Сергей Попов - Вселенная. Краткий путеводитель по пространству и времени: от Солнечной системы до самых далеких галактик и от Большого взрыва до будущего Вселенной

Магнитное поле достаточно велико, чтобы влиять на поведение межзвездного газа.

Магнитное поле присутствует и в гало Галактики, где оно несколько слабее, чем в диске, и имеет существенную составляющую в вертикальном (перпендикулярном диску) направлении. Поле в гало уменьшается при удалении от галактической плоскости с характерным масштабом 5–6 килопарсек.

Мелкомасштабное поле может быть усилено и запутано из-за сжатия области (с сохранением магнитного потока), межзвездной турбулентности, взрыва близкой сверхновой и других процессов. В частности, магнитное поле может достигать большой величины (сотни микрогаусс) в плотных молекулярных облаках (поле растет примерно как квадратный корень из плотности газа). В результате поле вносит существенный вклад в давление в облаке и тем самым влияет на процесс звездообразования в нем.

Мир галактик в полной мере предстал перед нами менее 100 лет назад. Еще в 1920 г. прошел так называемый Великий диспут между Хебером Кертисом (Heber Curtis) и Харлоу Шепли о природе туманностей. Кертис отстаивал точку зрения, что это гигантские звездные системы, подобные нашей Галактике, а Шепли защищал взгляд, что это небольшие образования, располагающиеся внутри нашей Галактики. Найти истину удалось не в споре, а в результате астрономических наблюдений. Спустя несколько лет трудами ряда астрономов удалось разными способами определить расстояния до некоторых из спиральных туманностей. Результаты показали, что это гигантские звездные острова, находящиеся в миллионах световых лет от нас. Так началась эпоха внегалактической астрономии.

Фотографии галактик являются одними из самых узнаваемых астрономических изображений. Выделяют четыре основных типа галактик: эллиптические, линзовидные, спиральные и неправильные (иррегулярные). Структура каждой галактики отражает историю ее формирования и эволюции. Если говорить о нашем окружении (и не принимать во внимание карликовые галактики самой низкой светимости), то эллиптические галактики составляют лишь 13 %, линзовидные – 20 %, а спиральные и неправильные – оставшиеся 67 %. Однако если взглянуть на население скоплений галактик, то картина будет иной: исключив неправильные галактики, получим, что около 50–60 % составляют линзовидные, 30 % – эллиптические, а на спиральные приходится лишь 15–20 %, причем они, как и карликовые галактики всех типов (включая эллиптические), располагаются в основном на периферии скоплений.

Галактики принято делить на эллиптические, линзовидные, спиральные и неправильные.

Эта грубая классификация – лишь вершина айсберга, если говорить о сложной разветвленной системе ранжирования галактик по их морфологическим признакам, которую используют занимающиеся этой областью профессиональные астрономы. С ростом наблюдательных возможностей в галактиках обнаруживаются различные структуры и их сочетания, что делает классификацию довольно сложной и неоднозначной. Кроме того, для многих наблюдаемых структур не идентифицирован механизм возникновения, что также усложняет задачи систематизации.

Природа галактик была надежно установлена в 1920-е гг., когда были измерены расстояния до них.

Галактики – далекие объекты. Наша Галактика вместе с туманностью Андромеды, галактикой в Треугольнике (М33), Магеллановыми Облаками и еще несколькими десятками карликовых спутников образуют так называемую Местную группу, диаметр которой составляет около 10 млн световых лет. Типичные расстояния до хорошо известных галактик за пределами Местной группы превосходят эту величину, поэтому для детального изучения их структуры необходимы достаточно крупные телескопы. Первые хорошие зарисовки «туманностей», как их тогда называли, появились в середине XIX в. благодаря работам Вильяма Парсонса (William Parsons), лорда Росса. В частности, известен рисунок галактики Водоворот (М51) с хорошо видимой спиральной структурой. С ростом наблюдательных возможностей становятся доступными более детальные исследования структурных особенностей в галактиках разных типов.

Довольно давно часть астрономов подозревала, что многие «туманности», особенно имеющие спиральную структуру и наблюдающиеся вне плоскости Млечного Пути, являются далекими звездными системами (т. е. галактиками), подобными нашей. Однако тогда однозначно определить природу этих «туманностей» (а тем более правильно отделить действительно газово-пылевые туманности в нашей Галактике от далеких звездных систем) было еще невозможно, и окончательная ясность в этом вопросе появилась только в 1920-е гг. В это время Эдвин Хаббл и другие ученые смогли идентифицировать достаточное количество переменных звезд – цефеид – в близких галактиках и определить расстояния до них. В настоящее время существует несколько методов определения расстояний до галактик (так называемая лестница расстояний), позволяющих, начав с цефеид в относительно близких галактиках, переходя от метода к методу, достаточно точно измерять расстояния и до далеких объектов, находящихся от нас в миллиардах световых лет.

Галактики могут сильно различаться по размерам и массе. Основной (по массе) составляющей галактики является темное вещество: все галактики погружены в большие, как правило, довольно округлой формы гало темного вещества. Размеры таких гало у крупных галактик могут составлять сотни тысяч световых лет, а массы в экстремальных случаях превосходят 10 14масс Солнца. Масса звезд в галактиках обычно в несколько раз меньше массы темного вещества (однако внутри видимых границ галактик эти величины сопоставимы), а масса газа и пыли – еще меньше. Галактика типа нашей имеет массу 10 12масс Солнца, из них лишь около 3 % приходится на звезды, а газа в ней примерно раз в 10 меньше. Самые легкие галактики имеют массу менее миллиона масс Солнца.

Основную массу галактики составляет темное вещество.

Видимые размеры самых крупных галактик составляют сотни тысяч световых лет. Размеры самых компактных галактик (так называемых ультракомпактных карликов) составляют несколько тысяч световых лет. По всей видимости, эти галактики когда-то были больше и массивнее, но сильное взаимодействие с более крупными соседями привело к обдиранию их внешних частей, и в результате мы видим то, что когда-то было компактной центральной частью галактики.