146
Глава 4.
Некоторые спиральные и неправильные галактики отличаются яркими звездообразными ядрами и сильными широкими линиями излучения в их спектрах. Первым обратил внимание на такую особенность и выделил галактики с этими признаками в отдельный класс в 1943 г. Карл Сейферт, по его имени они получили название сейфертовских галактик. Впоследствии оказалось, что такие галактики излучают в ультрафиолетовом и рентгеновском диапазоне; в настоящее время (2006) активность сейфертовских галактик объясняется присутствием в их ядрах сверхмассивных чёрных дыр, на которые происходит аккреция галактического газа.
В 2003 году Майклом Дринкуотером (Michael Drinkwater) из университета Квинсленда (University of Queensland) был открыт новый вид галактик, классифицируемый как ультракомпактные карликовые галактики.
4.2. Структура спиральной галактики
Есть основания полагать, что среди всех типов галактик наиболее стабильными звездными образованиями являются галактики спиральной структуры, в том числе и наша Галактика. Таких галактик по статистике во Вселенной существует более 60% от общего числа галактик. Все остальные типы галактик - это те или иные переходные формы, динамически неустойчивые. Поэтому целесообразно рассмотреть именно структуру спиральной галактики на примере нашей Галактики.
Первая попытка определить форму Млечного Пути и положение Солнца в нём была предпринята Уильямом Гершелем в 1785 году при помощи тщательного подсчёта звёзд в различных участках неба. Используя усовершенствованный вариант метода, Каптейн (Kapteyn) в 1920 году сделал вывод о маленькой (диаметром в 15 килопарсек) сплюснутой галактике с Солнцем вблизи центра. Другой метод, использованный Харлоу Шепли (Harlow
Структуры галактик и их преобразования
147
Shapley) и основанный на подсчете шаровых скоплений, дал совсем другую картину — плоский диск диаметром около 70 килопарсек с Солнцем, находящимся далеко от центра. Оба исследования не были точны из-за того, что не учитывали поглощение света межзвёздным газом в плоскости галактики. Современная картина нашей Галактики появилась в 1930 году, когда Роберт Джулиус Трумплер (Robert Julius Trumpler) измерил этот эффект, изучая распределение рассеянных звёздных скоплений, концентрирующихся в плоскости Галактики.
В 1944 году Хендрик Ван де Хулст (Hendrik van de Hulst) предсказал существование радиоизлучения с длиной волны в 21 см, излучаемого межзвёздным атомарным водородом, которое было обнаружено в 1951 году. Это излучение, не поглощаемое пылью, позволило дополнительно изучить Галактику благодаря доплеровскому смещению. Эти наблюдения привели к созданию модели с перемычкой в центре Галактики. Впоследствии прогресс радиотелескопов позволил отслеживать водород и в других галактиках. В 1970-х годах стало понятно, что общая видимая масса галактик (состоящая из массы звёзд и межзвёздного газа), не объясняет скорости вращения газа. Это привело к выводу о существовании тёмной материи.
Новые наблюдения, произведённые в начале 1990-х годов на Космическом телескопе имени Хаббла, показали, что тёмная материя в нашей Галактике не может состоять только из очень слабых и малых звёзд. На нём также были получены изображения далёкого космоса, получившие названия Hubble Deep Field и Hubble Ultra Deep Field, показавшие очевидность того, что в нашей Вселенной существуют сотни миллиардов галактик.
Данные многолетних наблюдений и их статистической обработки позволили уяснить формальную структуру нашей Галактики (Млечного пути) [3]. В настоящее время основные сведения о ней сводятся к следующему.
Все компоненты Галактики связаны в единую динамическую систему, вращающуюся, как считают астрономы, вокруг малой оси симметрии. Земному наблюдателю она представляется в виде
