Галактики - чётко ограниченные, гравитационно-связанные звёздные системы, расположенные вне нашей
Галактики.
Галактики содержат от неск. миллионов до многих
тысяч миллиардов звёзд. Совр. астрономии доступно для изучения более
миллиарда галактик, но практически изучено лишь неск. тысяч наиболее ярких. Галактики - осн. структурный
элемент более крупных объединений - скоплений и сверхскоплений галактик, определяющих
крупномасштабную структуру Вселенной.
Характерные расстояния между галактиками в группах и скоплениях близки к 0,1-0,5 Мпк. Размер ярких галактик в 10-20
раз меньше (напр., диаметр крупной спиральной галактики М31
50
кпк). Обнаружены области размером до 100 Мпк, не содержащие ярких галактик.
В больших масштабах пространственное распределение галактик оказывается более однородным.
По морфологич. признакам галактики делят на 3 осн. типа: эллиптические (E), спиральные (S), неправильные (Ir);
каждый из типов, в свою очередь, содержит неск. подтипов (рис. 1, 2 и 3).
Эллиптические галактики - наиб.
упорядоченные системы звёзд, их светимость L плавно изменяется с расстоянием
от центра по закону
,
где 
а и b - большая и малая полуоси галактики, х и у - расстояния
от центра вдоль полуосей. В зависимости от соотношения полуосей, характеризующих
степень видимого сжатия галактик, Е-галактики подразделяются на 8 классов, причём
номер класса п связан с полуосями а п b соотношением 
.
Не обнаружены галактики с n> 7, что, вероятно, связано с неустойчивостью
чрезмерно сжатых систем. В Е-галактиках не наблюдаются в заметных кол-вах как
молодые яркие звёзды, так и межзвёздный газ. Интересно, что видимое сжатие Е-галактик,
как правило, связано не с их вращением, а с сильной анизотропией внутр. движений
звезд. Нек-рые из Е-галактик обладают активными ядрами (см. Ядра галактик).
Спиральные галактики (S-галактики)
имеют ярко выраженные спиральные рукава, состоящие из молодых ярких звёзд и
газово-пылевых туманностей. В S-галактиках выделяют сферическую и плоскую подсистемы,
а также ядро галактики. Яркие молодые звёзды принадлежат к плоской подсистеме
и концентрируются к плоскости галактики, а в ней - к спиральным рукавам. Однако осн.
долю в массу плоской подсистемы вносят не самые молодые и поэтому не самые яркие
звёзды. Они не концентрируются к рукавам, и поэтому в S-галактиках масса распределена
всегда заметно симметричнее, чем яркость. Примерно у половины S-галактик ядро
сильно вытянуто и спиральные рукава начинаются с концов ядра. Такие галактики
(пересечённые спиральные, или спиральные с перемычкой - "баром") обозначаются
как SB-галактики. Как обычные галактики, так и галактики с перемычкой подразделяются на классы
в зависимости от размеров ядра и от степени закрученности спирали: Sa, Sb, Sc
и SBa, SBb, SBc. При переходе от Sa к Sc уменьшаются и ядро галактики, и степень
закрученности спиральных ветвей. В S-галактиках наблюдается сильное дифференц.
вращение.
Между E- и S-галактиками
выделяют особый тип линзовидных галактик, к-рые по структуре близки к спиральным галактикам,
но содержат очень мало газа (подобно Е-галактикам) и не обладают спиральной
структурой.
К неправильным (Ir) галактикам относят неск. различных по характеру классов галактик. IrI является предельным случаем
S-галактик, это - сильно уплощенные системы без ядра и спиральной структуры,
обладающие очень несимметричным распределением яркости при сравнительно симметричном
распределении вещества. Галактики IrII имеют неправильную клочковатую форму,
не содержат звёзд-сверхгигантов и ярких газовых туманностей. К неправильным
галактикам относят также пекулярные (нетипичные) галактики.
Особенно сильно различаются
по массе, светимости и размеру Е-галактики. Встречаются гигантские эллиптич.
галактики с массами до 1012-1013 
и карликовые Е-галактики с массой М~106 
.
Среди S-галактик разброс по массам не так велик: гигантские S-галактики имеют
массу М~1012 
,
масса карликовых S-галактик М~107 
.
Масса нашей галактики близка к 2*1011 
.
Масса галактик оценивается по наблюдениям вращения или дисперсии скоростей звёзд и
др. объектов в зависимости от расстояния до центра вращения. Размер видимой
в оптич. диапазоне части галактики в зависимости от её массы изменяется от 1-3
кпк (для галактик-карликов) до 40-50 кпк для гигантских галактик. Диаметр нашей галактики
ок. 30 кпк.
Cp. плотность галактик близка
к 10-23-10-24 г/см3, хотя плотность в центр.
областях может достигать значений 10-20-10-22 г/см3.
Отношение масса-светимость (M/L)зависит от типа галактик. Для Е-галактик обычно
M/L
(5-15)
, для S-галактик M/L
(5-10)
, для Sc- и Ir-галактик
M/L
5 
Рис. 4. Кривые вращения
галактик (V - линейная скорость вращения на расстоянии R от центра
вращения).
Рис. 5. Зависимость массы от радиуса, рассчитанная для галактики NGC 801 по кривой вращения.
Масса межзвёздного газа
в Е-галактиках пренебрежимо мала, в S-галактиках близка к 3-10%, в Ir-галактиках
достигает 20%. Приведённые значения M/L показывают, что осн. масса в
галактиках заключена в маломассивных звёздах с 
. В S- и Iг-галактиках существ. вклад в светимость дают молодые массивные звёзды,
не встречающиеся в Е-галактиках. Это объясняет нек-рое уменьшение отношения
M/L при переходе от E- к S- и Ir-галактикам. С этим же связан более голубой
цвет S- и Ir-галактик по сравнению с Е-галактиками. Для многих галактик как по оптическим,
так и по радионаблюдениям (на волне 21 см) найдены кривые вращения (рис. 4).
Полученные данные позволяют найти зависимость массы галактики от расстояния
до её центра (рис. 5). Определение скоростей вращения далёких периферич.
областей галактик показало, что у многих галактик могут существовать весьма массивные, слабо светящиеся
короны. Наличием этих корон в богатых скоплениях галактик можно объяснить существование
скрытой массы - расхождения (в 50-100 раз) между суммарной
массой отдельных галактик, определённой без учёта массы их невидимых корон, и массой скопления, определяемой
по дисперсии скоростей отдельных галактик (в предположении
стационарности скопления).
Если галактич. короны состоят из звёзд низкой светимости, то различие между
E- и S-галактиками сильно сглаживается. Обсуждается возможность связать существование
корон и скрытой массы с присутствием в галактиках большого числа слабовзаимодействующих
элементарных частиц, обладающих малой, но не равной нулю массой (кандидатами
могут быть нейтрино и др. частицы).
Важной составляющей S- и Ir-галактнк, во многом определяющей их наблюдаемые свойства, является межзвёздная среда - межзвёздные газ и пыль, галактическое магнитное поле и космические лучи. Газ, сосредоточенный в сравнительно тонком слое в экваториальной плоскости галактики, находится в одном из трёх состояний (фаз):>/p>
В холодных газово-пылевых комплексах наблюдается активное образование молодых звёзд. Космич. лучи, рождающиеся гл. обр. при взрывах сверхновых звёзд, играют важную роль в тепловом балансе межзвёздного газа. Их движение в галактиках ограничено магнитным полем.
Согласно наиб. популярной
схеме образования галактик, они возникают в результате медленного сжатия протогалактич.
газового облака, дробящегося затем из-за гравитационной неустойчивости на
отд. системы прото-звёзд. В последующих процессах звездообразования и
эволюции звёзд галактик обогащаются образующимися в звёздах тяжёлыми элементами.
В этой схеме часто предполагают бурное звездообразование на ранних фазах
эволюции галактик. Всё шире обсуждается иная модель, согласно к-рой большие галактики образуются при
слиянии газово-звёздных комплексов типа карликовых галактик. В этой схеме первые
звёзды образуются в карликовых галактиках и гигантские галактики никогда не проходят выраженной фазы
протогалактики и молодой галактики. В такой модели естественно объясняются сильная
сплюснутость (при малом вращении) S-галактик и высокое содержание тяжёлых элементов
в газе, находящемся в скоплениях галактик. Эти модели хорошо согласуются с развитыми
эволюционными схемами образования структуры Вселенной. Первые по времени возникновения
звёзды распределены в сферич. составляющей галактики. Эти звёзды маломассивны и бедны
тяжёлыми элементами. Газ, обогащённый тяжёлыми элементами и частично прошедший
через массивные звёзды первого поколения, оседает под действием тяготения к
плоскости S-галактик и образует плоскую подсистему, в к-рой звездообразование
продолжается. В Е-галактиках из-за слабого вращения газ быстрее оседал к
центру галактики и превратился в звёзды центральной области галактики.
|
Светимость типичных
галактик |
||||||
|
Тип галактики |
Светимость (эрг/с)
в диапазоне |
|||||
|
радио- |
инфракрасном |
оптическом |
рентгеновском |
|||
|
Нормальная спиральная
галактика |
5*1038 |
3*1042 |
4*1043 |
3*1039 |
||
|
Радиогалактика |
1042-1045 |
2*1042 |
1044 |
3*1041 |
||
|
Квазар (ЗС 273) |
1044-1046 |
4*1047 |
1046-1047 |
1046 |
||
Галактики обладают заметной светимостью в радиодиапазоне. Это прежде всего радиоизлучение нейтрального водорода в линии 21 см, затем тепловое излучение ионизов. газа, а также нетепловое (синхротронное) излучение остатков сверхновых звёзд и центр. областей нек-рых галактик (с активными ядрами). Радиоизлучение нормальных галактик заметно слабее оптического. К мощным источникам радиоизлучения относятся радиогалактики .Их излучение - нетепловое, часто - синхротронное. Многие радиогалактики отождествлены с гигантскими Е-галактиками. Ещё более мощными радиоисточниками являются квазары (по-видимому, активные ядра удалённых галактик), обладающие громадной светимостью и в остальных спектральных диапазонах (табл.). Для радиогалактик ср. абс. звёздная величина близка к - 22m, для квазеров к - 24,7m, для нормальных галактик к - 20m. T. о., радиогалактики в ср. в 6 раз, а квазары в 80 раз ярче нормальных галактик. Развитие заатмосферных исследований позволило получить интересные данные о светимости галактик в рентгеновском и гамма-диапазонах. В нормальных галактиках источниками рентг. излучения являются остатки вспышек сверхновых звёзд и горячий газ в областях, нагретых при взрывах сверхновых. В гигантских галактиках, находящихся в богатых скоплениях галактик, рентг. излучение образуется также в коронах. Это излучение часто маскируется рентг. излучением горячего межгалактич. газа, заполняющего скопления. Вероятно, важную роль в эволюции галактик имеют их ядра - массивные, компактные, быстро вращающиеся газово-звёздные комплексы. Для активных ядер галактик характерны нетепловое излучение в широком диапазоне (от радио- до рентгеновского), сильные широкие эмиссионные линии, выбросы газа и струй релятивистских частиц. Активность ядер галактик часто связывают с влиянием массивной чёрной дыры, возможно, расположенной в центре галактики.
А. Г. Дорошкевич
Релятивисты и позитивисты утверждают, что "мысленный эксперимент" весьма полезный интрумент для проверки теорий (также возникающих в нашем уме) на непротиворечивость. В этом они обманывают людей, так как любая проверка может осуществляться только независимым от объекта проверки источником. Сам заявитель гипотезы не может быть проверкой своего же заявления, так как причина самого этого заявления есть отсутствие видимых для заявителя противоречий в заявлении.
Это мы видим на примере СТО и ОТО, превратившихся в своеобразный вид религии, управляющей наукой и общественным мнением. Никакое количество фактов, противоречащих им, не может преодолеть формулу Эйнштейна: "Если факт не соответствует теории - измените факт" (В другом варианте " - Факт не соответствует теории? - Тем хуже для факта").
Максимально, на что может претендовать "мысленный эксперимент" - это только на внутреннюю непротиворечивость гипотезы в рамках собственной, часто отнюдь не истинной логики заявителя. Соответсвие практике это не проверяет. Настоящая проверка может состояться только в действительном физическом эксперименте.
Эксперимент на то и эксперимент, что он есть не изощрение мысли, а проверка мысли. Непротиворечивая внутри себя мысль не может сама себя проверить. Это доказано Куртом Гёделем.
Понятие "мысленный эксперимент" придумано специально спекулянтами - релятивистами для шулерской подмены реальной проверки мысли на практике (эксперимента) своим "честным словом". Подробнее читайте в FAQ по эфирной физике.
|
|
 |
