Также применяемое определение ЭКСТРАГАЛАКТИЧЕСКАЯ ТУМАННОСТЬ не точно, поскольку в вопросе о галактиках речь идет не о туманности, а о системе звезд. Вплоть до 1926 года вопрос о том, идет ли речь в отношении туманных образований, которые можно было видеть старыми подзорными трубами, о газовых туманностях внутри нашего Млечного пути или об экстрагалактических звездных системах, не был решен окончательно. Тем не менее, философ Иммануэль Кант уже в 1755 году считал, что эти образования являются далекими звездными системами, по размеру не уступающими Млечному пути. После того, как Хаббл в 1926 году сумел с помощью телескопа-рефлектора диаметром 2,5 метра обсерватории Маунт-Вилсон разделить внешние ветви Туманности Андромеды и некоторых других систем на отдельные звезды, вопрос был прояснен. С тех пор с помощью 5-метрового телескопа-рефлектора Маунт Пэломар значительное число звездных систем удалось частично раделить на отдельные звезды. Это одновременно создало предпосылку для определения расстояния, при котором все-таки еще имеют место некоторые факторы неопределенности, поэтому сегодняшние данные о расстояниях до других галактик не могут рассматриваться как окончательные. Кроме отдельных звезд, с помощью новых технических средств оказалось возможным наблюдать также и другие, уже известные в связи с собственным Млечным путем объекты: рассеянные звездные скопления, шаровые скопления, переменные звезды, светлые газовые туманности, темная светопоглощающая межзвездная материя, новые и сверхновые. Типовая классификация ГАЛАКТИК: по их внешнему виду звездные системы разделяются на следующие типы и подклассы:
Тип Подкласс
Е эллиптические галактики
Е0 абсолютно шаровой формы.
Е1 очень слабо сжатые.
…
Е7 очень сильно сжатые.
S спиральные галактики
Sа очень большое центральное сгущение.
Sb среднее центральное сгущение.
Sс слабо заметное центральное сгущение.
SВ пересеченные спиральные
SВа большое, в форме перемычки, галактики центральное сгущение, ветви соединены почти кольцеобразно.
SВb ярко выраженные ветви, слабое центральное сгущение.
SВс ветви слабо загнуты в форме буквы S, центральный сектор только слегка уплотнен.
SО и SВО центральное сгущение и внешняя форма, как у S или SВ, но без спиральной структуры и без абсорбирующей материи.
Ir — Неправильные галактики, зачастую имеют похожую на облако структуру, чаще всего с большим количеством свободной межзвездной газо— и пылеобразной материи.
ЭЛЛИПТИЧЕСКИЕ ГАЛАКТИКИ — эллиптические галактики (Тип Е) имеют очень сильно увеличивающуюся концентрацию плотности к центру и равномерный спад плотности к наружным секторам. У них нет внутренних структур, они не содержат или содержат только ограниченное число газообразной материи, они несколько краснее, чем спиральные галактики. Их звезды относятся к популяции II, что указывает на то, что это очень старые звезды; более молодые звезды в эллиптических галактиках не наблюдались. Подкласс указывает на степень сжатия. Если а большая ось, а b малая, то получают (а-b)/а и округляют до десятичного знака. Таким образом, это значение определяет подкласс. Пример: большая ось а = 54, малая ось b = 33, (а-b)/а = 21/54 = 0,389, округленно = 0,4 означает Е4. Самые сильные наблюдаемые до сих пор сжатия — это примерно 3:1, то есть Е7. Эта астрономическая терминология ничего, однако, не говорит о фактических соотношениях, поскольку мы можем определить форму галактик только с одного направления взгляда. Так, например, шаровая каталогизированная галактика может оказаться в действительности абсолютно плоским диском, который мы случайно видим точно «сверху». Статистические исследования показывают, что действительно шаровые галактики очень редки. Эллиптические галактики очень близки шаровым заездным скоплениям и центральным сгущениям спиральных галактик, но они значительно крупнее. Круглые галактики несколько меньше в диаметре, однако, приплюснутые галактики имеют такой же большой размер, как и диаметр спиральной галактики. СПИРАЛЬНЫЕ ГАЛАКТИКИ: около 80 процентов всех зарегистрированных до сих пор галактик и спиральных галактик. Почти две трети их относятся к типу S (обычные спиральные галактики), около одной трети — к типу SВ (пересеченные спиральные галактики). Они разделяются на подклассы а, b и с. Галактики типа S имеют светлое, слабо сжатое центральное сгущение, занимающее у типа Sа почти всю галактику, у Sb оно почти вполовину меньше, а у Sс почти пропадает. Центральное сгущение содержит в себе старые звезды популяции II и очень малое количество газа. Плотность резко возрастает к центру сгущения. Чем слабее сгущение, тем сильнее проявляется дискообразная форма галактики. В «диске» находятся спиральные ветви, которые зачастую отходят непосредственно от сгущения и раскручивающиеся наружу. Относительно часто имеются две большие ветви, расположенные примерно симметрично. В некоторых случаях длина ветви достигает более одного полного оборота. Во многих галактиках, напротив, различают большое число более мелких ветвей, закрученных мельче и уже, которые при виде сверху имеют форму розетки; вполне возможно, что наш Млечный путь относится к последнему типу. В спиральных ветвях имеется большое число очень ярких звезд, светящихся газовых туманностей и полос светопоглощающей материи. Они редко имеют правильную форму, чаще всего они неравномерны, похожи на вытянутые облака. ВОЗНИКНОВЕНИЕ СПИРАЛЬНЫХ ВЕТВЕЙ: возникновение галактических спиральных ветвей выяснено еще не до конца. Согласно фон Вейцзеккеру, вращающийся вокруг центрального сгущения газ находится в турбулентном движении, в результате чего тут и там образуются большие плотные облачные скопления. Вследствие дифференциального вращения (внутри быстрее, чем снаружи) эти скопления рассредоточиваются по спирали и, таким образом, образуют спиральные ветви. «Прожив» некоторое время, продолжительность которого зависит от внутренней турбуленции, они снова распадаются, возникают новые облачные скопления и снова рассредоточиваются в спиральные ветви. Возможно, вытянутые межзвездные магнитные поля играют значительную роль при соединении ветвей. Проводимые до сих пор наблюдения позволяют сделать вывод, что закон вращения спиральных галактик кардинально отличается от жесткого вращения. Если бы ветви были такими же старыми, как и сами соответствующие галактики, то они должны были бы за это время множеством оборотов опоясать центральное сгущение. Но этого не произошло; поэтому продолжительность жизни спиральных ветвей значительно короче, чем продолжительность жизни соответствующих галактик. Спиральные ветви составляют лишь малую часть всей массы галактического диска; они только потому так сильно заметны, что в них имеется много ярких молодых звезд и освещаемых ими газовых туманностей. Более старые звезды, представляющие собой гораздо большую массу галактики, распределены по диску почти равномерно; вследствие закономерно наблюдаемого развития звезд к ним, однако, уже не относятся яркие звезды. Подобно нашему Млечному пути, другие галактики также окружены внешним, слабо приплюснутым ореолом, который, однако, различим только у ближайших звездных систем местной группы. Там, кроме межзвездного водорода, имеется много шаровых звездных скоплений (в Туманности Андромеды около 200). ПЕРЕСЕЧЕННЫЕ СПИРАЛЬНЫЕ ГАЛАКТИКИ: у пересеченных спиральных галактик типа S (обычные спиральные галактики) ветви отходят непосредственно от почти шаровидного центра сгущения и расходятся от него сильно закрученными. В отличие от них спиральные галактики типа SВ (пересеченные спиральные галактики) имеют в своем центре почти линейно проходящую «перемычку», более яркую и плотную в середине, чем по обоим своим концам. Зачастую вся перемычка выглядит оптически как вытянутое центральное сгущение; в других случаях она производит скорее впечатление дополнительного центра сгущения, от которого отходят две расположенные точно друг против друга прямые ветви. В подклассе SВ от обеих концов центральной перемычки почти под прямым углом отходит по одной спиральной ветви; обе эти ветви почти образуют кольцо. В спиральных галактиках типа SВb перемычки и ветви без излома переходят друг в друга, и образуя форму слегка приплюснутой в середине большой буквы «S».
УДАЛЕНИЕ ГАЛАКТИК — ОПРЕДЕЛЕНИЕ ПО ОБЪЕКТАМ С ИЗВЕСТНОЙ ЯРКОСТЬЮ. а) дельта-цефеиды (М note 5 приблизительно от минус 1 до минус 5). Речь идет при этом о переменных звездах. Поскольку период колебания яркости известен, то из соотношения период-светимость можно сделать вывод об абсолютной яркости. Галактика Андромеды содержит (согласно проведенным до сих пор наблюдениям) 40 дельта-цефеидов. Всего до сих пор дельта-цефеиды были обнаружены в 15 галактиках. Хотя метод определения удаления по данному типу звезды является самым точным, результаты постоянно сильно отличаются друг от друга в ходе совершенствования методов наблюдения. Это зависит от того, что цефеиды встречаются редко. В окружении нашего Солнца их, например, вообще не найдено, в результате чего затрудняется градуировка шкалы. б) ЯРКИЕ ЗВЕЗДЫ О И В (М равна приблизительно 6,3). Только самые яркие звезды О и В годятся для определения удаления. Их до сих пор можно было наблюдать более чем в 100 галактиках. Результаты в достаточной мере неопределенны, поскольку абсолютные яркости сильно расходятся. в) ШАРОВЫЕ СКОПЛЕНИЯ (М равна приблизительно минус 6,8). Проведенные до сих пор наблюдения позволяют сделать вывод, что шаровые скопления имеются во всех типах галактик. В галактике Андромеды известно, например, свыше 200 шаровых скоплений, в М 31 — до сих пор 15, а в М 101 — пока 6. Определение удаления при помощи шаровых скоплений пока ненадежно, что частично обусловлено светопоглощающим и искажающим влиянием межзвездных туманностей в нашей Галактике и в других галактиках. Расчет с помощью средних значений также дает ненадежный результат вследствие неравномерно распределенной межзвездной материи. г) Новая (М равна приблизительно минус 7,0). В чужих галактиках можно было до сих пор наблюдать 130 новых звезд — всего в 35 галактиках. В большинстве случаев новые звезды появляются в галактических центрах сгущения. Соседняя с нами галактика Андромеда имеет в среднем 30 новых звезд за год; в большинстве случаев их число, однако, гораздо меньше. Поскольку абсолютная яркость новой звезды сильно рассеяна, относительно точный расчет возможно осуществить только тогда, когда можно наблюдать наибольшую часть кривой света. д) Суперновая (М равна приблизительно минус 14,0). В среднем каждая галактика дает в течение примерно 360 лет одну суперновую звезду. До сих пор было обнаружено 46 суперновых звезд в 40 галактиках. Абсолютные яркости суперновых звезд, тем не менее, особенно сильно разбросаны. Отдельные методы обладают, естественно, различными зонами досягаемости, обусловленными разрешающей способностью средств наблюдения. Например, дельта-цефеи можно наблюдать только внутри местной группы галактик. Самые яркие звезды, шаровые скопления и новые звезды можно было до сих пор раздельно воспринимать на расстоянии до 1000 килопарсек. Только суперновые звезды можно наблюдать с любого расстояния, на котором вообще еще могут быть обнаружены галактики, поскольку они в большинстве случаев сияют так ярко, как вся звездная система. Но они появляются редко и, кроме того, сильно разбросаны. Галактики типов SО и SВО — речь идет о галактиках, центр сгущения которых и внешние формы одинаковы с типом S (спиральные галактики) или BS (пересеченные спиральные галактики), которые, однако, не имеют ни спиральных ветвей, ни светящихся газовых туманностей, ни темных полос светопоглощающей материи. Их яркость равномерно уменьшается от центра сгущения к краю; в отдельных случаях их свет распределяется вокруг центра сгущения как средней точки в виде множества колец. Отсутствие характерных структур, молодых звезд и межзвездного газа позволяет сделать вывод, что галактики типов S-ноль и SВ-ноль очень стары и уже израсходовали свой запас газа для образования звезд или же что межзвездный газ был потерян в результате прохода через вторую звездную систему.
ГУККИ — персонаж из серии о Перри Родане. Гукки — это имя мышиного бобра с планеты ТРАМП. Внешне Гукки выглядит, как большая, длиной в метр, мышь, но у хвост него приплюснутый, как у бобра; нижняя часть его тела сильно утолщена, мех имеет красновато-коричневую окраску. Характерным признаком является его единственный большой резец, который он во всю его величину показывает, когда ему бывает весело. У Гукки круглые уши и нежные лапки. — Племя мышиных бобров обладает малоразвитыми сверхъестественными способностями, прежде всего способностью ТЕЛЕКИНЕЗА. Гукки, который с самого начала обладал этими способностями в большей степени, полностью развил их, только примкнув к землянам.
1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 17 18 19 20 21 22 23 24 25 26 27 28 29 30 31 32 33 34 35 36 37 38 39 40 41 42 43 44 45 46 47 48 49 50 51 52 53 54 55 56 57 58 59 60 61
Тип Подкласс
Е эллиптические галактики
Е0 абсолютно шаровой формы.
Е1 очень слабо сжатые.
…
Е7 очень сильно сжатые.
S спиральные галактики
Sа очень большое центральное сгущение.
Sb среднее центральное сгущение.
Sс слабо заметное центральное сгущение.
SВ пересеченные спиральные
SВа большое, в форме перемычки, галактики центральное сгущение, ветви соединены почти кольцеобразно.
SВb ярко выраженные ветви, слабое центральное сгущение.
SВс ветви слабо загнуты в форме буквы S, центральный сектор только слегка уплотнен.
SО и SВО центральное сгущение и внешняя форма, как у S или SВ, но без спиральной структуры и без абсорбирующей материи.
Ir — Неправильные галактики, зачастую имеют похожую на облако структуру, чаще всего с большим количеством свободной межзвездной газо— и пылеобразной материи.
ЭЛЛИПТИЧЕСКИЕ ГАЛАКТИКИ — эллиптические галактики (Тип Е) имеют очень сильно увеличивающуюся концентрацию плотности к центру и равномерный спад плотности к наружным секторам. У них нет внутренних структур, они не содержат или содержат только ограниченное число газообразной материи, они несколько краснее, чем спиральные галактики. Их звезды относятся к популяции II, что указывает на то, что это очень старые звезды; более молодые звезды в эллиптических галактиках не наблюдались. Подкласс указывает на степень сжатия. Если а большая ось, а b малая, то получают (а-b)/а и округляют до десятичного знака. Таким образом, это значение определяет подкласс. Пример: большая ось а = 54, малая ось b = 33, (а-b)/а = 21/54 = 0,389, округленно = 0,4 означает Е4. Самые сильные наблюдаемые до сих пор сжатия — это примерно 3:1, то есть Е7. Эта астрономическая терминология ничего, однако, не говорит о фактических соотношениях, поскольку мы можем определить форму галактик только с одного направления взгляда. Так, например, шаровая каталогизированная галактика может оказаться в действительности абсолютно плоским диском, который мы случайно видим точно «сверху». Статистические исследования показывают, что действительно шаровые галактики очень редки. Эллиптические галактики очень близки шаровым заездным скоплениям и центральным сгущениям спиральных галактик, но они значительно крупнее. Круглые галактики несколько меньше в диаметре, однако, приплюснутые галактики имеют такой же большой размер, как и диаметр спиральной галактики. СПИРАЛЬНЫЕ ГАЛАКТИКИ: около 80 процентов всех зарегистрированных до сих пор галактик и спиральных галактик. Почти две трети их относятся к типу S (обычные спиральные галактики), около одной трети — к типу SВ (пересеченные спиральные галактики). Они разделяются на подклассы а, b и с. Галактики типа S имеют светлое, слабо сжатое центральное сгущение, занимающее у типа Sа почти всю галактику, у Sb оно почти вполовину меньше, а у Sс почти пропадает. Центральное сгущение содержит в себе старые звезды популяции II и очень малое количество газа. Плотность резко возрастает к центру сгущения. Чем слабее сгущение, тем сильнее проявляется дискообразная форма галактики. В «диске» находятся спиральные ветви, которые зачастую отходят непосредственно от сгущения и раскручивающиеся наружу. Относительно часто имеются две большие ветви, расположенные примерно симметрично. В некоторых случаях длина ветви достигает более одного полного оборота. Во многих галактиках, напротив, различают большое число более мелких ветвей, закрученных мельче и уже, которые при виде сверху имеют форму розетки; вполне возможно, что наш Млечный путь относится к последнему типу. В спиральных ветвях имеется большое число очень ярких звезд, светящихся газовых туманностей и полос светопоглощающей материи. Они редко имеют правильную форму, чаще всего они неравномерны, похожи на вытянутые облака. ВОЗНИКНОВЕНИЕ СПИРАЛЬНЫХ ВЕТВЕЙ: возникновение галактических спиральных ветвей выяснено еще не до конца. Согласно фон Вейцзеккеру, вращающийся вокруг центрального сгущения газ находится в турбулентном движении, в результате чего тут и там образуются большие плотные облачные скопления. Вследствие дифференциального вращения (внутри быстрее, чем снаружи) эти скопления рассредоточиваются по спирали и, таким образом, образуют спиральные ветви. «Прожив» некоторое время, продолжительность которого зависит от внутренней турбуленции, они снова распадаются, возникают новые облачные скопления и снова рассредоточиваются в спиральные ветви. Возможно, вытянутые межзвездные магнитные поля играют значительную роль при соединении ветвей. Проводимые до сих пор наблюдения позволяют сделать вывод, что закон вращения спиральных галактик кардинально отличается от жесткого вращения. Если бы ветви были такими же старыми, как и сами соответствующие галактики, то они должны были бы за это время множеством оборотов опоясать центральное сгущение. Но этого не произошло; поэтому продолжительность жизни спиральных ветвей значительно короче, чем продолжительность жизни соответствующих галактик. Спиральные ветви составляют лишь малую часть всей массы галактического диска; они только потому так сильно заметны, что в них имеется много ярких молодых звезд и освещаемых ими газовых туманностей. Более старые звезды, представляющие собой гораздо большую массу галактики, распределены по диску почти равномерно; вследствие закономерно наблюдаемого развития звезд к ним, однако, уже не относятся яркие звезды. Подобно нашему Млечному пути, другие галактики также окружены внешним, слабо приплюснутым ореолом, который, однако, различим только у ближайших звездных систем местной группы. Там, кроме межзвездного водорода, имеется много шаровых звездных скоплений (в Туманности Андромеды около 200). ПЕРЕСЕЧЕННЫЕ СПИРАЛЬНЫЕ ГАЛАКТИКИ: у пересеченных спиральных галактик типа S (обычные спиральные галактики) ветви отходят непосредственно от почти шаровидного центра сгущения и расходятся от него сильно закрученными. В отличие от них спиральные галактики типа SВ (пересеченные спиральные галактики) имеют в своем центре почти линейно проходящую «перемычку», более яркую и плотную в середине, чем по обоим своим концам. Зачастую вся перемычка выглядит оптически как вытянутое центральное сгущение; в других случаях она производит скорее впечатление дополнительного центра сгущения, от которого отходят две расположенные точно друг против друга прямые ветви. В подклассе SВ от обеих концов центральной перемычки почти под прямым углом отходит по одной спиральной ветви; обе эти ветви почти образуют кольцо. В спиральных галактиках типа SВb перемычки и ветви без излома переходят друг в друга, и образуя форму слегка приплюснутой в середине большой буквы «S».
УДАЛЕНИЕ ГАЛАКТИК — ОПРЕДЕЛЕНИЕ ПО ОБЪЕКТАМ С ИЗВЕСТНОЙ ЯРКОСТЬЮ. а) дельта-цефеиды (М note 5 приблизительно от минус 1 до минус 5). Речь идет при этом о переменных звездах. Поскольку период колебания яркости известен, то из соотношения период-светимость можно сделать вывод об абсолютной яркости. Галактика Андромеды содержит (согласно проведенным до сих пор наблюдениям) 40 дельта-цефеидов. Всего до сих пор дельта-цефеиды были обнаружены в 15 галактиках. Хотя метод определения удаления по данному типу звезды является самым точным, результаты постоянно сильно отличаются друг от друга в ходе совершенствования методов наблюдения. Это зависит от того, что цефеиды встречаются редко. В окружении нашего Солнца их, например, вообще не найдено, в результате чего затрудняется градуировка шкалы. б) ЯРКИЕ ЗВЕЗДЫ О И В (М равна приблизительно 6,3). Только самые яркие звезды О и В годятся для определения удаления. Их до сих пор можно было наблюдать более чем в 100 галактиках. Результаты в достаточной мере неопределенны, поскольку абсолютные яркости сильно расходятся. в) ШАРОВЫЕ СКОПЛЕНИЯ (М равна приблизительно минус 6,8). Проведенные до сих пор наблюдения позволяют сделать вывод, что шаровые скопления имеются во всех типах галактик. В галактике Андромеды известно, например, свыше 200 шаровых скоплений, в М 31 — до сих пор 15, а в М 101 — пока 6. Определение удаления при помощи шаровых скоплений пока ненадежно, что частично обусловлено светопоглощающим и искажающим влиянием межзвездных туманностей в нашей Галактике и в других галактиках. Расчет с помощью средних значений также дает ненадежный результат вследствие неравномерно распределенной межзвездной материи. г) Новая (М равна приблизительно минус 7,0). В чужих галактиках можно было до сих пор наблюдать 130 новых звезд — всего в 35 галактиках. В большинстве случаев новые звезды появляются в галактических центрах сгущения. Соседняя с нами галактика Андромеда имеет в среднем 30 новых звезд за год; в большинстве случаев их число, однако, гораздо меньше. Поскольку абсолютная яркость новой звезды сильно рассеяна, относительно точный расчет возможно осуществить только тогда, когда можно наблюдать наибольшую часть кривой света. д) Суперновая (М равна приблизительно минус 14,0). В среднем каждая галактика дает в течение примерно 360 лет одну суперновую звезду. До сих пор было обнаружено 46 суперновых звезд в 40 галактиках. Абсолютные яркости суперновых звезд, тем не менее, особенно сильно разбросаны. Отдельные методы обладают, естественно, различными зонами досягаемости, обусловленными разрешающей способностью средств наблюдения. Например, дельта-цефеи можно наблюдать только внутри местной группы галактик. Самые яркие звезды, шаровые скопления и новые звезды можно было до сих пор раздельно воспринимать на расстоянии до 1000 килопарсек. Только суперновые звезды можно наблюдать с любого расстояния, на котором вообще еще могут быть обнаружены галактики, поскольку они в большинстве случаев сияют так ярко, как вся звездная система. Но они появляются редко и, кроме того, сильно разбросаны. Галактики типов SО и SВО — речь идет о галактиках, центр сгущения которых и внешние формы одинаковы с типом S (спиральные галактики) или BS (пересеченные спиральные галактики), которые, однако, не имеют ни спиральных ветвей, ни светящихся газовых туманностей, ни темных полос светопоглощающей материи. Их яркость равномерно уменьшается от центра сгущения к краю; в отдельных случаях их свет распределяется вокруг центра сгущения как средней точки в виде множества колец. Отсутствие характерных структур, молодых звезд и межзвездного газа позволяет сделать вывод, что галактики типов S-ноль и SВ-ноль очень стары и уже израсходовали свой запас газа для образования звезд или же что межзвездный газ был потерян в результате прохода через вторую звездную систему.
ГУККИ — персонаж из серии о Перри Родане. Гукки — это имя мышиного бобра с планеты ТРАМП. Внешне Гукки выглядит, как большая, длиной в метр, мышь, но у хвост него приплюснутый, как у бобра; нижняя часть его тела сильно утолщена, мех имеет красновато-коричневую окраску. Характерным признаком является его единственный большой резец, который он во всю его величину показывает, когда ему бывает весело. У Гукки круглые уши и нежные лапки. — Племя мышиных бобров обладает малоразвитыми сверхъестественными способностями, прежде всего способностью ТЕЛЕКИНЕЗА. Гукки, который с самого начала обладал этими способностями в большей степени, полностью развил их, только примкнув к землянам.
1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 17 18 19 20 21 22 23 24 25 26 27 28 29 30 31 32 33 34 35 36 37 38 39 40 41 42 43 44 45 46 47 48 49 50 51 52 53 54 55 56 57 58 59 60 61