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.
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 62 63 64 65 66 67 68 69 70 71 72 73 74 75 76 77 78 79 80 81 82 83 84 85 86 87 88 89 90 91 92 93 94 95 96 97 98 99 100 101 102 103 104 105 106 107 108 109 110 111 112 113 114 115 116 117