Галактики

В далекой древности люди замечали на ночном небе протянувшуюся через весь небосвод бледную светящуюся полосу. Она напоминала им пролитое молоко. По легенде, в этом заслуга Геры, спускавшейся на Землю. Светящуюся полосу назвали Млечным Путем Потом, много позже, благодаря наблюдениям Галилея, стало известно, что Млечный Путь - это множество далеких и потому неярких звезд. Они и сливаются в одно тусклое свечение. Тогда возникла гипотеза о том, что Солнце, все видимые звезды, в том числе и звезды Млечного Пути, принадлежат к одной огромной системе. Такую систему назвали Галактикой (пишется с большой буквы). Название было дано именно в честь Млечного Пути: слово "Галактика" произошло от древнегреческого понятия, означавшего "молочая дорога". Имя нашей Галактики тоже тривиальное - Млечный Путь Но не всегда легко судить о здании, внутри которого находишься. Так и с нашей Галактикой: очень долгими были споры об ее размерах, массе, структуре размещения звезд. Только относительно недавно, в двадцатом веке, всевозможные исследования позволили человеку судить обо всем этом. Во многом помогло нам то обстоятельство, что наша Галактика не одинока При изучении неба с телескопом кроме звезд себя обнаруживали еще неясные туманные пятна. Их так и назвали - "туманности". Со временем, выяснилось, что природа их отнюдь неодинакова. Некоторые из них оказались скоплениями газа и пыли, принадлежащими нашей Галактике. О них Вы можете прочитать в разделе о туманностях. Сами газопылевые облака также отличались друг от друга. Однако некоторые туманности разительно отличались от остальных... Галактиками называют гравитационно связанные звездные системы, содержащие миллиарды звезд. Наше Солнце входит в одну из таких систем - Галактику. Звезды Галактики образуют плоский диск. Солнечная система находится на краю диска. Земной наблюдатель видит диск "с ребра", и огромное количество удаленных звезд сливается для него в одну светящуюся полосу, которая видна на ночном небе как Млечный Путь. Отсюда и название "галактика": galactikos - молочный, млечный. Развитие внегалактической астрофизики началось в 20-х годах нашего столетия. В 1924 г. американский астроном Эдвин Хаббл на телескопе обсерватории Маунт Вилсон (диаметр зеркала 2,5 м) получил серию фотографий объектов, похожих на туманные пятнышки, часто со спиральной структурой. Высокое разрешение фотографий позволило Хабблу установить, что эти объекты состоят из огромного числа звезд. Впервые туманные пятнышки были разрешены на звезды в 40-х годах XIX в. англичанином Уильямом Парсонсом (третий граф Росс). Парсонс увлекался техникой и астрономией. В 1845 г. ему удалось построить рефлектор с фокусным расстоянием 16,2 м (54 фута). Парсонс направил свой телескоп на туманность М51 в созвездии Гончих Псов и понял, что она имеет спиральную структуру. Ему удалось выделить звезды на фотографиях этой и других туманностей. Парсонс твердо верил, что открытые им спиральные вихри состоят из звезд. Однако это убеждение получило бесспорное доказательство только после работ Хаббла. В туманности Андромеды (М31) Хаббл обнаружил 12 цефеид. В начале XX в. эти переменные звезды уже были достаточно хорошо изучены. Зависимость периода пульсаций блеска от светимости цефеид использовалась X. Шепли (США) для определения расстояний до звездных скоплений, входящих в состав нашей Галактики (Млечного Пути). Этим методом определения расстояний воспользовался и Хаббл. По цефеидам он оценил расстояние до М 31- 0,3 Мпк (современное значение около 0,8 Мпк, 1 Мпк = 3-1024 см). Это означало, что туманность М31 находится далеко за пределами Галактики (диаметр Млечного Пути около 30 кпк) и является самостоятельной звездной системой. Точно так же было установлено, что большинство туманностей - это внегалактические звездные системы, т. е. галактики. Сейчас для измерения расстояний до галактик используют не только цефеиды. В качестве "стандартных свечей", по ослаблению блеска которых можно оценить расстояние, используют взрывающиеся звезды (в максимуме блеска их светимость примерно одинакова), огромные светящиеся облака ионизованного водорода. Изучение свойств галактик имеет решающее значение для понимания эволюционных процессов в наблюдаемой Вселенной, так как именно галактики и их скопления - основные элементы ^е структуры. Например, измерив лучевые скорости у нескольких десятков галактик, Хаббл в 1929 г. обнаружил, что галактики удаляются друг от друга, и скорость удаления прямо пропорциональна расстоянию между галактиками. Это было открытием расширения Вселенной. Коэффициент пропорциональности между скоростью и расстоянием теперь называют постоянной Хаббла. Она зависит только от возраста Вселенной, и ее современное значение 50-100 км/(с•Мпк).