Астраномія
Выдавец: Выдавецтва БДУ
Памер: 224с.
Мінск 2003
БУДОВА I ЭВАЛЮЦЫЯ СУСВЕТУ
lg г = 0,2 (т - М ) +1,
(29.1)
дзе т і М— бачная і абсалютная зорныя велічыні.
Для галактык, дзе не выяўлены цэфеіды ці іх немагчыма ўба-чыць, у якасці індыкатараў адлегласцей выкарыстоўваюць самыя яркія зоркі — звышгіганты, новыя і звышновыя зоркі, шаравыя зор-ныя скопішчы. Адлегласці таксама вызначаюць па формуле (29.1). Бачную зорную велічыню ацэньваюць з назіранняў, а абсалютную лічаць вядомай (сярэдняй) для дадзенага класа аб’ектаў. Напрыклад, звышновыя зоркі, як гэта вынікае з назіранняў, маюць прыкладна аднолькавую абсалютную велічыню ў максімуме бляску.
Адлегласць да далёкіх галактык вызначаюць па іх вуглавых па-мерах ці па бачнай зорнай велічыні, а да вельмі далёкіх галактык — выключна па велічыні чырвонага зрушэння ў іх спектры. Чырво-нае зрушэнне звычайна вымяраецца адноснай зменай даўжыні хвалі спектральных ліній
VIII
^•~^о
Яшчэ ў 1912—1914 гг. амерыканскі астраном Веста Слайфер выявіў, што лініі ў спектрах далёкіх галактык зрушаны адносна іх нармальнага месцазнаходжання ў бок чырвонага канца спектра. Гэта азначала, што галактыкі аддаляюцца ад нас са скарасцямі ў сотні кіламетраў у секунду. Пазней Э. Хабл вызначыў адлегласці да нека-торых галактык і іх скорасці. 3 назіранняў вынікала, што чым да-лей ад нас знаходзіцца галактыка, тым з большай скорасцю яна
180
2000 4000 6000 8000 10 000
Скорасць, км/с
Рыс. 29.7. Залежнасць скорасці аддалення галактык ад адлегласці да іх
VIII
аддаляецца (графічна гэта залежнасць паказана на рыс. 29.7). Закон, па якім скорасць аддалення галактыкі прапарцыянальна адлегласці да яе, атрымаў назву закону Хабла. Закон Хабла можна сфармуля-ваць і такім чынам: адноснае павелічэнне даўжынь хваль ліній у спек-трах галактык прапарцыянальна адлегласці г да іх, г. зн.
Калі дапусціць, што з’ява чырвонага зрушэння абумоўлена ру-хам галактык са скорасцю vr па прамені зроку ў напрамку ад на-зіральніка, можам знайсці прамянёвую скорасць галактыкі па выме-раным адносным зрушэнні даўжыні хвалі спектральных ліній:
(29.2)
3 улікам закону Хабла залежнасць (29.2) можна запісаць у вы-глядзе:
vr = Hr,
(29.3)
дзе Н — каэфіцыент прапарцыянальнасці, які называецца пастаян-най Хабла. Каэфіцыент Хабла паказвае, на колькі кіламетраў у се-кунду ўзрастае скорасць галактык з павелічэннем адлегласці да іх на 1 Мпк. Значэнне Н пастаянна ўдакладняецца, па розных ацэнках яно знаходзіцца ў межах ад 50 да 90 км/(с-Мпк). Пры разліках час-цей за ўсё прымаюць //=75 км/(с-Мпк).
181
Неабходна адзначыць, што закон Хабла выконваецца толькі для далёкіх галактык, адлегласць да якіх перавышае 5—10 Мпк.
3. Масы галактык. Масы галактык можна ацаніць на аснове
лінейных скарасцей вярчэння іх знешніх частак. Скорасці вярчэн-ня v вызначаюць шляхам параўнання зрушэнняў спектральных ліній у розных частках галактыкі.
Дапусцім, што ўся маса М галактыкі сканцэнтравана ў яе цэнт-
ры і вярчэнне
кону Ньютана
адбываецца па законах Кеплера. Тады з другога за-
F = та (а =----цэнтраімклівае паскарэнне), з улі-R
кам
руху цела
ў полі сіл прыцягнення 2 , атрымаем:
БУДОВА I ЭВАЛЮЦЫЯ СУСВЕТУ
GM v2
R2 R’
дзе R — радыус галактыкі. Пасля пераўтварэнняў атрымаем выраз для ацэнкі масы галактыкі:
Rv2
М =---- G
(29.4)
Для галактык, як і для зорак, ёсць вызначаная залежнасць паміж масай і свяцільнасцю. Гэта залежнасць была выкарыстана для вы-лічэння мас галактык. Але ацэнкі мас галактык па іх свяцільнасцях атрымаліся значна меншымі, чым па вярчэнні галактык. Гэта з’ява была названа «парадоксам скрытай масы». Каб растлумачыць яе, трэба дапусціць, што дзесьці ў галактыцы знаходзіцца несвятлівая, цёмная матэрыя.
У 70-х гг. XX ст. пры дапамозе метадаў рэнтгенаўскай астра-номіі быў адкрыты гарачы міжгалактычны газ. Па тэмпературы газу можна ацанійь масу яго скопішчаў. Першыя вынікі рэнтгенаўскіх назіранняў гарачага газу ў групах галактык пацвердзілі прысут-насць у іх скрытай масы, якая не ўваходзіць у склад асобных га-лактык. Сёння астраномы ўпэўнены: Сусвет у асноўным запоў-нены нябачным рэчывам. Яно ўтварае працяглыя гало галактык і запаўняе міжгалактычную прастору, канцэнтруючыся ў скопішчах
VIII
галактык.
Спектральныя назіранні, праведзеныя з выкарыстаннем Касміч-нага тэлескопа Хабла і буйных сучасных наземных тэлескопаў, па-цвердзілі наяўнасць вялікіх мас (каля 50 млн мас Сонца) несвятлі-вага рэчыва ў ядрах шэрага галактык (рыс. 29.8).
Разам з ты.м прырода нябачнага рэчыва да канца не высветле-на. Магчыма, што «скрытая маса» ўтвараецца не толькі міжгалак-
182
БУДОВА I ЭВАЛЮЦЫЯ СУСВЕТУ
Рыс. 29.8. Ядры галактык утрымліваюць масіўныя чорныя дзіры. Ніжні шэраг фата-графій атрыманы пры дапамозе Касмічнага тэлескопа Хабла
VIII
тычным газам, але і нейкімі яшчэ не адкрытымі новымі элементар-нымі часціцамі. Неабходна адзначыць наступны факт: усе астрана-мічныя аб’екты, якія вывучаліся чалавецтвам да гэтага часу, скла-даюць толькі нязначную долю касмічнага рэчыва. (Па разліках нябачная маса ў шмат разоў перавышае бачную!)
4. Галактыкі з актыўнымі ядрамі. У большасці галактык можна вы-лучыць яркую цэнтральную частку— ядро. Гэта зона адрозніваецца вя-лікай зорнай шчыльнасцю, якая дасягае 10б—108 пк~3. Але, нягледзячы на гэта, сутыкненні ядзер і зорак у гэтай зоне не адбываюцца.
Даследаванні апошніх гадоў паказалі, што ядро — не проста больш шчыльнае месца галактыкі: у самым цэнтры яго можна вы-явіць яшчэ адно ўшчыльненне — ядзерка. Так, пры назіранні ядра туманнасці Андрамеды (яго памеры 100 пк) удалося вылучыць яр-кае ядзерка папярочнікам 1 — 14 пк. Яно верціцца як цвёрдае цела (з перыядам вярчэння 500 тыс. гадоў). Маса ядзерка складае прыблізна 13 млн сонечных мас, шчыльнасць — каля 1500 сонеч-ных мас на 1 пк3, г. зн. у 20 тыс. разоў больш, чым каля Сонца. Ядзерка паводзіць сябе такім чынам, быццам гэта самастойнае ўтварэнне, «укладзенае» ў галактыку.
Радыёдаследаванні нашай галактыкі паказалі, што ў яе цэнтры таксама ёсць ядзерка памерам прыкладна ў 6 пк.
У ядрах некаторых галактык мае месца каласальнае выдзяленне энергіі, якое нельга растлумачыць выпрамяненнем ці выбухамі звы-чайных зорак. Такія галактыкі атрымалі назвы галактык з актыўнымі ядрамі ці сейфертавых галактык (ад імя амерыканскага астранома
183
Карла Сейферта, які ўпершыню апісаў іх у 1943 г.).
Галактыкі з высокай актыў-насцю ядзер складаюць некалькі працэнтаў ад усіх галактык, якія мы назіраем. Формы праяўлення актыўнасці ядзер сейфертавых галактык, ці проста сейфертаў, розныя. Гэта можа бьшь вялікая магутнасць выпрамянення ў інфра-чырвонай, аптычнай ці рэнтге-наўскай частцы спектра, прычым яна мяняецца за параўнальна не-
Рыс. 29.9. Ядро галактыкі выкідвае газа-выя струмені — джэты
БУДОВА I ЭВАЛЮЦЫЯ СУСВЕТУ
вялікі час (некалькі гадоў, месяцаў і нават дзён). У некаторых выпадках назіраецца хуткі рух газу ў ядрах (са скарасцямі ~ 1000 км/с). Часам газ утварае доўгія прамалінейныя газавыя струмені — джэты (рыс. 29.9).
Найбольш праўдападобная гіпотэза для тлумачэння актыўнасці ядзер дапускае наяўнасць чорнай дзіры (масай у дзесяткі ці сотні мільёнаў мас Сонца) у цэнтры галактыкі.
У 1998 г. Касмічны тэлескоп Хабла перадаў здымкі цэнтраль-най вобласці галактыкі Цэнтаўр A (NGC 5128), размешчанай на адлегласці 10 млн светлавых гадоў. Масіўная чорная дзіра, якая знаходзіцца там, «захоплівае» маленькую суседнюю галактыку. На здымках вакол галактыкі NGC 5128 бачны цёмны пояс, які склада-
ецца з пылу з мноствам нядаўна народжаных зорак, што свецяц-ца блакітным колерам, і пылавых згусткаў, агорнутых газавымі воб-лакамі (рыс. 29.10). Здымкі, зробленыя ў інфрачырвоных прамянях, дапамаглі астраномам зазірнуць за пылавую заслону. Яны адкрылі дыск гарачага газу, які закручваецца і ўсмоктваецца ў чорную дзіру. Памеры гэтага дыска па касмічных мерках невялікія, але параў-нальныя з памерамі нашай Сонечнай сістэмы, а маса роўная
VIII
многім мільёнам сонечных мас.
5. Узаемадзейныя галактыкі. Размешчаныя блізка адна да ад-ной галактыкі часам бываюць звязаны паміж сабой паласой святлівай матэрыі. Часта гэтыя святлівыя палосы блакітнаватага колеру з’яўляюцца працягам спіральных галін. Палосы скла-даюцца з гарачых маладых зо-рак. Нярэдка галактыкі агорнуты
Рыс. 29.10. Актыўнае ядро галактыкі
Цэнтаўр A
184
БУДОВА I ЭВАЛЮЦЫЯ СУСВЕТУ
Рыс. 29.11. Такі выгляд, магчыма, будзе мець на нашым небе туманнасць Анд-рамеды праз некалькі мільярдаў гадоў
агульным «зорным туманам». Ta-Kia галактыкі называюцца ўзаема-дзейнымі.
У большасці выпадкаў асаб-лівасці форм узаемадзейных га-лактык тлумачацца ўзбуральнымі прыліўнымі сіламі, якія ўздзей-нічаюць на зоркі адной галактыкі з боку другой. Многія даследчыкі лічаць, што ўзаемадзейныя га-
лактык вельмі шмат такіх, якія
лактыкі збліжаюцца, а назіранні ў сучасныя буйныя тэлескопы паказваюць, што сярод такіх га-сутыкаюцца. Нават наша Галакты-
ка з’яўляецца ўзаемадзейнай. У цяперашні час яна паглынае адну карлікавую галактыку, якая знаходзіцца на процілеглым ад нас баку галактычнага дыска. Праз некалькі мільярдаў гадоў наша Галакты-ка «праглыне» Магеланавы Воблакі, а праз 5 млрд гадоў сутыкнец-ца з туманнасцю Андрамеды (М 31) (рыс. 29.11). Але пры гэтым магчымасць таго, што будуць сутыкацца асобныя зоркі, вельмі ма-
VIII
лая, таму што яны аддалены адна ад адной на адлегласці ў сотні мільёнаў разоў большыя за іх дыяметр.
Сутыкненні галактык, наадварот, магчымы, таму што прамежкі паміж імі большыя за іх памеры толькі ў дзесяткі і сотні разоў. Часта карлікавая галактыка ўразаецца ў вялікую зорную спіраль і, праходзячы праз яе, прыцягвае да сябе асобныя зоркі. Сёння вывучана ўзаемадзеянне галактык розных тыпаў: спіральных, эліп-тычных і няправільных, якія або пралятаюць міма адна адной на блізкай адлегласці, або дакранаюцца адна да адной, або проста су-
Рыс. 29.12. Сутыкальныя галактыкі NGC 4038 і NGC 4039. Чырвоным колерам све-цяцца газапылавыя воблакі, якія падаюць на чорныя дзіры ў ядрах галактык; блакіт-ным — маладыя гарачыя зоркі, якія нара-джаюцца з-за ўзбурэнняў газапылавых мас
тыкаюцца. Гравітацыйная сіла ўзаемадзеяння, як правіла, істот-на мяняе знешні выгляд такіх узаемадзейных галактык.
КНІГІ ОНЛАЙН
