область Галактики и большей частью скрыто от нас темной непрозрачной материей. Лучше всего видна южная его половина в виде яркого звездного облака в созвездии Стрельца. В инфракрасных лучах, значительно слабее поглощаемых межзвездной пылью, удается наблюдать и вторую, северную его половину. Разделяющая их мощная полоса пылевой материи непрозрачна даже для инфракрасных лучей. Центральное сгущение занимает на небе область 28° ´ 18°, что соответствует линейным размерам 4,8 ´ 3,1 кпс.
Млечный Путь в направлении на центр Галактики поразительно похож на спиральную звездную систему NGC891, видимую с ребра (рис. 231) . Учитывая размеры центрального сгущения, нашу Галактику можно отнести к спиралям промежуточного типа Sb (см. гл. XIII). В центральном сгущении туманности Андромеды (см. § 161 и рис. 219) обнаружено огромное быстро вращающееся образование типа шарового скопления. По-видимому, подобный объект имеется и в центральном сгущении нашей Галактики, где инфракрасными приемниками излучения обнаружено эллиптическое образование размером около 10 пс. Скорее всего, это весьма компактное скопление, содержащее миллионы звезд, окруженное мощным облаком газово-пылевой материи, сильно поглощающей ультрафиолетовое и видимое излучение И доступное наблюдениям только в инфракрасной области спектра. Не исключено, что здесь мы имеем дело с объектом необычной и неизвестной еще природы. На расстоянии 3 кпс от центра Галактики методами радиоастрономии обнаружен водородный рукав, расширяющийся в направлении от центра со скоростью около 50 км/сек. Дальше от центрального сгущения распределение межзвездного водорода, получаемое на основании радионаблюдений (см. рис. 230), оказывается весьма сложным и непохожим на спиральную структуру, выявляемую по распределению горячих звезд. В целом, нейтральный водород в Галактике образует широкое кольцо. В той части Галактики, где находится Солнце, имеется несколько спиральных рукавов, вдоль которых располагаются скопления молодых звезд и облака межзвездного газа и пыли (рис. 232). Горячие звезды, которые наблюдаются в созвездии Ориона, образуют так называемый Орионов рукав, на краю которого находится и наше Солнце. Выявлены еще два рукава - Персеев рукав (дальше от центра Галактики) и рукав Стрельца - ближе к центру. Возможно, что эти рукава - различные ответвления от одной и той же спирали. Однако не исключено, что наша Галактика имеет несколько спиральных ветвей, связанных с центральным сгущением. Описанные представления об общей структуре Галактики большей частью сложились в последние годы и во многом имеют предварительный характер. Предстоит еще выяснить многие важные проблемы структуры Галактики.
§ 171. Классификация галактик и их спектры
В темную безлунную ночь в созвездии Андромеды можно различить даже невооруженным глазом слабое туманное пятнышко, называемое туманностью Андромеды. На фотографиях, полученных при помощи телескопа, оно оказывается большой звездной системой, имеющей спиральную структуру и, как уже упоминалось, во многом сходной с нашей Галактикой (см. рис. 219). На южном небе значительно заметнее две другие ближайшие к нам звездные системы - Большое и Малое Магеллановы Облака (рис. 233 и 234). При помощи телескопов сфотографировано очень много подобных объектов. Их называют внегалактическими туманностями или галактиками.
Обычно галактики обозначаются сокращенным названием каталога и номера, под которым они в нем зарегистрированы. Например, туманность Андромеды в каталоге Мессье стоит под № 31, а в 'Новом общем каталоге' Дрейера - под № 224 (см. § 93). Поэтому она обозначается М 31 или NGC 224. Строение галактик изучают по их фотографиям. Несмотря на многообразие форм, основные элементы структуры галактик такие же, как и у нашей звездной системы. Большинство из них в центре имеет более яркое уплотнение - центральное сгущение, в то время как внешние части во многих случаях имеют спиральное строение, иногда едва заметное, а иногда и ярко выраженное. По внешнему виду галактики делятся на эллиптические, спиральные, неправильные и пекулярные. Эллиптические галактики (Е) имеют форму эллипсоидов без резких границ (рис. 235). Яркость плавно увеличивается от периферии к центру, а внутренняя структура, как правило, отсутствует. Спиральные галактики (S) - наиболее многочисленны. К ним принадлежит более половины наблюдаемых галактик. Типичными представителями являются наша Галактика и туманность Андромеды. В отличие от эллиптических галактик, в них наблюдается структура в виде характерных спиральных ветвей. Различаются два типа спиралей. У одних, подобных нашей Галактике и обозначаемых SA или S, спиральные ветви выходят непосредственно из центрального уплотнения (рис. 236). У других (рис. 237) они начинаются у концов продолговатого образования, в центре которого находится овальное уплотнение. Создается впечатление, что две спиральные ветви соединены перемычкой, почему такие галактики и называются пересеченными спиралями; они обозначаются символом SB.
Рис. 235. Эллиптическая галактика NGC 205 - спутник туманности Андромеды.
Спиральные галактики различаются степенью развитости своей спиральной структуры, что в классификации отмечается добавлением к символам S (или SA) и SB букв а, b, с. Например, обозначение Sa характеризует галактику с мало развитой или только намечающейся спиральной структурой. У систем Sb ветви уже хорошо заметны, как и у туманности Андромеды, а спирали Sc отличаются наличием клочковатых спиральных ветвей, отходящих от сравнительно небольшого центрального уплотнения. Как правило, чем сильнее развита спиральная структура, тем размеры центрального уплотнения оказываются меньшими. Особенно хорошо спиральная структура может быть изучена, если плоскость, в которой расположена спираль, перпендикулярна лучу зрения (см. рис. 236). Когда же луч зрения лежит в этой плоскости, спиральная структура не видна, но хорошо заметно, что галактика является плоским образованием, напоминающим чечевицу с утолщением в центральной части (см. рис. 231). Вдоль средней линии такой чечевицы тянется полоса поглощающей свет материи, которая у спиралей, как и в нашей Галактике, сильно концентрируется к основной плоскости. Спиральные ветви галактик являются областями преимущественного звездообразования. Об этом свидетельствует наличие в них молодых горячих звезд, на больших расстояниях вокруг себя ионизующих водород. Неправильные галактики (I). Примером галактик этого типа являются Магеллановы Облака (см. рис. 233 и 234), хотя в одном из них были обнаружены следы спиральной структуры. Неправильные галактики характеризуются отсутствием центральных уплотнений и симметричной структуры, а также низкой светимостью и относительно высоким содержанием нейтрального водорода, Пекулярные галактики. Так называются галактики, которые обладают теми или иными особенностями, не позволяющими отнести их ни к одному из перечисленных выше классов. Спектры галактик. Внегалактические туманности имеют спектры с линиями поглощения, напоминающие спектры звезд, чаще всего спектральных классов A, F или G, на которые иногда накладываются эмиссионные линии, характерные для свечения газовых туманностей. Это доказывает, что внегалактические туманности представляют собой системы, состоящие из звезд и диффузной материи. Неправильные галактики по спектру, как правило, напоминают звезды спектральных классов А и F, спиральные - F и G, а эллиптические - G и К. Это означает, что в спиральных и неправильных галактиках содержится относительно много молодых горячих звезд ранних спектральных классов, в то время как эллиптические галактики состоят из старых звезд поздних спектральных классов, подобно сферической подсистеме нашей Галактики.
По цвету излучения также можно судить о спектральных классах, к которым принадлежит большинство звезд галактики. Для галактик, а когда это возможно, и для отдельных их частей, находят показатели цвета теми же методами, что и для звезд. Однако при этом следует учитывать красное смещение (см. ниже), а также покраснение, вызванное поглощением света в них и в нашей Галактике. Большой интерес представляют взаимодействующие галактики, состоящие из двух и более (до 8) звездных систем - компонентов. Компоненты соединены между собой полосами светлой материи (рис. 238) или оказываются погруженными в облако звезд, создающих вокруг них как бы туман.
Рис. 238. Взаимодействующие галактики VV21. В большинстве случаев особенности взаимодействующих галактик удается объяснить гравитационными приливными воздействиями со стороны членов системы.
§ 172. Определение расстояний до галактик
Существует несколько способов определения расстояний до галактик. Легче всего это можно сделать, если в галактике наблюдаются хорошо изученные объекты, светимость которых мы знаем. Так, например, светимость цефеид известна по соотношению период - светимость. У новых звезд абсолютная звездная величина в максимуме около -8m,5, а у шаровых скоплений в среднем -8m. В этих случаях для определения расстояний достаточно найти видимую звездную величину такого объекта и вычислить модуль расстояния, не забывая при этом учитывать влияние межзвездного поглощения света. О расстояниях до удаленных
