Юлия Мизун - Мыслящая Вселенная

Рис. 51. Галактика NGC 4303 типа Sc

галактики от нас удаляется. В то же время левая часть галактики приближается к нам. Достаточно ли этих данных для того, чтобы определить, в какую сторону вращается галактика? Для того чтобы определить, как вращается галактика — концами ветвей вперед или назад, надо еще знать, какая часть галактики ближе к нам — верхняя или нижняя. Если верхняя часть ближе к нам, то эта галактика вращается концами ветвей вперед. Но если ближе к нам нижняя часть, то галактика вращается концами ветвей назад. Тут

и зарыта собака, ведь очень трудно установить, какая часть галактики к нам ближе, а какая дальше. В некоторой мере помогает темное вещество. По нему ученые определяют, какая часть галактики к нам ближе, а какая дальше. Значит, надо: 1) определить расположение спиральных ветвей в галактике,2) выяснить по расположению темного вещества, какая из сторон галактики к нам ближе, и 3) определить, какая часть галактики приближается к нам в результате вращения. Это делается по наклону спектральных линий. Вроде все ясно и логично. Но очень сложно. Дело в том, что если хорошо определяются спиральные ветви, то практически невозможно определить по темному веществу, какая из сторон галактики к нам ближе. Просто темное вещество при таком угле зрения плохо видно. На рисунке 52 показана галактика NGC 7331. Судя по расположению темного вещества, нижняя часть эллипса ближе к нам, а верхняя часть

Рис. 52. Галактика NGC 7331, позволяющая определить, что спиральные галактики закручиваются

галактики дальше от нас. На фотографии спирали направлены против вращения часовой стрелки. Это определяется по спиральным ветвям, в частности по концам в правой и левой части. Измерения с помощью спектрографа показывают, что правая часть галактики из-за вращения приближается к нам, а левая часть удаляется от нас. Эту галактику очень удобно наблюдать с Земли, поэтому вопрос о направлении вращения галактики решается однозначно: галактика вращается концами ветвей назад.

Определив, как вращаются галактики, можно рассчитать их массы. Существует закон: в каждой точке галактики центробежная сила, которая обусловлена вращением, равна центростремительной силе, которая связана с притяжением к центру галактики. Но сила притяжения зависит от распределения масс в галактике. Поэтому, если мы имеем кривую лучевых скоростей, то по ней можем определить, как изменяется плотность вещества в галактике. При этом можно оценить общую массу галактики.

Однако не для всех галактик можно построить кривую скоростей. Не удается это сделать для медленно вращающихся галактик — эллиптических и карликовых галактик I II. Эти галактики заселены звездными объектами II типа. Поэтому в них нет горячих гигантов, гигантов и сверхгигантов. В них нет и ярких сгустков водорода. Другими словами, в этих галактиках нет достаточно ярких источников света, чтобы можно было измерить лучевые скорости. Специалисты в этом случае применяют другой метод, хотя и менее точный. Он применим для тех галактик, которые вращаются медленно или вовсе не вращаются. В таких галактиках звезды движутся в одинаковой степени по всем направлениям.

Если галактика не вращается, то среднюю скорость звезд в ней можно определить спектральным методом. Чем больше расширение спектральных линий, тем больше средняя лучевая скорость излучающих звезд.

Масса невращающейся галактики, ее объем и средняя скорость движущихся в ней по всем направлениям звезд связаны между собой определенным образом. Это и понятно, поскольку если две галактики занимают два одинаковых объема и у одной из галактик масса больше, то у нее должна быть больше и скорость звезд. В противном случае тяжелая галактика стала бы сжиматься под действием силы притяжения. Закон этой взаимосвязи между массой, объемом и средней скоростью установлен теоретически. Поэтому, зная две из указанных величин, можно определить третью. Значит, для того, чтобы определить массу галактики, надо знать ее объем и среднюю скорость звезд. Что касается объема, который занимает галактика, то его можно определить так: измерить угловые размеры галактики и затем рассчитать расстояние до галактики. Средняя скорость звезд определяется по расширению спектральных линий.