности в 1612 при помощи телескопа немецким астрономом С. Мариусом (1570-1624) началось научное изучение галактик, туманностей и звездных скоплений. Немало туманностей было обнаружено различными астрономами в 17 и 18 вв.; тогда их считали облаками светящегося газа. Представление о звездных системах за пределом Галактики впервые обсуждали философы и астрономы 18 в.: Э.Сведенборг (1688-1772) в Швеции, Т.Райт (1711-1786) в Англии, И.Кант (1724-1804) в Пруссии, И.Ламберт (1728-1777) в Эльзасе и В.Гершель (1738-1822) в Англии. Однако лишь в первой четверти 20 в. существование "островных Вселенных" было однозначно доказано в основном благодаря работам американских астрономов Г.Кертиса (1872-1942) и Э.Хаббла (1889-1953). Они доказали, что расстояния до наиболее ярких, а значит, ближайших "белых туманностей" значительно превосходят размер нашей Галактики. За период с 1924 по 1936 Хаббл продвинул границу исследования галактик от ближайших систем до предела возможностей 2,5-метрового телескопа обсерватории Маунт-Вилсон, т.е.
до нескольких сотен миллионов световых лет. В 1929 Хаббл открыл зависимость между расстоянием до галактики и скоростью ее движения. Эта зависимость, закон Хаббла, стала наблюдательной основой современной космологии. После окончания Второй мировой войны началось активное изучение галактик с помощью новых крупных телескопов с электронными усилителями света, автоматических измерительных машин и компьютеров. Обнаружение радиоизлучения нашей и других галактик дало новую возможность для изучения Вселенной и привело к открытию радиогалактик, квазаров и других проявлений активности в ядрах галактик. Внеатмосферные наблюдения с борта геофизических ракет и спутников позволили обнаружить рентгеновское излучение из ядер активных галактик и скоплений галактик.
См. также
Каталоги галактик. Первый каталог "туманностей" был опубликован в 1782 французским астрономом Ш. Мессье (1730-1817). В этот список попали как звездные скопления и газовые туманности нашей Галактики, так и внегалактические объекты. Номера объектов по каталогу Мессье используются до сих пор; например, Мессье 31 (М 31) - это знаменитая Туманность Андромеды, ближайшая крупная галактика, наблюдаемая в созвездии Андромеды. Систематический обзор неба, начатый В.Гершелем в 1783, привел его к открытию нескольких тысяч туманностей на северном небе. Эта работа была продолжена его сыном Дж.Гершелем (1792-1871), который провел наблюдения в Южном полушарии на мысе Доброй Надежды (1834-1838) и опубликовал в 1864 Общий каталог 5 тыс. туманностей и звездных скоплений. Во второй половине 19 в. к этим объектам добавились вновь открытые, и Й.Дрейер (1852-1926) в 1888 опубликовал Новый общий каталог (New General Catalogue - NGC), включающий 7814 объектов. С публикацией в 1895 и 1908 двух дополнительных Индекс-каталогов (IC) число обнаруженных туманностей и звездных скоплений превысило 13 тыс. Обозначение по каталогам NGC и IC с тех пор стало общепринятым. Так, Туманность Андромеды обозначают либо М 31, либо NGC 224. Отдельный список 1249 галактик ярче 13-й звездной величины, основанный на фотографическом обзоре неба, составили Х. Шепли и А. Эймс из Гарвардской обсерватории в 1932. Эта работа была существенно расширена первым (1964), вторым (1976) и третьим (1991) изданиями Реферативного каталога ярких галактик Ж. де Вокулера с сотрудниками. Более обширные, но менее детальные каталоги, основанные на просмотре фотографических пластинок обзора неба были опубликованы в 1960-х годах Ф.Цвикки (1898-1974) в США и Б.А.Воронцовым-Вельяминовым (1904-1994) в СССР. Они содержат ок. 30 тыс. галактик до 15-й звездной величины. Недавно был закончен подобный обзор южного неба с помощью 1-метровой камеры Шмидта Европейской южной обсерватории в Чили и британской 1,2-метровой камеры Шмидта в Австралии. Галактик слабее 15-й звездной величины слишком много, чтобы составлять их список. В 1967 опубликованы результаты подсчета галактик ярче 19-й звездной величины (к северу от склонения -20°), проделанного Ч.Шейном и К.Виртаненом по пластинкам 50-см астрографа Ликской обсерватории. Таких галактик оказалось ок. 2 млн., не считая тех, которые скрыты от нас широкой пылевой полосой Млечного Пути. А еще в 1936 Хаббл на обсерватории Маунт-Вилсон подсчитал количество галактик до 21-й звездной величины в нескольких небольших площадках, распределенных равномерно по небесной сфере (севернее склонения -30°). По этим данным на всем небе более 20 млн. галактик ярче 21-й звездной величины.
Классификация. Встречаются галактики различных форм, размеров и светимостей; некоторые из них изолированные, но большинство имеет соседей или спутников, оказывающих на них гравитационное влияние. Как правило, галактики спокойны, но нередко встречаются и активные. В 1925 Хаббл предложил классификацию галактик, основанную на их внешнем виде. Позже ее уточняли Хаббл и Шепли, затем Сэндидж и наконец Вокулер. Все галактики в ней делятся на 4 типа: эллиптические, линзовидные, спиральные и неправильные. Эллиптические (E) галактики имеют на фотографиях форму эллипсов без резких границ и четких деталей. Их яркость возрастает к центру. Это вращающиеся эллипсоиды, состоящие из старых звезд; их видимая форма зависит от ориентации к лучу зрения наблюдателя. При наблюдении с ребра отношение длин короткой и длинной осей эллипса достигает ГАЛАКТИКИ 5/10 (обозначается E5). Линзовидные (L или S0) галактики похожи на эллиптические, но, кроме сфероидального компонента, имеют тонкий быстро вращающийся экваториальный диск, иногда с кольцеобразными структурами наподобие колец Сатурна. Наблюдаемые с ребра линзовидные галактики выглядят более сжатыми, чем эллиптические: отношение их осей достигает 2/10. Спиральные (S) галактики также состоят из двух компонентов - сфероидального и плоского, но с более или менее развитой спиральной структурой в диске. Вдоль последовательности подтипов Sa, Sb, Sc, Sd (от "ранних" спиралей к "поздним") спиральные рукава становятся толще, сложнее и менее закручены, а сфероид (центральная конденсация, или балдж) уменьшается. У спиральных галактик, наблюдаемых с ребра, спиральные рукава не видны, но тип галактики можно установить по относительной яркости балджа и диска. Неправильные (I) галактики бывают двух основных видов: магелланового типа, т.е. типа Магеллановых Облаков, продолжающие последовательность спиралей от Sm до Im, и немагелланового типа I0, имеющие хаотические темные пылевые полосы поверх сфероидальной или дисковой структуры типа линзовидной или ранней спиральной. Типы L и S распадаются на два семейства и два вида в зависимости от наличия или отсутствия проходящей через центр и пересекающей диск линейной структуры (бар), а также центральносимметричного кольца (рис. 1 и 2).
Рис. 1. ТРЕХМЕРНАЯ КЛАССИФИКАЦИЯ ГАЛАКТИК. Основные типы: E, L, S, I располагаются последовательно от E до Im; семейства обычных A и пересеченных B; вида s и r. Круглые диаграммы внизу - сечение главной конфигурации в области спиральных и линзовидных галактик.
Рис. 2. ОСНОВНЫЕ СЕМЕЙСТВА И ВИДЫ СПИРАЛЕЙ на сечении главной конфигурации в области Sb.
Существуют и другие схемы классификации галактик, основанные на более тонких морфологических деталях, но пока еще не развита объективная классификация, основанная на фотометрических, кинематических и радиоизмерениях.
Состав. Два структурных компонента - сфероид и диск - отражают различие в звездном населении галактик, открытое в 1944 немецким астрономом В.Бааде (1893-1960). Население I, присутствующее в неправильных галактиках и в рукавах спиралей, содержит голубые гиганты и сверхгиганты спектральных классов O и B, красные сверхгиганты классов K и M, а также межзвездные газ и пыль с яркими областями ионизованного водорода. В нем присутствуют и маломассивные звезды главной последовательности, которые видны вблизи Солнца, но неразличимы в далеких галактиках. Население II, присутствующее в эллиптических и линзовидных галактиках, а также в центральных областях спиралей и в шаровых скоплениях, содержит красные гиганты от класса G5 до K5, субгиганты и, вероятно, субкарлики; в нем встречаются планетарные туманности и наблюдаются вспышки новых (рис. 3). На рис. 4 показана связь между спектральными классами (или цветом) звезд и их светимостью у различных населений.
Рис. 3. ЗВЕЗДНЫЕ НАСЕЛЕНИЯ. На фотографии спиральной галактики Туманности Андромеды видно, что в ее диске сосредоточены голубые гиганты и сверхгиганты Населения I, а центральная часть состоит из красных звезд Населения II. Видны также спутники Туманности Андромеды: галактика NGC 205 (внизу) и М 32 (вверху слева). Самые яркие звезды на этом фото принадлежат нашей Галактике.
Рис. 4. ДИАГРАММА ГЕРЦШПРУНГА - РЕССЕЛА, на которой видна связь между спектральным классом (или цветом) и светимостью у звезд разного типа. I: молодые звезды Населения I, типичные для спиральных рукавов. I': состарившиеся звезды Населения I; II: старые звезды Населения II, типичные для шаровых скоплений и эллиптических галактик.
Первоначально считалось, что эллиптические галактики содержат только Население II, а неправильные - только Население I. Однако выяснилось, что обычно галактики содержат смесь двух звездных населений в разных пропорциях. Детальный анализ населений возможен только для нескольких близких галактик, но измерения цвета и спектра далеких систем показывают, что различие их звездных населений может быть значительнее, чем думал Бааде. См. также ЗВЕЗДЫ.
Расстояние. Измерение расстояний до далеких галактик основано на абсолютной шкале расстояний до звезд нашей Галактики. Ее устанавливают несколькими методами. Наиболее фундаментальный - метод тригонометрических параллаксов, действующий до расстояний в 300 св. лет. Остальные методы косвенные и статистические; они основаны на изучении собственных движений, лучевых скоростей, блеска, цвета и спектра звезд. На их основе определяют абсолютные величины Новых и переменных типа RR Лиры и d Цефея, которые становятся первичными индикаторами расстояния до ближайших галактик, где они видны. Шаровые скопления, ярчайшие звезды и эмиссионные туманности этих галактик становятся вторичными индикаторами и дают возможность определять расстояния до более далеких галактик. Наконец, в качестве третичных индикаторов используются диаметры и светимости самих галактик. В качестве меры расстояния астрономы обычно используют разность между видимой звездной величиной объекта m и его абсолютной звездной величиной M ; эту величину (m - M) называют "видимым модулем расстояния". Чтобы узнать истинное расстояние, его необходимо исправить с учетом поглощения света межзвездной пылью. При этом ошибка обычно достигает 10-20%. Внегалактическая шкала расстояний время от времени пересматривается, а значит, меняются и прочие параметры галактик, зависящие от расстояния. В табл. 1 приведены наиболее точные на сегодня расстояния до ближайших групп галактик. До более далеких галактик, удаленных на миллиарды световых лет, расстояния оцениваются с невысокой точностью по их красному смещению (см. ниже: Природа красного смещения).
Таблица 1.
РАССТОЯНИЯ ДО БЛИЖАЙШИХ ГАЛАКТИК,ИХ ГРУПП И СКОПЛЕНИЙ
Светимость. Измерение поверхностной яркости галактики дает полную светимость ее звезд на единицу площади. Изменение поверхностной светимости с расстоянием от центра характеризует структуру галактики. Эллиптические системы, как наиболее правильные и симметричные, изучены подробнее других; в целом они описываются единым законом светимости (рис. 5,а).
Рис. 5. РАСПРЕДЕЛЕНИЕ СВЕТИМОСТИ У ГАЛАКТИК. а - эллиптические галактики (изображен логарифм поверхностной яркости в зависимости от корня четвертой степени из приведенного радиуса (r/re)1/4, где r - расстояние от центра, а re - эффективный радиус, внутри которого заключена половина полной светимости галактики); б - линзовидная галактика NGC 1553; в - три нормальные спиральные галактики (внешняя часть у каждой из линий прямая, что указывает на экспоненциальную зависимость светимости от расстояния).
Данные о линзовидных системах не так полны. Их профили светимости (рис. 5,б) отличаются от профилей эллиптических галактик и имеют три основных участка: ядро, линзу и оболочку. Эти системы выглядят как промежуточные между эллиптическими и спиральными. Спирали очень разнообразны, структура их сложна, и нет единого закона для распределения их светимости. Впрочем, похоже, что у простых спиралей вдали от ядра поверхностная светимость диска спадает к периферии экспоненциально. Измерения показывают, что светимость спиральных рукавов не так велика, как это кажется при рассматривании фотографий галактик. Рукава добавляют не более 20% к светимости диска в голубых лучах и значительно меньше в красных. Вклад в светимость от балджа уменьшается от Sa к Sd (рис. 5,в). Измерив видимую звездную величину галактики m и определив ее модуль расстояния (m - M), вычисляют абсолютную величину M. У самых ярких галактик, исключая квазары, M " -22, т.е. их светимость почти в 100 млрд. раз больше, чем у Солнца. А у самых маленьких галактик M " -10, т.е. светимость ок. 106 солнечной. Распределение числа галактик по M, называемое "функцией светимости", - важная характеристика галактического населения Вселенной, но аккуратно определить ее нелегко. Для галактик, отобранных до некоторой предельной видимой величины, функция светимости каждого типа в отдельности от E до Sc почти гауссова (колоколообразная) со средней абсолютной величиной в голубых лучах Mm = -18,5 и дисперсией ± 0,8 (рис. 6). Но галактики поздних типов от Sd до Im и эллиптические карлики слабее. У полной выборки галактик в заданном объеме пространства, например в скоплении, функция светимости круто растет с уменьшением светимости, т.е. количество карликовых галактик во много раз превосходит количество гигантских (рис. 6).
Рис. 6. ФУНКЦИЯ СВЕТИМОСТИ ГАЛАКТИК. а - выборка ярче некоторой предельной видимой величины; б - полная выборка в определенном большом объеме пространства. Обратите внимание на подавляющее количество карликовых систем с MB < -16.
Размер. Поскольку звездная плотность и светимость у галактик постепенно спадают наружу, вопрос об их размере фактически упирается в возможности телескопа, в его способность выделить слабое свечение внешних областей галактики на фоне свечения ночного неба. Современная техника позволяет регистрировать области галактик с яркостью менее 1% от яркости неба; это примерно в миллион раз ниже яркости ядер галактик. По этой изофоте (линии одинаковой яркости) диаметры галактик составляют от нескольких тысяч световых лет у карликовых систем до сотен тысяч - у гигантских. Как правило, диаметры галактик хорошо коррелируют с их абсолютной светимостью.
Спектральный класс и цвет. Первая спектрограмма галактики - Туманности Андромеды, полученная в Потсдамской обсерватории в 1899 Ю.Шейнером (1858-1913), своими линиями поглощения напоминает спектр Солнца. Массовое исследование спектров галактик началось с создания "быстрых" спектрографов с низкой дисперсией (200-400 /мм); позже применение электронных усилителей яркости изображения позволило повысить дисперсию до 20-100 /мм. Наблюдения Моргана на Йеркской обсерватории показали, что, несмотря на сложный звездный состав галактик, их спектры обычно близки к спектрам звезд определенного класса от A до K, причем есть заметная корреляция между спектром и морфологическим типом галактики. Как правило, спектр класса A имеют неправильные галактики Im и спирали Sm и Sd. Спектры класса A-F у спиралей Sd и Sc. Переход от Sc к Sb сопровождается изменением спектра от F к F-G, а спирали Sb и Sa, линзовидные и эллиптические системы имеют спектры G и K. Правда, позже выяснилось, что излучение галактик спектрального класса A в действительности состоит из смеси света звезд-гигантов спектральных классов B и K. Кроме линий поглощения, у многих галактик видны линии излучения, как у эмиссионных туманностей Млечного Пути. Обычно это линии водорода бальмеровской серии, например, Ha на l6563 , дублеты ионизованных азота (N II) на l6548 и 6583 и серы (S II) на l6717 и 6731, ионизованного кислорода (O II) на l3726 и 3729 и дважды ионизованного кислорода (O III) на l4959 и 5007. Интенсивность эмиссионных линий обычно коррелирует с количеством газа и звезд-сверхгигантов в дисках галактик: эти линии отсутствуют или очень слабы у эллиптических и линзовидных галактик, но усиливаются у спиральных и неправильных - от Sa к Im. К тому же интенсивность эмиссионных линий элементов тяжелее водорода (N, O, S) и, вероятно, относительное содержание этих элементов уменьшаются от ядра к периферии дисковых галактик. У некоторых галактик необычайно сильны эмиссионные линии в ядрах. В 1943 К.Сейферт открыл особый тип галактик с очень широкими линиями водорода в ядрах, указывающими на их высокую активность. Светимость этих ядер и их спектры меняются со временем. В целом ядра сейфертовских галактик похожи на квазары, хотя не так мощны.
См. также КВАЗАР. Вдоль морфологической последовательности галактик изменяется интегральный показатель их цвета (B - V), т.е. разность между звездной величиной галактики в голубых B и желтых V лучах. Средний показатель цвета основных типов галактик таков:
В этой шкале 0,0 соответствует белому цвету, 0,5 - желтоватому, 1,0 - красноватому. При детальной фотометрии обычно выясняется, что цвет галактики меняется от ядра к краю, что указывает на изменение звездного состава. Большинство галактик голубее во внешних областях, чем в ядре; у спиралей это проявляется гораздо заметнее, чем у эллиптических, поскольку в их дисках много молодых голубых звезд. Неправильные галактики, обычно лишенные ядра, нередко бывают в центре голубее, чем на краю.
Вращение и масса. Вращение галактики вокруг оси, проходящей через центр, приводит к изменению длины волны линий в ее спектре: линии от приближающихся к нам областей галактики смещаются в фиолетовую часть спектра, а от удаляющихся - в красную (рис. 7). По формуле Доплера, относительное изменение длины волны линии составляет Dl/l = Vr/c, где c - скорость света, а Vr - лучевая скорость, т.е. компонента скорости источника вдоль луча зрения. Периоды обращения звезд вокруг центров галактик составляют сотни миллионов лет, а скорости их орбитального движения достигают 300 км/с. Обычно скорость вращения диска достигает максимального значения (VM) на некотором расстоянии от центра (rM), а затем уменьшается (рис. 8). У нашей Галактики VM = 230 км/с на расстоянии rM = 40 тыс. св. лет от центра.
Рис. 7. СПЕКТРАЛЬНЫЕ ЛИНИИ ГАЛАКТИКИ, вращающейся вокруг оси N, при ориентации щели спектрографа вдоль оси ab. Линия от удаляющегося края галактики (b) отклонена в красную сторону (R), а от приближающегося края (a) - в ультрафиолетовую (UV).
Рис. 8. КРИВАЯ ВРАЩЕНИЯ ГАЛАКТИКИ. Скорость вращения Vr достигает максимального значения VM на расстоянии RM от центра галактики, а затем медленно уменьшается.
Линии поглощения и линии излучения в спектрах галактик имеют одинаковую форму, следовательно, звезды и газ в диске вращаются с одинаковой скоростью в одном направлении. Когда по расположению темных пылевых полос в диске удается понять, какой край галактики расположен к нам ближе, мы можем выяснить направление закрученности спиральных рукавов: во всех изученных галактиках они отстающие, т.е., удаляясь от центра, рукав загибается в сторону, обратную направлению вращения. Анализ кривой вращения позволяет определить массу галактики. В простейшем случае, приравняв силу гравитации к центробежной силе, получим массу галактики внутри орбиты звезды: M = rVr2/G, где G - постоянная тяготения. Анализ движения периферийных звезд позволяет оценить полную массу. У нашей Галактики масса ок. 2Ч1011 солнечных масс, у Туманности Андромеды 4Ч1011, у Большого Магелланова Облака - 15Ч109. Массы дисковых галактик приблизительно пропорциональны их светимости (L), поэтому отношение M/L у них почти одинаковое и для светимости в голубых лучах равное M/L " 5 в единицах массы и светимости Солнца. Массу сфероидальной галактики можно оценить таким же образом, взяв вместо скорости вращения диска скорость хаотического движения звезд в галактике (sv), которую измеряют по ширине спектральных линий и называют дисперсией скоростей: M " Rsv2/G, где R - радиус галактики (теорема вириала). Дисперсия скоростей звезд у эллиптических галактик обычно от 50 до 300 км/с, а массы от 109 солнечных масс у карликовых систем до 1012 у гигантских. Радиоизлучение Млечного Пути было открыто К. Янским в 1931. Первую радиокарту Млечного Пути получил Г.Ребер в 1945. Это излучение приходит в широком диапазоне длин волн l или частот n = c/l, от нескольких мегагерц (l " 100 м) до десятков гигагерц (l " 1 см), и называется "непрерывным". За него ответственны несколько физических процессов, важнейший из которых - синхротронное излучение межзвездных электронов, движущихся почти со скоростью света в слабом межзвездном магнитном поле. В 1950 непрерывное излучение на волне 1,9 м было обнаружено Р.Брауном и К.Хазардом (Джодрелл-Бэнк, Англия) от Туманности Андромеды, а затем и от многих других галактик. Нормальные галактики, как наша или М 31, - слабые источники радиоволн. Они излучают в радиодиапазоне едва ли одну миллионную часть своей оптической мощности. Но у некоторых необычных галактик это излучение гораздо сильнее. У ближайших "радиогалактик" Дева А (M 87), Кентавр А (NGC 5128) и Персей А (NGC 1275) радиосветимость составляет 10-4е10-3 от оптической. А у редких объектов, таких, как радиогалактика Лебедь А, это отношение близко к единице. Лишь через несколько лет после открытия этого мощного радиоисточника удалось отыскать слабую галактику, связанную с ним. Множество слабых радиоисточников, вероятно, связанных с далекими галактиками, до сих пор не отождествлено с оптическими объектами.
См. также РАДИОАСТРОНОМИЯ; КВАЗАР. Кроме непрерывного радиоизлучения, галактики испускают узкие спектральные линии, например на волне 21 см. Эта линия принадлежит межзвездному нейтральному водороду и излучается им, когда электрон в атоме самопроизвольно поворачивает свой спин относительно спина протона. Излучение водорода на волне 21 см было предсказано в 1944 Х.ван де Хюлстом (Лейденская обсерватория, Нидерланды) и обнаружено в 1951 от Млечного Пути, а вскоре и от других галактик. Это очень важная линия, поскольку других спектральных линий у нейтрального водорода нет. Долгие годы она вообще была единственной спектральной линией в радиодиапазоне, давая возможность измерять количество газа в галактике и его движение (по доплеровскому смещению). Оказалось, что в эллиптических галактиках почти нет межзвездного газа, в линзовидных его масса ок. 0,1% массы галактики, в спиралях ок. 1-2%, а в неправильных галактиках 5-10% и даже больше. Нашлось даже несколько галактик-"призраков", целиком состоящих из газа и невидимых в оптике. Оказалось, что часть межзвездной среды, порой значительная, находится в плотных и очень холодных облаках, где большинство атомов объединено в молекулы (H2, CO, H2O, HCN, NH3 и др.), имеющие разнообразные спектральные линии. Поэтому изучение радиоспектров галактик стало очень полезным инструментом для их исследования. См. также РАДИОАСТРОНОМИЯ; МЕЖЗВЕЗДНОЕ ВЕЩЕСТВО.
Пары и группы. Галактики часто объединены в пары, триплеты и более сложные группы. Относительно редки одиночные галактики. Так, Большое и Малое Магеллановы Облака составляют двойной спутник (рис. 9) Млечного Пути. У Туманности Андромеды тоже есть спутники. Все они, в свою очередь, входят в "Местную группу" галактик (табл. 2) диаметром ок. 5 млн. св. лет и толщиной менее 2 млн. св. лет (рис. 11). В пределах 30 млн. св. лет от Местной группы обнаружено еще более дюжины подобных групп.
Таблица 2.
ГЛАВНЫЕ ГАЛАКТИКИ МЕСТНОЙ ГРУППЫ
Массы двойных галактик оценивают по разности их лучевых скоростей, считая, что их компоненты, подобно двойным звездам, движутся по эллиптическим орбитам вокруг общего центра масс. Однако орбитальные периоды галактик в парах очень велики (108-109 лет), поэтому истинную форму орбиты определить невозможно и приходится ограничиваться средними статистическими оценками массы. Обычно при этом масса пары оказывается близкой к сумме масс ее компонентов, измеренной по их внутренним движениям. Но для групп из нескольких галактик масса, полученная из теоремы вириала по дисперсии скоростей ее членов, обычно бывает больше суммарной массы всех видимых членов группы. Это расхождение называют "проблемой скрытой массы". Многие астрономы считают, что на периферии галактик и между ними действительно присутствует невидимая масса: межгалактический газ, темные звезды, черные дыры или что-то еще.
Рис. 9. БОЛЬШОЕ И МАЛОЕ МАГЕЛЛАНОВЫ ОБЛАКА - ближайшие и ярчайшие галактики, которые видны невооруженным глазом на южном небе. Они были известны арабам в 11 в. Структура Большого Облака похожа на неправильную пересеченную спираль.
Рис. 10. ГРУППА взаимодействующих галактик Квинтет Стефана.
Рис. 11. ЧЛЕНЫ МЕСТНОЙ ГРУППЫ ГАЛАКТИК в проекции на экваториальную плоскость группы.
Взаимодействие и столкновение галактик. Сближения галактик в группах приводят к их впечатляющему взаимодействию. Множество примеров такого рода обнаружили Ф. Цвикки, Х. Арп и Б. А. Воронцов-Вельяминов. Часто длинные "мосты" протягиваются между взаимодействующими галактиками, но нередко от них в разные стороны отходят "хвосты", указывая на наличие приливных эффектов. Иногда галактики соединяются внешними частями своих спиральных рукавов. Компьютерное моделирование показало, что большинство этих форм можно объяснить гравитационным взаимодействием галактик, подбирая их ориентацию и скорость сближения. Особый редкий тип взаимодействия демонстрируют кольцевые галактики без ядра (рис. 12). В одних случаях это может быть результатом лобового столкновения двух галактик (А. Туумре, Р. Линдс), в других - столкновения галактики с невидимым межгалактическим облаком (К. Фриман, Ж. де Вокулер).
Рис. 12. КОЛЬЦЕВАЯ ГАЛАКТИКА может быть результатом столкновения спиральной галактики с межгалактическим газовым облаком.
Многие пекулярные галактики типа М 82, NGC 1275, NGC 5128 (рис. 13) могли образоваться в результате взаимодействия с межгалактическим газом и пылью, но не исключены и взрывные явления в их ядрах. Большинство из них - сильные радиоисточники.
Рис. 13. ПЕКУЛЯРНАЯ РАДИОГАЛАКТИКА NGC 5128 В КЕНТАВРЕ. Плотные пылевые полосы закрывают ядро.
Облака и скопления. Галактики часто объединяются в облака эллиптической формы поперечником 10 млн. св. лет и более; ближайшее из них Местное облако. Известны также облака в Гончих Псах, Бол. Медведице, Льве, Журавле и др. Они, в отличие от скоплений, имеют малую концентрацию к центру и населены в основном спиральными и неправильными галактиками при небольшой доле линзовидных и эллиптических. Более плотные и богатые объединения, содержащие сотни и тысячи галактик, называют скоплениями. Ближайшее из них в Деве на расстоянии 40 млн. св. лет; его видимый диаметр 12° соответствует линейному диаметру 8 млн. св. лет. В нем эллиптические и линзовидные галактики сильно концентрируются к центру, а спиральные и неправильные тяготеют к периферии. Еще дальше известны более богатые скопления, например, в Волосах Вероники на расстоянии ок. 200 млн. св. лет. Обычно это скопление называют просто Coma (от Coma Berenices - Волосы Вероники). В нем более 10 тыс. галактик, половина из которых сосредоточена в центральной области диаметром 1,5°, что соответствует 5 млн. св. лет, а остальные рассеяны в области диаметром более 15 млн. св. лет. В богатых скоплениях типа Coma галактики сильно концентрируются к центру, как звезды в эллиптических галактиках. Массы скоплений определяют так же, как массы галактик: по дисперсии скоростей их членов, используя теорему вириала. В богатых скоплениях дисперсия скоростей галактик порядка 1000 км/с, а их массы 1014-1015 солнечных. Это заметно превышает суммарную массу галактик скопления, т.е. вновь приводит к парадоксу скрытой массы. Некоторая часть этой массы связана с горячим межгалактическим газом, заполняющим богатые скопления и проявляющим себя рентгеновским излучением. Возможно, какая-то часть массы связана с карликовыми галактиками и отдельными "межгалактическими" звездами. Но все это не решает парадокса скрытой массы: основной ее источник до сих пор не найден.
Сверхскопления. Тенденцию галактик скучиваться в группы, облака и скопления все большего размера можно проследить по крайней мере еще на одну ступень: эти агрегаты объединяются в гигантские системы - сверхскопления галактик. На существование "Местного сверхскопления" впервые было указано Ж.де Вокулером в 1953 (хотя еще в 1937 Э. Холмберг на основании подсчетов галактик на небе отмечал, что наша Галактика входит в "метагалактическое" облако, имеющее плотность выше средней). Несколько тысяч ярких галактик и множество слабых образуют сверхсистему эллипсоидальной формы, в центре которой скопление в Деве. Диаметр сверхскопления 100 млн., а толщина 30-40 млн. св. лет. Местная группа, включающая нашу Галактику, оказалась маленьким уплотнением невдалеке от южного края Местного сверхскопления. С нашего периферийного места хорошо видно, что большинство галактик сконцентрировано к плоскости сверхгалактического экватора, широкой полосой пересекающей наш северный небосвод. Из анализа лучевых скоростей сотен галактик выясняется, что сверхскопление вращается вокруг оси, перпендикулярной его диску, и напоминает в этом смысле обычную галактику. Скорость движения Местной группы вокруг центра сверхгалактики ок. 400 км/с, а период обращения порядка 1011 лет. Но, кроме вращения вокруг оси, Местное сверхскопление испытывает расширение, немного замедленное по сравнению с общим хаббловским расширением Вселенной за счет взаимного притяжения галактик, пространственная плотность которых внутри сверхскопления выше, чем вокруг него. Полная масса нашего сверхскопления порядка 1015 солнечных. Концепция Местного сверхскопления некоторое время развивалась обособленно от общих взглядов на крупномасштабную структуру Вселенной. Но факты о крупных неоднородностях в распределении галактик постепенно накапливались. Еще Х.Шепли (1885-1972) из Гарвардской обсерватории в 1930-е годы привлек внимание к двойным и тройным скоплениям галактик. В 1950-е годы К.Шайн с коллегами из Ликской обсерватории показал, что это явление распространенное. Статистический анализ ликских подсчетов слабых