регистрация / вход

Просторовий розподіл галактик

Різноманітність галактик, історія їх дослідження. Групи, скупчення, надскупчення та місцева група галактик. Великомасштабна структура Всесвіту, розширення метагалактики. Дослідження просторового розподілу та еволюції галактик; позагалактична астрономія.

РЕФЕРАТ НА ТЕМУ

Просторовий розподіл галактик


Галактики. Різноманітність галактик

Галактиками називають велетенські зоряні системи, кількість зір в яких може досягати величини, сумірної з 1013 . В астрономії прийнято маси великих об'єктів виражати в одиницях маси Сонця (MС = 1.99·10 г), а величезні відстані — у світлових роках (1 св. рік = 9.46·1015 м), парсеках (1 пк = 3.26 св. року), кілопарсеках (1 кпк = 103 пк) і мегапарсеках (1 Мпк = 106 пк). Маси галактик охоплюють інтервал 107 — 1013 )MС , а їхні розміри становлять від кількох сотень парсеків до сотень кілопарсеків. Крім зір, до складу галактик входить значна кількість газу й пилу. У галактиках міститься майже вся речовина Всесвіту, яка випромінює електромагнітні хвилі у видимій ділянці спектра. Астрономи припускають, що до галактик входить ще речовина, поки що недоступна для спостережень; вважається, що ця речовина не проявляє ніяких властивостей, крім гравітаційних. Дуже велика зоряна система, до якої входить Сонце з планетами, має назву Галактика. Вона містить майже 2·1011 зір. Діаметр диска Галактики перевищує 105 св. років, а товщина його становить 103 св. років.

Галузь астрономії, котра вивчає галактики (крім нашої), називається позагалактичною астрономією. Інтенсивне дослідження галактик розпочалося з 20-х pp. XX ст. Тоді видатний американський астроном Е. Хаббл (1889—1953) остаточно встановив, що спіральна туманність у сузір'ї Андромеди (Andromeda, And; тут і далі в дужках подано повну латинську назву сузір'я та прийняте в астрономії трибуквенне скорочення її) й деякі інші туманності спіральної форми мають позагалактичну природу (тобто розміщені за межами Галактики) та є велетенськими зоряними системами, схожими на Галактику — галактиками.

У Всесвіті виявлено дуже багато галактик. Вони бувають різноманітних типів. За зовнішнім виглядом астрономи розрізняють еліптичні (безструктурні, круглої або еліптичної форми), спіральні (мають два або більше спіральні рукави) й неправильні (які не мають симетрії форми) галактики. Це так звана морфологічна класифікація галактик. Згадана вище галактика в сузір'ї Андромеди (вислів типу «галактика X розміщена в сузір'ї У» означає, що вона проектується на зайняту даним сузір'ям ділянку небесної сфери) й наша Галактика належать до спіральних галактик. Проте є багато зоряних систем (тут і далі термін «зоряна система» є синонімом до «галактика»), які не вкладаються в цю класифікацію через особливості форми чи структури. Приміром, трапляються зоряні системи із формами, перехідними між еліптичним і спіральним типами. Ще один приклад — виявлено досить багато галактик з кільцями; ці кільця складаються із зір. Перший об'єкт такого типу відкрили американські астрономи на початку 80-х pp. XX ст. у сузір'ї Кита (Cetus, Cet). Дуже цікаві форми мають так звані галактики, іцо взаємодіють. У відносно близькій до нас частині Всесвіту до цього типу належить лише 5—10 % галактик. Проте, як показали сучасні спостереження, серед дуже віддалених від нас зоряних систем частка галактик, що взаємодіють, становить третину. У кожній із груп галактик названого типу зоряні системи розміщені близько одна відносно одної. Серед них трапляються галактики, оточені спільною оболонкою із зір або з'єднані перемичками. Близька до нас пара галактик, що взаємодіють, — NGC4038 і NGC4039; їх ще називають Антенними галактиками. Вони розміщені в сузір'ї Ворона (Corvus, Crv) на відстані 63 млн св. років від нас.

Тепер серед учених поширена думка, що в центрі майже кожної галактики розміщена дуже масивна чорна дірка. Згідно з оцінками маса кожної із таких чорних дірок належить інтервалові (106 —109С . Наприклад, сучасні спостереження вказують на те, що в центрі Галактики є чорна дірка, маса якої становить (2.5-5)·106 MС , а маса темного об'єкта в центрі галактики, що в сузір'ї Андромеди, оцінюється як (3-4) · 107 MС . Чорні дірки проявляють себе гравітаційним впливом на зорі й міжзоряну матерію центральних частин галактик, а також випромінюванням у рентгенівському діапазоні спектра. Випромінюють, зрозуміло, не самі чорні дірки, а речовина, що падає в них. Учені виявили, що чим більше матерії містить галактика, тим більшу масу має чорна дірка, котра, як припускають, розміщена в її центрі. За однією з гіпотез про виникнення галактик надмасивнї чорні дірки, утворені в ранньому Всесвіті, стали ядрами, навколо яких згодом сформувалися галактики.

Групи й скупчення галактик. Місцева група галактик

Здебільшого галактики розміщені в просторі не поодиноко. Як і інші позаземні тіла, вони входять до угруповань різних розмірів і різного ієрархічного значення. Зі спостережень виявлено, що тільки невелика частка відомих галактик — одиночні. Решта ж зоряних систем утворюють подвійні та кратні системи, групи й скупчення. У перелічених системах галактик відстані між сусідніми об'єктами тільки в десятки разів більші від їхніх розмірів. Для порівняння можна вказати, що середні відстані між сусідніми зорями перевищують їхні діаметри в мільйони разів. Завдяки силам гравітаційного притягання угруповання галактик стійкі.

Багато великих галактик мають супутників. Супутники галактик — це відносно невеликі за розмірами й масою зоряні системи, що обертаються навколо «своїх» великих галактик. Наприклад, наша Галактика має багате сімейство галактик-супутників. Найбільші серед них неправильні галактики, що мають назви Велика Магелланова Хмара й Мала Магелланова Хмара. Перша з них розміщена в сузір'ї Золотої Риби (Dorado, Dor), а друга — у сузір'ї Тукана (Tucana, Tuc). Ці об'єкти названо на честь знаменитого португальського мореплавця Фернана Магеллана (приблизно 1480—1521) — одного з перших європейців, які досліджували південні широти Землі. Обидві ці галактики можна бачити неозброєним оком у Південній півкулі Землі. їхні кутові діаметри становлять відповідно 470' і 216', а лінійні діаметри — 7 і 4 кпк (для порівняння: лінійний діаметр Галактики дорівнює 25 кпк). Велика Магелланова Хмара віддалена від центра Галактики на 1.6·105 св. років, а Мала Магелланова Хмара — на 1.8·105 св. років. Результати обробки недавно проведених спостережень вказують на те, що Велика Магелланова Хмара обертається навколо Галактики по майже коловій орбіті. Одну з невеликих галактик-супутників нашої зоряної системи було відкрито відносно недавно, 1994 p., у сузір'ї Стрільця (Sagittarius, Sgr). її відстань від центра Галактики становить 504 св. років, тобто вона майже втричі ближча до Галактики, ніж Велика Магелланова Хмара. Крім названих об'єктів, сімейство Галактики охоплює майже півтора десятка карликових еліптичних і декілька невеликих неправильних галактик, а також декілька позагалактичних кульових скупчень.

Розгляньмо сімейство ще однієї великої галактики, розміщеної в сузір'ї Андромеди. Цю згадувану вище спіральну зоряну систему ще називають Туманністю Андромеди. Офіційна її назва — об'єкт М31 у каталозі Ш. Мессьє або об'єкт NGC224 у «Новому загальному каталозі» Й. Дрейєра. Туманність Андромеди можна побачити неозброєним оком. Із великих зоряних систем вона є найближчою до Галактики. Відстань між ними тепер становить 2.9 106 св. років. Туманність Андромеди й Галактика рухаються назустріч одна одній. Зоряна система М31 має декількох невеликих супутників, серед яких — карликова еліптична галактика NGC205.

Ми розглянули приклади сімейств великих галактик. Галактика з супутниками — одна з ланок в ієрархії угруповань зоряних систем. Наступною ланкою є так звані групи галактик (вони охоплюють декілька великих за розмірами зоряних систем і більшу кількість невеликих галактик) і скупчення галактик (вони містять сотні й тисячі членів). Найбільше досліджено групу галактик, до якої входить наша зоряна система. Ця група має назву Місцева група галактик (деколи її називають Місцевою системою галактик). Першим, хто вказав на можливість існування такого утворення як Місцева група галактик, був шведський астроном К.Е. Лундмарк (1889—1958). Місцева група галактик охоплює понад 40 зоряних систем різних розмірів і форм, в т. ч. Галактику й Туманність Андромеди з їхніми супутниками. Наша зоряна система й галактика М31 є найбільшими об'єктами Місцевої групи. Ще одна відносно велика галактика цієї групи розміщена в сузір'ї Трикутника (Triangulum, Тії); вона позначається М33 або NGC598. Переважна ж частина членів Місцевої групи — карликові галактики, що мають невеликі розміри й низьку світність. Довгий час учені вважали, що Туманність Андромеди є наймасивнішим об'єктом у Місцевій групі галактик, а її маса в півтора раза перевищує масу Галактики. Таким чином, вважалось, що в Місцевій групі галактик наша зоряна система за масою є на другому місці. Звідси, зокрема, випливало (з врахуванням того, що ці дві галактики найбільші у Місцевій групі), що центр мас Місцевої групи галактик розміщений у напрямку галактики М31 на 2/3 відстані від нас до неї. Проте останнім часом появились вказівки на те, що Галактика вдвічі масивніша від Туманності Андромеди, і є, таким чином, наймасивнішою в Місцевій групі.

Описана група галактик — не єдина у Всесвіті. Таких груп дуже багато. Сусідні з Місцевою групою галактик розміщені на відстані 2—5 Мпк від неї. Найближчою до Місцевої групи є група зоряних систем у сузір'ї Скульптора (Sculptor, Scl), до якої входить майже півтора десятка галактик. її ще називають Південною полярною групою, оскільки члени цієї групи на небесній сфері розміщені навколо південного полюса Галактики. Багато груп галактик виявлено на відстані 10—20 Мпк від Галактики.

Групи галактик — це відносно невеликі структурні об'єднання зоряних систем. Значно більшими за розмірами й кількістю членів є скупчення галактик: маса великого скупчення галактик може досягати 1015 MС · Середня відстань між скупченнями становить 30 Мпс. Скупчення зоряних систем виявлено на різноманітних відстанях від Землі. У сузір'ї Діви (Virgo, Vir) розміщується найближче до нас велике скупчення галактик, яке має неправильну форму. До його складу входить майже 200 зоряних систем високої й середньої світності (переважна частина їх — спіральні), а також багато карликових галактик. Серед членів цього скупчення — велетенська еліптична радіогалактика Діва А. Розмір названого скупчення становить приблизно 5 Мпк; воно віддалене від Місцевої групи галактик на 15 Мпк. Скупчення галактик у сузір'ї Діви відкрив 1781 р. відомий французький астроном Ш. Мессьє (1730—1817)— автор першого в історії астрономії каталога туманностей. У той час про галактики ще не було відомо, а туманностями називали усі протяжні об'єкти небесної сфери, у яких при спостереженнях не розрізнялись зорі. Мессьє звернув увагу на те, що незвичайно багато «туманностей» (тепер ми знаємо, що це галактики) — майже два десятки — зосереджено на досить малій ділянці небесної сфери. Крім скупчень неправильної форми, у Всесвіті виявлено сферичні скупчення галактик; вони значно більші за розмірами від неправильних скупчень і простягаються на десятки Мегапарсеків. Як приклад можна назвати сферичні скупчення зоряних систем у сузір'ях Волосся Вероніки (Coma Berenices, Com) і Північної Корони (Corona Borealis, CrB). Відстань цих скупчень від нас становить відповідно 125 Мпк і 350 Мпк. Найдальші із виявлених скупчень галактик віддалені від нас на мільярди світлових років. Вони складаються, здебільшого, із спіральних галактик. Одне із таких скупчень розміщене на відстані 8 млрд св. років (2500 Мпк) від нас.

Кожне скупчення (чи група) галактик зазвичай, хоча і не завжди, динамічно стійке. Це означає, що його потенціальна енергія більша від суми кінетичних енергій членів скупчення. Тільки зрідка та чи інша галактика внаслідок гравітаційної взаємодії з іншими об'єктами скупчення може набути швидкості, достатньої, щоб покинути його. Але для того, щоб зоряна система вийшла за межі скупчення, потрібний величезний проміжок часу. Тому у Всесвіті дуже мало галактик, які не належать ніякому угрупованню.

Таким чином, у просторовому розподілі галактик виявлено неоднорідності. Основна частка (майже 80%) зоряних систем, які ми спостерігаємо, входить до груп і пар галактик, 5% зоряних систем належать багатим скупченням, а 15 % галактик — це одиночні галактики (не входять до угруповань галактик). Галактики в парах і групах, а також одиночні галактики — це, головним чином, спіральні й неправильні зоряні системи, а в багатих скупченнях галактик переважають, здебільшого, еліптичні й лінзоподібні зоряні ситстеми. Таким чином, галактики різних морфологічних типів групуються по-різному, тобто має місце таке явище як розподіл галактик за морфологічними типами. Це може бути пов'язано з впливом оточення кожної із зоряних систем на її еволюцію, коли галактика перебувала на пізній протогалактичній стадії. Узагалі, за сучасними уявленнями, на властивості галактик (а, отже, і на їхні морфологічні особливості) впливають як початкові умови формування, так і еволюція, в т.ч. взаємодія з оточенням: з іншими галактиками та міжгалактичним середовищем. Однак співвідношення між цими факторами поки що невідоме.

Поряд з існуванням різноманітних систем галактик у Всесвіті виявлено велетенські порожнини. Найбільшою з відомих на сьогодні є порожнина в сузір'ї Волопаса (Bootes, Boo). Групи й скупчення галактик та порожнини — приклади неоднорідного розподілу речовини у Всесвіті: у масштабах мільйонів світлових років зоряні системи розподілені в Метагалактиці нерівномірно.

Надскупчення галактик. Місцеве надскупчення галактик

За сучасними уявленнями групи й скупчення галактик не є останньою ланкою в ієрархії систем галактик. Наступним «щаблем» ієрархічної «драбини» є надскупчення (або скупчення другого порядку) галактик. Структурними одиницями таких утворень є скупчення й групи галактик.

Іще в перші десятиліття XX ст. деякі астрономи, серед яких шведський астроном К.Е. Лундмарк (1889—1958), вказували на ймовірність існування надскупчення галактик, до якого входить і Галактика. Проте гіпотеза про реальність такої велетенської надсистеми тоді не мала достатньо аргументів. Уважається, що наявність Місцевого надскупчення галактик довів французький астроном Жерар Анрі де Вокулер (1918—1995) на основі своїх досліджень за 1953—1956 pp. Він проаналізував видимий розподіл галактик на небесній сфері та звернув увагу на явно виражену концентрацію яскравих галактик уздовж великого кола небесної сфери (велике коло небесної сфери — це уявна крива, утворена перетином небесної сфери площиною, котра проходить через око спостерігача). Вокулер пояснив цей факт тим, що існує велетенське сплющене надскупчення галактик, а Місцева група (і Галактика) розміщена на значній віддалі від його центра. Провівши так звані підрахунки галактик, учений установив, що центр даного надскупчення розміщений у напрямку на скупчення галактик у сузір'ї Діви (див. вище). Він дійшов висновку, що скупчення у сузір'ї Діви є якщо не центром, то принаймні одним із основних згущень у центральній частині Місцевої надгалактики. Невдовзі Вокулер опублікував статтю в одному з наукових журналів (Astronomical Journal, vol. 58, Ν 30, 1953), де описав всі наявні тоді докази на користь гіпотези про існування Місцевого надскупчення галактик. Однак наведені в згаданій статті аргументи були описовими та якісними. Невдовзі Вокулер детально й кількісно дослідив видимий розподіл яскравих галактик на небесній сфері. На основі такого дослідження Вокулер дійшов висновку, що Місцева надгалактика охоплює тисячі, а то й десятки тисяч галактик, а сильна сплюснутість названої надсистеми вказує на її обертання. Обертання Місцевого надскупчення відбувається навколо центра, який збігається зі скупченням галактик у сузір'ї Діви. Обертання Місцевої надгалактики диференційне, тобто різні її частини обертаються з різною швидкістю: поблизу центра період обертання становить 50 млрд років, а в зовнішніх областях — 100—200 млрд років. Наша зоряна система теж бере участь у загальному обертанні Місцевого надскупчення галактик.

Таким чином, Місцеве надскупчення галактик (або Місцева надгалактика) — це фізично реальна система, зв'язана силами гравітаційного притягання її членів. Воно охоплює Місцеву групу галактик і близькі до нас скупчення зоряних систем. Місцева група галактик міститься на периферії Місцевої надгалактики. Згідно з оцінками загальна кількість галактик Місцевого надскупчення, не враховуючи карликових, становить близько 2-Ю4 , а діаметр його дорівнює майже 60 Мпк.

Астрономи вивчають динаміку Місцевої надгалактики, зокрема досліджують рух Місцевої групи галактик у цій надсистемі. Цікавим є вивчення гравітаційного впливу скупчення галактик у сузір'ї Діви на Місцеву групу галактик. Є вказівки на те, що сили притягання між цими об'єктами здатні сповільнити, а то й зупинити їхнє взаємне віддалення. Ймовірно й те, що після цього Місцева група галактик почне рухатися у напрямку до скупчення в сузір'ї Діви. Ще астрономи виявили, що Місцева група галактик рухається в напрямку на сузір'я Гідри (Hydra, Hya) зі швидкістю приблизно 600 км/с. Це переміщення Місцевої групи галактик виявлено з аналізу асиметрії мікрохвильового фонового випромінювання неба, виявленої понад 10 років тому. Щоб пояснити виявлений рух, учені висунули гіпотезу про існування велетенського скупчення зоряних систем, так званого Великого Атрактора, яке притягує до себе Місцеву групу галактик. Сучасні дослідження вказують на те, що гіпотетичним Великим Атрактором може бути скупчення галактик під назвою АС03627, віддалене від нас на 250 млн св. років. Згідно з оцінками воно містить понад 103 галактик, а його маса перевищує масу Галактики в 104 разів. Це велетенське скупчення — один із основних факторів, які визначають рух Місцевої групи галактик.

Місцеве надскупчення галактик — не єдине у Всесвіті. Уже виявлено декілька десятків надскупчень, кожне з яких охоплює десятки окремих великих скупчень зоряних систем. Типові розміри надскупчень галактик становлять 50—100 Мпс. Проте поряд з надскупченнями у Всесвіті виявлено й одиночні скупчення галактик, тобто такі, що не входять до надскупчень.

В ієрархії космічних утворень скупчення й надскупчення галактик — це проміжні об'єкти між галактиками й Метагалактикою. Метагалактикою називають частину Всесвіту, яка доступна сучасним засобам досліджень. Вона охоплює всі відомі тепер небесні тіла. За сучасними уявленнями надгалакитики є складовими частинами Метагалактики.


Великомасштабна структура всесвіту. Розширення метагалактики

У дослідженні просторового розподілу галактик та їхньої еволюції позагалактична астрономія близько підходить до космології — галузі астрономії, яка вивчає Всесвіт у цілому. Космологія грунтується на даних спостережень і теоретичних висновках, які стосуються всієї охопленої астрономічними спостереженнями частини Всесвіту — Метагалактики. Основним питанням космології є питання щодо виникнення так званої великомасштабної структури Всесвіту, тобто розподілу речовини у Всесвіті в найбільших масштабах. Таким чином, основну проблему космології можна розуміти як питання про формування галактик, їхніх груп, скупчень і надскупчень. У переважній частині сучасних космологічних моделей механізмом виникнення великомасштабної структури Всесвіту вважається гравітаційна нестійкість речовини. Як припускають учені, сучасна великомасштабна структура Всесвіту, яку спостерігають астрономи, могла утворитися з флюктуацій первинної речовини внаслідок гравітаційної нестійкості. Із флюктуацій густини галактичного масштабу сформувалися зоряні системи, а із великомасштабних неоднорідностей речовини утворилися багаті скупчення галактик і великі порожнини. У наш час у космології поширено два альтернативних сценарії (моделі) утворення великомасштабної структури Всесвіту. Це так звані сценарій фрагментації великомасштабних первинних неоднорідностей речовини на галактики та сценарій ієрархічного скупчування галактик. Згідно з останнім галактики утворюються внаслідок злиття об'єктів меншої маси. Для побудови ж узгодженої зі спостереженнями, цілісної теорії формування галактик та їхніх угруповань потрібно розв'язати цілу низку питань, одне з яких — природа так званої темної матерії.

Ми стисло розглянули проблему утворення великомасштабної структури Всесвіту. Ще одна проблема космології — характер розширення Всесвіту. Розширення (нестаціонарність) Метагалактики виявив 1929 ρ. Ε. Π. Хаббл на основі спостережень галактик. Учений встановив, що чим більша відстань г галактики від нас, тим з більшою радіальною (променевою) швидкістю ν ця галактика віддаляється:

v = Нr,

де коефіцієнт пропорційності Я називається сталою Хаббла. Це так званий закон Хаббла (докладніше про цей закон можна прочитати нижче у розділі «Пам'ятні дати в історії астрономії»). Закон Хаббла точніше виконується не для окремих галактик, а для їхніх скупчень чи груп, оскільки при цьому усереднюються індивідуальні швидкості окремих галактик скупчення. Закон Хаббла з високою точністю описує рухи центрів мас скупчень і груп галактик, а також переміщення одиночних галактик (які не входять до угруповань). Але в межах самих угруповань цей закон може не виконуватись. Ще Хаббл помітив, що наведене вище співвідношення не справджується для галактик — членів Місцевої групи. Це пояснюється сильною гравітаційною взаємодією між зоряними системами названого угруповання. Що ж до Місцевого надскупчення галактик, то його члени віддаляються один від одного зі швидкістю, трохи меншою, ніж за законом Хаббла. Таким чином, Місцева надгалактика розширюється.

Раніше вчені вважали, що розширення Всесвіту сповільнюється з часом унаслідок гравітаційної взаємодії матерії. Проте недавно з'явилися докази того, що з часом розширення Метагалактики не сповільнюється, а прискорюється. Такий висновок зроблено на основі спостережень наднових зір у галактиках, віддалених від нас на декілька мільярдів світлових років. Ці спостереження показали, що названі галактики віддаляються від нас повільніше, ніж передбачає закон Хаббла. Оскільки швидкість світла (носія інформації) скінченна, то спостереження далеких обєктів дає нам інформацію не про сучасний їхній стан, а про стан, у якому вони перебували давно. Отже, спостерігаючи галактики, віддалені від нас на декілька мільярдів світлових років, астрономи дізнаються про те, як розширювався Всесвіт декілька мільярдів років тому. Закон Хаббла ж показує, як розширюється Всесвіт тепер. Врахувавши це, учені й дійшли висновку, що з часом розширення Метагалактики прискорюється. З другого боку, 2000 р. астрономи спостерігали ще віддаленішу Наднову (на відстані 10 млрд св. років від нас). Ці спостереження показали, що названа зоря (а, отже, і галактика, якій вона належить) віддаляється від нас швидше, ніж за законом Хаббла. Отже, на відміну від вищеописаних спостережень, названі спостереження вказують на те, що розширення Всесвіту сповільнюється з часом. Таким чином, за спостереженнями об'єкта, віддаленого від нас на 10 млрд св. років, розширення Метагалактики сповільнюється, а за спостереженнями ближчих Наднових (декілька мільярдів св. років від нас) розширення Всесвіту, навпаки, прискорюється. Проте деякі астрономи вважають, що ці висновки, в принципі, не суперечать один одному. Учені припускають, що ранній Всесвіт розширювався зі сповільненням. А згодом, декілька мільярдів років тому, в Метагалактиці почали переважати сили відштовхування між тілами, що спричинило її розширення з прискоренням. Природа сил відштовхування поки що невідома.

У Всесвіті галактик — не злічить, І кожна з них — то загадковий світ. Світи далекі... Навіть промінь мчить Від них до нас мільйони й більше літ. І велич цих світів дивує нас, Та вабить і захоплює щоднини: Який там простір, як там плине час, Куди летять галактики невпинно?

ОТКРЫТЬ САМ ДОКУМЕНТ В НОВОМ ОКНЕ

ДОБАВИТЬ КОММЕНТАРИЙ [можно без регистрации]

Ваше имя:

Комментарий