Типы галактик. Основные типы галактик и их отличительные особенности

Всего существует три главных типа галактик: спиральная, эллиптическая и неправильная. К первым относятся, например, Млечный Путь и Андромеда. В центре расположены объекты и черная дыра, вокруг которых вращается ореол звезд и темная материя. Из ядра ответвляются рукава. Спиральная форма образуется из-за того, что галактика не прекращает вращения. Многие представители обладают лишь одним рукавом, но у некоторых их можно насчитать три и больше.

Таблица характеристик основных видов галактик

Спиральные бывают с перемычкой и без. В первом типе центр пересекается плотным баром звезд. А у вторых подобного формирования не наблюдается.

В эллиптических галактиках проживают самые древние звезды и нет достаточного количества пыли и газа, чтобы создать молодые. Могут напоминать по форме круг, овал или же спиральный тип, но без рукавов.

Примерно четверть галактик представляют группу неправильных. Они меньше, чем спиральные и отображают порой причудливые формы. Их можно объяснить появлением новых звезд или же гравитационным контактом с соседней галактикой. Среди неправильных числятся .

Есть также много галактических подтипов: сейфертовские (спирали с быстрым движением), яркие эллиптические супергиганты (поглощают других), кольцевые (без ядра) и прочие.

ГАЛАКТИКИ, «внегалактические туманности» или «островные Вселенные»,― это гигантские звездные системы, содержащие также межзвездный газ и пыль. Солнечная система входит в нашу Галактику – Млечный Путь. Все космическое пространство до пределов, куда могут проникнуть мощнейшие телескопы, заполнено галактиками. Астрономы насчитывают их не менее миллиарда. Ближайшая галактика находится от нас на расстоянии около 1 млн. св. лет (10 19 км), а до самых удаленных галактик, зарегистрированных телескопами, – миллиарды световых лет. Исследование галактик – одна из самых грандиозных задач астрономии.

Историческая справка. Ярчайшие и ближайшие к нам внешние галактики – Магеллановы Облака – видны невооруженным глазом на южном полушарии неба и были известны арабам еще в 11 в., равно как и ярчайшая галактика северного полушария – Большая туманность в Андромеде. С переоткрытия этой туманности в 1612 при помощи телескопа немецким астрономом С.Мариусом (1570–1624) началось научное изучение галактик, туманностей и звездных скоплений. Немало туманностей было обнаружено различными астрономами в 17 и 18 вв.; тогда их считали облаками светящегося газа.

Представление о звездных системах за пределом Галактики впервые обсуждали философы и астрономы 18 в.: Э.Сведенборг (1688–1772) в Швеции, Т.Райт (1711–1786) в Англии, И.Кант (1724–1804) в Пруссии, И.Ламберт (1728–1777) в Эльзасе и В.Гершель (1738–1822) в Англии. Однако лишь в первой четверти 20 в. существование «островных Вселенных» было однозначно доказано в основном благодаря работам американских астрономов Г.Кертиса (1872–1942) и Э.Хаббла (1889–1953). Они доказали, что расстояния до наиболее ярких, а значит, ближайших «белых туманностей» значительно превосходят размер нашей Галактики. За период с 1924 по 1936 Хаббл продвинул границу исследования галактик от ближайших систем до предела возможностей 2,5-метрового телескопа обсерватории Маунт-Вилсон, т.е. до нескольких сотен миллионов световых лет.

В 1929 Хаббл открыл зависимость между расстоянием до галактики и скоростью ее движения. Эта зависимость, закон Хаббла, стала наблюдательной основой современной космологии. После окончания Второй мировой войны началось активное изучение галактик с помощью новых крупных телескопов с электронными усилителями света, автоматических измерительных машин и компьютеров. Обнаружение радиоизлучения нашей и других галактик дало новую возможность для изучения Вселенной и привело к открытию радиогалактик, квазаров и других проявлений активности в ядрах галактик. Внеатмосферные наблюдения с борта геофизических ракет и спутников позволили обнаружить рентгеновское излучение из ядер активных галактик и скоплений галактик.

Рис. 1. Классификация галактик по Хабблу

Первый каталог «туманностей» был опубликован в 1782 французским астрономом Ш.Мессье (1730–1817). В этот список попали как звездные скопления и газовые туманности нашей Галактики, так и внегалактические объекты. Номера объектов по каталогу Мессье используются до сих пор; например, Мессье 31 (М 31) – это знаменитая Туманность Андромеды, ближайшая крупная галактика, наблюдаемая в созвездии Андромеды.

Систематический обзор неба, начатый В.Гершелем в 1783, привел его к открытию нескольких тысяч туманностей на северном небе. Эта работа была продолжена его сыном Дж.Гершелем (1792–1871), который провел наблюдения в Южном полушарии на мысе Доброй Надежды (1834–1838) и опубликовал в 1864 Общий каталог 5 тыс. туманностей и звездных скоплений. Во второй половине 19 в. к этим объектам добавились вновь открытые, и Й.Дрейер (1852–1926) в 1888 опубликовал Новый общий каталог (New General Catalogue – NGC ), включающий 7814 объектов. С публикацией в 1895 и 1908 двух дополнительных Индекс-каталогов (IC) число обнаруженных туманностей и звездных скоплений превысило 13 тыс. Обозначение по каталогам NGC и IC с тех пор стало общепринятым. Так, Туманность Андромеды обозначают либо М 31, либо NGC 224. Отдельный список 1249 галактик ярче 13-й звездной величины, основанный на фотографическом обзоре неба, составили Х.Шепли и А.Эймс из Гарвардской обсерватории в 1932.

Эта работа была существенно расширена первым (1964), вторым (1976) и третьим (1991) изданиями Реферативного каталога ярких галактик Ж. де Вокулера с сотрудниками. Более обширные, но менее детальные каталоги, основанные на просмотре фотографических пластинок обзора неба были опубликованы в 1960-х годах Ф.Цвикки (1898–1974) в США и Б.А.Воронцовым-Вельяминовым (1904–1994) в СССР. Они содержат ок. 30 тыс. галактик до 15-й звездной величины. Недавно был закончен подобный обзор южного неба с помощью 1-метровой камеры Шмидта Европейской южной обсерватории в Чили и британской 1,2-метровой камеры Шмидта в Австралии.

Галактик слабее 15-й звездной величины слишком много, чтобы составлять их список. В 1967 опубликованы результаты подсчета галактик ярче 19-й звездной величины (к северу от склонения 20), проделанного Ч.Шейном и К.Виртаненом по пластинкам 50-см астрографа Ликской обсерватории. Таких галактик оказалось ок. 2 млн., не считая тех, которые скрыты от нас широкой пылевой полосой Млечного Пути. А еще в 1936 Хаббл на обсерватории Маунт-Вилсон подсчитал количество галактик до 21-й звездной величины в нескольких небольших площадках, распределенных равномерно по небесной сфере (севернее склонения 30). По этим данным на всем небе более 20 млн. галактик ярче 21-й звездной величины.

Классификация. Встречаются галактики различных форм, размеров и светимостей; некоторые из них изолированные, но большинство имеет соседей или спутников, оказывающих на них гравитационное влияние. Как правило, галактики спокойны, но нередко встречаются и активные. В 1925 Хаббл предложил классификацию галактик, основанную на их внешнем виде. Позже ее уточняли Хаббл и Шепли, затем Сэндидж и наконец Вокулер. Все галактики в ней делятся на 4 типа: эллиптические, линзовидные, спиральные и неправильные.

Эллиптические (E ) галактики имеют на фотографиях форму эллипсов без резких границ и четких деталей. Их яркость возрастает к центру. Это вращающиеся эллипсоиды, состоящие из старых звезд; их видимая форма зависит от ориентации к лучу зрения наблюдателя. При наблюдении с ребра отношение длин короткой и длинной осей эллипса достигает  5/10 (обозначается E5 ).

Рис. 2. Эллиптическая галактика ESO 325-G004

Линзовидные (L или S 0) галактики похожи на эллиптические, но, кроме сфероидального компонента, имеют тонкий быстро вращающийся экваториальный диск, иногда с кольцеобразными структурами наподобие колец Сатурна. Наблюдаемые с ребра линзовидные галактики выглядят более сжатыми, чем эллиптические: отношение их осей достигает 2/10.

Рис. 2. Галактика Веретено (NGC 5866), линзообразная галактика в созвездии Дракон.

Спиральные (S ) галактики также состоят из двух компонентов – сфероидального и плоского, но с более или менее развитой спиральной структурой в диске. Вдоль последовательности подтипов Sa , Sb , Sc , Sd (от «ранних» спиралей к «поздним») спиральные рукава становятся толще, сложнее и менее закручены, а сфероид (центральная конденсация, или балдж ) уменьшается. У спиральных галактик, наблюдаемых с ребра, спиральные рукава не видны, но тип галактики можно установить по относительной яркости балджа и диска.

Рис. 2. Пример спиральной галактики, Галактика «Вертушка» (Pinwheel) (объект списка Мессье 101 или NGC 5457)

Неправильные (I ) галактики бывают двух основных видов: магелланового типа, т.е. типа Магеллановых Облаков, продолжающие последовательность спиралей от Sm до Im , и немагелланового типа I 0, имеющие хаотические темные пылевые полосы поверх сфероидальной или дисковой структуры типа линзовидной или ранней спиральной.

Рис. 2. NGC 1427A, пример неправильной галактики.

Типы L и S распадаются на два семейства и два вида в зависимости от наличия или отсутствия проходящей через центр и пересекающей диск линейной структуры (бар ), а также центральносимметричного кольца.

Рис. 2. Компьютерная модель галактики Млечный путь.

Рис. 1. NGC 1300, пример спиральной галактики с перемычкой.

Рис. 1. ТРЕХМЕРНАЯ КЛАССИФИКАЦИЯ ГАЛАКТИК . Основные типы: E, L, S, I располагаются последовательно от E до Im ; семейства обычных A и пересеченных B ; вида s и r . Круглые диаграммы внизу – сечение главной конфигурации в области спиральных и линзовидных галактик.

Рис. 2. ОСНОВНЫЕ СЕМЕЙСТВА И ВИДЫ СПИРАЛЕЙ на сечении главной конфигурации в области Sb .

Существуют и другие схемы классификации галактик, основанные на более тонких морфологических деталях, но пока еще не развита объективная классификация, основанная на фотометрических, кинематических и радиоизмерениях.

Состав . Два структурных компонента – сфероид и диск – отражают различие в звездном населении галактик, открытое в 1944 немецким астрономом В.Бааде (1893–1960).

Население I , присутствующее в неправильных галактиках и в рукавах спиралей, содержит голубые гиганты и сверхгиганты спектральных классов O и B, красные сверхгиганты классов K и M, а также межзвездные газ и пыль с яркими областями ионизованного водорода. В нем присутствуют и маломассивные звезды главной последовательности, которые видны вблизи Солнца, но неразличимы в далеких галактиках.

Население II , присутствующее в эллиптических и линзовидных галактиках, а также в центральных областях спиралей и в шаровых скоплениях, содержит красные гиганты от класса G5 до K5, субгиганты и, вероятно, субкарлики; в нем встречаются планетарные туманности и наблюдаются вспышки новых (рис. 3). На рис. 4 показана связь между спектральными классами (или цветом) звезд и их светимостью у различных населений.

Рис. 3. ЗВЕЗДНЫЕ НАСЕЛЕНИЯ . На фотографии спиральной галактики Туманности Андромеды видно, что в ее диске сосредоточены голубые гиганты и сверхгиганты Населения I, а центральная часть состоит из красных звезд Населения II. Видны также спутники Туманности Андромеды: галактика NGC 205 (внизу ) и М 32 (вверху слева ). Самые яркие звезды на этом фото принадлежат нашей Галактике.

Рис. 4. ДИАГРАММА ГЕРЦШПРУНГА – РЕССЕЛА , на которой видна связь между спектральным классом (или цветом) и светимостью у звезд разного типа. I: молодые звезды Населения I, типичные для спиральных рукавов. II: состарившиеся звезды Населения I; III: старые звезды Населения II, типичные для шаровых скоплений и эллиптических галактик.

Первоначально считалось, что эллиптические галактики содержат только Население II, а неправильные – только Население I. Однако выяснилось, что обычно галактики содержат смесь двух звездных населений в разных пропорциях. Детальный анализ населений возможен только для нескольких близких галактик, но измерения цвета и спектра далеких систем показывают, что различие их звездных населений может быть значительнее, чем думал Бааде.

Расстояние . Измерение расстояний до далеких галактик основано на абсолютной шкале расстояний до звезд нашей Галактики. Ее устанавливают несколькими методами. Наиболее фундаментальный – метод тригонометрических параллаксов, действующий до расстояний в 300 св. лет. Остальные методы косвенные и статистические; они основаны на изучении собственных движений, лучевых скоростей, блеска, цвета и спектра звезд. На их основе определяют абсолютные величины Новых и переменных типа RR Лиры и  Цефея, которые становятся первичными индикаторами расстояния до ближайших галактик, где они видны. Шаровые скопления, ярчайшие звезды и эмиссионные туманности этих галактик становятся вторичными индикаторами и дают возможность определять расстояния до более далеких галактик. Наконец, в качестве третичных индикаторов используются диаметры и светимости самих галактик. В качестве меры расстояния астрономы обычно используют разность между видимой звездной величиной объекта m и его абсолютной звездной величиной M ; эту величину (m – M ) называют «видимым модулем расстояния». Чтобы узнать истинное расстояние, его необходимо исправить с учетом поглощения света межзвездной пылью. При этом ошибка обычно достигает 10–20%.

Внегалактическая шкала расстояний время от времени пересматривается, а значит, меняются и прочие параметры галактик, зависящие от расстояния. В табл. 1 приведены наиболее точные на сегодня расстояния до ближайших групп галактик. До более далеких галактик, удаленных на миллиарды световых лет, расстояния оцениваются с невысокой точностью по их красному смещению (см. ниже : Природа красного смещения).

Светимость. Измерение поверхностной яркости галактики дает полную светимость ее звезд на единицу площади. Изменение поверхностной светимости с расстоянием от центра характеризует структуру галактики. Эллиптические системы, как наиболее правильные и симметричные, изучены подробнее других; в целом они описываются единым законом светимости (рис. 5,а ):

Рис. 5. РАСПРЕДЕЛЕНИЕ СВЕТИМОСТИ У ГАЛАКТИК . а – эллиптические галактики (изображен логарифм поверхностной яркости в зависимости от корня четвертой степени из приведенного радиуса (r/r e) 1/4 , где r – расстояние от центра, а r e – эффективный радиус, внутри которого заключена половина полной светимости галактики); б – линзовидная галактика NGC 1553; в – три нормальные спиральные галактики (внешняя часть у каждой из линий прямая, что указывает на экспоненциальную зависимость светимости от расстояния).

Данные о линзовидных системах не так полны. Их профили светимости (рис. 5,б ) отличаются от профилей эллиптических галактик и имеют три основных участка: ядро, линзу и оболочку. Эти системы выглядят как промежуточные между эллиптическими и спиральными.

Спирали очень разнообразны, структура их сложна, и нет единого закона для распределения их светимости. Впрочем, похоже, что у простых спиралей вдали от ядра поверхностная светимость диска спадает к периферии экспоненциально. Измерения показывают, что светимость спиральных рукавов не так велика, как это кажется при рассматривании фотографий галактик. Рукава добавляют не более 20% к светимости диска в голубых лучах и значительно меньше в красных. Вклад в светимость от балджа уменьшается от Sa к Sd (рис. 5,в ).

Измерив видимую звездную величину галактики m и определив ее модуль расстояния (m – M ), вычисляют абсолютную величину M . У самых ярких галактик, исключая квазары, M  22, т.е. их светимость почти в 100 млрд. раз больше, чем у Солнца. А у самых маленьких галактик M 10, т.е. светимость ок. 10 6 солнечной. Распределение числа галактик по M , называемое «функцией светимости», – важная характеристика галактического населения Вселенной, но аккуратно определить ее нелегко.

Для галактик, отобранных до некоторой предельной видимой величины, функция светимости каждого типа в отдельности от E до Sc почти гауссова (колоколообразная) со средней абсолютной величиной в голубых лучах M m = 18,5 и дисперсией  0,8 (рис. 6). Но галактики поздних типов от Sd до Im и эллиптические карлики слабее.

У полной выборки галактик в заданном объеме пространства, например в скоплении, функция светимости круто растет с уменьшением светимости, т.е. количество карликовых галактик во много раз превосходит количество гигантских

Рис. 6. ФУНКЦИЯ СВЕТИМОСТИ ГАЛАКТИК . а – выборка ярче некоторой предельной видимой величины; б – полная выборка в определенном большом объеме пространства. Обратите внимание на подавляющее количество карликовых систем с M B < -16.

Размер . Поскольку звездная плотность и светимость у галактик постепенно спадают наружу, вопрос об их размере фактически упирается в возможности телескопа, в его способность выделить слабое свечение внешних областей галактики на фоне свечения ночного неба. Современная техника позволяет регистрировать области галактик с яркостью менее 1% от яркости неба; это примерно в миллион раз ниже яркости ядер галактик. По этой изофоте (линии одинаковой яркости) диаметры галактик составляют от нескольких тысяч световых лет у карликовых систем до сотен тысяч – у гигантских. Как правило, диаметры галактик хорошо коррелируют с их абсолютной светимостью.

Спектральный класс и цвет. Первая спектрограмма галактики – Туманности Андромеды, полученная в Потсдамской обсерватории в 1899 Ю.Шейнером (1858–1913), своими линиями поглощения напоминает спектр Солнца. Массовое исследование спектров галактик началось с создания «быстрых» спектрографов с низкой дисперсией (200–400 /мм); позже применение электронных усилителей яркости изображения позволило повысить дисперсию до 20–100/мм. Наблюдения Моргана на Йеркской обсерватории показали, что, несмотря на сложный звездный состав галактик, их спектры обычно близки к спектрам звезд определенного класса отA до K , причем есть заметная корреляция между спектром и морфологическим типом галактики. Как правило, спектр класса A имеют неправильные галактики Im и спирали Sm и Sd . Спектры класса A–F у спиралей Sd и Sc . Переход от Sc к Sb сопровождается изменением спектра от F к F–G , а спирали Sb и Sa , линзовидные и эллиптические системы имеют спектры G и K . Правда, позже выяснилось, что излучение галактик спектрального класса A в действительности состоит из смеси света звезд-гигантов спектральных классов B и K .

Кроме линий поглощения, у многих галактик видны линии излучения, как у эмиссионных туманностей Млечного Пути. Обычно это линии водорода бальмеровской серии, например, H  на  6563 , дублеты ионизованных азота (N II) на 6548 и 6583 и серы (S II) на  6717 и 6731, ионизованного кислорода (O II) на  3726 и 3729 и дважды ионизованного кислорода (O III) на  4959 и 5007. Интенсивность эмиссионных линий обычно коррелирует с количеством газа и звезд-сверхгигантов в дисках галактик: эти линии отсутствуют или очень слабы у эллиптических и линзовидных галактик, но усиливаются у спиральных и неправильных – от Sa к Im . К тому же интенсивность эмиссионных линий элементов тяжелее водорода (N, O, S) и, вероятно, относительное содержание этих элементов уменьшаются от ядра к периферии дисковых галактик. У некоторых галактик необычайно сильны эмиссионные линии в ядрах. В 1943 К.Сейферт открыл особый тип галактик с очень широкими линиями водорода в ядрах, указывающими на их высокую активность. Светимость этих ядер и их спектры меняются со временем. В целом ядра сейфертовских галактик похожи на квазары, хотя не так мощны.

Вдоль морфологической последовательности галактик изменяется интегральный показатель их цвета (B – V ), т.е. разность между звездной величиной галактики в голубых B и желтых V лучах. Средний показатель цвета основных типов галактик таков:

В этой шкале 0,0 соответствует белому цвету, 0,5 – желтоватому, 1,0 – красноватому.

При детальной фотометрии обычно выясняется, что цвет галактики меняется от ядра к краю, что указывает на изменение звездного состава. Большинство галактик голубее во внешних областях, чем в ядре; у спиралей это проявляется гораздо заметнее, чем у эллиптических, поскольку в их дисках много молодых голубых звезд. Неправильные галактики, обычно лишенные ядра, нередко бывают в центре голубее, чем на краю.

Вращение и масса. Вращение галактики вокруг оси, проходящей через центр, приводит к изменению длины волны линий в ее спектре: линии от приближающихся к нам областей галактики смещаются в фиолетовую часть спектра, а от удаляющихся – в красную (рис. 7). По формуле Доплера, относительное изменение длины волны линии составляет  / = V r /c , где c – скорость света, а V r – лучевая скорость, т.е. компонента скорости источника вдоль луча зрения. Периоды обращения звезд вокруг центров галактик составляют сотни миллионов лет, а скорости их орбитального движения достигают 300 км/с. Обычно скорость вращения диска достигает максимального значения (V M ) на некотором расстоянии от центра (r M ), а затем уменьшается (рис. 8). У нашей Галактики V M = 230 км/с на расстоянии r M = 40 тыс. св. лет от центра:

Рис. 7. СПЕКТРАЛЬНЫЕ ЛИНИИ ГАЛАКТИКИ , вращающейся вокруг оси N , при ориентации щели спектрографа вдоль оси ab . Линия от удаляющегося края галактики (b ) отклонена в красную сторону (R), а от приближающегося края (a ) – в ультрафиолетовую (UV).

Рис. 8. КРИВАЯ ВРАЩЕНИЯ ГАЛАКТИКИ . Скорость вращения V r достигает максимального значения V M на расстоянии R M от центра галактики, а затем медленно уменьшается.

Линии поглощения и линии излучения в спектрах галактик имеют одинаковую форму, следовательно, звезды и газ в диске вращаются с одинаковой скоростью в одном направлении. Когда по расположению темных пылевых полос в диске удается понять, какой край галактики расположен к нам ближе, мы можем выяснить направление закрученности спиральных рукавов: во всех изученных галактиках они отстающие, т.е., удаляясь от центра, рукав загибается в сторону, обратную направлению вращения.

Анализ кривой вращения позволяет определить массу галактики. В простейшем случае, приравняв силу гравитации к центробежной силе, получим массу галактики внутри орбиты звезды: M = rV r 2 /G , где G – постоянная тяготения. Анализ движения периферийных звезд позволяет оценить полную массу. У нашей Галактики масса ок. 210 11 солнечных масс, у Туманности Андромеды 410 11 , у Большого Магелланова Облака – 1510 9 . Массы дисковых галактик приблизительно пропорциональны их светимости (L ), поэтому отношение M/L у них почти одинаковое и для светимости в голубых лучах равное M/L  5 в единицах массы и светимости Солнца.

Массу сфероидальной галактики можно оценить таким же образом, взяв вместо скорости вращения диска скорость хаотического движения звезд в галактике ( v ), которую измеряют по ширине спектральных линий и называют дисперсией скоростей: M  R  v 2 /G , где R – радиус галактики (теорема вириала). Дисперсия скоростей звезд у эллиптических галактик обычно от 50 до 300 км/с, а массы от 10 9 солнечных масс у карликовых систем до 10 12 у гигантских.

Радиоизлучение Млечного Пути было открыто К.Янским в 1931. Первую радиокарту Млечного Пути получил Г.Ребер в 1945. Это излучение приходит в широком диапазоне длин волн  или частот  = c / , от нескольких мегагерц (  100 м) до десятков гигагерц (  1 см), и называется «непрерывным». За него ответственны несколько физических процессов, важнейший из которых – синхротронное излучение межзвездных электронов, движущихся почти со скоростью света в слабом межзвездном магнитном поле. В 1950 непрерывное излучение на волне 1,9 м было обнаружено Р.Брауном и К.Хазардом (Джодрелл-Бэнк, Англия) от Туманности Андромеды, а затем и от многих других галактик. Нормальные галактики, как наша или М 31, – слабые источники радиоволн. Они излучают в радиодиапазоне едва ли одну миллионную часть своей оптической мощности. Но у некоторых необычных галактик это излучение гораздо сильнее. У ближайших «радиогалактик» Дева А (M 87), Кентавр А (NGC 5128) и Персей А (NGC 1275) радиосветимость составляет 10 –4 10 –3 от оптической. А у редких объектов, таких, как радиогалактика Лебедь А, это отношение близко к единице. Лишь через несколько лет после открытия этого мощного радиоисточника удалось отыскать слабую галактику, связанную с ним. Множество слабых радиоисточников, вероятно, связанных с далекими галактиками, до сих пор не отождествлено с оптическими объектами.

Так же со страницы NEOCP были выполнены подтверждающие наблюдения оклоземного астероида 2012 PW, наблюдения были опубликованы в MPEC 2012-P19 . И получена астрометрия для нескольких астероидов, открытых в июле в обсерватории ISON-Кисловодск, в рамках нового астероидного обзора.

18.06.12 * В ночь с 16 на 17 июня была предпринята попытка наблюдения покрытия звезды 12.7m транснептуном (5145) Pholus , неопределенность полосы была довольно большая, покрытие зарегистрировать не удалось. Были так же проведены успешные наблюдения двух новых околоземных астероидов 2012 LE11 и 2012 LF11, результаты наблюдений опубликованы в MPEC 2012-M06 и MPEC 2012-M07 .

13.06.12 * Прошедшей ночью наблюдал недавно открытые кометы C/2012 K5 (LINEAR) и C/2012 L3 (LINEAR) .

27.05.12 * Этой ночью специально выбрался в обсерваторию, чтобы наблюдать околоземный астероид 2012KP24 . Астероид поперечником 20м должен 28 мая сблизится с нашей планетой на расстояние 50000км, имея при этом блеск порядка 12m и за час перемещаясь почти на градус по небосклону. Так же получена астрометрия и фотометрия для новой кометы C/2012 K1 (PANSTARRS), которая в 2014г возможно будет доступна для наблюдений невооруженным глазом.

11.05.12 * Начинаются короткие светлые ночи. Прошедшей ночью удалось пронаблюдать только 4 кометы .

29.04.12 * За 26 и 27 апреля были получены пзс-наблюдения еще для 6 комет , комета C/2011 UF305 (LINEAR) так же наблюдалась визуально . Кроме того сделано подтверждающее наблюдение для сверхновой 2012by , открытой 25 апреля во взаимодействующей галактике UGC 8335 CBET 3096 . Выполнена сложная астрометрия для околоземного астероида 2012HM в момент сближения с Землей до 1.4LD, при наблюдении угловая скорость астероида составляла 105"/мин, блеск 15.5m, астрометрировать приходилось по сильно вытянутому треку.

25.04.12 * Этой ночью проводились только наблюдения комет . Получены астрометрия и фотометрия для 7 комет, комета C/2009 P1 (Garradd) наблюдалась только визуально.

14.04.12 * Прошли успешные испытания в работе нового фокусера , по традиции изготовленного самостоятельно.

13.04.12 * Прошлой ночью получен наблюдательный материал по нескольким кометам . В том числе удалось пронаблюдать визуально кометы C/2009 P1 (Garradd) и C/2011 F1 (LINEAR), комета Гарада начинает постепенно слабеть. Наблюдал комету 49P/Arend-Rigaux , это мое второе наблюдаемое возвращение этой кометы! Кроме того была получена подтверждающая астрометрия для 2 новых околоземных астероидов, открытых автоматическим обзором Catalina: 2012 GC2 и 2012 GD2 . Результаты наблюдений были опубликованы в MPEC 2012-G37 и MPEC 2012-G38 .

15.02.12 * Прошедшей ночью получены результаты наблюдений по еще нескольким кометам, в итоге в этой лунации уже наблюдалось 11 комет. Удалось получить визуальные данные по комете 78P/Gehrels , она еще сохраняет блеск 11.8m. Была так же предпринята попытка найти комету 238P/Read, безуспешно, комета слабее 20.5m. Получены первые две поисковые площадки в этом году, но к сожаленю, в 2 часа ночи небо затянуло дымкой.

13.02.12 * В обсерватории были проведены 2 хорошие ночи 10 и 12 февраля, правда еще сильно мешала Луна. Проводились в основном наблюдения комет, получен наблюдательный материал по 8 кометам. Было так же сделано подтверждающее наблюдение новой кометы C/2012 C2 (Bruenjes), комета доступна для визуальных наблюдений и имеет блеск 11.5m. Результаты наблюдений были опубликованы в MPEC 2012-C44 и CBET 3019 .

28.12.11 * Пожалуй, 26 декабря была у нас последняя хорошоя ночь в уходящем году. Проведены наблюдения нескольких комет, со страницы подтверждения NEO наблюдал один околоземный астероид, наблюдения были опубликованы в MPEC 2011-Y40 .

21.11.11 * Прошлой ночью как обычно проведены наблюдения нескольких комет, получено так же несколько поисковых площадок, данные пока в обработке. В целом ночь была по всем параметрам идеальная, примером тому может служить снимок туманности M1 в Тельце, сиинг на отдельных кадрах был рекордный за всю историю пзс-наблюдений в обсерватории, значения достигали 1.4".

01.11.11 * 21, 25, 27 и 30 октября в обсерватории проводились наблюдения комет, так же были сделаны подтверждающие наблюдения вспышек возможных сверхновых в галактиках PGC 2692384 и UGC 12410 , результаты наблюдений были опубликованы в CBET 2891 и CBET 2887 . Получено несколько поисковых площадок для астероидов и сверхновых, но безрезультатно, если не считать несколько обнаруженных астероидов, которые не наблюдались по 2 и более лет. В целом последняя декада октября порадовала погодой, были очень хорошие ночи, сиинг временами состовлял 1.7-2", а самый слабый из наблюдавшихся астероидов 2008 FE1 имел блеск 21.2V!

19.10.11 * Прошедшей ночью до восхода Луны было пару часов времени. Наблюдал несколько комет, было так же сделано подтверждающее наблюдение возможной вспышки сверхновой в галактике NGC7485 , результаты наблюдений были опубликованы в CBET 2866 . Со страницы подтверждения NEO наблюдал один яркий астероид, но в итоге он по элементам орбиты немного не дотянул до околоземного астероида.

03.10.11 * Наступившая осень не балует погодой, вчера удалось выловить просвет на несколько часов. Наблюдал визуально кометы C/2009 P1 (Garradd) и 78P/Gehrels, так же на ПЗС наблюдал кометы 213P/Van Ness и 131P/Mueller. Было получено несколько поисковых площадок, но на этот раз безрезультатно.

06.09.11 * 3 и 5 сентября в обсерватории проводились визуальные и пзс-наблюдения комет. Подтвердилась информация об открытии 2 новых астероидов , получивших предварительные обозначения 2011 QN51 и 2011 QM51. Оба классические объекты главного пояса.

01.09.11 * Прошедшей ночью были получены наблюдения нескольких комет. Пару часов времени уделил поиску новых объектов, предварительно найдено 2 новых астероида.

27.08.11 * За две ночи 24 и 26 августа был получен наблюдательный материал по нескольким кометам. Сохраняется фрагментация кометы 213P/Van Ness удалось даже сделать астрометрию второго фрагмента. Получены так же визуальные оценки комет C/2009 P1 (Garradd), 213P/Van Ness и 78P/Gehrels. Наблюдалась сверхновая в яркой галактике M101 .

06.08.11 * В обсерватории были проведены две замечательные ночи временами с очень хорошей атмосферой. В ночь с 5 на 6 августа в северном секторе неба можно было наблюдать всполохи северного сияния, которое иногда становилось ярче Млечного Пути, при этом были даже прекрасно различимы цвета. К сожалению, фотоаппарата с собой не было. Для меня это уже не первое наблюдение этого явления в наших широтах. Получен так же наблюдательный материал по нескольким кометам, включая несколько визуальных оценок и несколько комет наблюдал на ПЗС. Стоит отметить наблюдение фрагментации кометы 213P/Van Ness , и наблюдение кометы 78P/Gehrels - эту комету я уже наблюдаю в 3-ем возвращении к перигелию!

02.08.11 * Прошлые две короткие пока ночи были частично потрачены на технические наладки телескопа к предстоящему наблюдательному сезону. Тем не менее, визуально наблюдал сравнительно яркую комету C/2009 P1 (Garradd) , комета сейчас имеет блеск 7.6m, были так же получены ее пзс-изображения и еще нескольких комет.

Классификация галактик

Первую классификацию галактик разработал Эдвин Пауэл Хаббл, американский астроном в далёком 1926 г. Классификация оказалась столь удачной, что с незначительными изменениями, сделанными самим Хабблом в 1936 г. (добавлены линзовидные галактики), используется астрономами всего мира и сегодня.

Классификацию галактик, предложенную Хабблом, часто называют камертонной, так как последовательность расположения в ней типов галактик напоминает вилку камертона.

Рис.1 Классификация галактик Э.Хаббла

По этой классификации галактики объединяются в пять основных типов:

Эллиптические (Е);

Линзообразные (S0);

Спиральные (S);

рис.2 Гигантская эллиптическая галактика NGC 11321. Credit: NASA/ ESA/ STScI/ AURA (The Hubble Heritage Team) - ESA/Hubble Collaboration

Пересеченные спиральные или спиральные галактики с перемычкой (SB);

Неправильные (Irr).

Эллиптические галактики (тип Е) составляют 13% от общего числа галактик. Они выглядят как нерезкий круг или эллипс, яркость которого быстро уменьшается от центра к периферии. Полагают, что в центре ярких эллиптических галактик находится массивная черная дыра. Размеры галактик колеблются от от десятых частей до более 100 кпк. Масса может достигать 10 13 ¤.

По форме эллиптические галактики очень разнообразны: бывают как шаровые, так и очень сплюснутые. В связи с этим они подразделены на 8 подклассов - от Е0 (шаровая форма, сжатие отсутствует) до Е7 (наибольшее сжатие). Размеры больших a и малых b осей эллиптических галактик измеряют по фотографиям и по ним определяют сжатие галактик:

Это наиболее простые по структуре галактики. Состоят, преимущественно, из звёзд следующих типов: старых красных и желтых гигантов, красных, желтых и белых карликов. Образование звезд в галактиках этого типа не идет уже несколько миллиардов лет. Холодного газа, как и космической пыли почти нет; наиболее массивные галактики заполнены очень разреженным горячим газом с температурой более 1 000 000 К, поэтому цвет этих галактик красноватый. Вращение обнаружено лишь у наиболее сжатых из эллиптических галактик.

Примерами эллиптических галактик служат галактики M32, M87 и M110.

рис.3 Спиральная галактика M81. Credit: NASA, ESA, and The Hubble Heritage Team (STScI/AURA)

Спиральные галактики - самый многочисленный тип - составляют около 50 % всех наблюдаемых галактик. Чаще всего наблюдаются за пределами скоплений галактик. Большая часть звёзд галактики занимает линзообразный объём (галактический диск). На галактическом диске заметен спиральный узор из двух или более закрученных в одну сторону ветвей или рукавов, выходящих из центра галактики. Различаются два типа спиралей. У одних, обозначаемых SA или S, спиральные ветви выходят непосредственно из центрального уплотнения. У других они начинаются у концов продолговатого образования, в центре которого находится овальное уплотнение. Создаётся впечатление, что две спиральные ветви соединены перемычкой, почему такие галактики и называются пересеченными спиралями; они обозначаются символом SB.

Спиральные галактики различаются степенью развитости своей спиральной структуры, что в классификации отмечается добавлением к символам S (или SA) и SB букв а, b,с.

У галактик Sa и SBa основное число звёзд сосредоточено в центральном сгущении, а спиральные ветви слабо выражены, или даже только намечаются. У галактик Sb и SBb ветви достаточно развиты. В галактиках Sc и SBc основное число звёзд содержится в сильно развитых и часто разбросанных ветвях, а центральное сгущение имеет небольшие размеры.

Рукава спиральных галактик имеют голубоватый цвет, так как в них присутствует много молодых гигантских звёзд. Эти звёзды возбуждают свечение диффузных газовых туманностей, разбросанных вместе с пылевыми облаками вдоль спиральных ветвей. Цвет центральных сгущений - красновато-жёлтый, свидетельствующий о том, что они состоят в основном из звёзд спектральных классов G, K и M. Все спиральные галактики вращаются со значительными скоростями, поэтому звёзды, пыль и газы сосредоточены у них в узком диске. Вращение в подавляющем большинстве случаев происходит в сторону закручивания спиральных ветвей.

Обилие газовых и пылевых облаков и присутствие ярких голубых гигантов спектральных классов О и В говорит об активных процессах звёздообразования, происходящих в спиральных рукавах этих галактик.

рис.4 Спиральная галактика с баром NGC 1512. Credit: NASA/Space Telescope Science Institute

Диск спиральных галактик погружён в разреженное слабосветящееся облако звёзд - гало. Гало состоит из молодых звезд «Населения II», образующих многочисленные шаровые скопления.

В некоторых галактиках центральная часть имеет шарообразную форму и ярко светится. Эта часть называется балдж (от англ. bulge - утолщение, вздутие). Балдж состоит из старых звезд «Населения II» и, часто, сверхмассивной черной дыры в центре. У других галактик в центральной части располагается "звёздная перемычка" - бар. В некоторых ядрах помимо звёзд наблюдается яркий звёздоподобный источник в центре и светящийся газ, движущийся со скоростью тысячи километров в секунду.

Такие галактики получили название галактик с активными ядрами, или сейфертовских (по имени открывшего их в 1943 г. американского астронома К. Сейферта).

Сейфертовские галактики относятся к спиральным звёздным системам с баром. Они составляют примерно один процент от общего числа спиральных галактик. Формы проявления активности могут быть самыми разнообразными. Это может быть очень большая мощность излучения в оптической, рентгеновской или инфракрасной области спектра. Мощность рентгеновского излучения достигает 10 42 эрг/сек, что превышает мощность излучения всей галактики в видимой области спектра. Иногда наблюдается быстрое движение газа (вплоть до 8500 км/сек), причём газ образует длинные прямолинейные выбросы.

Активные ядра характеризуются очень большой светимостью во всем диапазоне электромагнитного спектра. На их долю приходится несколько десятков процентов общей светимости сейфертовских галактик, причём добрую половину составляет излучение в спектральных линиях. Что служит источником энергии для такой бурной активности - до сих пор точно не установлено.

Масса спиральных галактик до ~10 12 М¤ (масс Солнца).

Наиболее известные спиральные галактики - это наша Галактика Млечный Путь и туманность Андромеды. В ясную безлунную ночь туманность Андромеды видна как облако к западу от звезды v Андромеды. Свет от неё до Земли идёт 2 млн. лет.

рис.5 Линзовидная галактика NGC 5866. Credit: NASA, ESA, and The Hubble Heritage Team STScI/AURA)

рис.6 Неправильная галактика NGC 1427A. Credit: NASA, ESA, and The Hubble Heritage Team (STScI/AURA)

Промежуточным типом между спиральной и эллиптической галактиками является линзовидная галактика типа S0. У галактик этого типа яркое центральное сгущение (балдж) сильно сжато и похоже на линзу, а ветви отсутствуют или очень слабо прослеживаются.

Состоят линзовидные галактики из старых звёзд-гигантов, поэтому и цвет их - красноватый.

Две трети линзовидных галактик, подобно эллиптическим, не содержат газа, в одной трети содержание газа такое же как у спиральных галактик. Поэтому процессы звездообразования идут очень медленными темпами.

Пыль в линзовидных галактиках сосредоточена вблизи галактического ядра.

К линзовидным галактикам относится около 10% известных галактик.

Для неправильных или иррегулярных галактик (Ir) характерна неправильная, клочковатая форма. Неправильные галактики характеризуются отсутствием центральных уплотнений и симметричной структуры, а также низкой светимостью. Такие галактики содержат много газа (в основном нейтрального водорода) - до 50% их общей массы. К этому типу относится около 25% всех звёздных систем.

Неправильные галактики делятся на 2 большие группы. К первой из них, обозначаемой как IrrI, относят галактики с намеком на определенную структуру. Деление IrrI не окончательное: так если в изучаемой галактике обнаруживается подобие спиральных рукавов (характерны для галактик типа S), галактика получает обозначение Sm или SBm (имеет в своей структуре перемычку); если же подобного явления не наблюдается - обозначение Im. К галактикам типа SBm относятся Большое и Малое Магеллановы облака.

Ко второй группе (типу) неправильных галактик относятся все остальные галактики с хаотичной структурой.

Есть еще и третья группа неправильных галактик - карликовые, обозначаемые как dI или dIrrs. Считается, что карликовые неправильные галактики похожи на наиболее ранние галактические образования, существовавшие во Вселенной. Некоторые из них представляют собой небольшие спиральные галактики, разрушенные приливными силами более массивных компаньонов.

Галактики, которые обладают теми или иными особенностями, не позволяющими отнести их ни к одному из перечисленных выше классов, называются пекулярными.

Последующие наблюдения показали, что описанная классификация недостаточна, чтобы систематизировать всё многообразие форм и свойств галактик. Поэтому еще при жизни Эдвин Хаббл начал совершенствовать собственную камертонную систему. Позже дело Хаббла продолжил американский астроном Сэндидж Аллан Рекс, который в 1961 году закончил пересмотр классификации.

В расширенной классификации Хаббла появились:

1) Тип линзовидных галактик S0 и SB0.

Галактики S0 разделили на 2 типа: к типу 1 отнесли не имеющие структуры в галактическом диске; к типу 2 имеющие зачаточные структурные признаки в виде темных колец и областей. Между этими 2 типами выделили третий - S0/a - галактики с зарождающейся спиральной структурой.

Галактики типа SB0 имеет в своей структуре бар и, иногда, сформировавшиеся кольца. В эту категорию были перенесены некоторые спиральные галактики типа SBa у которых спиральные ветви нечеткие, но зато имеется обнаруживается развитое центральное сгущение. По классификации Хаббла галактики типа SB0 разделены на 3 группы, в зависимости от выраженности в структуре галактики бара и наличия колец:

1 группа. К ней относят галактики с неясным баром и протяженной неструктурированной оболочкой;

2 группа. Сюда входят галактики со слабо выраженным широким баром и одним кольцом;

3 группа. Бар и кольцевая структура галактик этой группы хорошо выражены.

2) В типе спиральных галактик появились группы Sd и SBd. Подобные галактики характеризуются низкой яркостью поверхности, представляющей собой сложную клочковатую структуру и слабо выраженным галактическим ядром. Для обозначения спиральных галактик

3) В типе эллиптических галактик ввели новый класс dE. К нему относят карликовые галактики с низкой поверхностной яркостью, хотя во всем остальном это типичные эллиптические галактики.

Следует отметить, что классификация Хаббла является на данный момент самой распространенной, но далеко не единственной. В частности широко используются Система де Вокулёра, представляющая собой более расширенную и переработанную версию классификации Хаббла и Йеркская система, в которой галактики группируются в зависимости от их спектров, формы и степени концентрации к центру.

Особой разновидностью галактик являются радиогалактики.

Радиоволны в той или иной степени излучают все галактики. Однако у большинства обычных галактик на радиоизлучение приходится лишь ничтожная доля всей их мощности, в то время как поток радиоволн от некоторых галактик оказывается сравнимым с мощностью их оптического излучения. Такие галактики называются радиогалактиками. Мощность их радиоизлучения часто в тысячи и десятки тысяч раз больше, чем у обычных галактик.

Компактные далекие галактики, обладающие мощным нетепловым радиоизлучением, называются N-галактиками.

Примером очень мощной радиогалактики может служить галактика, связанная с одним из источников радиоизлучения в созвездии Лебедя, называемым Лебедь-А. Между двумя его компонентами находится слабая галактика 18m, пересечённая широкой тёмной полосой (возможно, две галактики).

Расстояние до источника Лебедь-А составляет 170 Мпк. Мощность его радиоизлучения в шесть раз превышает мощность оптического излучения, больше половины которого приходится на эмиссионные линии.

Имеется также несколько десятков других радиогалактик, которые удалось отождествить с оптическими объектами - гигантскими, чаще всего эллиптическими галактиками.

Область, откуда приходит радиоизлучение, чаще всего значительно превышает размеры галактик в оптических лучах. Очень часто источники радиоизлучения выглядят двойными, причем максимумы яркости располагаются по обе стороны от связанной с ними галактики. Это говорит в пользу того, что источниками радиоизлучения являются два облака быстрых частиц, возникшие в результате взрыва, подобного тем, которые наблюдаются во взрывающихся галактиках. Энергия такого взрыва может достигать 10 60 эрг, что в десятки миллиардов раз больше, чем энергия вспышки сверхновой звезды. Частицами, излучающими радиоволны, являются релятивистские электроны, движение которых тормозится магнитными полями. Вследствие торможения интенсивность излучения уменьшается со временем, Причём особенно сильно для больших частот (более коротких волн). Область спектра, где начинается резкое уменьшение интенсивности, зависит от того, сколько времени уже длилось высвечивание электронов, т.е. как давно произошёл взрыв. Оказалось, что возраст многих источников всего лишь несколько миллионов лет, если считать, что после взрыва релятивистские электроны больше не возникают.

В 1963 г. некоторые источники радиоизлучения с угловыми размерами в 1" или меньше были отождествлены со звездообразными объектами в оптическом диапазоне, иногда окружёнными диффузным ореолом или выбросами вещества. Изучено более 1000 подобных объектов, названных квазарами (англ. quasar, сокр. от quasistellar radiosource - квазизвездный источник радиоизлучения).

Такие же оптические объекты, но не обладающие сильным радиоизлучением, были открыты в 1965 г. и названы квазизвездными галактиками (квазагами), а вместе с квазарами их стали называть квазизвездными объектами.

Впервые классификацию галактик предложил Э. Хаббл. По этой классификации галактики объединяются в пять основных типов: эллиптические (E ), линзообразные (SO ), обычные спиральные (S ), пересеченные спиральные (SB ) и неправильные (Ir ).

Каждый тип галактик подразделяется на несколько подтипов, или подклассов.

Эллиптические галактики сравнительно медленно вращаются, заметное вращение наблюдается только у галактик со значительным сжатием. Они имеют вид эллипсов различного сжатия, подразделены на восемь подклассов.

Отсутствие в этих галактиках газа и пыли и голубовато-белых массивных звезд указывает на то, что в них не идет процесс звездообразования.

Каждая спиральная галактика имеет центральное сгущение и несколько спиральных ветвей, или рукавов. У обычных спиральных галактик типа S ветви отходят непосредственно от центрального сгущения, а у пересеченных спиральных галактик типа SB - от перемычки, пересекающей центральное сгущение. Отсюда возник символ SB , обозначающий спираль (S ) и перемычку, или бар (B ) (англ. Bar - полоса, -перемычка). В зависимости от развития ветвей и их размеров относительно центрального сгущения галактики подразделяются на подклассы Sa , Sb и Sc (соответственно, на SВа , SBb и SBc ). У галактик Sa и SBа основное число звезд сосредоточено в центральном сгущении, а спиральные ветви слабо выражены. У галактик Sb и SBb ветви достаточно развиты. В галактиках SB и SBc основное число звезд содержится в сильно развитых и часто разбросанных ветвях, а центральное сгущение имеет небольшие размеры. Так, галактика М31 в созвездии Андромеды принадлежит к типу Sb а галактика МЗЗ в созвездии Треугольника - к типу Sс . Наша Галактика похожа на Туманность Андромеды н тоже относится к тину Sb .

Спиральные галактики имеют рукава голубоватых цветов, так как в них присутствует много молодых гигантских массивных звезд спектральных классов О и В. Эти звезды возбуждают свечение диффузных газовых туманностей, разбросанных вместе с пылевыми облаками вдоль спиральных ветвей.

Цвет сгущений спиральных галактик - красновато-жёлтый, свидетельствующий о том, что они состоят в основном из звезд спектральных классов G, K, и M.

Все спиральные галактики вращаются со значительными скоростями, поэтому звезды, пыль и газы сосредоточены у них в узкой области в виде диска. Обилие газовых и пылевых облаков и присутствие ярких голубых гигантов спектральных классов О и В говорит об активных процессах звездообразования, происходящих в спиральных рукавах этих галактик.

Промежуточными между E -галактиками и S -галактиками являются линзообразные галактики типа SO . У них центральное сгущение сильно сжато и похоже на линзу, а ветви отсутствуют.

Неправильные галактики получили обозначение Ir (англ. irregular - неправильные, беспорядочные) за отсутствие правильной структуры. Характерными представителями таких галактик является Большое Магелланово Облако и Малое Магелланово Облако. Они находятся в южном полушарии неба вблизи Млечного Пути, хорошо видны невооруженным глазом в виде туманных пятен.