Эволюция и строение галактик

ЭВОЛЮЦИЯ И  СТРОЕНИЕ ГАЛАКТИК

Эволюция галактик.

Существует два основных направления исследований того, как  сформировался и эволюционирует окружающий нас мир звездных островов – галактик, в одной из которых  мы живем.

Первое направление –  это изучение звездного и газового состава галактик. Возьмем самое  очевидное. Звезды рождаются из газа, поэтому со временем количество газа в галактиках становится меньше, а  звезд – больше. Этот процесс  необратим, поскольку только часть  вещества звезд вновь возвращается в межзвездную среду. По имеющимся  оценкам, во всей нашей гигантской Галактике  за миллион лет рождается всего  несколько миллионов звезд. Это  в несколько раз меньше, чем  в среднем за всю её долгую историю. Сейчас в галактиках такого типа, как  наша Галактика, как правило, всего  несколько процентов массы приходится на газ, а остальное – на звезды и на так называемую темную материю. По относительным массам звезд и  газа, а также по их химическому  составу, можно судить о том, какой  эволюционный путь прошла та или иная галактика.

Существует второй путь, более оригинальный. Наблюдая далекие  объекты, астрономы имеют возможность заглядывать в глубокое прошлое. Поскольку электромагнитные волны имеют ограниченную скорость (300000 км/сек), для нас объекты на небе выглядят такими, какими они были в момент излучения того света, который дошел до Земли. Сравнительно близкие галактики, например, Туманность Андромеды, находятся на расстоянии нескольких миллионов световых лет. Миллионы лет для галактик – это ничтожная величина, они практически не меняются за это время. Но если мы наблюдаем очень далекие галактики, то ситуация иная. Мы можем видеть галактики на миллиарды лет в прошлом. Рекордно далекая галактика, найденная, кстати, совсем недавно с помощью космических обсерваторий «Хаббл» и «Спитцер», наблюдается такой, какой она была всего 200-300 миллионов лет после начала своего формирования, или спустя всего пол миллиарда лет после начала расширения Вселенной, в то время как современный возраст галактик за редкими исключениями превышает 10 миллиардов лет. Сравнивая близкие галактики с далекими, мы видим, как меняется весь мир галактик, вся Вселенная. Оказалось, что галактики-младенцы на очень больших расстояниях имеют в среднем значительно меньшие размеры, чем современные (они еще не выросли), содержат большое количество газа и молодых звезд, и многие из них еще не пришли в спокойное, стационарное состояние.

Галактики медленно изменяются. Со временем уменьшается количество газа, все реже рождаются в них  звезды. Но эта эволюция происходит с разной скоростью. Некоторые из галактик давно полностью сформировались, и сейчас представляют собой медленно стареющие звездные системы. Среди них преобладают так называемые эллиптические галактики. Но многие галактики сохранили свою активность, потому что они более экономно расходовали газ, и к таким относится, например, наша собственная Галактика.

Параллельно со старением  галактик идет процесс увеличения количества тяжелых химических элементов в  звездах и газе, потому что практически  все атомы тяжелее гелия, в  том числе и те, из которых состоим  мы с вами – возникли в свое время  в недрах звезд, и только при их разрушении они попали в межзвездную  среду, из которой рождаются новые  поколения звезд. Это изменение химического состава со временем подтверждается прямыми наблюдениями. Уже давно известно, что наиболее старые звезды нашей Галактики содержат во много раз меньше элементов тяжелее гелия, чем звезды, возникшие ближе к нашему времени. Мало тяжелых элементов, как и ожидалось, оказалось и в тех галактиках, которые мы наблюдаем в эпоху их ранней молодости.

Важно то, что галактики  эволюционируют не как изолированные  объекты. На галактики падает межгалактический газ. Они могут сталкиваться между  собой, сливаться, поглощать друг друга, менять свою структуру. Правда, в каждом случае мы видим эти процессы не в динамике, а как стоп-кадры: из-за больших пространственных масштабов  процессы сближения галактик, их деформации или разрушения занимают сотни миллионов  лет. Однако существуют методы точных измерений скоростей газа и звезд, которые позволяет воссоздать картину  бурного движения вещества, понять, с чем оно связано, и смоделировать  происходящие процессы.

Пожалуй, наиболее важное открытие последних десятилетий заключается  в том, что существует предел возраста наблюдаемых галактик: большая часть  из них начало формироваться примерно в одну эпоху, около 13.5 млрд лет назад. Значит, было такое время, когда ни галактик, ни звезд природа просто не знала. В невообразимо далеком будущем звезды также перестанут существовать.

Начало жизни каждой галактики  – это бурное рождение первого  поколения звезд из первоначально  разреженного газа, который сжимается  в гравитационном поле темной материи. За 1-2 млрд лет рождается большая часть звезд, которые вообще будут существовать в данной галактике. На этом раннем этапе массивные галактики растут за счет поглощения окружающей материи, формируются их газо-звездные диски, а чуть позднее в массивных галактиках начинают на короткое (по галактическим меркам) время вспыхивать активные ядра. Следующий этап эволюции – это медленное «взросление», но оно не всегда происходит плавно, и может сопровождаться резкими изменениями свойств галактик благодаря различным нестационарным процессам, связанным, например, с мощной вспышкой активности ядра, со сближением с соседними галактиками или с их поглощением, с возросшим темпом звездообразования. «Пик» подобной активности галактик наблюдается на таком расстоянии от нас, которому соответствует время около 10 миллиардов лет в прошлое. Начиная с этой эпохи, с течением времени меньше становится объектов с активными ядрами, больше – галактик, где почти прекратилось звездообразование.

Строение галактик.

Галактики — чрезвычайно  далёкие объекты, расстояние до ближайших  из них принято измерять в мегапарсеках, а до далёких — в единицах красного смещения. Именно из-за удалённости различить на небе невооружённым глазом можно всего лишь три из них: туманность Андромеды (видна в северном полушарии), Большое и Малое Магеллановы Облака (видны в южном). Разрешить изображение галактик до отдельных звёзд не удавалось вплоть до начала XX века. К началу 1990-х годов насчитывалось не более 30 галактик, в которых удалось увидеть отдельные звёзды, и все они входили в Местную группу. После запуска космического телескопа «Хаббл» и ввода в строй 10-метровых наземных телескопов число галактик, в которых удалось различить отдельные звёзды, резко возросло.

Галактики отличаются большим  разнообразием: среди них можно  выделить сфероподобные эллиптические галактики, дисковые спиральные галактики, галактики с перемычкой (баром), карликовые, неправильные и т. д. Если же говорить о числовых значениях, то, к примеру, их масса варьируется от 107 до 1012 масс Солнца, для сравнения масса нашей галактики Млечный Путь 3×1012 масс Солнца. Диаметр галактик — от 5 до 50 килопарсек (от порядка 16 тысяч до 160 тысяч световых лет), для сравнения диаметр нашей галактики Млечный Путь около 100 000 световых лет.

Одной из нерешённых проблем  строения галактик является тёмная материя, проявляющая себя только в гравитационном взаимодействии. Она может составлять до 90 % от общей массы галактики, а  может и полностью отсутствовать, как в карликовых галактиках.

В пространстве галактики  распределены неравномерно: в одной  области можно обнаружить целую  группу близких галактик, а можно  не обнаружить ни одной, даже самой  маленькой галактики (так называемые войды). Точное количество галактик в наблюдаемой части Вселенной неизвестно, но, по всей видимости, их порядка 1011.

Основные  наблюдаемые составляющие галактик включают:  

 1. Нормальные звёзды различных масс и возрастов, часть которых               заключена в скоплениях.  

2. Компактные остатки  проэволюционировавших звёзд. 
   3.   Холодная газопылевая среда. 
   4.  Наиболее разрежённый горячий газ с температурой 105—106 К.

Двойные звёзды в соседних галактиках не наблюдаются, но, судя по окрестностям Солнца, кратных звёзд  должно быть достаточно много. Газопылевая  среда и звёзды состоят из атомов, и их совокупность называют барионной  материей галактики. В небарионную включается масса тёмной материи и масса чёрных дыр.

Важнейшими компонентами являются газопылевой диск, звёздный диск и  сфероидальный компонент. Существует четыре основных вида галактик: 

1.   Эллиптические галактики (E) — галактики, у которых дисковой составляющей нет, либо она слабоконтрастна. Все остальные галактики дисковые.

2.  Спиральные галактики (S) — галактики, обладающие спиральными ветвями. Иногда ветви могут вырождаться в кольца. 

3.   Линзовидные галактики (S0) — галактики, по своей структуре не отличающиеся от спиральных, за исключением отсутствия чёткого спирального узора. Объясняется это низким содержанием межзвёздного газа, а значит, и низким темпом звездообразования.  

4.   Неправильные галактики (Irr) — для них характерна неправильная клочковатая структура. Как правило, в них очень много межзвёздного газа, до 50 % от массы галактики.