Реферат: Мир галактик
Звездное население и возраст галактик. Звезды отличаются друг от друга по массе, возрасту и химическому составу. В каждой галактике могут находиться звезды с различными характеристиками: массивные и маломассивные, молодые и старые. Процент давно образовавшихся (старых) звезд с возрастом в миллиарды лет и звезд, которые можно условно назвать молодыми (с возрастом менее ста миллионов лет) сильно меняется от одной галактики к другой. Хотя старые звезды присутствуют в галактиках всех типов, вдоль морфологической последовательности галактик – от E к Irr – относительное количество молодых звезд в среднем растет.
В Е-галактиках за редчайшими исключениями молодые звезды практически отсутствуют. Спектр и цвет галактик этого типа свидетельствует о том, что они в основном состоят из звезд, возникших более 10 млрд. лет назад. Самые яркие звезды Е-галактик – красные гиганты.
В спиральных и неправильных галактиках есть и старые, и молодые звезды. Самые яркие из них – голубые сверхгиганты, возраст которых не превышает нескольких десятков миллионов лет.
Наибольшее количество молодых звезд наблюдается в некоторых редко встречающихся галактиках со вспышкой звездообразования. Как правило, они относятся к типам Irr или dBCG, но ими могут быть и S-галактики. Молодые массивные звезды придают этим системам голубоватый цвет. Примером сравнительно близкой к нам спиральной галактики со вспышкой звездообразования является NGC 253.
Помимо возрастного состава, звездное население галактик (как, впрочем, и межзвездный газ в них) может различаться своим химическим составом, точнее – относительным содержанием химических элементов тяжелее гелия. Поскольку эти элементы рождаются в массивных звездах, а затем попадают в межзвездное пространство и участвуют в образовании новых поколений звезд, в молодых звездах тяжелых элементов больше, чем в старых. Поэтому измерение содержания тяжелых элементов в звездах позволяет получить информацию об истории звездообразования в галактике. Меньше всего тяжелых элементов оказалось в карликовых галактиках. Частично это объясняется тем, что такие элементы еще не успели в них возникнуть, а частично тем, что часть газа, обогащенного образовавшимися в звездах химическими элементами, получает при выбросе из звезд такие большие скорости, что не удерживается гравитационным полем маломассивной галактики и навсегда покидает ее.
Возраст галактик оценивают по их звездному составу, который определяют по спектру (или цвету) звездного излучения, опираясь при этом на теорию звездной эволюции, указывающую характерный возраст звезд различного спектрального класса. Однако само понятие возраста галактик определено нечетко, поскольку процесс формирования галактики может занимать 1–2 (а в некоторых случаях и более) миллиарда лет. Тем не менее, анализ наблюдений показал, что в абсолютном большинстве случаев самые старые звезды галактик всех типов имеют сходный возраст, превышающий 10 миллиардов лет.
Эпоха, в которую началось массовое формирование галактик как звездных систем из первоначально газовой среды, отстоит от нас на 10–13 млрд. лет. Однако, среди галактик-карликов есть системы, возраст которых, по-видимому, существенно меньше. Некоторые, очень редко встречающиеся карликовые галактики, по-видимому, только в нашу эпоху испытывают первую вспышку интенсивного звездообразования в своей истории. В них содержится много межзвездного газа (атомарного водорода) и молодых звезд, и нет заметных следов присутствия старых звезд (красных гигантов). При этом в их звездах и межзвездном газе очень мало тяжелых элементов, которые просто еще не успели возникнуть. Но чаще всего большое количество молодых звезд свидетельствует не о молодости системы, а о том, что по тем или иным причинам в галактике произошла очередная вспышка звездообразования.
Звездообразование в галактиках. Звезды и газ – основные составляющие галактик, тесно связанные друг с другом. В холодных облаках газа происходит зарождение звезд, а последние на определенной стадии эволюции возвращают часть вещества в межзвездную среду. При этом массивные звезды своим излучением нагревают и ионизуют газ. Процесс обмена веществом между звездами и межзвездной средой не сбалансирован: поскольку звезды теряют лишь часть своей массы, звездообразование приводит к медленному уменьшению запасов газа в галактике. Поэтому в большинстве галактик на долю газа приходится лишь несколько процентов вещества, содержащегося в звездах, т.е. большая часть газа уже израсходована.
Галактики с интенсивным звездообразованием отличаются большим числом наблюдаемых молодых звезд высокой светимости (голубых сверхгигантов) с более голубым цветом и большим количеством областей ионизованного газа, спектр этих звезд содержит яркие линии излучения. Присутствие молодых массивных звезд делает такие галактики особенно яркими в ультрафиолетовой и далекой инфракрасной областях спектра, приводит к появлению множества областей ионизованного газа. Частые взрывы сверхновых звезд увеличивают мощность радиоизлучения галактики. По этим признакам и оценивается интенсивность звездообразования в галактиках.
В среднем, темпы звездообразования (в расчете на единицу массы или светимости галактики) уменьшаются вдоль хаббловской последовательности типов от Irr к E, хотя есть и исключения из этого правила. В Е-галактиках молодые звезды либо вообще отсутствуют, либо их слабые следы заметны лишь в самом центре галактики. В S- и Irr-галактиках в среднем в звезды превращается от нескольких миллионов до нескольких десятков миллионов солнечных масс вещества за каждый миллион лет. При этом, как правило, чем больше газа в галактике, тем выше и темп звездообразования в ней.
Почти всегда звездообразование в галактиках происходит в их дисках, где наиболее сильно концентрируется межзвездная среда. Главная особенность звездообразования в дисках галактик – его очаговый характер. Газ и молодые звезды, как правило, группируются в отдельных областях диска размером в несколько сотен световых лет. Небольшие галактики могут содержать два-три крупных очага звездообразования, а в галактиках-гигантах сотни областей звездообразования различных размеров рассеяны по всему диску, концентрируясь к спиральным ветвям, где плотность газа наиболее высока. Большая часть наблюдаемых различий между галактиками прямо или косвенно связана со звездообразованием в них – как в современную эпоху, так и в прошлом.
Темп звездообразования и расположение областей, где в галактике рождаются звезды, зависит от многих факторов, которые могут ускорять, или, наоборот, замедлять процесс превращения газа в звезды. Выявление этих факторов и их роли в эволюции галактик – важная и далеко не решенная проблема.
КИНЕМАТИКА ГАЛАКТИК
Вращение галактик. Отдельные звезды, звездные скопления и газовые облака непрерывно движутся в галактике, причем каждый объект описывает довольно сложную незамкнутую траекторию вокруг центра масс галактики. Но непосредственно измерить перемещение звезд или облаков газа невозможно. Определение скорости движения различных объектов основано на эффекте Доплера, и производится по измерениям сдвига линий в их спектрах. Для звезд – это линии поглощения, для облаков ионизованного газа – линии излучения в оптическом спектре. Для облаков холодного газа, не излучающего света, используются радиолинии излучения водорода (длина волны 21 см) или молекулярных соединений, прежде всего – молекулы СО; большинство этих радиолиний лежит в сантиметровом и миллиметровом диапазонах. Разумеется, измерения дают лишь величину проекции скорости на луч зрения, а восстановление полного вектора скорости требует определенных предположений о характере движения объектов.
Оценка скоростей газа и звезд в галактиках имеет одну особенность: объекты, скорости которых определяются, обычно не видны по отдельности, так что измерения дают некоторые средние значения скоростей в данном месте галактики. При этом каждая звезда или облако газа может иметь скорость, заметно отличающуюся от средней. Поэтому часто говорят не о скорости отдельных объектов, а о скорости газа или звезд данного типа в определенной области галактики.
Скорости движения газа и звезд составляют от нескольких десятков километров в секунду в карликовых галактиках до 200–300 км/с (в редких случаях – до 400 км/с) в гигантских спиральных галактиках.
Все галактики вращаются, но не как твердые тела: орбитальный период объектов возрастает с увеличением расстояния до центра вращения (центра масс) галактики. При этом совокупность звезд и межзвездный газ могут иметь различные скорости вращения даже на одинаковом расстоянии от центра. Характер вращения галактик различных типов также не одинаков.
Эллиптические галактики. Скорости звезд в них тем больше, чем массивнее галактика, но скорости соседних звезд, как правило, имеют различное направление, так что среднее значение скорости в каждом локальном объеме галактики оказывается небольшим. Поэтому даже при высоких скоростях движения звезд вращение галактики как целого довольно медленное – несколько десятков километров секунду. Любопытно, что степень сжатия галактики, вопреки ожиданиям, оказалась не связанной со скоростью ее вращения: медленно вращающаяся галактика может быть как шарообразной, так и сплюснутой.
Спиральные галактики. Различные компоненты галактик имеют разные скорости вращения. Медленнее всего вращается звездный балдж и звездное гало: их скорости вращения почти так же невелики, как у Е-галактик. Звезды и газ в галактическом диске вращаются быстрее, потому что скорости всех объектов диска более упорядоченны: они движутся преимущественно в одном направлении. Наибольшей упорядоченностью отличаются скорости облаков газа и молодых звезд. Их орбиты в диске галактики близки к круговым, поэтому скорости этих объектов часто называют скоростями кругового вращения, ?