Большая советская энциклопедия - галактика

Галактика (позднегреч. Galaktikos — молочный, млечный, от греческого gala — молоко), обширная звездная система, к которой принадлежит Солнце, а следовательно, и вся наша планетная система вместе с Землей. Г. состоит из множества звезд различных типов, а также звездных скоплений и ассоциаций, газовых и пылевых туманностей и отдельных атомов и частиц, рассеянных в межзвездном пространстве. Большая часть их занимает объем линзообразной формы поперечником около 30 и толщиной около 4 килопарсек (соответственно около 100 тыс. и 12 тыс. световых лет). Меньшая часть заполняет почти сферический объем с радиусом около 15 килопарсек (около 50 тыс. световых лет). Все компоненты Г. связаны в единую динамическую систему, вращающуюся вокруг малой оси симметрии. Земному наблюдателю, находящемуся внутри Г., она представляется в виде Млечного Пути (отсюда и ее название — «Г.») и всего множества отдельных звезд, видимых на небе. В связи с этим Г. называется также системой Млечного Пути. В отличие от всех др. галактик, ту, к которой принадлежит Солнце, иногда называют «нашей Галактикой» (термин пишут всегда с прописной буквы). Звезды и межзвездная газопылевая материя заполняют объем Г. неравномерно: наиболее сосредоточены они около плоскости, перпендикулярной оси вращения Г. и являющейся плоскостью ее симметрии (т. н. галактической плоскостью). Вблизи линии пересечения этой плоскости с небесной сферой (галактического экватора) и виден Млечный Путь, средняя линия которого представляет собой почти большой круг, т. к. Солнечная система находится недалеко от этой плоскости. Млечный Путь представляет собой скопление огромного количества звезд, сливающихся в широкую белесую полосу; однако звезды, проектирующиеся на небе рядом, удалены друг от друга в пространстве на огромные расстояния, исключающие их столкновения, несмотря на то, что они движутся с большими скоростями (десятки и сотни км/сек) в разных направлениях. Наименьшая плотность распределения звезд в пространстве (пространственная плотность) наблюдается в направлении полюсов Г. (ее северный полюс находится в созвездии Волос Вероники). Общее количество звезд в Г. оценивается в 100 млрд. Межзвездное вещество рассеяно в пространстве также неравномерно, концентрируясь преимущественно вблизи галактической плоскости в виде глобул, отдельных облаков и туманностей (от 5 до 20—30 парсек в поперечнике), их комплексов или аморфных диффузных образований. Особенно мощные, относительно близкие к нам темные туманности представляются невооруженному глазу в виде темных прогалин неправильных форм на фоне полосы Млечного Пути; дефицит звезд в них является результатом поглощения света этими несветящимися пылевыми облаками. Многие межзвездные облака освещены близкими к ним звездами большой светимости и представляются в виде светлых туманностей, т. к. светятся либо отраженным светом (если состоят из космических пылинок), либо в результате возбуждения атомов и последующего испускания ими энергии (если туманности газовые). Полная масса Г., включая все звезды и межзвездное вещество, оценивается в 1011 масс Солнца, т. е. около 1044 г. Как показывают результаты детальных исследований, строение Г. схоже со строением большой галактики в созвездии Андромеды, галактики в созвездии Волос Вероники и др. Однако, находясь внутри Г., мы не можем видеть всю ее структуру в целом, что затрудняет ее изучение. Впервые звездную природу Млечного Пути обнаружил Г. Галилей в 1610, но последовательное изучение строения Г. началось лишь в конце 18 в., когда В. Гершель, применив свой «метод черпков», подсчитал числа звезд, видимых в его телескоп в различных направлениях. На основании результатов этих наблюдений он высказал предположение, что наблюдаемые звезды образуют гигантскую систему сплюснутой формы. В. Я. Струве обнаружил (1847), что число звезд в единице объема увеличивается с приближением к галактической плоскости, что межзвездное пространство не идеально прозрачно, а Солнце не расположено в центре Г. В 1859 М. А. Ковальский указал на вероятное осевое вращение всей системы Г. Первые более или менее обоснованные оценки размеров Г. выполнили немецким астроном X. Зелигер и голландским астроном Я. Каптейн в 1-й четверти 20 в. Зелигер, допуская неравномерное распределение звезд в пространстве и различную их светимость, заключил, что поверхности одинаковой звездной плотности являются эллипсоидами вращения со сжатием 1:5. Однако из-за неучета искажающего влияния межзвездного поглощения света звезд многие из первых выводов были ошибочными; в частности, оказались преувеличенными размеры Г. При определениях положения Солнца (Земли) в Г. большинство исследователей относило его к центру Г., главной причиной чего было также игнорирование влияния поглощения света. Такой взгляд поддерживался также и живучестью геоцентрического и антропоцентрического миропредставления. В 20-х гг. 20 в. американский астроном Х. Шепли окончательно доказал нецентральное положение Солнца в Г., определив при этом направление на центр Г. (в созвездии Стрельца). В середине 20-х гг. 20 в. Г. Стремберг (США), изучая закономерности движения Солнца относительно различных групп звезд, обнаружил т. н. асимметрию звездных движений, которая дала фактический материал для обоснования многих выводов о сложности строения Г. Швед. астроном Б. Линдблад (20-е гг. 20 в.), изучая динамику и строение Г. на основе анализа скоростей звезд, обнаружил сложность строения Г. и принципиальное различие пространственных скоростей звезд, населяющих разные части Г., хотя все они и связаны в единую систему, симметричную относительно галактической плоскости. Голландским астроном Я. Оорт в 1927 на основе статистического изучения лучевых скоростей и собственных движений звезд доказал существование вращения Г. вокруг собственной малой оси. При этом оказалось, что внутренние, более близкие к центру, части Г. вращаются быстрее, чем внешние. На расстоянии Солнца от центра Г. (10 килопарсек) эта скорость около 250 км/сек; период полного оборота — около 180 млн. лет. Доказательство межзвездного поглощения света звезд (1930, сов. астроном Б. А. Воронцов-Вельяминов, американский астроном Р. Трамплер), его количественные оценки и учет позволили уточнить расстояния до отдельных галактических объектов и размеры Г., положили начало выявлению деталей ее структуры. Многочисленные исследования пространственного распределения звезд различных типов (советский астроном П. П. Паренаго и др.), собственных движений звезд (ранние работы С. К. Костинского на Пулковской обсерватории, американского астронома В. Боса и др.), движения Солнца в пространстве, а также и движений звездных потоков (советским астроном В. Г. Фесенков, голландским астроном А. Блау и др.), изучение галактического гравитационного поля и др. позволили открыть, с одной стороны, много общих закономерностей, а с другой — большое разнообразие в кинематических, физических и структурных характеристиках отдельных составляющих Г. В 30-е и последующие годы 20 в. значительных успехов в области исследований Г. достигли советские астрономические обсерватории, Важные результаты получены: в области динамики звездных систем; в наблюдениях и составлении многочисленных каталогов параметров звезд и др. галактических объектов; в развитии новых взглядов на природу межзвездной среды; в разработке новых теорий и методов, позволивших выполнить количественные оценки параметров, характеризующих поглощение в галактическом пространстве; в выяснении связей между звездами и межзвездным веществом. В избранных областях Млечного Пути проведены по плану Г. А. Шайна (СССР) и по комплексному плану П. П. Паренаго фотометрия и спектральная классификация десятков тысяч звезд. Огромное значение для понимания процессов развития Г. имело открытие звездных ассоциаций. Большую роль в изучении Г. сыграли успехи советской науки о переменных звездах. Сопоставление их физических особенностей и морфологических характеристик с возрастными и пространственными параметрами позволило решить ряд задач структуры и природы Г. Исследования советских и американских астрономов сделали очевидным сложное строение Г. Оказалось, что различным частям Г. соответствуют различные, вполне определенные элементы их состава. В 1948 советские исследователи в результате наблюдений в инфракрасных лучах впервые получили изображение ядра Г. Наблюдения 50-х гг. 20 в. показали наличие у нашей Г. спиральных рукавов. Изучение Г., ее строения и развития — предмет, в первую очередь, трех разделов астрономии: звездной астрономии, астрометрии и астрофизики. Все эти разделы сыграли большую роль в уточнении и детализации наших представлений о Г. Большое значение для исследования Г. имело развитие радиоастрономии, получившей много новых сведений о Г. Радиоастрономические наблюдения позволили обнаружить большое количество источников излучения в радиодиапазоне в межзвездных пространствах Г., массы нейтрального водорода, изучить их движения, выяснить общие черты внутреннего строения Г. К началу 70-х гг. 20 в. в результате исследований, выполненных в СССР и за рубежом, сложилось следующее представление о Г. Степень общей сплюснутости Г., т. е. отношение толщины Г. к ее экваториальному диаметру, составляет примерно 1:10, хотя резко очерченных границ Г. не имеет, Толщина расположенного вдоль плоскости галактического экватора слоя, внутри которого находится большинство звезд и основной массы межзвездного вещества, равна 400—500 парсек. Пространственная плотность звезд в нем такова, что одна звезда приходится на объем, равный кубу с ребром в 2 парсека. В окрестностях Солнца плотность несколько меньше. Она значительно возрастает по мере приближения к центру Г., который при наблюдении с Земли виден в созвездии Стрельца. Следовательно, распределение звезд характеризуется концентрацией как к плоскости Г., так и к ее центру. Общая масса межзвездного газа в Г. составляет около 0,05 массы всех звезд, и его средня плотность близ плоскости экватора не превосходит 10-25 или 10-24 г/см3. Межзвездная пыль, состоящая из твердых частичек, радиусы которых порядка 10-4—10-5 см, в своей массе примерно в 100 раз меньше массы газа. Не влияя из-за ничтожной массы на динамику Г., пыль тем не менее заметно влияет на видимую структуру Г., рассеивая свет звезд, проходящий через ее среду. Ядро Г., будучи погружено в относительно плотные массы межзвездного вещества, мало доступно оптическим наблюдениям, но радиоастрономические наблюдения указывают на активность ядра, присутствие в нем больших масс вещества и источников энергии. Г. имеет резко выраженное подсистемное строение; различают три подсистемы: плоскую, промежуточную и сферическую. Плоская подсистема характеризуется наличием молодых горячих звезд, переменных звезд типа долгопериодических цефеид, звездных ассоциаций, рассеянных звездных скоплений и газо-пылевого вещества. Все они сосредоточены у галактической плоскости в форме экваториального диска (толщиной 1/20 поперечника Г.). Средний возраст звездного населения диска около 3 млрд. лет. Слабее концентрируются к плоскости Г. желтые и красные звезды-карлики и звезды-гиганты, занимающие объем в виде сильно сплюснутого эллипсоида. Все субкарлики, желтые и красные гиганты, переменные звезды типа короткопериодических цефеид и шаровые звездные скопления образуют сферическую составляющую (иногда называется гало), заполняя сферический объем (со средним диаметром, превышающим 30 тыс. парсек, т. е. 100 тыс. световых лет) с резким падением плотности в направлении от центральных областей к периферии. Ее возраст более 5 млрд. лет. Объекты различных составляющих отличаются друг от друга также и скоростями движения, и химическим составом. Звезды плоской составляющей имеют большие скорости движения относительно центра Г. и они богаче металлами. Это указывает на то, что звезды разных типов, относящиеся к разным подсистемам, формировались при различных начальных условиях и в различных областях пространства, занимаемого галактическим веществом. Вся галактическая система погружена в обширную газовую массу, которую иногда называют галактической короной. Из центральной области Г. распространяются вдоль галактической плоскости спиральные ветви, которые, огибая ядро и разветвляясь, постепенно расширяются, теряя яркость. Спиральной структурой, оказавшейся весьма характерным свойством галактик на некотором этапе их эволюции, Г. сходна с множеством др. звездных систем того же типа, что и она, имеющих такой же звездный состав. В развитии спиральной структуры, по-видимому, играют роль гравитационные силы и магнитогидродинамические явления, при этом на нее влияют и особенности вращения Г. Вдоль спиральных ветвей происходит звездообразование и они населены наиболее молодыми галактическими объектами. Вопросы эволюции Г. в целом или отдельных ее составных элементов имеют большое мировоззренческое значение. В течение долгого времени господствовал взгляд об одновременном образовании всех звезд и др. объектов Г. Такой взгляд связывался с признанием единовременного происхождения всех галактик в одной точке Вселенной и их последующего «разбегания» в разные стороны от нее. Однако детальные исследования, основанные на многочисленных наблюдениях, привели к заключению (советским астроном В. А. Амбарцумян), что процесс звездообразования продолжается и в настоящую эпоху. Проблема происхождения и развития звезд в Г. является фундаментальной проблемой. Существуют две главные, но противоположные точки зрения на формирование звезд. Согласно первой из них, звезды образуются из газовой материи, в значительном количестве рассеянной в Г. и наблюдаемой оптическими и радиоастрономическими методами. Газовое вещество там, где его масса и плотность достигают достаточно большой величины, сжимается и уплотняется под действием собственного притяжения, образуя холодный шар. В процессе дальнейшего сжатия температура внутри него, однако, повышается до нескольких млн. градусов; этого достаточно для возникновения термоядерных реакций, которые вместе с процессами излучения и обусловливают дальнейшую эволюцию этого шара —звезды. Согласно второй точке зрения, звезды образуются из некоторого сверхплотного вещества. Сверхплотное вещество такого рода еще не обнаружено и его свойства неизвестны, но то обстоятельство, что в наблюдаемой Вселенной процессы истечения масс из звезд, деления и распада систем наблюдаются во многих случаях, процессы же образования звезд из межзвездного вещества не наблюдаются, говорит в пользу второй точки зрения. Предполагается, что Г. в целом развилась в процессе конденсации первичного газового облака, богатого водородом; образовавшиеся при этом звезды в нашу эпоху наблюдаются как звезды сферической составляющей, бедные металлами и имеющие наибольший возраст. Первичное газовое облако, продолжая сжиматься под действием гравитационных сил, обогащалось металлами за счет выбрасывания вещества из недр ранее образовавшихся звезд, в которых уже в течение многих сотен млн. лет шли внутриядерные реакции и водород превращался в более тяжелые элементы. Поэтому более позднее «поколение» звезд, образовавшее диск Г., оказалось более богатым металлами. Эта концепция объясняет наблюдаемое распределение скоростей звезд и расслоение последних по подсистемам. Тем не менее в изложенной картине остается немало противоречий. Развиваемое рядом советских астрономов представление о роли в эволюции галактик мощных взрывных отталкивательных сил, таящихся в недрах галактик, может пролить новый свет на проблему развития Г. См. илл. Лит.: Паренаго П. П., Курс звездной астрономии, 3 изд., М., 1954; Бок Б. Дж. и Бок П. Ф., Млечный путь, пер. с англ., М., 1959; Курс астрофизики и звездной астрономии, т. 2, М., 1962; Бакулин П. И., Кононович Э. В., Мороз В. И., Курс общей астрономии, М., 1966. Е. К. Харадзе.