П.И.Бакулин, Э.В.Кононович, В.И. Мороз - Курс общей астрономии

соответствующему скоплению галактик (см. § 175). Средние светимости наиболее ярких членов скоплений значительно меньше должны различаться между собою, чем светимости отдельных галактик вообще, для которых разброс точек получился бы значительно больше, чем на рис. 240.

Вместе с тем одинаковая светимость объектов соответствует одинаковой величине М в формуле (11.5), из которой в этом случае следует линейная зависимость между т и lg r. Поэтому линейная зависимость между т и означает также линейное соотношение между скоростью удаления и расстоянием, т.е.

(13.1)

В этой формуле расстояние r выражено в мегапарсеках (Мпс), а число Н –

постоянная Хаббла, играющая важную роль в космологии, о которой речь пойдет в § 181. Наиболее надежное значение постоянной Хаббла, полученное в последнее время,

составляет 55 км/секЧ Мпс. Если для некоторой галактики известно ее красное смещение, то по формуле (13.1) легко определить расстояние до нее. Заметим, однако, что при эта формула перестает быть верной и требуется использовать более сложное выражение. Наиболее удаленные известные в настоящее время галактики находятся на расстояниях в несколько миллиардов парсеков.

§ 173. Физические свойства галактик

Галактики, даже одного и того же типа, могут сильно различаться по своим размерам, светимостям, массам и другим характеристикам. Линейные размеры внегалактических туманностей с известными расстояниями получаются непосредственно на основании видимого углового их размера. Поскольку у большинства галактик нет резких границ и звездная плотность постепенно убывает с расстоянием от центра, результат определения видимых их размеров зависит от того, до какой предельной поверхностной яркости они наблюдаются. В наиболее крупных спиральных и эллиптических галактиках звезды наблюдаются на расстояниях 15-20 кпс от центра. Встречаются, однако, и карликовые системы, размеры которых на порядок меньше. Знание расстояния r позволяет по формуле (11.5) найти светимость галактики, если измерена ее видимая звездная величина т. Наиболее крупные галактики имеют фотографическую абсолютную звездную величину Mpg = –21m, для галактик типа Е и S в среднем Mpg = –19m,3, что соответствует светимости десятка миллиардов солнц. Неправильные галактики раз в 100 слабее. Вращение галактик. Сравнивая смещение спектральных линий в различных частях одной и той же внегалактической туманности или измеряя расширение линий во всем ее спектре, можно обнаружить, что галактики вращаются. Периоды вращения внешних частей галактик оказываются порядка 108 лет. Центральные части галактик, как правило, вращаются с одной угловой скоростью, т.е. как твердые тела. Направление вращения спиральных галактик происходит, по-видимому, в сторону закручивания спиральных ветвей. Массы галактик определяются на основании скоростей вращения внешних их частей. Для грубой оценки массы предполагается, что это вращение происходит по закону Кеплера. Если линейную скорость вращения обозначить через V, то, приравнивая центростремительное и гравитационное ускорения, получим, что масса галактики равна (13.2)

Если известна зависимость скорости вращения от расстояния до центра, то, в принципе, удается вычислить распределение масс в галактике. Массы двойных галактик оцениваются тем же методом, что и массы двойных звезд, т.е. по скоростям их относительных. движений, которые можно определить по доплеровским смещениям спектральных линий. Как и для звезд, для галактик имеется определенная зависимость между массой и светимостью, которая также может быть использована для определения масс. У спиральных и неправильных галактик отношение массы к светимости, выраженное в солнечных единицах, колеблется от 1 до 10. Для эллиптических галактик это отношение составляет несколько десятков. Следовательно, основная доля массы в галактиках приходится на звезды поздних спектральных классов, для которых отношение массы к светимости больше единицы. Массы большинства наблюдаемых галактик заключены в пределах 109-1012 масс Солнца. Если исключить карликовые системы, то среднее значение масс оказывается равным 1011 масс Солнца или 2Ч1044 г. В табл. 14 приведены рассмотренные выше основные физические характеристики для некоторых наиболее интересных галактик. Центральные сгущения галактик. Весьма важной и сравнительно мало еще изученной частью галактик являются их центральные сгущения, иногда называемые ядрами, которые содержат в себе незначительную долю массы всей галактики и состоят из звезд, напоминающих звезды сферической составляющей нашей Галактики. В спектрах центральных сгущений спиральных галактик наряду с линиями поглощения наблюдаются эмиссионные линии газовых туманностей. Часто эти линии оказываются весьма широкими, что говорит о наличии в самом центре галактики объекта или объектов, возможно незвездной природы, обладающих громадными запасами энергии. Расширение спектральных линий определяется скоростями, с которыми происходит выброс газа, сопровождающий это выделение энергии. На основании характера и скоростей этих движений, а также светимости ядер галактик говорят об их активности. У галактик, подобных нашей, ядра имеют сравнительно небольшую активность. Это означает, что из их центра происходит относительно медленное истечение газа со скоростью в десятки километров в секунду.