Как устроена наша Галактика?

То, что вещество во Вселенной не рассеяно, а сосредоточено в гигантских звездных скоплениях, ученые предполагали еще в XVIII веке (И. Кант, У. Гершель), но окончательно они убедились в этом лишь в начале XX века.

Звездные системы, связанные силами гравитации, называются галактиками.

Наше Солнце входит в состав галактики Млечный Путь (иначе нашу галактику обозначают словом с большой буквы - Галактика). Толщина нашей галактики составляет не более 1% от ее диаметра, то есть по форме она напоминает диск, а если еще точнее - две сложенные краями тарелки. Этот компонент Галактики так и называется - звездный диск. Диаметр диска - 30 килопарсек (100 000 световых лет), толщина – 1000 световых лет, а масса превышает массу Солнца в 150 миллиардов раз. Вдоль диска проходит темная полоса, которая представляет собой слой непрозрачной материи - межзвездной пыли и газа.

Звездный диск Галактики и полоса посередине диска
(вид сбоку)

У диска Галактики нет чётко очерченной границы - так же как нет чёткой верхней границы у атмосферы Земли. Однако в плоскости этого диска плотность звезд гораздо выше, чем вне его.

Галактический диск вращается вокруг своего центра. Вращение Галактики происходит по часовой стрелке, если смотреть на Галактику со стороны ее северного полюса, находящегося в созвездии Волосы Вероники. Диск Галактики имеет спиральную структуру, которая и дала название этому типу звездных скоплений - спиральные галактики. Спирали представляют собой волны, распространяющиеся в сторону вращения диска Галактики, с постоянной угловой скоростью. Звезды внутри диска движутся по круговым траекториям вокруг центра Галактики с постоянной линейной скоростью. Поэтому угловая скорость вращения зависит от расстояния до центра, убывая по мере удаления от него. Скорость движения Солнца, которое находится на окраине Галактики, составляет 220-250 км/с.

В центре диска Галактики имеется утолщение - ядро диаметром 1300 парсек. Оно находится в созвездии Стрельца. В ядре очень высока концентрация звезд: звёздная плотность здесь в миллионы раз больше, чем в окрестностях Солнца. Но, несмотря на то, что в ядре сосредоточено так много звёзд, его долгое время не удавалось наблюдать, потому, что около плоскости симметрии Галактики находятся огромные темные облака пыли, поглощающие свет звёзд. Они закрывают от нас ядро Галактики. Поэтому его стало возможным изучать только после создания приемников инфракрасного и радиоизлучения, которые поглощаются в меньшей степени. К слову сказать, изучение родной Галактики для нас затруднено еще и тем, что мы находимся внутри нее - снаружи любой объект изучать легче. Кроме того, Солнце находится в плоскости звездного диска: здесь высока плотность межзвездного вещества, и оно затрудняет наблюдения из-за поглощения света.

Примерно так выглядит наша Галактика со стороны

Кроме огромного количества звезд в центральной области Галактики наблюдается околоядерный газовый диск радиусом более 1000 световых лет, который состоит в основном из молекулярного водорода. В самом центре Галактики предполагают существование черной дыры^[?] массой около миллиона масс Солнца.

Второй компонент Галактики, который, собственно, определяет ее внешние размеры, имеет сферическую форму. Он называется гало. Радиус гало значительно больше размеров диска - он достигает нескольких сотен тысяч световых лет. Центр симметрии гало Млечного Пути совпадает с центром галактического диска.

Гало, как и диск, вращается вокруг центра Галактики, но с гораздо меньшей скоростью, так как звезды в пределах гало двигаются довольно беспорядочно.

Центральная часть гало - в пределах нескольких тысяч световых лет от центра Галактики - наиболее плотная, она называется балдж (от английского слова bulge, означающего “утолщение”, "вздутие").

Строение нашей Галактики (вид сбоку)

Помимо одиночных звезд в Галактике встречаются звездные скопления. Их подразделяют на рассеянные скопления, шаровые скопления и звездные ассоциации.

Рассеянные звездные скопления встречаются вблизи галактической плоскости, где сконцентрированы скопления пыли и межзвездного газа. Сейчас известно более 1200 рассеянных скоплений, из них детально изучено 500. Самые известные среди них – Плеяды и Гиады в созвездии Тельца. Общее количество рассеянных скоплений в Галактике, возможно, достигает ста тысяч, каждое из них содержит от нескольких сотен до нескольких тысяч звезд. Их масса невелика, и поэтому гравитационное поле не может долго сдерживать их в малом объеме пространства, поэтому за миллиарды лет рассеянные скопления распадаются.

Расеянное звездное скопление Плеяды

Шаровые звездные скопления сильно выделяются на звездном фоне благодаря значительному числу звезд в них и четкой сферической форме. Диаметр шаровых скоплений составляет от 20 до 100 парсек. На заре эволюции Галактики по ней скитались тысячи шаровых скоплений. Многие из них были разрушены в результате столкновений друг с другом или с галактическим центром. Сегодня шаровых скоплений в нашей Галактике осталось порядка 200, и находятся они в сферическом гало. Это старейшие образования в нашей Галактике - их возраст от 10 до 12 млрд. лет. Возраст звезд, входящих в состав шаровых скоплений, весьма солиден: они прошли длинный путь эволюции и стали нейтронными звездами или белыми карликами. Звезды в шаровых скоплениях движутся по своим орбитам вокруг центра скопления, а само скопление, в свою очередь, движется по орбите вокруг центра Галактики.

Шаровое скопление Messier 80,
находящееся посередине между α Скорпиона (Антарес) и β Скорпиона (Акраб)
в части Млечного Пути, богатого туманностями

Третий тип скоплений - звездные ассоциации. Это группировки молодых звезд, так называемые ОВ-ассоциации. Они имеют протяженность от 15 до 300 парсек и содержат от нескольких десятков до нескольких сотен молодых звезд - горячих голубых гигантов и сверхгигантов. Поскольку гиганты ранних спектральных классов быстро проходят путь эволюции, то все звезды образовались в одно время и имеют небольшой возраст. Существуют также Т-ассоциации, содержащие переменные звезды, которые находятся на самых ранних этапах звездной эволюции.

Звездная ассоциация LH 72 в Большом Магеллановом Облаке.
Фотография получена с помощью широкоугольной камеры телескопа «Хаббл».
Фото: ESA/Hubble, NASA and D. A. Gouliermis

Вдоль рукавов звездного диска сосредоточены самые молодые звезды (возрастом несколько десятков миллионов лет назад), рассеянные звездные скопления и ассоциации, а также плотные облака межзвездного газа, в которых продолжают образовываться звезды. В спиральных ветвях чаще наблюдаются взрывы сверхновых звезд. Более старые звезды в спиральной галактике, подобные нашему Солнцу, располагаются как в рукавах, так и между ними, создавая довольно равномерное распределение звезд по диску. В отличие от гало, где проявления звездной активности чрезвычайно редки, в ветвях продолжается бурная жизнь, связанная с непрерывным переходом вещества из межзвездного пространства в звезды и обратно. Активное звездообразование в спиральных рукавах связано с более высокой плотностью вещества в них. Из-за этого возрастает среднее давление на облака газа, находящиеся в межзвездном пространстве. Когда газовое облако входит в более плотную часть спирального рукава, из-за повышения давления облако делится на более мелкие сгустки вещества, которые могут конденсироваться в звезды. В результате этого процесса внутри спиральных рукавов рождаются звезды. Таким образом, рукава представляют собой как бы гигантский космический инкубатор, в котором молодые звезды располагаются вблизи передней границы рукавов. Звезды галактического диска называют населением I типа.

Гало состоит в основном из очень старых, неярких небольших звезд, возникших на ранних стадиях эволюции Галактики - их возраст порядка 12 млрд. лет. Они расположены как поодиночке, так и в виде шаровых скоплений, включающих более миллиона звезд. Звезды сферической составляющей концентрируются к центру Галактики, и плотность вещества гало быстро падает с удалением от него. Звезды гало называют населением II типа.

Пространство между звездами заполнено разреженным веществом, излучением и магнитным полем. В диске особенно много межзвездной пыли, с температурой 15–25 К, которая образовалась в результате жизнедеятельности звезд. Средний радиус пылинок составляет доли микрометра. В настоящее время считают, что пылинки состоят из смеси железных и силикатных частиц, покрытых оболочками из органических молекул и льда. Суммарная масса пыли всего 0,03% полной массы Галактики, однако ее полная светимость составляет 30% от светимости звезд и полностью определяет излучение Галактики в инфракрасном диапазоне.

Анализ движения тел в Галактике показал, что ее масса должна быть на порядок больше той, которую мы определяем по видимым объектам. Значит, помимо гало, балджа и диска, с находящимися в них звездами и газом, есть огромные количества невидимого вещества, которое проявляет себя только в гравитационном взаимодействии, но не фиксируется никакими приборами. Его назвали темной материей. Диск и гало Галактики погружены в корону темной материи, размеры и масса которой в 10 раз больше, чем размеры диска и масса видимого вещества Галактики. Темная масса существует не только в нашей Галактике, но и в межгалактическом пространстве. Природа скрытой массы во Вселенной до сих пор неясна - мы все еще не знаем, из чего она состоит.