Метагалактика

В отличие от сферической составляющей звезды и газ диска обращаются вокруг центра галактики, причем с разной угловой скоростью на разных расстояниях от центра.

Количество газа и спиральных галактиках колеблется от одного до пятнадцати процентов от общей массы.

Следующим типом галактик являются линзообразные, обозначаемые S0. Среди близких галактик их было 22 %. В этих галактиках яркое основное сплюснутое тело, "линза", окружено слабым ореолом. Иногда линза имеет вокруг себя кольцо.

Около 4 % близких галактик составляют неправильные галактики. Они обозначаются Ir. К этому классу относят все не попавшие в перечисленные выше классы. Класс неправильных галактик крайне неоднороден. Количество газа в неправильных галактиках может доходить до 50 % общей массы, но в других случаях может составлять всего несколько процентов.

Газ в галактиках состоит по массе на 70 % из водорода и 30 % из гелия. Более тяжелых элементов крайне мало.

Основная масса газа в галактиках находится в виде нейтральных атомов. Температура таких газовых областей сильно зависит от плотности газа и других условий. Здесь газ нагревается мягким космическим излучением, а также ультрафиолетовым и рентгеновским излучением. Температура колеблется от 10 К в плотных облаках до нескольких тысяч Кельвинов в разреженной межоблачной среде. Сравнительно недавно было установлено, что в таких относительно холодных областях существенная часть водорода находится в молекулярном состоянии. В окрестности горячих звезд газ ионизуется их ультрафиолетовым излучением. Это так называемые области ионизованного водорода НII (напомним, что водород-основной элемент по массе). Масса ионизованного водорода вокруг отдельной звезды может доходить до 10⁴ масс Солнца (масса Солнца равна 2·10³³ г и обозначается значком M_c). Температура этих областей около 10⁴ К.

Массы разных галактик заметно отличаются друг от друга. Также сильно отличаются и светимости галактик. Массы галактик определяются по движению в них звезд и газовых облаков. В спиральных галактиках по смещению спектральных линий определяются скорости вращения на разном расстоянии от центра. Закон всемирного тяготения позволяет по этим скоростям определить массу. В случае эллиптических галактик, у которых нет заметного вращения, масса определяется по дисперсии (разбросу) скоростей звезд. Дисперсия скоростей приводит к расширению спектральных линий. Чем больше дисперсия скоростей и, следовательно, больше ширина спектральных линий, тем больше масса. Наибольшее разнообразие встречается среди эллиптических галактик. Среди них есть сверхгиганты, которые излучают в несколько десятков раз мощнее нашей Галактики и имеют массы до 10¹³ М_c (масса нашей Галактики около 10¹¹ М_c). Но в классе эллиптических галактик встречаются и совсем карликовые, так называемые пигмеи, мощность излучения которых в десятки тысяч раз меньше, чем у нашей Галактики, а масса составляет всего 10⁶ М_c. Сверхгиганты в классе спиральных галактик встречаются редко. Неправильные галактики имеют обычно сравнительно небольшие светимости (0,1-0,01 от светимости нашей Галактики) и сравнительно небольшие массы в пределах 10¹⁰ - 10⁸ Mc.

Некоторые галактики являются мощными источниками радиоизлучения; в радиодиапазоне их излучение значительно мощнее, чем в области оптических длин воли. Такие галактики получили название радиогалактик.

У большей части мощных радиогалактик основная часть радиоизлучения идет из протяженных областей (сотни тысяч парсеков), расположенных симметрично по обе стороны от видимой в оптических лучах галактики.

Похожие статьи:

Следующие статьи:

Предыдущие статьи: