Галяктыка

Зьвесткі зь Вікіпэдыі — вольнай энцыкляпэдыі
Перайсьці да: навігацыі, пошуку
NGC 4414, звычайная сьпіральная галяктыка з сузор’я Валасы Веранікі дыямэтрам каля 56 000 сьветлавых гадоў, зьмешчаная на адлегласьці прыкладна ў 60 мільёнаў сьветлавых гадоў.

Галя́ктыка — вялікая сыстэма з зорак, міжзорнага газу, пылу, цёмнай матэрыі і, магчыма, цёмнай энэргіі, зьвязаная сіламі гравітацыйнага ўзаемадзеяньня. Звычайна галяктыкі ўтрымоўваюць ад 10 мільёнаў (107) да некалькіх трыльёнаў (1012) зорак, якія верцяцца вакол агульнага цэнтра цяжару. Акрамя асобных зорак і разрэджанага міжзорнага асяродзьдзя, вялікая частка галяктык утрымоўвае мноства кратных зорных сыстэм, зорных скупнасьцяў і розных туманнасьцяў. Як правіла, дыямэтар галяктык складае ад некалькіх тысяч да некалькіх сотняў тысяч сьветлавых гадоў, а адлегласьці паміж імі вылічаюцца мільёнамі сьветлавых гадоў.

Хоць каля 90% масы галяктык прыходзіцца на дзель цёмнай матэрыі і энэргіі, прырода гэтых нябачных кампанэнтаў пакуль не вывучаная. Існуюць сьведчаньні таго, што ў цэнтры шматлікіх (калі не ўсіх) галяктык знаходзяцца звышмасіўныя чорныя дзіркі.

Міжгаляктычная прастора зьяўляецца практычна чыстым вакуўмам са сярэдняй шчыльнасьцю менш аднаго атама рэчыва на кубічны мэтар. Магчыма, што ў назіранай частцы Сусьвету знаходзіцца каля 1011 галяктык.

Этымалёгія[рэдагаваць | рэдагаваць крыніцу]

Слова «галя́ктыка» (ад грэц. γαλαξίας — млечны) паходзіць ад грэцкай назвы нашай Галяктыкі, то бок kyklos galaktikos азначае «малочнае кольца» — як апісаньне назіранай зьявы на начным небе. Калі астраномы выказалі здагадку, што розныя нябесныя аб’екты, якія лічыліся сьпіральнымі туманнасьцямі, могуць быць велізарнымі скапленьнямі зорак, гэтыя аб’екты сталі зваць «выспавымі сусьветамі». Але відавочна, што такое выкарыстаньне тэрміна недарэчна, паколькі паняцьце «Сусьвет» уключае ў сябе ўсё існае. Таму тэрмін выйшаў з ужываньня, і быў заменены на тэрмін «галяктыка», які зараз ужываецца да ўсіх падобных аб’ектаў.

Назіраньні[рэдагаваць | рэдагаваць крыніцу]

Адлегласьць[рэдагаваць | рэдагаваць крыніцу]

Адлегласьць ад назіральніка да галяктыкі як фізычная характарыстыка не ўваходзіць ні ў адзін працэс, які адбываецца з галяктыкай. Неабходнасьць у інфармацыі пра адлегласьць да галяктыкі ўзнікае пры: атаясьненьні малавывучаных падзеяў, напрыклад, гама-воплескаў; вывучэньні Сусьвету як цэлага, вывучэньні эвалюцыі саміх галяктык, вызначэньні масы галяктык і іхных памераў і іншых чыньніках.

Усе больш-менш мадэленезалежныя спосабы вызначэньня адлегласьці да галяктыкі можна падзяліць на два тыпы, як то вымярэньне па аб’екце ўнутры галяктыкі, адлегласьць да якога на занядбана малую велічыню адрозьніваецца ад адлегласьці да самой галяктыкі, і па чырвоных зрушэньнях.

Першы спосаб — фотамэтрычны спосаб, з выкарыстаньнем гэтак званых стандартных сьвечак, сьвяцільнасьць якіх лічыцца вядомай. Тады адлегласьць можна вылічыць па наступнай формуле:

R=10^{\frac{1}{5}(m-M)+1},

дзе m — бачная зорная велічыня, М — абсалютная зорная велічыня, а R — адлегласьць, якая вымяраецца ў парсэках. На сучасным этапе ў якасьці такіх стандартных сьвечак выкарыстоўваюць[1]:

  • Цэфэіды — ведаючы пэрыяд іх пульсацыяў, можна даведацца пра іхную сьвяцільнасьць. Першы аб’ект, па якім вымералі адлегласьць да іншых галяктыкаў.
  • Звышновыя зоркі тыпу Ia. Менавіта з дапамогай іх у 1990-х гадох адкрылі паскоранае пашырэньне Сусьвету.
  • Чырвоныя гіганты.
  • Звышгіганты.

Другі спосаб заснаваны на эмпірычным законе Габла й больш залежны ад абранай мадэлі, чым папярэдні.

~R=\frac{cz}{H_0},

дзе H0 — сталая велічыня Габла. Калі ж узяць цяпер распаўсюджаную ΛCDM-мадэль (з той жа сталай Габла), то колькі-небудзь істотнае разыходжаньне будзе на z ~ 10, што дазваляе яго прылічыць да адносна мадэленезалежных.

Існуе таксама шэраг моцна мадэлезалежных спосабаў[1]:

Асноўныя назіраныя складнікі галяктыкаў[рэдагаваць | рэдагаваць крыніцу]

Асноўныя назіраныя складнікі галактыкаў уключаюць[2]:

  1. Нармальныя зоркі розных масаў і ўзростаў, частка якіх складзена ў вялікай колькасьці.
  2. Кампактныя рэшткі праэвалюцыянаваных зорак.
  3. Халоднае газапылавое асяродзьдзе.
  4. Найбольш разрэджаны гарачы газ з тэмпэратурай 105—106 К.

Падвойныя зоркі ў суседніх галяктыках не назіраюцца, але, мяркуючы па навакольлях Сонца, кратных зорак павінна быць досыць шмат. Газапылавое асяродзьдзе й зоркі складаюцца з атамаў, і іхную сукупнасьць называюць барыённай матэрыяй галяктыкі. У небарыённую ўключаецца маса цёмнай матэрыі й маса чорных дзірак[2].

Хуткасьць кручэньня галяктык[рэдагаваць | рэдагаваць крыніцу]

Пад хуткасьцю кручэньня галяктыкі маецца на ўвазе хуткасьць кручэньня розных кампанэнтаў галяктыкі вакол ейнага цэнтру. Дадзеная хуткасьць ёсьць сумарная хуткасьць, набытая падчас розных працэсаў. Хуткасьць кручэньня галяктыкі варта адрозьніваць ад кругавой хуткасьці Vc, якая абумоўлена толькі сілай гравітацыі і роўная, па вызначэньні, неабходнай хуткасьці цела, якое рухаецца па крузе пад дзеяньнем сілы прыцягненьня да цэнтру. Хуткасьць жа кручэньня ў агульным выпадку абумоўлена таксама радыяльным градыентам ціску P міжзорнага газу.

V^2=R\left(\frac{\partial\Phi}{\partial R} + \frac{\nabla P}{\rho_g}\right)=V_c^2 +R\frac{\nabla P}{\rho_g}

Тут Φ — гравітацыйны патэнцыял, а ρg — шчыльнасьць газу.

Для розных кампанэнтаў галяктыкі хуткасьць кручэньня ацэньваецца па-рознаму. Для газу — па доплераўскаму зрушэньню эмісійных лініяў. Для зорак — па доплераўскага зрушэньню абсарбцыйных лініяў зорак. Схема атрыманьня хуткасьці кручэньня наступная.

Непасрэдна хуткасьць з назіраньняў ёсьць сумай хуткасьці руху галяктыкі як цэлага й хуткасьці ўнутранага руху. Звычайна хуткасьць галяктыкі ў цэлым (V0) атаясамляецца з хуткасьцю руху цэнтральнай вобласьці. Для далёкіх галяктык гэтая хуткасьць абумоўлена габлаўскім пашырэньнем Сусьвету, уласная хуткасьць занядбана малая.

Хуткасьць, атрыманая пасьля ўліку хуткасьці руху галяктыкі як цэлага, — хуткасць па прамяню зроку (Vr), і каб вылічыць хуткасьць кручэньня галяктыкі на дадзенай адлегласьці, неабходна ўлічыць эфэкты праекцыі. Для гэтага неабходна ведаць кут нахілу восі галяктыкі да промня гледжаньня i, а таксама кут φ паміж вялікай восьсю галяктыкі й прамой, якая праходзіць праз цэнтар галяктыкі й назіраную кропку. Такім чынам, каб перайсьці ад Vr да Vφ, неабходна ведаць пяць парамэтраў: хуткасьць руху галяктыкі V0, куты i і φ, дзьве каардынаты цэнтру галяктыкі (адносна любога пункту выявы).

Калі галяктыка выглядае восевасымэтрычнай, то задача спрашчаецца, бо куты арыентацыі й становішча цэнтру можна вылічыць па разьмеркаваньні яскравасьці дыска. І калі шчыліну спэктрографа разьмясьціць уздоўж ейнай вялікай восі, можна атрымаць:

~V_{\phi}(R)=\frac{|V_0 - V_r(l)|}{\sin{i}},

дзе l — адлегласьць ад цэнтра галяктыкі ўздоўж шчыліны. Аднак найбольш поўную інфармацыю пра рух у галяктыцы дае аналіз поля хуткасьцяў — сукупнасьці вымярэньняў прамянёвых хуткасьцяў для вялікай колькасьці пунктаў па дыску галяктыкі. Для атрыманьня поля хуткасьцяў ужываюць двухвымерную спэктраскапію. Звычайна ўжываецца альбо шматканальны прыёмнік, альбо інтэрфэромэтар Фабры—Пяро. Радыёназіраньні газу ў лініях H I таксама дазваляюць атрымаць двухвымерную карціну разьмеркаваньня хуткасьцяў у галяктыцы[3].

Маса й памер[рэдагаваць | рэдагаваць крыніцу]

Галяктыкі ня маюць дакладных межаў. Нельга дакладна сказаць, дзе канчаецца галяктыка й пачынаецца міжгаляктычная прастора. Да прыкладу, калі ў аптычным дыяпазоне галяктыка мае адзін памер, то вызначаны паводле радыёназіраньням міжзоркавага газу радыюс галяктыкі можа апынуцца ў дзесяткі разоў большым. Ад памеру залежыць і маса галяктыкі, якую можна вымяраць. Звычайна пад памерам галяктыкі разумеюць фотамэтрычны памер ізафоты 25-й зорнай велічыні з квадратнай кутняй сэкунды ў фільтры B. Стандартнае пазначэньне такога памеру — D25[4].

Маса дыскавых галяктыкаў ацэньваецца па крывой кручэньня ў рамках нейкай мадэлі. Выбар аптымальнай мадэлі галяктыкі абапіраецца як на форму крывой кручэньня, гэтак і на агульныя ўяўленьні аб структуры галяктыкі. Для грубых ацэнак масы эліптычных галяктыкаў неабходна ведаць дыспэрсію хуткасьцяў зорак у залежнасьці ад адлегласьці ад цэнтра й радыяльнае разьмеркаваньне шчыльнасьці[5].

Маса халоднага газу ў галяктыцы вызначаецца па інтэнсіўнасьці лініі H I. Калі рэгіструемая шчыльнасьць струменя выпраменьваньня ад галяктыкі або якой-небудзь ейнай частцы роўныя Fν, тады адпаведная маса роўная:

M_{HI}\approx 2\cdot 10^5 M_{\bigodot}D^2\int_{\nu}F_{\nu}(\nu )d\nu,

дзе D — адлегласьць у мэгапарсэках, паток выяўлены ў янскіх.

Ацэнка масы малекулярнага газу вельмі складаная, бо спэктар самай распаўсюджанай малекулы H2 ня мае лініяў, якія ўзбуджаюцца ў халодным газе. Таму зыходнымі дадзенымі зьяўляюцца інтэнсіўнасьці спэктральных лініяў малекулы CO (ICO). Каэфіцыент прапарцыянальнасьці паміж інтэнсіўнасьцю выпраменьваньня CO і ягонай масай залежыць ад мэталёвасьці газу. Але самая вялікая нявызначанасьць зьвязана з малай празрыстасьцю воблака, з-за яе асноўная доля сьвятла, выпраменьваная ўнутранымі абласьцямі, паглынаецца самім жа воблакам, такім чынам, да назіральніка даходзіць сьвятло толькі ад паверхні аблокаў[6].

Віды галяктык[рэдагаваць | рэдагаваць крыніцу]

Існуе тры асноўныя віды галяктык: эліптычныя, сьпіральныя і няслушныя. У шматлікіх выпадках вельмі зручным зьяўляецца іхнае некалькі больш падрабязнае Габлаўскае дзяленьне на падвіды. Габлаўскае дзяленьне (або камэртон Габла), якое ахоплівае ўсе галяктыкі, засноўваецца на іхнай візуальна ўспрыманай будове. З гэтае прычыны яно можа ня ўлічваць вельмі важныя характарыстыкі галяктыкаў, як то тэмп зоркаўтварэньня.

Нашая галяктыка Млечны Шлях, званая таксама проста Галяктыкай (зь вялікай літары), зьяўляецца вялікай дыскападобнай сьпіральнай галяктыкай зь перамычкай, дыямэтрам каля 30 кіляпарсэк (або 100 000 сьветлавых гадоў) і таўшчынёй у 3 тысячы сьветлавых гадоў. Яна ўтрымоўвае каля 3×1011 зорак, а ейная агульная маса складае каля 6×1011 масаў Сонца.

Рукавы сьпіральных галяктыкаў сваім выглядам падобныя на лягарытмічную сьпіраль — форму хваляў шчыльнасьці галяктычнага газу, адзначаную абласьцямі зоркаўтварэньня: менавіта маладыя яскравыя зоркі раньніх спэктральных клясаў даюць бачную карціну сьпіральных рукавоў.

Як і зоркі, сьпіральныя рукавы круцяцца вакол цэнтру масаў, але са сталай (якая не залежыць ад адлегласьці да цэнтру галяктыкі) кутняй хуткасьцю, што азначае, што час ад часу зоркі праходзяць скрозь сьпіральныя рукавы. Лічыцца, што сьпіральныя рукавы зьяўляюцца абласьцямі падвышанай шчыльнасьці, або хвалямі шчыльнасьці. Калі зоркі праходзяць скрозь рукаў галяктыкі, яны запавольваюцца, некалькі павялічваючы сярэднюю шчыльнасьць рукава. Падобныя «хвалі», якія складаюцца з павольна едучых машынаў, можна ўбачыць на перапоўненых дарогах. У выніку неаднастайнасьці гравітацыйнага патэнцыялу (≈ 10—20%) які «даганяе» міжзоркавы газ разганяецца да звышгукавых хуткасьцяў і тармозіцца аб «набягаючы», утвараючы ўдарную хвалю са значна падвышанай, у параўнаньні зь сярэдняй, шчыльнасьцю. Рукавы прыкметныя таму, што падвышаная шчыльнасьць спрыяе фармаваньню зорак, з-за чаго сьпіральныя рукавы ўтрымліваюць маладыя блакітныя зоркі.

Некаторыя сьпіральныя і няслушныя галяктыкі адрозьніваюцца яскравымі зоркападобнымі ядрамі і моцнымі шырокімі лініямі выпраменьваньня ў іхных спэктрах. Першым зьвярнуў увагу на такую асаблівасьць і вылучыў галяктыкі з гэтымі прыкметамі ў асобны кляс у 1943 годзе Карл Сэйфэрт, па ягонаму імя яны атрымалі назву сэйфэртаўскіх галяктыкаў. Пасьля апынулася, што такія галяктыкі выпраменьваюць ва ўльтрафіялетавым і рэнтгенаўскім дыяпазоне; у цяперашні час (2006) актыўнасьць сэйфэртаўскіх галяктыкаў тлумачыцца прысутнасьцю ў іхных ядрах звышмасіўных чорных дзірак, на якія адбываецца акрэцыя галяктычнага газу.

У 2003 годзе Майклам Дрынкўотэрам з унівэрсытэту Кўінслэнду быў адкрыты новы від галяктыкаў, клясыфікаваны як ультракампактныя карлікавыя галяктыкі.

Буйнамаштабныя структуры[рэдагаваць | рэдагаваць крыніцу]

Толькі нешматлікія галяктыкі існуюць асобна ад астатніх, самі па сабе (яны таксама вядомыя як галяктыкі поля). Структуры з прыкладна 50 галяктык завуцца групамі галяктык, а буйнейшыя, утрымоўвальныя шматлікія тысячы галяктык у прасторы папярочнікам у некалькі мэгапарсэк, завуцца скапленьнямі галяктык. Скапленьне галяктык часта знаходзяцца пад уплывам адной гіганцкай эліптычнай галяктыкі, якая за кошт прыліўных сіл з часам руйнуе галяктыкі-спадарожнікі і павялічвае сваю масу, паглынаючы іх. Звышскапленьне завуць гіганцкія зборы, якія ўтрымоўваюць дзясяткі тысяч галяктык, уваходныя ў скапленьне, групы або разьмешчаныя асобна. У маштабах звышскапленьняў галяктыкі выбудоўваюцца ў палосы і ніткі, навакольныя шырокія разрэджаныя пустэчы. У вялікіх маштабах Сусьвет паўстае ізатропным і аднастайным. Наша Галяктыка зьяўляецца адной з галяктык Мясцовай групы, пануючы над ёю разам з Туманнасьцю Андрамэды. У Мясцовай групе папярочнікам каля аднаго мэгапарсэку, знаходзяцца каля 30 галяктык. Сама Мясцовая група зьяўляецца часткай Звышскапленьня Панны, галоўную ролю ў якім гуляе Скапленьне Панны (у якое наша Галяктыка не ўваходзіць).

Гісторыя вывучэньня[рэдагаваць | рэдагаваць крыніцу]

У 1610 годзе Галілео Галілей выявіў, што Млечны Шлях, які ён вырашыў дасьледаваць сваім тэлескопам, складаецца зь велізарнага ліку слабых зорак. У сваім трактаце 1755 году, заснаваным на працах Томаса Райта, Імануіл Кант выказаў здагадку, што Галяктыка можа быць целам, якое верціцца і складаецца зь велізарнай колькасьці зорак, утрымоўваных гравітацыйнымі сіламі, падобнымі з тымі, што дзейнічаюць у Сонечнай сыстэме, але ў вялікіх маштабах. З нашага месца ўсярэдзіне Галяктык атрыманая кружэлка будзе бачны на начным небе як сьветлая паласа. Кант выказаў і здагадку, што некаторыя з туманнасьцяў, бачных на начным небе, могуць быць асобнымі галяктыкамі.

Да канца XVIII стагодзьдзя Шарль Мэсье склаў каталёг, утрымоўвальны 109 яркіх туманнасьцяў, услед за якім зьявіўся каталёг з 5000 туманнасьцяў Ўільяма Гэршэля. Пасьля пабудовы свайго тэлескопа ў 1845 годзе лорд Рос змог убачыць адрозьненьні паміж эліптычнымі і сьпіральнымі туманнасьцямі. У некаторых з гэтых туманнасьцяў ён змог вылучыць і асобныя крыніцы сьвятла, што надавала гіпотэзе Канта вялікую праўдападобнасьць. Аднак пытаньне аб тым, ці зьяўляюцца гэтыя туманнасьці асобнымі галяктыкамі, заставаўся спрэчным да пачатку 1920-х гадоў, калі дзякуючы новаму тэлескопу Эдўін Габл даў на яго адказ. Ён здолеў разглядзець вонкавыя часткі некаторых сьпіральных туманнасьцяў як скапленьне асобных зорак і вызначыць сярод іх зьменныя-цэфэіды. Гэта дазволіла яму ацаніць адлегласьць да гэтых туманнасьцяў: яны знаходзіліся занадта далёка, каб быць часткай Млечнага Шляху. У 1936 гозе Габл пабудаваў клясыфікацыю галяктык, якая выкарыстоўваецца па гэтай дзень і завецца пасьлядоўнасьцю Габла.

Першая спроба вызначыць форму Млечнага Шляху і становішча Сонцы ў ім была прадпрынятая Ўільямам Гэршэлем у 1785 годзе пры дапамозе дбайнага падліку зорак у розных участках неба. Выкарыстаючы ўдасканалены варыянт мэтаду, Каптэйн у 1920 годзе зрабіў выснову аб маленькай (дыямэтрам у 15 кіляпарсэк) пляскатай галяктыцы з Сонцам зблізку цэнтра. Іншы мэтад, выкарыстаны Гарлоў Шэплі і заснаваны на падліку шаравых скапленьняў, даў зусім іншую карціну — плоская кружэлка дыямэтрам каля 70 кіляпарсэк з Сонцам, зьмешчаным далёка ад цэнтра. Абодва дасьледаваньня не былі дакладныя з-за таго, што не ўлічвалі паглынаньне сьвятла міжзоркавым газам у плоскасьці галяктыкі. Сучасная карціна нашай Галяктыкі зьявілася ў 1930 годзе, калі Робэрт Джуліюс Трамплер вымераў гэты эфэкт, вывучаючы разьмеркаваньне безуважлівых зорных скапленьняў, якія канцэнтруюцца ў плоскасьці Галяктыкі.

У 1944 годзе Гэндрык ван дэ Гальст прадказаў існаваньне радыёвыпраменьваньня з даўжынёй хвалі ў 21 см, выпраменьванага міжзоркавым атамарным вадародам, якое было выяўлена ў 1951 годзе. Гэтае выпраменьваньне, не паглынаемае пылам, дазволіла дадаткова вывучыць Галяктыку дзякуючы доплераўскаму зрушэньню. Гэтыя назіраньні прывялі да стварэньня мадэлі з перамычкай у цэнтры Галяктыкі. Прагрэс радыётэлескопаў дазволіў адсочваць вадарод і ў іншых галяктыках. У 1970-х гадах стала зразумела, што агульная бачная маса галяктык (якая складаецца з масы зорак і міжзоркавага газу), не тлумачыць хуткасьці кручэньня газу. Гэта прывяло да высновы аб існаваньні цёмнай матэрыі.

Новыя назіраньні, вырабленыя ў пачатку 1990-х гадоў на Касьмічным тэлескопе імя Габла, паказалі, што цёмная матэрыя ў нашай Галяктыцы ня можа складацца толькі зь вельмі слабых і малых зорак. На ім таксама былі атрыманыя выявы далёкага космасу, атрымалыя назву Hubble Deep Field і Hubble Ultra Deep Field, якія паказалі відавочнасьць таго, што ў нашай Сусьвеце існуюць сотні мільярдаў галяктык.

У 2004 годзе самой далёкай галяктыкай з тых, што калі-небудзь назіраліся чалавецтвам, стала галяктыка Abell 1835 IR1916.

Дадаткова[рэдагаваць | рэдагаваць крыніцу]

Глядзіце таксама[рэдагаваць | рэдагаваць крыніцу]

Крыніцы[рэдагаваць | рэдагаваць крыніцу]

Літаратура[рэдагаваць | рэдагаваць крыніцу]

  • James Binney: Galactic Astronomy, Princeton University Press, 1998
  • Terence Dickinson: The Universe and Beyond (Fourth Edition), Firefly Books Ltd. 2004, 2004
  • Засов А. В., Постнов К. А. Общая астрофизика.. — Фрязино: Век 2, 2006. — 496 с с. — ISBN 5-85099-169-7

Вонкавыя спасылкі[рэдагаваць | рэдагаваць крыніцу]

Commons-logo.svg  Галяктыкасховішча мультымэдыйных матэрыялаў