Текст
Б.А.ВОРОНЦОВ-ВЕЛЬЯМИНОВ
ВНЕГАЛАКТИЧЕСКАЯ
АСТРОНОМИЯ
Б. А. ВОРОНЦОВ-ВЕЛЬЯМИНОВ
ВНЕГАЛАКТИЧЕСКАЯ
АСТРОНОМИЯ
Издание второе, переработанное
и дополненное
Допущено Министерством
высшего и среднего специального образования СССР
в качестве учебного пособия для студентов университетов,
обучающихся по специальности «Астрономия»
МОСКВА «НАУКА»
ГЛАВНАЯ РЕДАКЦИЯ
ФИЗИКО-МАТЕМАТИЧЕСКОЙ ЛИТЕРАТУРЫ
1978
ОГЛАВЛЕНИЕ
Из предисловия к первому изданию 7
Предисловие ко второму изданию 8
Г л а в a I. Характеристики галактик, определяемые прямыми на¬
блюдениями 9
§ 1. Координаты галактик и их каталоги • 9
§ 2. Фотографии и фотографирование галактик 14
а. Выявление галактик (14). b. Фотографии (14). с. Спо¬
собы фотографирования галактик (19). d. Атласы галак¬
тик (22)
§ 3. Классификации и описания галактик 22
а. Введение (22). Ь. Последняд.классификация Хаббла (25).
с. Классификация ван ден Ё$рга.-.'(26). d. Классификация
Вокулера (27). е. Другие классификации (32). f. Много¬
образие галактик (32). g. Описания галактик символами в
MCG (41). h. Заключение о классификации галактик (44)
§ 4. Яркость и цвет 45
а. Глазомерные оценки (45). Ь. Фотографические измере¬
ния (45). с. Фотоэлектрические измерения (46). d. Распре¬
деление яркости и цвета по поверхности галактик (47).
§ 5. Угловые размеры 48
§ 6. Лучевые скорости 50
§ 7. Спектральные классы 52
§ 8. Измерения поляризации света 53
§ 9. Редукции наблюденных величин 54
Глава II. Определение расстояний и масс отдельных галактик
§ 1. Индикаторы расстояний 60
а. Долгопериодические цефеиды (60). Ь. Короткоперио¬
дические цефеиды (звезды типа RR Лиры) (63). с. Ми-
риды (64). d. Новые звезды (64). е. Сверхновые звезды
(66). f. Ярчайшие звезды (69). g. Шаровые скопления
(70). h. Области НИ (70). i. Угловые размеры кольце¬
вых структур (72). j. Вид галактики (72). к. Угловые
размеры галактик (75). 1. Светимость спиральных га¬
лактик как функция их массы, цвета и поверхностной яр¬
кости (76). т. Метод красного смещения и постоянная Н
(77). п. Итоги определения расстояний, светимостей и
размеров (80). о. Диаграмма светимость — цвет для га¬
лактик (81).
§ 2. Вращение галактик 81
a. Направление вращения и спиральная структура (81).
b. Периоды и скорости вращения (84). с. Нарушение кру¬
говых движений (89).
4
ОГЛАВЛЕНИЕ
§ 3. Определение масс галактик 96
а. Массы двойных галактик по статистике (96). Ь. Опреде¬
ление масс и плотностей эллиптических галактик (97).
с. Определение масс и плотностей плоских галактик (104).
§ 4. Массы, Ш/Ь и корреляция их с другими характеристи¬
ками галактик 1J 2
Глава III. Светимость, структура и радиоизлучение нормальных
галактик 115
§ 1. Проблема функции светимости галактик 115
§ 2. Статистика типов галактик 121
§ 3. Фотометрическая и пространственная структура эллип¬
тических галактик 128
§ 4. Фотометрическая и пространственная структура галак¬
тик SO—Sa 134
а. Галактики S0 (134). b. Структура галактики Sa
NGC4594 и других (137).
§ 5. Интегральные колориметрические и спектральные данные
для спиральных галактик 141
§ 6. Структура спиральных галактик 144
§ 7. Форма спиральных ветвей 148
§ 8. Признаки магнитоподобных явлений 149
§ 9. Компланарны ли структуры галактик? 155
§ 10. Галактики SB ; 156
§ 11. Ядерные области галактик 160
§ 12. Нормальное радиоизлучение галактик 167
а. Тепловое радиоизлучение (167). Ь. Общее и нетепловое
радиоизлучение (169). с. Физическая модель радиоизлу¬
чения нормальных галактик (175).
Глава IV. Местная группа галактик 178
§ 1. Общая характеристика 178
§ 2. Неправильные галактики — ближайшие к нам 187
а. Система Магеллановых Облаков (187). Ь. Малое Магел¬
ланово Облако (192). с. Большое Магелланово Облако
(194). d. Другие неправильные галактики (200).
§ 3. Спиральные галактики 203
а. Наша Галактика (203). Ь. Спиральная галактика
М 33= NGC 598 (211). с. Галактика М 31=NGC 224 (221).
§ 4. Спутпики М 31 — компактпая галактика М 32 типа Е и
пекулярная NGC 205 239
§ 5. Разреженные эллиптические галактики — карлики типа
Скульптора — Дракопа, NGC 185 и другие 243
§ 6. «Магелланов поток» и «быстрые облака» нейтрального
водорода 246
Глава V. Население галактик 248
ЗВЕЗДНОЕ НАСЕЛЕНИЕ 248
§ 1. Звездные скопления 248
§ 2. Сверхассоциации, ассоциации и сверхгиганты 256
§ 3. Население эллиптических галактик и ядер спиральных
* галактик 263
§ 4. Синтетические спектры галактик 267
ОГЛАВЛЕНИЕ 5
ДИФФУЗНАЯ МАТЕРИЯ 272
§ 5. Пылевая материя 272
а. Характер распределения пыли (272). Ь. Эллиптические
галактики (273). с. Галактики SO (273). d. Спиральные
галактики (276). е. Особо замечательные случаи (279).
f. Пыль в ядрах спиралей (280). g. Анализ пылевой ма¬
терии (281).
§ 6/Светящийся газ. Области НИ 283
а. Интегральные данные (283). Ь. Газ в галактиках Е (283).
с. Спиральные и неправильные галактики (284). d. Облака
НИ (285).
§ 7. Нейтральный атомарный водород 287
§ 8. Есть ли различия возраста и химического состава среди
галактик? 294
Глава VI. Пекулярные галактики и их значение для космогонии 298
§ 1. «Голубые» галактики 298
§ 2. Пекулярные галактики 304
§ 3. Пекулярные и активные ядерные области 311
§ 4. Компактные галактики 316
§ 5. Квазизвездные галактики — квазаги QSG 326
§ 6. М 82 и следы взрыва в ней 331
§ 7. Галактики Сейферта 337
а. Общие данные (337). Ь. Физические условия в ядрах
(340). с. Подробнее о ядрах галактик Сейферта (345).
Глава VII. Кратные галактики и скопления 359
§ 1. Двойные галактики 359
§ 2. Группы галактик 362
§ 3. Взаимодействующие галактики 366
а. Наблюдения (366). Ь. Интерпретация (376).
§ 4. Скопления галактик 385
§ 5. Скопления скоплений и структура Метагалактики . . . 398
§ 6. Сверхскопление — Сверхгалактика — Сверхоблако . . . 401
§ 7. О кинематике групп галактик и скрытой массе 404
§ 8. О динамике галактик. Гипотезы и теории спиральной 408
структуры 414
Глава VIII. Внегалактические источники радиоизлучения . . . 414
§ 1. Виды источников радиоизлучения, их светимости и число 414
§ 2. Структура радиогалактик 417
§ 3. Квазары и эволюция радиоисточников 428
Глава IX. О происхождении и эволюции населения Метага¬
лактики 434
§ 1. Введение 434
§ 2. Гравитационная неустойчивость как причина фрагмен¬
тации 435
§ 3. Концепция автора о современной фрагментации галактик
и отпочковании спутников 437
§ 4. Образование и эволюция звезд сферических подсистем
и галактик типа Е 443
6
ОГЛАВЛЕНИЕ
§ 5. Динамика газа и образование звезд плоских подсистем 446
§ 6. О происхождении химических элементов . 449
§ 7. Основы теории «горячей вселенной» и происхождение
галактик 450
§ 8. Эволюция возмущений давления 453
§ 9. Эволюция энтропийных возмущений 454
§ 10. Эволюция вихревых возмущений 455
§ li. Космогонические концепции В. А. Амбарцумяна . . . 458
§ 12. Другие взрывные гипотезы 460
§ 13. Гипотеза фрагментации и двойственности квазаров (QSS) 462
Литература 465
Предметный указатель 474
Указатель некоторых галактик 478
ИЗ ПРЕДИСЛОВИЯ К ПЕРВОМУ ИЗДАНИЮ
Внегалактическая астрономия в университетах является пока
ощо продмотом чтения специального или факультативного курса.
Общой для jjcox ушнюрситетов программы этого курса еще нет,
да она одна ли и нужна.
Автор данного пособия поставил своей основной задачей дать
студентам и другим читателям широкий общий обзор проблем,
фактических данных и выводов внегалактической астрономии. Эта
мадача, потребовавшая систематизации обширной литературы, ко¬
нечно, не позволила входить в детали вывода всех формул дина¬
мических и физических теорий. Частные вопросы внегалактиче¬
ской астрономии с той или иной степенью подробности освещаются,
кроме того, в курсах звездной астрономии, астрофизики, звездной
статистики, звездной динамики, радиоастрономии, космогонии и
космологии. Бурно накапливаются факты и попытки их объяс¬
нить, но многие из них быстро стареют. Поэтому изложение таких
гипотез, как гипотезы о строении квазаров и о происхождении га¬
лактик, гипотез к тому же многочисленных, создало бы усиленное
ннечатление устарелости книги.
Книга имеет уклон в морфологию галактик. Курс внегалакти¬
ческой астрономии может оказать большую помощь авторам дип¬
ломных работ и диссертаций. Для этой цели к книге приложен
указатель литературы, более обширный, чем в обычных учебных
пособиях. Можно полагать, что данный обзорный курс послужит
широкому кругу научных работников, соприкасающихся с вопро¬
сами внегалактической астрономии.
Автор приносит свою благодарность Л. М. Озерному, которым
изложены основы теории горячей Вселенной (§§ 7—10 последней
главы), а также проф. Т. А. Агекяну и редактору А. В. Засову,
своими замечаниями значительно способствовавшими улучшению
текста.
Б. А. Воронцов-Вельяминов
ПРЕДИСЛОВИЕ КО ВТОРОМУ ИЗДАНИЮ
В настоящем издании перед автором стояла не менее трудная
задача. Со времени сдачи рукописи первого издания книги в изда¬
тельство в 1968 г. внегалактическая астрономия бурно развивалась
на всем ее широком фронте. При переработке книги учитывалось,
что в первом ее издании особенно сжаты были последние разделы.
Поэтому во втором издании более всего расширены разделы, по¬
священные вопросам радиоастрономии и эволюции галактик, ко¬
торые теперь даже выделены в отдельную главу.
Но расширение и обновление содержания не должно было со¬
провождаться увеличением объема. Для этого пришлось изъять
исторический очерк. Сильно против прежнего сокращена библио¬
графия, хотя она доведена до 1977 г. Однако для работ до 1971 г.
можно пользоваться библиографией в первом издании. Часть преж¬
него текста сокращена или переработана в соответствии с состоя¬
нием науки к началу 1977 г.
Автор благодарен рецензенту данного издания проф. С. А. Кап¬
лану, А. В. Засову за ценную помощь в изложении теории спи¬
ральной структуры, а также редактору второго издания М. М, Да-
гаеву.
В подготовке рукописи для второго издания неоценимую и
большую помощь оказала мне моя постоянная сотрудница
В. П. Архипова, которой автор очень благодарен.
Июнь 1977 г.
Б. А. Воронцов-Вельяминов
ГЛАВА I
ХАРАКТЕРИСТИКИ ГАЛАКТИК,
ОПРЕДЕЛЯЕМЫЕ ПРЯМЫМИ НАБЛЮДЕНИЯМИ
Прожди чом иыбрать какие-либо галактики для детального или
статистического изучения, нужно располагать следующими про¬
стейшими данными о каждой из них: 1) положение на небе (коор¬
динаты), 2) тип, определяемый видом и структурой изображения
галактики на фотографии, 3) видимые интегральная звездная ве¬
личина и цвет, 4) средняя поверхностная яркость, 5) угловые
размеры.
§ 1. Координаты галактик и их каталоги
Экваториальные координаты галактик до недавнего времени
были нужны только для их отождествления на небе, на фотогра¬
фии, в каталоге, при изучении распределения их на небе и в про¬
странстве. Во второй четверти XX в. признали, что ввиду крайней
удаленности галактик наиболее резкие их ядра следует использо-
пать как неподвижные реперы для определения относительно них
координат и движений звезд. Решение этой задачи создания высо¬
коточной опорной системы координат, определяемой положением
ядер галактик, является задачей фотографической астрометрии, и
мы на ней не останавливаемся.
Практика составления каталогов последних лет показала, что
для целей нахождения и отождествления галактик ярче 15да—
16'я, даже внутри скоплений, точности в ±1' достаточно. Наиболее
длинный и точный ряд координат 4200 ярких галактик был дан по
измерению фотографий Рейнмутом.
При изучении скоплений, включающих более слабые галакти¬
ки, измеряются по фотографии и приводятся прямоугольные раз¬
ности координат объектов и избранного центра. В [1] опубликован
каталог прямоугольных координат 2000 ярких галактик, выражен¬
ных ... в мм на картах Паломарского атласа неба.
Координаты галактические бывают нужны для введения по¬
правок за поглощение света в нашей Галактике. Точности в 1° для
названной выше цели практически достаточно. Действительно, и
положение плоскости Галактики неизвестно с достаточной точ¬
ностью, и характеристики галактического поглощения приходится
брать средние, т. ё. тоже весьма неточные.
10
ГЛ. I. ХАРАКТЕРИСТИКИ ГАЛАКТИК
Вокулер пропагандирует еще координаты, отнесенные к
экватору описанной им «сверхгалактики». Северный супер-
галактический полюс в старой системе имеет галактические ко¬
ординаты L=15° и В=+5°, а начало счета долгот лежит у
L=105°.
Дадим сводку каталогов галактик.
I. NGC (New General Catalogue). Каталог туманных пятен и
звездных скоплений, составленный Дрейером [2—4] в 1888—
1908 гг. Всего, с дополнениями, каталоги Дрейера NGC и IG со¬
держат 13 223 объекта. Этим сочинением, колоссальным по трудо¬
емкости, широко пользуются до настоящего времени, несмотря на
массу его недостатков, которые мы перечислим.
1. NGC содержит всевозможные звездные скопления, плане¬
тарные и светлые диффузные туманности, а также галактики. Вви¬
ду большого числа объектов каждого вида выборка из него одно¬
типных объектов кропотлива.
2. В эпоху составления каталога природа большинства объек¬
тов была неизвестна и галактики, составляющие большинство,
совсем не выделены в описаниях, за исключением ярчайших спи¬
ралей. По большей части неизвестно, с каким объектом име¬
ешь дело.
3. Описания объектов даются буквами, представляющими со¬
кращения слов, преимущественно такого характера: «Большая,
яркая, продолговатая, ярче к середине». Но описания эти крайне
неоднородны и на них опасно полагаться. Так, один наблюдатель
с большим и светосильным телескопом назовет «большой и яркой»
такую туманность (галактику или что-либо иное?), какую другой
наблюдатель в худших условиях называет «маленькой и крайне
слабой».
4. Координаты объектов по вине разных наблюдателей и
вследствие отсутствия достаточного числа опорных звезд нередко
бывают ошибочны на много минут дуги, что затрудняет их отож¬
дествление на небе. Из-за расхождения в описаниях и координа¬
тах, приводимых разными наблюдателями, один и тот же объект
приводится в каталоге иногда под двумя и даже тремя разными но¬
мерами. Такие ошибки учащаются при переходе к слабым объек¬
там. Например, замечательная пара взаимодействующих галактик
15т с хвостами, соединенных перемычками и названных нами
«Мышками», в основном каталоге Дрейера указана под номером
(под которым ее теперь часто и приводят) NGC 4676, где ее коор¬
динаты верны, но где она описана как один объект. В ICI она
правильно описана как две особенные, связанные друг с другом
галактики 1C 819 и 1C 820, но сообщаемые там их координаты очень
ошибочны.
5. Немалое число объектов, занесенных в NGC, в действитель¬
ности не существует.
§ 1. КООРДИНАТЫ ГАЛАКТИК И ИХ КАТАЛОГИ
11
6. Координаты даны в неудобной системе 1860 г., причем вме¬
сто склонения дается северное полярное расстояние. Наличие
столбца годичной прецессии, ввиду удаленности эпохи координат
от нашего времени, недостаточно.
7. NGC непригоден для какой-либо статистики, так как сте¬
пень исчерпанности галактик в нем для разных участков неба не¬
известна.
Каталогом NGC все еще пользуются, отчасти по привычке, от¬
части потому, что до последнего времени не существовало столь же
обширного каталога, тогда как более 10 ООО объектов NGG должны
быть галактиками. До недавнего времени не было каталогов, со¬
держащих более 1,5—2,5 тысяч галактик. Играет роль и то, что
ярким галактикам, значащимся под номерами NGC, посвящена
уже большая литература. В 1933 г. в своем обзоре внегалактиче¬
ской астрономии Г. Кэртис дал поисковые списки, позволяющие
переводить номера каталогов Мессье, В. Гершеля и GC Дж. Гер-
шеля в номера NGC. Там же приведена обширная библиография
важнейших работ, выполненных до 30-х гг. XX в.
Сулентик и Тифт [5] опубликовали в 1973 г. «Ревизию Нового
Генерального Каталога незвездных астрономических объектов».
В него включено 7840 объектов, улучшенные координаты на
1975 г., галактические координаты, новая классификация объек¬
тов (галактика, туманность и т. п.), прямоугольные координаты
на картах Паломарского атласа неба, оценка блеска, описания
Дрейера, а для галактик — описание по Паломарскому атласу.
Кодированная форма затрудняет пользование этим каталогом.
II. Каталог галактик ярче 13я* 1932 г. Шепли и Эймс. В этом
каталоге были использованы координаты NGC, переведенные на
эпоху 1950 г. без учета высших прецессионных членов, отчего
ближе к полюсу мира перевод очень неточен. Все ошибки этих
координат, округленных до 1', не страшны при отождествлении
ярких галактик. Те же координаты перешли в более поздние ка¬
талоги, основу которых составляет каталог Шепли и Эймс.
III. MCG — Морфологический каталог галактик (Morphologi¬
cal Catalogue of Galaxies) [6]. Содержит 32 000 занумерованных
галактик ярче 15^,1 от +90° до —45° по склонению. Каталог
этот, основанный на Паломарском атласе неба, состоит из пяти
томов, выпущенных с 1962 по 1974 гг. Составлен в Астрономиче¬
ском институте им. Штернберга при Московском университете
группой в составе Воронцова-Вельяминова, Архиповой, Красно¬
горской и их сотрудников. Для каждой галактики даются номер
зоны склонения, номер поля в ней и номер галактики в поле. На¬
пример, -3-16-42 — это 42-я галактика по списку в 16-м поле
минус 3-й зоны, т. е. в зоне со склонением — (3°Хб°) = —18°.
В конце всех томов есть поисковые указатели для нахождения в
MCG галактик по номерам NGC, 1C или по номерам атласа Арпа.
12
ГЛ. I. ХАРАКТЕРИСТИКИ ГАЛАКТИК
Даны координаты для 1950,0 г, с точностью до 1', оценка звездной
величины до 1т или точнее. Размеры и поверхностная яркость в
шкале из шести ступеней даются отдельно для внутренней, более
яркой, и для внешней, слабой области галактики.
В каталоге по пятибалльной шкале дается оценка видимого на¬
клона галактик, независимая от измеренных видимых размеров
большой и малой оси. В последнем столбце дано описание вида
галактики специальными символами (см. § 3 главы I). Обширные
примечания отмечают наличие и положение спутников, особенно¬
сти вида галактики, лучевую скорость, показатель цвета, вспышки
сверхновых звезд и тип галактики по разным каталогам. MCG яв¬
ляется наиболее однородным и исчерпывающим каталогом, кото¬
рый нумерует галактики гораздо удобнее, чем NGG и 1C, и в сжа¬
той форме дает о них исчерпывающие сведения. Конечно, в более
поздних томах MCG даны сведения из таких работ, которые в пер¬
вых томах еще нельзя было использовать. В примечаниях отмече¬
ны все опубликованные репродукции галактик и отмечены все
взаимодействующие галактики, в конце каждого тома дается их
список.
IV. CGC1G — каталог, составленный Цвикки [7] и его со¬
трудниками. К 1969 г. вышли все 6 томов его, покрывающие небо
севернее экватора. Поля каталога перекрываются и потому но¬
меров галактики в этом каталоге не имеют. Он исчерпывает галак¬
тики до 15да,5, и его поля, так же как в MCG, определяются поля¬
ми Паломарского атласа неба. Координаты даны для 1950,0 г.
с точностью до ±1'* Кроме них, дается с точностью до ±0^,1
оценка звездной величины (см. § 4), лучевая скорость, показатель
цвета и тип галактики по некоторым каталогам, но не по Вокуле-
ру, Моргану и ван ден Бергу. В двукратном уменьшении изобра¬
жены все поля каталога с прямоугольной сеткой на них и с раз¬
меткой положения галактик, яркость которых указана примене¬
нием разных значков. Другой особенностью является обрисовка
на этих схематических картах границ скоплений галактик. Рядом
указывается положение центров скоплений, степень их богатства
членами, концентрация и оценка дальности по некоторой шкале.
Число галактик каталога — около 30 000. В этом каталоге отсут¬
ствуют тысячи галактик, вошедших в MCG, а в последнем пропу¬
щены многие галактики, которые группа Цвикки оценила ярче
чем 15^. О размерах и виде подавляющего числа галактик ката¬
лог ничего не говорит. Соединение данных каталогов Цвикки и
MCG очень помогает отождествлению галактик слабее 13я2.
V. Ref CBG — «Справочный каталог ярких галактик» Вокуле-
ров [8]. Содержит в первом издании сводку данных о 2599 ярких
галактиках, основу которых составляют галактики прежнего ка¬
талога Шепли и Эймс. Каталог характерен большим числом (пре¬
имущественно редуцированных) данных и кодированной формой
§ 1. КООРДИНАТЫ ГАЛАКТИК И ИХ КАТАЛОГИ
13
многих из них, что затрудняет пользование им, особенно, когда
нужна быстрая выборка объектов по какому-либо признаку. Вто¬
рой издание этого каталога в 1976 г. выполнено с участием Корви¬
на и содержит 4364 объекта.
13 каталоге даются номер по NGC и а и б на 1950 г. с прецессией,
галактические координаты в старой и в новой системе, а также
супоргалактические координаты. Приведен тип галактики по
многим авторам, логарифм диаметра и видимого сжатия, яркость
нродняя поверхностная и интегральная, показатели цвета, луче-
мпи скорость и примечания со ссылкой на фотографии, опублико-
иапиые в некоторых изданиях. Нельзя не отметить, что в этой скру¬
пулезной работе авторы почти совершенно игнорировали исследова¬
ния, выполненные в СССР, отчего некоторые графы их катало¬
га остались для ряда галактик пустыми. Несмотря на много¬
численные редукции, степень однородности данных не ясна, так
как использовано очень много разнородных материалов многих
авторов.
VI. Revised Classification of 1500 Bright Galaxies, Вокуле-
pa [9].
Если надо навести быструю справку о яркости, размере и типе
яркой галактики по Вокулеру, то удобнее пользоваться этим более
старым и кратким списком. В нем даны номера NGC, координат
нет. Даны звездная величина по Шепли и Эймс и определенная
кем-либо более точно предельная интегральная звездная вели¬
чина.
Размеры (максимальные) оценены по разным негативам, полу¬
ченным с большими телескопами. Эти данные весьма неоднородны.
Приводится классификация Вокулера и краткие примечания со
ссылкой на фотографии в некоторых изданиях. Дано сопоставле¬
ние классификации автора с другими классификациями.
Каталоги расстояний до галактик не могут быть долгоживу¬
щими ввиду часто меняющейся оценки величины постоянной Хабб-
ла Н и изменений других данных, в частности, о поглощении света
в нашей Галактике.
VII. Ван ден Берг [10] дал каталог модулей расстояния до
750 галактик, определенных им по красному смещению и по клас¬
сификации типов и светимостей, установленных автором по виду
галактик (см. главу II).
Огромное количество галактик, найденных на фотографиях
неба в названных выше каталогах CGC1G и MCG, их измеренные
координаты и их описания открыли широкую дорогу для разных
выборок из них по какому-либо признаку новых списков или мень¬
ших каталогов, например, галактик больше такого-то диаметра
или ярче такого-то предела, списка компактных галактик и дру¬
гих списков разного рода. Во время написания этих строк уже про¬
двинулась в Австралии и в Чили работа европейских обсервато¬
14
ГЛ. I. ХАРАКТЕРИСТИКИ ГАЛАКТИК
рий по созданию фотографического атласа неба всего южного по¬
лушария и срочная публикация списков интересных объектов, за¬
меченных при этом.
В 1973 г. на базе названных выше каталогов вышел Uppsala
General Catalogue (UGC) Нильсона. В него вошли 12 921 галакти¬
ка, в том числе некоторые слабой поверхностной яркости, найден¬
ные самим Нильсоном. Приведены координаты, номера по MCG,
NGC и другие, размер, ориентация и наклон и классификации по
разным системам, звездные величины по Цвикки, лучевые скорости.
Выбраны объекты лишь северного неба ярче 14"*,5 или больше 1'
в диаметре.
§ 2. Фотографии и фотографирование галактик
a. Выявление галактик. То, что данный объект является галак¬
тикой, в подавляющем большинстве случаев устанавливают из
простого рассмотрения фотографии, иногда привлекая сведения
о галактической широте места. При хорошей резкости звездных
изображений на снимках, галактики, даже близкие к пределу раз¬
личимости, отличаются от звезд размытостью своего вида и мень¬
шей плотностью изображения, чем изображения звезд таких же
размеров. Вне Млечного Пути диффузные туманности не встре¬
чаются, а в нем, за редкими местными исключениями, не видны га¬
лактики. К тому же и диффузные и планетарные туманности в
сравнении с галактиками крайне малочисленны. В не слишком ма¬
лых изображениях видна форма, часто отметающая всякие сомне¬
ния в природе объекта, хотя автор этой книги нашел множество
галактик, сходных с планетарными туманностями средних угло¬
вых размеров. Сомнения в том, является ли данный объект галак¬
тикой или галактической туманностью, планетарной или диффуз¬
ной, бывают реже чем в одном случае из тысячи.
Компактные галактики едва-едва отличимы от звезд и чем они
меньше по угловому размеру и компактнее, т. е. чем быстрее па¬
дает их яркость к краю, тем больший масштаб изображений ну¬
жен, чтобы отличить их от звезд.
b. Фотографии. Широкому кругу астрономов до недавнего
времени были известны всегда одни и те же «затасканные» фото¬
графии немногих ближайших и типичных, по Хабблу, галактик.
Это обычно эллиптические (неотличимые, казалось, друг от друга),
спиральные галактики М 31, М 33, М 51, М 81 и М 101 и, как при¬
мер неправильных форм, Магеллановы Облака. Хаббл выработал
свою классификацию форм, опираясь на коллекцию 400, а потом
еще большего числа ярких галактик. Но из них он воспроизвел
в печати немногие. До недавнего времени очень немногие обсер¬
ватории могли сами фотографировать в достаточном масштабе ка¬
кие-либо галактики, помимо десятка общеизвестных.
§ 2. ФОТОГРАФИИ И ФОТОГРАФИРОВАНИЕ ГАЛАКТИК
15
Фотография, выявляя вид, форму и структуру галактики, яв-
ллится самой важной ее характеристикой. Она же дает качествен-
ноо представление о распределении яркости в изображении и о
средней поверхностной яркости объекта, которая определяется
необходимой экспозицией.
Астрономы, за исключением счастливцев, располагающих наи¬
лучшими условиями для наблюдений, вынуждены изучать струк¬
туру галактик не по негативам, а по отпечаткам с них па фотобу¬
маго, а часто даже по типографскому воспроизведению последних.
Рис. 1. Изменение вида галактики типа Sab NGG 3623 при разной печати с од¬
ного и того же негатива (Бербидж).
Но фотографическая широта бумаги гораздо ниже, чем широта
негативных фотоматериалов. Вид галактики на отпечатке зависит
по только от эффективности аппаратуры, которой снят негатив,
по и от того, как он отпечатан. Для примера приводим две репро¬
дукции с одного и того же негатива галактики NGC3623, полу¬
ченные Бербиджами (рис. 1).
Наше представление не только о деталях структуры, но даже
и о типе галактики, как видим, сильно зависит от множества ус¬
ловий. Описывая вид галактики или ее тип, молчаливо предпола¬
гают, что снимок сделан в синих лучах, что во внутренней, в ядер-
иой области галактики структуры нет (если даже на.снимке она
16
ГЛ. I. ХАРАКТЕРИСТИКИ ГАЛАКТИК
передержана) и что внешняя слабо светящаяся область выявлена
в достаточной мере. Лишь в последние годы, обычно случайно,
стало обнаруживаться, что представление о некоторых галакти¬
ках приходится существенно менять, если изучать их с сильно
различающимися экспозициями, даже в одних и тех же лучах
Рис. 2. Изменение вида пекулярной галактики NGG 4314 в зависимости от
экспозиции (Сэндидж). Масштаб на врезке в семь раз меньше.
спектра. Приводим для примера фотографии NGG 4314 (рис. 2).
В малом масштабе и при небольшой экспозиции это немного раз¬
мытый диск, довольно равномерной яркости. Малая экспозиция
при большом масштабе показывает, что это не диск, а .спи¬
ральная галактика. При большей экспозиции по обе стороны
от спирали появляются длинные туманные придатки, подобные
которым у спиральных галактик не известны. Наконец, еще
большая экспозиция показывает перпендикулярно отходящие от
концов придатков слабые спиральные ветви. Так, оказывается,
что два небывалых придатка являются просто половинками обыч¬
ного бара (перемычки) галактики типа SB, но место нормального
§ 2. ФОТОГРАФИИ И ФОТОГРАФИРОВАНИЕ ГАЛАКТИК
17
ядра занимает здесь совершенно необычная маленькая спираль.
Она же, казавшаяся сначала обычной большой спиральной галак¬
тикой, оказывается лишь частью системы, в 10 раз большей по
диаметру.
*» ««««*• х
<V? ;
Рис. 3. Фотография NGG 1300 типа SBb с одного итого же негатива: а) пропе¬
чатанная слабо и мягко; Ь) пропечатанная контрастно и «глубже».
Меньшее влияние на вид галактик имеет мягкая или контраст¬
ная печать с одного и того же негатива. На рис. 3 представлены
отпечатки с негатива Паломарской обсерватории NGG 1300, отпе¬
чатанные таким образом Морганом.
Надо сказать, что даже многие специалисты еще не привыкли
подходить к характеристике галактик по их фотографиям осто¬
рожнее и учитывать ряд замечаний, сделанных выше. Правда,
для большинства галактик еще нет нужного для этого набора
снимков, сделанных в разных условиях. Вид галактики иногда
18
ГЛ. I. ХАРАКТЕРИСТИКИ ГАЛАКТИК
сильно зависит от того, в каких лучах ее фотографировать. Если
звезды и туманности разного цвета распределены в галактике
очень неодинаково, то вид галактики в разных лучах может быть
неузнаваем. Для примера приводим на рис. 4 крайний известный
нам случай — это фотографии Джонсона [И] Малого Магелланова
Рис. 4. Малое Магелланово Облако: а) в лучах, выделяющих водородные
области Н II; Ъ) в инфракрасных лучах (по X. Джонсону).
Облака (ММО), считаемого, судя по обычным фотографиям (в си¬
них лучах), неправильной галактикой. На фотографии в инфра¬
красных лучах, выявляющих основную массу звезд — более хо¬
лодных и меньшей светимости, ММО выглядит как бесструктурная
и почти эллиптическая галактика. В ультрафиолетовых и близких
к На лучах лучше всего выделяются эмиссионные туманности (в
линиях 3727—29 [О II] и На), но в первых видны лучше и горячие
звезды. Поэтому в синих лучах галактики, содержащие сгущения
горячих звезд и газовых туманностей, выделяются лучше, чем в
желтых лучах или в инфракрасных.
Другой пример представляет галактика «Водоворот» М 51
(NGC 5194) со спутником NGC5195 (см. далее рис. 5). Цвикки
[12] показал, что ее ветви в синих и в желто-зеленых лучах не
совпадают. Он считает спутник эллиптической галактикой. Одна¬
ко она на некоторых снимках имеет явный бар (перемычку), ха¬
рактерный для галактик SB, и отходящие от нее сильно возмущен-
§ 2. ФОТОГРАФИИ И ФОТОГРАФИРОВАНИЕ ГАЛАКТИК
19
иые спиральные ветви. Наличие в ней большого количества пыли
тоже несовместимо с характеристикой эллиптических галактик.
Искажения в ней вызваны тем, что спиральная ветвь М 51 входит
в спутник, а, кроме того, главное тело М 51 воздействует на спут¬
ник посредством сил тяготения.
Если знакомые всем виды ближайших крупных галактик в раз¬
ных книгах выглядят достаточно сходно, то это потому, что все
они сняты в синих лучах, всегда с такими выдержками, чтобы хо¬
рошо были видны спиральные ветви. К тому же чаще всего репро¬
дукции даются с одного и того же снимка.
с. Способы фотографирования галактик. В дополнение к фо¬
тографиям со светофильтрами и без них в последние годы стали
применяться особые способы фотографирования. Выявлению сла¬
бых деталей больше всего мешает свечение ночного неба, которое
вдали от городов в большой мере определяется линиями излучения
полярных сияний, тогда как спектр галактик в основном непре¬
рывный. Поэтому для выявления слабых деталей в галактиках
Цвикки и Арп выбирают годы пониженной солнечной деятельно¬
сти. Арп в 60-х гг. пошел еще по пути, обратному тому, какой был
применен в 40-х гг. для выявления эмиссионных водородных ту¬
манностей.
Подбирая комбинацию светофильтров с ортохроматической
пластинкой, Арп выделяет для фотографирования область 4700—
5400 А, подавляя линию неба 5577 А. Кроме того, можно печа¬
тать, складывая вместе 2—3 негатива, что повышает контраст.
Между прочим, таким путем М. А. Леонтовский в 30-х гг. получил
в Ленинграде фотографии М 31 при помощи 200 очковых стекол и
сложив 200 негативов, профотометрировал ее до предельно боль¬
ших расстояний.
Очень оригинальный и полезный метод «составной» (composite)
фотографии в 1955 г. применил Цвикки [13]. Хотя он и сложен, но
начинает входить в практику.
Делаются две фотографии в двух лучах спектра, скажем, в
голубых Вив желтых Y. С них изготовляются диапозитивы с нор¬
мальными плотностью и контрастом. Затем диапозитив В+ скла¬
дывается с негативом Y-, а диапозитив Y+ с негативом В-. Тогда,
в зависимости от своего цвета, одни компоненты галактики уси¬
ливаются, другие подавляются. В областях, где имеет место пере¬
держка, например, в ядре галактики, оба негатива будут непро¬
зрачны и там цветовые различия не выявятся. На рис. 5 представле¬
ны полученные с метровым рефлектором фотографии М 51: «синяя»
В" и «желтая» Y+ отдельно, а также «синий» негатив, сложен¬
ный с «желтым» позитивом (B~Y+) и обратная комбинация (B+Y-).
На снимке 5с хорошо выделяются спиральные ветви, образованные
горячими голубыми гигантами. Шарплесс и Франц [14] уточнили
теорию этого фотопроцесса и привели составные фотографии
20
ГЛ. I. ХАРАКТЕРИСТИКИ ГАЛАКТИК
Рис. 5. NGG 5194-5.
а) Негатив в желтых лучах; Ь) негатив в синих лучах; с) Б~+У+— «синий» негатк
жен с «желтым» позитивом; d) У “* -f В+ «желтый» негатив сложен с «синим» поаити
§ 2. ФОТОГРАФИИ И ФОТОГРАФИРОВАНИЕ ГАЛАКТИК 21
NGC 2903, у которой также есть след бара (перемычки), но длин¬
ного и тонкого, состоящего опять-таки из желтых звезд умерен¬
ной светимости (рис. 6). Этот способ хорош для выявления в га¬
лактиках больших масс све¬
тящегося водорода.
Только повышение чувст¬
вительности эмульсии путем
се охлаждения до —80°С поз¬
волило в 1966 г. Эблсу и
Кристи получить удовлетво¬
рительные цветные фотогра¬
фии ряда галактик. Однако
вряд ли цветная фотография
пригодна для большего, чем
для частичной иллюстрации
распределения цветов в га¬
лактиках. Так, линза в цент¬
ре М 31, галактики М 32 и
NGG 205 мало различаются
по показателям цвета и едва
ли различаются по цвету ви¬
зуально. Между тем их цвет
на снимках соответственно
белый, зеленый и голубой.
Это различие имеет свои
объяснения и причины, свя¬
занные со свойствами цветной фотографии. Сфотографировав га¬
лактику, уже исследованную на распределение в ней показателей
цвета, можно объяснить, что на ее цветной фотографии вследствие
передержки яркие места выглядят белыми и т. д. (То же имеет
место и для «составной» фотографии.) Но это не позволяет делать
уверенные, даже качественные выводы при изучении цветов в не¬
исследованных еще объектах.
Несколько лучше сложение двуцветных окрашенных диапо¬
зитивов, примененное Уокером [15] к М 33. Получают обычные не¬
гативы в синих и в инфракрасных лучах, а с них получают диапо¬
зитивы, окрашенные подходящими красителями в голубой и крас¬
ный цвет. При их сложении получается наглядная картина рас¬
пределения горячих и холодных звезд, выглядящих как голубые
или красные точки или области. Передержанные участки опять
белые. С такого двойного позитива можно получить цветные ко¬
пии на фотобумаге.
В дополнение к сказанному о прямом фотографировании га¬
лактик надо упомянуть об их фотографической трансформации.
Попытку представить в трансформированном виде даже ближай¬
шую к нам средне наклоненную спиральную галактику М 31
% :
а)
Ь)
Рис. 6. NGG 2903: а) в синих лучах; Ъ) в
желтых лучах (по Францу и Шарплессу).
22
ГЛ. I. ХАРАКТЕРИСТИКИ ГАЛАКТИК
нельзя считать удовлетворительной. Лишь галактики, видимые
почти плашмя, выпрямляются удовлетворительно.
Применение электронных камер, электронно-оптических пре¬
образователей и волоконной оптики позволило начать фотографи¬
рование малых объектов в большом масштабе кассегреновского
фокуса рефлекторов при умеренных экспозициях.
d. Атласы галактик. Любопытно отметить, что после публи¬
каций крайне ограниченного числа фотографий, за полстолетия
первым из больших атласов был опубликован в 1959 г. наш атлас
356 взаимодействующих галактик [16]. Только в 1961 г. наконец
вышел составленный Сэндиджем [17] атлас 176 нормальных галак¬
тик, давно обещанный Хабблом. В 1966 г. появился атлас Арпа 338
пекулярных галактик [18]. Почти все они были открыты нами до
1964 г., описаны и занесены в MCG, но Арп отметил это только для
той половины их числа, фотографии которых были опубликованы
в нашем Атласе (см. выше). Открытие некоторых объектов припи¬
сано им астрономам США, никогда ничего об этом не публико¬
вавших.
Вот наиболее богатые источники иллюстраций, помимо упомя¬
нутых выше: Эванс «Капский атлас южных галактик» [19]; Мор¬
ган [20] — мягко отпечатанные репродукции галактик с негативов
обсерватории Маунт Вилсон.
В остальных источниках в сравнении с этими фотографий или
слишком мало, или они хуже по качеству. В примечаниях к каж¬
дой галактике MCG дает указание на все опубликованные ее фото¬
графии.
В 1977 г. в Дополнениях к Astron. Astrophys. [21] автором этих
строк опубликовано около 800 фотографий взаимодействующих
галактик.
В Астрономической обсерватории Московского университета
автором этой книги составлена фототека из всех опубликованных
фотографий галактик и их увеличенных репродукций с Паломар-
ского атласа неба в масштабе 1 мм=4". Фототека содержит фото¬
графии около 10 ООО галактик, показывающих какую-либо струк¬
туру.
§ 3. Классификации и описания галактик
а. Введение. Хаббл предложил свою классификацию, являю¬
щуюся основой для позднейших, в 1925 г. и лишь слегка ее видо¬
изменил в 1936 г. Вот ее определение.
Е — эллиптические галактики, не показывающие внутренней
структуры, клочковатости, с яркостью, плавно убывающей и схо¬
дящей на нет к периферии. В пространстве они, несомненно, эл¬
липсоидальны. Их видимое сжатие определяется как 10 (а—Ъ) : а,
где а и Ъ — видимые диаметры. Наибольшее видимое сжатие име¬
ют галактики Е7, у которых 10 (а—Ь) : а=7.
§ 3. КЛАССИФИКАЦИИ И ОПИСАНИЯ ГАЛАКТИК
23
S и SB — спиральные галактики двух семейств. Первые из них
имеют спиральные ветви, выходящие из ядра, а вторые, SB, имеют
спиральные ветви, выходящие из концов «перекладины» (или бара),
н центре которой находится ядро. У некоторых из них есть свет¬
лое кольцо, для которого бар является диаметром. Галактики SB
называют иногда «пересеченными галактиками».
1гг — неправильные галактики, характеризуемые неправиль¬
ной, часто клочковатой формой и не имеющие ядра.
Важнейшим было введение Хабблгай в классификацию формы
спиральных галактик, сопоставления относительных размеров и
яркости ядра и окружающих его спиральных ветвей. Хаббл счи¬
тал, что яркость и размер ядра по сравнению с ветвями умень¬
шаются при переходе от галактик Sa и SBa к галактикам Sb и SBb
и далее к Sc и SBc. Вместе с тем, в ту же сторону возрастает и сте¬
пень раскрытия ветвей и степень их клочковатости, структурно¬
сти. В ближайших из галактик Sb, и особенно Sc, выделяются
ярчайшие звезды в ветвях.
Эллиптические галактики Хаббл условно назвал ранними
(с них начиналась его классификация), а спиральные, в особенно¬
сти Sc и Irr, он назвал поздними классами. Итак, после ран¬
них классов происходит «раздвоение» классификации на два па¬
раллельных ряда спиральных галактик. Какова связь последова¬
тельности классов Хаббла с реальной эволюцией форм галактик,
до сих пор не известно.
Как мы видели, Хаббл употреблял без всяких оговорок термин
«ядро». И сейчас термин «ядро» употребляют, не уточняя того, что
под этим автор подразумевает, и это ведет к частым недоразуме¬
ниям, так как в центре галактики бывают различные, иногда
сложные образования. Поэтому мы предлагаем следующую тер¬
минологию, которой в дальнейшем в этой книге и будем пользо¬
ваться.
Центральное образование, как правило, аморфной структуры,
выделяющееся яркостью, с достаточным градиентом яркости на
краю и не содержащее спиральных ветвей, мы назовем ядерной об¬
ластью.
Виды ядерных областей следующие.
Балдж (В) — крупное, почти шарообразное сгущение света,
сходное по виду с эллиптической галактикой. (Как мы увидим
дальше, таковы на мелкомасштабных снимках ядерные области
галактик типа SO, а радиогалактики типа N представляют балдж,
окруженный довольно узким ореолом.)
Линза (L) — как бы сильно сплюснутый балдж. На ее перифе¬
рии начинаются светлые спиральные ветви. От балджа ее легко
отличить, когда она видна с ребра и выглядит именно как толстая
линза «в профиль». Такую ядерную область имеют обычно галак¬
тики Sa и Sb.
ГЛ. I. ХАРАКТЕРИСТИКИ ГАЛАКТИК
Диск (D) — имеет толщину, малую сравнительно с диаметром
даже в центре. Это как бы очень тонкая линза. На ее периферии
начинаются светлые спиральные ветви. При рассматривании еп
face диск имеет почти равномерную яркость, чем и отличается от
линзы *).
Ядро (N) — почти шарообразное резкое сгущение, как балдж,
но сравнительно со всей галактикой меньшее по размеру и по све¬
тимости.
Керн (п) — звездообразное или почти звездообразное ядрыш¬
ко, маленькое. Бывает, что внутри линзы есть ядро, а в нем
есть керн.
К сожалению, вид ядерной области на фотографии сильно за¬
висит от экспозиции и от масштаба снимка.
Пользуясь заметками в бумагах Хаббла, Сэндидж только в
1961 г. опубликовал в долгожданном атласе типичных галактик
реконструкцию последней хаббловской классификации. Однако
некоторые астрономы Америки имели возможность ознакомиться
с неопубликованной второй классификацией Хаббла, и она вдох¬
новила их на опубликование ее в виде, измененном ими в той или
иной мере раньше, чем в исходном.виде ее опубликовал Сэндидж.
Так, с 1958 по 1962 гг. были опубликованы пять классификаций.
Каждая из них отразила ту или иную характерную черту струк¬
туры галактик, не замеченную ранее. Однако все они, быть может,
слишком тесно привязывались к классификации Хаббла и, по-
видимому, авторы исходили из убеждения, что существует лишь
небольшое число (2—3) непрерывных последовательностей форм
галактик.
Заметим, что возможны и предлагались также классификации,
исходящие из гипотез, связанных с какими-либо, например, с ди¬
намическими теориями. Предлагалось подразделять галактики на
очень молодые, молодые, зрелые и т. д., или на обладающие тем
или иным соотношением потенциальной и кинетической энергий
и т. п. Но мы здесь будем говорить о классификации лишь непо¬
средственно наблюдаемых форм галактик. Следует, впрочем, на¬
помнить, что, может быть, разнообразие форм спиральных галак¬
тик не имеет особо принципиального значения и обусловлено в ка¬
кой-то мере случайными и малосущественными причинами.
Хольмберг, Вокулер и ван ден Берг отразили, хотя и различ¬
ным образом, уже намечавшийся во второй классификации Хаббла
вывод, что два семейства галактик — S и SB — не разграничены
резко. Существует много галактик, у которых в центре вместо
балджа или линзы существует нечто вроде яркого трехосного эл¬
липсоида, как бы короткий бар.
*) В литературе диском называют обычно всю плоскую составляющую
галактик. В случае, если может возникнуть недоразументте, употребляя тер¬
мин «диск» в нашем смысле, мы пишем «ядерный диск».
§ 3. КЛАССИФИКАЦИИ И ОПИСАНИЯ ГАЛАКТИК
25
Хольмберг [22] отразил это обстоятельство тем, что упразднил
отличие последовательностей S и SB и все спиральные галактики
обозначал одинаковым образом — S. Кроме классов SO, Sa, Sb, Sc,
ои ввел дополнительные классы, например, Sb“, Sb+, Sc- и т. п.
Он счел наличие бара несущественным. Едва ли это правильно.
Для хаотичных, но ам:орфных галактик, не показывающих
клочковатости, разрешения на звезды, скопления и области Н II,
Хольмберг очень плодотворно ввел обозначение Ir II, в отличие
от обозначения Ir I, введенного им для неправильных галактик,
соответствующих описанию Хабблом его галактик 1гг.
Ь. Последняя классификация Хаббла. В середине 30-х гг. Хаббл
начал расширять коллекцию снимков галактик, стремясь охватить
около тысячи доступных в Калифорнии галактик каталога Шепли
и Эймс. Основным нововведением было введение между классами
Е и Sa — SBa «промежуточного класса», обозначавшегося S0 до
того, как в 1961 г. Сэндидж [17] опубликовал в «Хаббловском ат¬
ласе галактик» подробное описание уже двух таких классов S0
и SB0.
Галактики S0 похожи на аморфные галактики Е, но они имеют
еще и плоскую компоненту без спиральных ветвей. Для них ха¬
рактерно большое, яркое и резкое ядро, в центре однородного ди¬
ска, или линзы, с довольно четким внешним краем, окруженным
слабой, диффузной оболочкой, сходящей на нет. В линзе часто бы¬
вают видны темные дуги или темное кольцо. Темное кольцо без
особых к тому доказательств считают не разрежениями звезд, не
областями пониженной светимости звезд, а темной пылевой мате¬
рией. В этом описании есть явное противоречие с тем, что многие
авторы часто считают галактики S0 лишенными газа и пыли, и все
еще считают их бывшими спиральными галактиками, из которых
газ и пыль якобы выметены при столкновениях. Диаметр линзы
с темным кольцом или дугами обычно втрое меньше диаметра обо¬
лочки. (Это определение странно, так как оболочка сходит на нет
постепенно и ее размер — функция экспозиции.)
В типе S0 Хаббл выделил три группы:
501 — аморфные линза и оболочка. Ранние примеры: NGC 1201,
1332 и поздние: NGC3065, 4684.
502 — есть некоторая структура в оболочке в форме темной
зоны и кольца. Примеры: NGC 4459 и видимая с ребра NGC 4111.
В таких объектах присутствие колец (?) выявляется из-за присут¬
ствия «ушек» наподобие сатурнова кольца, как у NGC 4215,
7332.
503 — есть внутреннее яркое кольцо, ясно различимое у га¬
лактик, видимых с ребра. Из галактик, прежде классифицировав¬
шихся как Sa, часть перешла в S0.
Объекты SB0 характеризуются баром в центральной линзе,
иногда широким и размытым, а иногда узким и резким. Оболочка
26
ГЛ. I. ХАРАКТЕРИСТИКИ ГАЛАКТИК
может образовать слабые внешние кольца, хорошо или едва види¬
мые. Тип SB0 тоже разбивается на три подтипа:
SBOi — яркая линза с широким размытым баром без кольца,
окружоппия большой слабой оболочкой, как в NGC3384, 4263.
У некоторых из лих оболочки круглы (а какие могут быть еще?),
как у NGC 4203.
SliOj) — широкий, слабый бар в кольце со слабым внешним
вторичным кольцом, как у NGC 2859.
SB03 — хорошо развитый бар и кольцо, менее яркое, чем бар,
как у NGC 4643, 5101; из галактик, которые прежде классифици¬
ровались как SBa, часть перешла в тип SB0.
Иногда в классификации расхождения происходят от ошибоч¬
ного, как выяснилось впоследствии, мнения Хаббла, что сущест¬
вует строгое соответствие между размером и относительной яр¬
костью ядерной области и степенью разрешения, степенью клоч-
коватости и закрученности ветвей. Как это многократно подчерк¬
нуто в нашем каталоге MCG (и также сказано Сэндиджем в его
«Хаббловском атласе галактик»), эти два критерия Хаббла для
классификации в действительности бывают противоречащими
друг другу. Например, галактики типа Sa имеют не только наи¬
большие и наиярчайшие ядерные области, как думал Хаббл. На¬
ряду с этим они имеют иногда и небольшие, неяркие ядерные об¬
ласти, хотя и у тех, и у других степень структурности, разрешен-
ности ветвей одинакова. Поэтому Сэндидж, как и мы в MCG, раз¬
личает галактики Sa, Sb и Sc по степени структурности ветвей,
игнорируя размер и яркость ядерной области.
с. Классификация ван ден Берга [10]. Классификация, обозна¬
чаемая автором DDO, основана на изучении больших галактик по
Паломарскому атласу неба. Так как на нем изображения ярких
галактик передержаны и потому отсутствие или наличие «ядра»,
по которому различаются типы S0 и Е, не видно, то ван ден Берг
и не пытался их различить. Всех их он обозначал как Е, но в то
же время у него дисковидные системы обозначаются SD.
Классификация форм спиралей и неправильных галактик у
ван ден Берга тоже опирается на классификацию Хаббла, но ван
ден Берг вводит еще классы светимости, которые, по его утверж¬
дению, коррелируют с видом спиральной структуры так точно, что
он может лишь по виду галактики оценивать ее светимость с точ¬
ностью не менее ±0т,5. Ван ден Берг сохраняет типы Хаббла Sa,
Sb, Sc, Irr, а также SB и S(B), промежуточные между S и SB.
Галактики с размытыми или туманными ветвями (но почему
они тогда классифицируются как Sc, а не как Sa?) отмечают до¬
бавлением буквы п. Деформированные ветви отмечают буквой t
и клочковатые ветви знаком *. (Но ведь клочковатые ветви по его
же определению характеризуют нормальный класс Sc III!) В осо¬
бо резко выраженных случаях эти буквы и знаки удваиваются.
§ 3. КЛАССИФИКАЦИИ И ОПИСАНИЯ ГАЛАКТИК
27
«Мнгкпо случаи» такого рода отмечаются взятием этих символов
м скобки. Критерии классов светимости галактик описаны в сле¬
дующий главе.
Классификация ван ден Берга мало применялась другими ав¬
торами и едва ли может быть применена кем-либо другим.
<1. Классификация Вокулера. Описана им многократно, напри-
мор, и [23].
.')та классификация, модифицируя последнюю классификацию
Хаббла, характерна тем, что стремится охватить все формы спи¬
ральных галактик тремя семействами — SA, SAB и SB и тремя
и идами: спиральным (s), кольцевым (г) и промежуточным (rs).
Н виде (s) две главные ветви выходят касательно к ядру или пер-
пондикулярно к бару на его концах. В виде (г) имеются спираль¬
ные ветви, выходящие касательно из внутреннего кольца, пересе¬
ченного баром, или ветви, отходящие от подобия кольца, окру¬
жающего ядро, но где бара нет. Вернее, в последнем случае полу¬
чается подобие кольца вокруг ядра, когда есть несколько ветвей,
начинающихся вблизи от ядра, так что начала этих ветвей сли¬
паются в подобие кольца.
Кроме введения промежуточного семейства спиралей SAB,
полезно и правильно продление последовательности спиралей до
неправильных галактик с горячими звездами. После типа Sc еще
Шепли добавил тип Sd с еле заметным ядром и относительно наи¬
более яркими ветвями. Вокулер, приняв типы Sd и SBd, ввел ти¬
пы, переходные к неправильным Sm и SB (s) m (БМО), а совсем
неправильные обозначает Im и IBm. Карликовые Е и неправиль¬
ные галактики он выделяет, ставя перед символом их типа бук¬
ву d. Но это уже выпадает из классификации галактик по их
виду и требует знания их светимости.
Наличие слабого большого внешнего кольца, по Воку-
леру, вблизи типа SO/a, отмечается буквой R, помещенной тоже
перед символами, обозначающими тип галактики. Галактики,
смело классифицированные во всех подробностях, когда они
повернуты ребром и их структура не видна, к счастью, допол¬
няются символом sp (spindle).
Предвзятые идеи, что разновидности SA, SAB, SB и s, г, sr
должны существовать во всех объектах, отличающихся от Е,
а также, что галактики Е плавно переходят во все другие
формы, имеющие плоскую составляющую, крайне осложнили
вокулеровскую классификацию ранних типов. Это хорошо видно
из таблиц рис. 7, на которых Вокулер дает типичные примеры и
последовательности своей классификации. Здесь есть и ранние
SO — SO”, и средние S0°, и поздние SO+ и поздние Е + , и при том
ость еще разновидности SA (s)0“, SB (s)0“ и SA (г)0~ и т. п. Клас¬
сификация Вокулера еще не получила распространения. Трудно
согласиться с тем, что три семейства Вокулера отражают
28
ГЛ. I. ХАРАКТЕРИСТИКИ ГАЛАКТИК
Гф
Рис. 7 а) Основные разновидности г алактик и классификация Вокуле]
1 — NGC 7144, ЕО; 5 — NGC 7457, Е + 5;
2 — NGC 5273, SA(s), 0”; 6 — NGC 7166, SA(r), 0~;
3 — NGC 4459, SA(s), 0°; 7 — NGC 1553, SA(r), 0°;
4 —NGC 2855, SA(s), 0 + ; 8 — NGC 7702, SA(s), 0 + .
§ 3. КЛАССИФИКАЦИИ И ОПИСАНИЯ ГАЛАКТИК
29
Рис. 7 Ь) Основные разновидности галактик и классификация Вокулера.
9 — NGC 7079, SB (s), 0Э;
Ю — NGC 1017, SB (s), 0 + :
11 — NGC 6873, S VB(rs), 0°;
12 — NGC 1291, (R) SB, 0 + ;
13 — NGC 4262, SB (r), 0°,
14 — NGC 1512, SB (г), 0 + :
15 — NGC 3032, SAB(r), 0°;
16 — NGC 2859, (R) SB(r), 0°.
ГЛ. I. ХАРАКТЕРИСТИКИ ГАЛАКТИК
2!
Vi
”
22
19
23
20
24
Рис. 7 с) Основные разновидности галактик и классификация Вокулера.
М ~ 5пЯ 21 — NGG 4736, (R)SA(r)ab;
М ~ Й£Я 122?> 14$Ьс; 22 — NGG 6753. (R)SA(r)b;
Л ~ 12SJ* §А (s)c: 23 — NGC 5962. SA Wc;
SO — NGC 7793, SA(s) d; 24 — NGC 6043, SA(r)d.
8 3. КЛАССИФИКАЦИИ И ОПИСАНИЯ ГАЛАКТИК
31
25
26
II'1
*
30
27
31
28
32
гш
ШВт **•
1*110. 7 d) Основные разновидности галактик и классификация Вокулера.
25 — NGG 1433, (R)SB (г)а;
26 — NGG 3351, (R)SB(r)ab;
27 — NGG 2523, SB (г)Ъс;
28 — NGG 3367, SB (r)cd;
29 — NGG 7552, (R)SB (s)a;
30 — NGG 1365, (R)SB (s)b;
31 — NGG 7741, SB (s)cd;
32
ГЛ. I. ХАРАКТЕРИСТИКИ ГАЛАКТИК
многообразие реальных галактик и что действительно класс Е пре¬
вращается постепенно в эти три последовательности. 28 подтипов
из классификации Вокулера не имеют пока ни одного известного
ему реального представителя, а многие другие имеют их лишь по
одному.
Вокулер детально сравнил в статистическом плане свою клас¬
сификацию с классификациями Сэндиджа, ван ден Берга, Хольм-
берга и Моргана.
В своей системе классификации Вокулер [8, 9] издал три
больших каталога, содержащих соответственно 1500, 2599, 4364
галактик.
(Свою классификацию Вокулер описывал в подробностях
в книге «Строение звездных систем», ИЛ, 1962, стр. 351, к которой
мы и отсылаем читателя.)
e. Другие классификации (Ходжа и ван ден Берга). Ходж [24]
выделяет восемь видов галактик S0, но не в виде последователь¬
ности. По Вокулеру, некоторые из них являются типами, пере¬
ходными к Sa или SBa. У NGC 3593 ясно видна спиральная струк¬
тура и это, судя по репродукции, может быть, даже спираль Sb,
a NGC2655 может быть взаимодействующей, состоящей из двух
слившихся галактик. Это попросту означает, что галактики,
причисляемые к классам S0 и SOpec, слишком разнородны, по¬
мимо того, что одни из них примыкают к классу Е, другие к клас¬
сам Sa, SBa или даже Ir И. Ван ден Берг делит все дисковые га¬
лактики на три параллельные последовательности, идущие в по¬
рядке уменьшения относительного размера их балджа. Две по¬
следовательности спиральных галактик он разделяет на богатые
нейтральным водородом Н I Sa, Sb, Sc и сравнительно бедные им.
Эти дисковидные галактики, бедные HI, он называет «анемич¬
ными спиралями» и предлагает обозначать их Аа — АЬ — Ас,
а богатые Н I S0 без спиралей обозначать SOa — SOb — SOc.
Предложенные новые обозначения неудачны, так как подклассы
Хаббла а, Ь, с прежде всего определяются клочковатостью'спи¬
ральных ветвей, т. е. степенью многочисленности населения
I типа, а величины балджа — вторичный признак, в Sa часто
нарушаемый, где балдж нередко мал, что в 1961 г. подчеркива¬
лось и нами, и Сэндиджем в его атласе. С другой стороны, учет
количества водорода нарушает принцип классификации види¬
мых форм, геометрии галактик. К тому же без специальных
радионаблюдений, лишь по виду, две разновидности линзо¬
видных галактик ван ден Берга не различимы. Среди 200 га¬
лактик, классифицированных им, например, не нашлось ни
одной SOc!
f. Многообразие галактик. Развитие исследований показало,
что галактики гораздо многообразнее, чем
казалось даже в 30-е годы. Многообразие касается форм,
§ 3. КЛАССИФИКАЦИИ И ОПИСАНИЯ ГАЛАКТИК
33
структур, светимости, состава, плотности* массы, спектра и осо¬
бенностей излучения.
Можно выделить следующие морфологические типы галактик,
подходя к ним с разной точки зрения.
Аморфные, бесструктурные системы, включающие галактики
К н большинство галактик SO. В них нет или почти нет диффузной
матории и горячих гигантов.
('.трцктцрные галактики — спиральные S и SB и часть не-
нрамильпмх с обилием диффузной материи и горячих гигантов.
Мтниюбратыс аморфные системы с неясной структурой и
о диффуиной матопиой, но без горячих гигантов. Сюда входят
М НЦ (но оо имду) N(1(1 47Г>3, 3077 и масса других, совсем не изу-
чоииых, Они, пооомиопио, принадлежат к разным типам.
Дисшюбратыо и кольцевые галактики без спиральной струк¬
туры и другие подавно обнаруженные формы (см. стр. 35 и 41).
Галактики Е различной плотности, одного типа. Они бывают
как очоиь высокой плотности (М 32), так и средней, либо малой
(NGC 147) либо крайне низкой (система Скульптора). Светимости
иногда характеризуют их как сверхгиганты (NGC 4472, 4486,
488!)) и даже как слабейшие карлики (Скульптор). Ни одна клас¬
сификация этого не отражает. Правда, для суждения о свети¬
мости надо знать расстояние, а плотность определяется поверх¬
ностной яркостью, которую установить легче, но это тоже требует
иаморений.
Галактики Аро и Маркаряна голубее остальных. Многие из
них имеют сильные узкие, яркие линии в спектре. Многие крайне
богаты газом. О них см. в главе V.
Галактики взаимодействующие — в парах и группах, имею¬
щие сильные искажения формы или хвосты и придатки. О них
ом. в главе VII.
Галактики Сейферта — различного вида, но характерные
очень большой шириной сильных эмиссионных линий в их спект¬
рах (см. главу VI).
Некоторые из них являются радиогалактиками и ядра
таких галактик считаются родственными квазизвездным радио¬
источникам — квазарам (см. главу VIII).
Радиогалактики — всевозможного вида, но с мощным радио¬
излучением.
Квазары — квазизвездные радиоисточники, QSS, не отличимые
по виду от звезд, но излучающие радиоволны, как наиболее мощ¬
ные радиогалактики. Они характерны голубоватым цветом и яр¬
кими линиями в спектре, имеющими огромное красное смещение.
По светимости они превосходят обычные галактики-сверхги¬
ганты.
Квазаги — квазизвездные галактики QSG, отличимые от ква¬
заров только отсутствием сильного радиоизлучения.
34
ГЛ. I. ХАРАКТЕРИСТИКИ ГАЛАКТИК
Компактные галактики; те из последних, которые голубо¬
ваты и имеют яркие линии в спектре, Цвикки считает тождест¬
венными квазагам.
Ниже мы остановимся только на тех галактиках, которые
являются новыми для классификаций по своему внешнему виду.
Они были выявлены Б. А. Воронцовым-Вельяминовым [25] при
составлении MGG и коллекции 10 ООО фотографий галактик
с Паломарского атласа неба. Мы подчеркиваем, что это не «пеку¬
лярные», т. е. не те особенные галактики, какими обычно назы¬
вали единичные объекты, слишком явно не укладывавшиеся
в классификацию. «Аномалии» этих объектов таковы, что харак¬
теризуют не единичные галактики, а типичны для целой груп¬
пы их.
Галактики Np; Н! по описанию символами MGG имеют внут¬
реннюю область неправильных очертаний, по-видимому, сложное
большое ядро, окруженное гигантским ореолом. Такие галактики
встречаются как в общем поле, так и в качестве главного члена
скоплений галактик. Структура этих ядер, по-видимому, сходна
со структурой ядра радиогалактики NGC 6166, которая является
главным членом скопления галактик Abell 2199. Ядро состоит
из четырех аморфных галактик, сходных с Е и находящихся
почти в контакте, вероятно, проникающих друг в друга краями.
Этот объект изучали Минковский [26] и Бербиджи [271. Расстоя¬
ние между ближайшими компонентами 5000 пс и в одном из них
есть пылевое облако 1700x1000 пс. У этого же компонента А есть
ядро менее 400 пс диаметром, светящееся, по-видимому, в лучах
X 3727-29 [ОН].
В одном скоплении главный член NGC 7449 =MCG 2-59-35
вида Np;H по оценке Б. А. Воронцова-Вельяминова имеет диа¬
метр более 40 000 пс, т. е. он сверхгигант с абсолютной величи¬
ной около —20т,5 или ярче. Их можно было бы обозначать gEH.
Этот вид. галактик как тип был обнаружен Воронцовым-
Вельяминовым в 1962 г. (см. примечания в MCG). В 1964 г. Мор¬
ган обозначил его cD. Из 26 близких и богатых скоплений десять
содержат главными членами галактики gEH, но источниками
радиоизлучения являются только две из них.
Резкие спирали. Обычно спиральные галактики ослабевают
в яркости к краям постепенно, по экспоненциальному закону.
Однако сама спиральная структура некоторых галактик имеет
удивительно резкий край, а дальше идет лишь крайне слабое
свечение довольно однородного диска, в который погружены
спиральные ветви. У таких галактик размер видимой спиральной
структуры практически не зависит от экспозиции. Примером
является MCG 2-28-5 = NGC 3367 в хаббловском атласе галак¬
тик, где ее яркий и резкий край не выявлен. Он хорошо виден
на Паломарском атласе неба.
§ 3. КЛАССИФИКАЦИИ И ОПИСАНИЯ ГАЛАКТИК
35
Дщ/ьГ- и трехъярусные спиральные галактики. Их немало.
I наружи от внутренних ветвей видны независимые от них и не
нилммщиеся их продолжением внешние ветви, а еще дальше
м периферии бывает третья система ветвей или кольцо. При этом
гичтпь структурности и разрешения ветвей разных ярусов раз¬
лична. Следовательно, простая классификация такой галактики
кпк Sb или Sc не только произвольна, но всегда будет неверна,
Рис. 8. Три возрастающие экспозиции многоярусных галактик: NGG 1068
(ишзрху) и NGG 4736 (внизу). Масштаб направо уменьшается; правый нижний
снимок зеркален и повернут направо на 90°.
так как учитывает только одну систему ветвей. Примерами из
множества таких галактик являются обычная галактика NGC 4736
и сейфертовская галактика, она же слабая радиогалактика
ГМ (1C 1068 (рис. 8).
Чисто дисковидные N; D и чисто кольцевые N; R галак¬
тики (рис. 9 а—е). Они есть во множестве среди галактик сла-
fino 13т и впервые описаны Б. А. Воронцовым-Вельяминовым [28].
(«пup альные ветви обычно лежат внутри диска или линзы, более
или менее ослабевающей к краям. В данном же случае диск имеет
^жиномерную яркость и спиральных ветвей в нем не видно. Диск
(ывает аморфным или клочковатым так же, как и спиральные
нотой. Следовательно, кольцевые галактики представляют ряд,
параллельный и независимый от спиральных галактик.
От дисковидных галактик N ; D есть непрерывный переход
форм к кольцевым галактикам N ; R путем поярчения диска на
36
ГЛ. I. ХАРАКТЕРИСТИКИ ГАЛАКТИК
§ 3. КЛАССИФИКАЦИИ И ОПИСАНИЯ ГАЛАКТИК
37
NGC7448
NGC5078 3-60-17
Рис. 9 Ь) Новые морфологические типы (по Б. А. Воронцову-Вельяминову).
Два верхних ряда — резкие спирали, два нижних ряда — асимметричные галактики.
38
ГЛ. I. ХАРАКТЕРИСТИКИ ГАЛАКТИК
1-37-31
-4-31-2
5-38-17
N90 3081
й ^
♦
7-28-58
7-30-38
6-24-19
12-17-23
12-4-1
Рис. 9 с) Новые морфологические типы (по Б. А. Воронцову-Вельяминову).
1-37-31 — галактика с одной ветвью, переходящей в кольцо, 13-7-40 — встречные ветви;
4-31-2 — противоположно направленные ветви, далее — кольцевые, дисковидные и проме¬
жуточные галактики с разным населением и разно наклоненные.
§ 3. КЛАССИФИКАЦИИ И ОПИСАНИЯ ГАЛАКТЙ1*
5-56-2
1C4538
т
I
1-31-8
3-31-96
1-35-31 2-27-21
2-60-7
2-32-24 4-35-14 щ 2-58-41
# 3-5-26
13-4-4
2-30-18
Рис. 9 d) Новые морфологические типы (по Б. А. Воронцову-Вельяминову).
5-56-2 — спиральная галактика внутри тонкого кольца с горячими звездами, от которого
отходят внешние ветви. 1C 4538 с кружевной структурой. Второй ряд — ветви, переходя¬
щие в кольца: 2-27-21 — ветвь переходит в полукольцо, упирающееся в другую ветвь.
2-60-7 — v<&0PMa внизу выходит из яркого кольца. 4-35-14 — полукольцо переходит
в спираль. 2-58-41 — встречные и противоположные ветви, справа — вниз прямой отрос¬
ток. 13-4-4 — половинки бара почти оторваны от кольца, спирали с ядром не связаны.
3-5-28 — гамма-форма внизу. 2-30-18 — аморфные, широко раскрытые ветви структурно¬
сти, противоречат обычным представлениям о галактиках типа Sa (по Хабблу).
40
ГЛ* I. ХАРАКТЕРИСТИКИ ГАЛАКТИК
W'Mil :
# #;
10-25-103 * # 10-25-105 * ;; 6~24~19
'' 8-52-12
; / 9-52-7 *12-14-6
♦
12-8-18
5-18-14
6-7-16
Рис. 9 е) Три верхних ряда — кольцевые и дисковидные галактики с насе¬
лениями разного возраста.
У 3-41-43 есть лишь одна половина бара. 6-24-19 — кольцо имеет радиальный отросток.
5-18-14 — дуга, касательная (!) к галактике и выпуклостью внутрь. 12-8-18 — диск пере¬
ходит в полукольцо. 6-7-16 — форма полной восьмерки. 7-6-2 — гнездо (?) взаимодейст¬
вующих галактик с кольцом или петлей.
§ 3. КЛАССИФИКАЦИИ И ОПИСАНИЯ ГАЛАКТИК
41
периферии. Ни бара, ни спиральных ветвей нет. Оба эти новые
вида галактик более чем странно было бы классифицировать
как S или SO. КольщГлибо так же аморфно, как диск внутри него,
либо более структурно. В правильных плоских системах внутрен¬
ние части всегда выглядят более однородными. Кольцевые галак¬
тики разной степени клочковатости образуют ряд, независимый
от дисковидных и спиральных галактик. О них см. также главу VI.
Асимметричные галактики (условное название). Они по¬
хожи на^линзы спиральных галактик, видимые с ребра, но не
видно свечения плоской составляющей, а темная полоса, проек¬
тирующаяся на центральную линзу, очень мощна. Пример та¬
кого рода — NGC 5078. Этих галактик нам известно пя'ть (см.
рис. 9, Ь).
у-формы (см. рис. 9d) наиболее удивительными поучительны.
На одном краю ядра видно подобие фонтана из двух струй, за¬
ворачивающихся в противоположные стороны вопреки общему
убеждению, что ветви галактик только «закручиваются». (Б. А. Во-
ронцовым-Вельяминовым [29] были обнаружены и противопо¬
ложно направленные ветви более обычного вида.) Иногда таких
7-форм две: одна над другой или на противоположных сторонах
ядра. Иногда же они, удаляясь, превращаются в спиральные
ветви или даже замыкаются в кольцо! Вообще, очень интересно
обнаружение'Воронцовым-Вельяминовым [30] того, что элементы
структуры, такие, как ветви, дуги, кольца, диски и т. п., как бы
постепенно превращаются друг в друга при переходе от одной
галактики к другой.
Отсутствие резкого отличия чисто кольцевых галактик с яд¬
ром от остальных заставляет предполагать скорее нормальное
происхождение их и делает сомнительной гипотезу центральных
лобовых соударений галактик в качестве механизма образования
кольцевых галактик. Эта гипотеза стала модной и не учитывает
наличия перехода от этих форм ко всем остальным, имеющим,
конечно же, не катастрофическое, не случайное происхождение.
Перечисленные выше элементы структуры комбинируют друг
с другом различно, бывают выражены очень резко или лишь
намечаются, но есть компактные галактики, аналогичные ядрам
спиралей, и кольца без ядер.
g. Описания галактик символами в MCG. Богатство морфологи¬
ческих типов галактик, выявленное Паломарским атласом неба,
но совершенно не отражаемое существующими классификациями,
а также многочисленность передержанных изображений в этом
атласе, побудили Б. А. Воронцова-Вельяминова при составлении
MCG отказаться от попыток классификации. Как в NGC и ряде
других каталогов, он предпочел давать описания вида изобра¬
жений галактик, оставив только для явно эллиптических галактик
символ Е как символ типа. Противоположные им плоские системы
ГЛ. I. ХАРАКТЕРИСТИКИ ГАЛАКТИК
n;L
N;2B,V
ВВВ; 2sz
Ne;S
-;л
n;L
N,2B;D+R
Nn',Hp
L)2L
(N))H
N;R
,,,-A
F,2s
N;2L
BB]R~
,u.
:Ш№.
F,A
*
N;2L,A
чс
N:1o
$
m
V';/lI0jfo,1y
MiJ
A
N;V9(s)
4
Глс, 10 а) Примеры оддсииид гадактщ* сидородами в MCG.
§ 3. КЛАССИФИКАЦИИ И ОПИСАНИЯ ГАЛАКТИК
43
N; 1S -*■/?
lit Ж
» W У
D;U,1S
u
h
N;SS
1. ■'
чгУ^>'
n,r; L,H
•■•V
■■ ft-
N,2S-~R
а?
%Jtr%
. v*/
N;1sw;1Sf
(X
N-,SS
;;;v
n-,1S-,1Sp
«к 4 ^
u< л»
N;2S-^3
^ j J
N; 1st, 100
\ \
iTrt*
L;SS'
-Sr :• ■
N‘,Rp^
0m:
N-,r+R
A
\ 4>^ ~
nn)lS,1Sss
У1
П, 2S;; 2S
\
i
/V
Л'
/^/
••
ne L)RR
;s><
N,lS-,1sm
1
f "7
w|
P
Структурность
<sA
•w#* •
J.
V .
Ь)
Рис. 10 Ь) Примеры описания галактик символами в MCG.
|\Ц, I, x ЛРЛНТ1СРНСТИКИ ГАЛАКТИК
оЛонпачпются F (flat) (когда о них больше нечего сказать); част¬
ный случай F, галактики, видимые с ребра как линзы, обозна¬
чаются L (lense). Буквой Р (patch) обозначаются галактики,
имеющие вид неправильного, нечеткого пятна, как выглядят
плашмя неправильные галактики.
Остальные символы описывают преимущественно структурные
элементы по направлению от центра к периферии. Так, N (nuc¬
leus) — большое ядро, ап — малое ядро. Подстрочный значок п
означает размытость; N — это передержанное изображение, ими¬
тирующее ядро, но, вероятно, имеющее структуру: В", В, ВВ
и ВВВ (bar) — перемычка четырех возрастающих длин и N;
2В — ядро с перемычкой по обе стороны от него; Н (halo, haze) —-
туманная оболочка; А — пятно или полоса поглощающей мате¬
рии; е, ее — указывает на степень эллиптичности; р — искаже¬
ние формы; S или s — длинная или короткая спиральная ветвь,
а число перед ними — число ветвей; SS или ss — неопределенно
много ветвей; R", R или RR — неполное, полное кольцо или
кольца; D — диск; с или г — дуга или радиальный луч; у — фон¬
таноподобная пара ветвей, расходящихся в противоположные
стороны; Т или С — хвост или перемычка у взаимодействующих
галактик; 1 — половина видимой с ребра сплющенной компо¬
ненты плоской галактики; t, о, z — означает ветвь туго закру¬
ченную, открытую или отходящую от бара под прямым углом;
f, w или m — тонкая, широкая или массивная ветвь; а, Ь, с, d,
i означает аморфность или клочковатость в порядке ее роста у той
детали, после которой стоит этот символ.
Применение перечисленных символических описаний иллюст¬
рирует рис. 10.
Дополняют описания оценки наклона галактики относительно
нас и указание степени поверхностной яркости внутренней и внеш¬
ней части галактики: I — галактика видна плашмя и V — видна
с ребра. Оценки наклона часто могут не соответствовать измерен¬
ному отношению видимых осей изображения вследствие несим¬
метричности галактик.
Ь. Заключение о классификации галактик. Классификацию
желательно иметь простой и ясной, легко применимой. Она облег¬
чает разную статистику и сопоставления, но ... если подобная
простота искажает и маскирует сложность, существующую в при¬
роде, то такая классификация при всем ее удобстве может при¬
вести к ошибочным выводам. В настоящее время еще нет никакой
общепринятой, и, что важнее,— объективной классификации,
отражающей многообразие реальных галактик. От схематических
классификаций, исходящих из предвзятой идеи о существовании
всего лишь двух-трех параллельных последовательностей среди
всех сравнительно аморфных и сложно-структурных галактик,
по-видимому, придется отказаться. Время для составления столь
§ 4. ЯРКОСТЬ И ЦВЕТ
45
же~удачной классификации, какой для своей эпохи была первая
классификация Хаббла, еще не наступило.
Было бы разумно на первое время различать многообразие
галактик, сохраняя схему Хаббла, но дополняя ее символами D
для дисковидных и R для кольцевых, с добавкой указания на
клочковатость (подобно символам а, Ь, с для спиральных ветвей).
Кроме того, впереди^следовало бы добавлять символы с — для
компактных объектов, 1 — для очень разреженных, г — для
радиоизлучателей, х — для рентгеновских излучателей, d —
для карликов, g — для гигантов, N — для ядроподобных (как
в MCG), g ЕН — для гигантских Е-образных с ореолом, откры¬
тых нами и упорно приписываемых Моргану, давшему им неудач¬
ное обозначение cD, так как символом D он сам обозначал диско¬
вые, т. е. SO галактики.
Для кратных гигантских галактик в ореоле лучше применять
обозначение gEmH.
§ 4. Яркость и цвет
a. Глазомерные оценки. В этом вопросе существует противоре¬
чие между требованиями охватить измерениями как можно боль¬
шее число галактик и требованиями повышать точность этих
измерений, а также измерять блеск в разных лучах для определе¬
ния показателей цвета. Глазомерные оценки блеска галактик
очень трудны и неточны не только визуально, но и по фотогра¬
фиям. Они тем труднее, чем больше изображение галактики по
сравнению с изображениями звезд, чем больше в нем градация
яркостей и чем постепеннее края галактики сходят на нет. Тем
не менее Шепли и Эймс в упоминавшемся уже каталоге привели
с условной точностью до 0т, 1 свои оценки блеска галактик, сде¬
ланные по мелкомасштабным снимкам. Этими оценками до сих
пор нередко приходится пользоваться. К их шкале привязываются
и многие другие глазомерные оценки такого рода, в частности,
в каталоге двойных и кратных галактик Хольмберга.
По мере перехода к более слабым галактикам Хольмберг за¬
вышает их блеск по сравнению с гарвардской шкалой. Противо¬
положный характер носят оценки яркости в MCG, даваемые с точ¬
ностью только до 1 или V2 звездной величины и предназначенные
лишь для отождествления галактик. После 15я2,0 с ослаблением
галактик оценка их блеска быстро занижается, так что шкала
звездных величин MCG как бы растягивается.
b. Фотографические измерения. Предпринимались работы для
определения и более точной интегральной фотографической све¬
тимости галактик. Это, как и вообще интегральная фотометрия
галактик, встречает затруднение в том, что большинство галак¬
тик, по-видимому, не имеет четкой границы и сходит на нет по-
Г.II. I, ХЛРЛНТПРИПТИИИ ГАЛАКТИК
гнчм'инн: Ншнпму иитнгрклмшн снотимость, и принципе, будет
|ннч и при I in 111 п х ииморониих до тох пор, пока мы не достигнем
мрнипиИ, при которых фон неба делает количественные фото-
Аитигшокио ииморонии ненадежными.
И маооопой работе, организованной Цвикки по оценке звезд¬
ных поличин для галактик ярче 15й1,5, им применен следующий
способ. Снимки делались по способу штрихующей кассеты, т. е.
кассету или телескоп во время съемки перемещали так, чтобы
лиефокальные изображения звезд равномерно зачернили квадра¬
тики со стороной в 1'. Полученные квадратики сравнивались
со ступенчатой шкалой из таких же квадратиков. Интервал от
10'л до 15т покрывался примерно 30 ступеньками шкалы. В CGC1G
с точностью до 0т,1 приводятся определенные таким образом
звездные величины всех галактик до 15^,5—15^,7. Они верны
до 0т,2—0т,3 в среднем.
Метод Эйбелла и Михаласа определения интегральной вели¬
чины эллиптических галактик из нескольких внефокальных
снимков и их измерения по точности, по-видимому, не имеет
преимуществ перед методом штрихующей кассеты.
В настоящее время не потеряли своего значения ряды наблю¬
дений Виге, измерившего к 1951 г. цвет 175 объектов, и Хольм-
берга [31], давшего фотографические и фотовизуальные звездные
величины 300 объектов.
Биге пользовался оригинальным методом Фабри. Метод состоял
в том, что измерялось почернение, даваемое окулярным зрачком,
который является изображением объектива, освещенного галак¬
тикой. Интегрирование изображения при этом производится
сразу, но этим не устраняется влияние налагающихся изображе¬
ний звезд.
Хольмберг пошел кропотливым путем, применявшимся еще
Редманом в 1936 г. По снимкам с 1,5- и 2,5-метровым рефлекто¬
рами строились изофоты галактики, и поверхностные яркости
суммировались до изофот 26^,5 и 26^,0 на квадратную секунду
дуги для фотографических и для фотовизуальных величин соот¬
ветственно. Хольмберг измерял галактики ярче 12w и некоторые
более слабые. 98 объектов, общих с Биге, у него отличаются
в среднем всего лишь на 0т, 03, но в отдельных случаях разность
доходит до 0^,36.
По утверждению Хольмберга, его звездные величины практи¬
чески соответствуют полным, или асимптотическим. Разность
его фотовизуальных и фотографических величин дала интеграль¬
ные показатели цвета Сг в международной системе Р, V.
с. Фотоэлектрические измерения. Такие измерения способны
интегрировать свет внутри диафрагмы; они наиболее точны.
В 1937 г. Стеббинс и Уитфорд опубликовали список 165 галактик
с яркостью и цветом, измеренными через малые диафрагмы, так
§ 4. ЯРКОСТЬ И ЦВЕТ
47
что они, хотя и точные, не являются интегральными. В 1952 г.
Стеббинс и Уитфорд опубликовали фотоэлектрические звездные
величины и цвета 176 галактик. Одновременно с небольшим рядом
фотоэлектрических измерений Биге и его сотрудников вышел
громадный труд Петтита [32], дающий фотоэлектрические вели¬
чины и цвета 558 галактик, определенные с разными диафраг¬
мами, что давало представление об изменении яркости и цвета
с изменением размера примененной диафрагмы.
В последних сериях наблюдатели выбирали наибольшую диа¬
фрагму так, .чтобы в нее, по возможности, уместилась вся галак¬
тика, размер которой оценивался по фотографии.
Введение в звездную фотометрию и колориметрию системы
U, В, V побудило применить ее к галактикам гораздо раньше,
чем в системе Р было измерено уже достаточное количество га¬
лактик. Поскольку спектры галактик складываются из множества
спектров разнообразных звезд, для них система Z7, 2?, V не имеет
уже такого физического смысла, как для звезд, но она дает ин¬
формацию, подобную любой трехцветной системе, захватывающей
ультрафиолетовую область спектра. К сожалению, она по мень¬
шей мере втрое более трудоемка, чем фотометрия. В результате
сводный каталог Вокулера [33] содержит величины U, В, V
и их подробный анализ для 461 галактики. С тех пор трех- и
четырехцветную фотометрию выполняли многие.
В звездных величинах с квадратной секунды дуги средняя
поверхностная яркость составляет
тн,= т + 2,5 lg % + 2,5 lg D • d,
где m — интегральная звездная величина, a D и d — большой
и малый диаметры изображения галактики в секундах дуги.
Величина тп очень зависит от принятого диаметра галак¬
тики.
Как мы увидим дальше, диаметр оценивается очень различно.
Поэтому даже для оценки нужной экспозиции такие данные мало
пригодны. Больше практической пользы в последнем случае
принесут степенные оценки яркости внутренней и внешней части
галактик, приводимые в MCG. В предисловии к MCG указана
их связь со звездными величинами на кв. секунду дуги.
d. Распределение яркости и цвета по поверхности галактик.
Оно очень важно для анализа распределения плотности, массы
и населения в толще галактики. Работа эта очень трудоемка и
требует телескопов, дающих достаточный масштаб, чтобы разли¬
чать детали структуры. Лишь за последнее время детальная фото¬
метрия и колориметрия стали применяться к достаточно разно¬
образным галактикам. Применяется в основном фотографический
метод.
48
ГЛ. I. ХАРАКТЕРИСТИКИ ГАЛАКТИК
Обширные результаты в этой области см. в [34]. Следует отме¬
тить атлас изофот больших южных галактик в двух цветах и их
фотографии, опубликованные Серсиком [35]. Построены приборы,
облегчающие получение
изофот или изоденсито¬
грамм.
Метод Рихтера и Хог-
нера [36] контрастной пе¬
чати на бумаге с разными
выдержками применим
только к снимкам очень
большого масштаба, но им
можно получить детальные
изофоты (рис. 11).
Фотоэлектрические из¬
мерения распределения
яркости и цвета в деталях
можно было применить
только к объектам наи¬
больших размеров. Но
менее детальные фотомет¬
рические «разрезы» были
для многих галактик осу¬
ществлены фотографичес¬
ки [37] (см. главу III).
§ 5. Угловые размеры
Угловые размеры га¬
лактик, не имеющих оп¬
ределенной границы, ко¬
нечно, растут с ростом
светосилы телескопа, эк¬
спозиции, чувствительнос¬
ти фотоматериала и т. д.
Кроме того, как показал
Шепли, на данном негати¬
ве микрофотометр дает размеры галактики большие, чем гла¬
зомерная оценка, что естественно. При этом увеличение раз¬
мера очень медленно убывающих в яркости эллиптических
галактик более заметно. Наиболее поразителен пример с эл¬
липтической галактикой NGC 3379. Хаббл глазомерно оцени¬
вал по снимкам большого масштаба ее диаметр в 2', и таким
же он кажется для глаза на Паломарском атласе неба. Край
этого изображения на 0™,5 слабее средней яркости ночного
неба в отличных условиях Паломарской обсерватории и состав¬
Рис. И. Изофоты М 51 = NGG 5194-5, пост¬
роенные методом Рихтера и Хогнера по не¬
гативу, полученному на 305-сантиметровом
рефлекторе Ликской обсерватории.
§ 5. УГЛОВЫЕ РАЗМЕРЫ
49
ляет 22/я,6 на 1 кв. секунду. Вокулер каким-то образом опре¬
делил ее диаметр в 4', 8, а Деннисон, дойдя с микрофотомет¬
ром до 27т на 1 кв. секунду, пришел к диаметру 8'! В 1969 г.
диаметр М 87, на глаз почти такого же размера, удалось просле¬
дить более чем на 1°! Поскольку на разных обсерваториях галак¬
тики фотографируют в совершенно различных условиях, срав¬
нение диаметров, даваемых для различных галактик типа Е,
весьма опасно.
Самое разумное предложение — это относить диаметры и ин¬
тегральные светимости к одной определенной изофоте, как это
делал Хольмберг. Если диаметр будет относиться к очень малой
поверхностной яркости, то для обсерваторий с более ярким ноч¬
ным небом это условие будет невыполнимо. Названное предло¬
жение применимо ценой большого труда лишь к единичным
галактикам. Размеры уже сейчас нам нужно знать для десятков
тысяч галактик, но невозможно для них всех сначала строить
изофоты, да еще в абсолютной мере, а потом уже интегрировать по
ним яркость и определять диаметр согласно названному условию.
По мнению Б. А. Воронцова-Вельяминова [38], стремиться
определить максимальный измеримый диаметр имеет смысл только
для тех отдельных, специальных случаев, когда важно опреде¬
лить максимальное протяжение системы. Для основной же массы
галактик отдельные попытки давать лишь максимальные размеры
ведут только к недоразумениям и к неправильным сравнениям.
Есть две основные категории галактик: эллиптические и сходные
с ними, а также плоские, чаще всего спиральные системы. Сле¬
дует давать размеры основного тела эллиптических галактик и
размеры ясно видимых структурных деталей: спиралей, диска,
колец.
Будем считать размером спиральной галактики размер ее
спиральной структуры, а не любого свечения аморфной перифе¬
рической массы, которое у нее можно проследить. Эта величина
при всех условиях определяется примерно одинаково, наружные
же части галактик гораздо слабее и очень постепенно сходят на
нет. Определенные таким образом размеры годятся для многих
целей и не должны сравниваться, если они относятся к галакти¬
кам разных типов.
Определение максимальных диаметров — задача, непригод¬
ная для массовых и для статистических работ. Использование
максимальных диаметров при подсчете «средней» поверхностной
яркости дезориентирует наблюдателей при выборе программы,
если они интересуются лишь областью хорошо видимой струк¬
туры галактики. Поверхностная яркость последней может быть
во много раз выше, чем «средняя», рассчитанная с максимальным
диаметром. Поэтому в MCG и даются отдельно оценки диаметров
и яркости внутренней и внешней части.
50
ГЛ. I. ХАРАКТЕРИСТИКИ ГАЛАКТИК
В связи с тем, что динамически определенные массы в группах
галактик, как полагают, на порядок и больше превышают массы,
находимые по их вращению или по дисперсии скоростей звезд
в них (глаиа II, §§3 и 4), стали искать «скрытую массу» в коро¬
нах галактик. Иомороиия протяженности корон галактик за
иослоднио годы не дали ничего существенно нового. Совсем не
нашли «красных» корон, которые могли бы состоять из звезд
красных карликов с большим отношением массы к светимости,
что могло бы сильно увеличить массу короны, а тем самым и га¬
лактики.
§ 6. Лучевые скорости
После пионерской работы Слайфера в Ловелловской обсерва¬
тории, определившего к 1925 г. лучевые скорости 41 галактики,
огромную и упорную работу вели преимущественно в Ликской и
в Маунт Вилсоновской обсерваториях. Капитальный итог этих
работ представляет исследование Хыомасона, Мэйолла и Сэн-
диджа 1956 г. [39]. В нем даны лучевые скорости 800 галактик
по 920 определениям, из которых 2/3 приходится на Маунт Вил-
сон. Позднейшие определения, перечисленные в предисловии
к Ref CBG Вокулера, добавили к этому списку скоростей сравни¬
тельно немного новых данных. К 1978 г. накопилось около 5000 га¬
лактик с известными лучевыми скоростями.
Сначала усилия направлялись на то, чтобы определить по¬
больше скоростей ярких галактик. Затем встала более трудная
задача определения скоростей в скоплениях галактик для изу¬
чения их динамики и еще более трудная задача определения крас¬
ного смещения для ярчайшей галактики в далеких скоплениях
с целью уточнения постоянной Хаббла и выбора между космоло¬
гическими моделями. Опыт впоказал, что даже при минимально
возможной дисперсии 400 к/мм (при меньшей дисперсии даже
линии Н и К не видны) и при светосиле спектрографа 1 : 0,5
нужна часовая экспозиция, чтобы получить на 100-дюймовом
телескопе спектрограмму галактики 15я* диаметром 1". Лимити¬
рует возможности даже не время экспозиции, а непрерывный
спектр неба, вуалирующий спектр галактики. Проблемы спектро¬
скопии галактик подробно обрисованы Минковским в [40].
Ввиду сильной размытости линий поглощения, обусловленной
наложением спектров разнородных звезд, имеющих дисперсию
скоростей, скорость галактики обычно определяется по линиям Н
и К, D, по полосе G, реже — по водородным линиям и по эмисси¬
онным линиям, когда они видны. Исключение представляют
квазары QSS и квазаги QSG, скорости которых определяют почти
исключительно по эмиссионным линиям. Эмиссионную линию
можно видеть и в недодержанном спектре, в котором линии погло¬
щения не видны*
§ 6. ЛУЧЕВЫЕ СКОРОСТИ
51
В 1962 г. Хэрцог и Рудницкий [41] опубликовали список
1100 галактик ярче 12т,2, у которых скорость все еще не из¬
мерена. Большой интерес представляют собой скорости взаимо¬
действующих и пекулярных галактик, скорости в группах и ско¬
рости самых далеких скоплений, а также QSS и QSG.
Перспективу в облегчении и ускорении определения лучевых
скоростей представляют удачные опыты Вокулера со сканиро¬
ванием бесщелевых спектров. Вокулер при помощи фотоэлемента
получает профиль основ¬
ной линии и выводит по
нему скорость галактики
быстрее, чем по спектро¬
грамме, полученной на том
же инструменте, хотя бы
и ЭОП’ом. При помощи
ЭОП’ов получено с умень¬
шенной затратой времени
в СССР и США уже зна¬
чительное число лучевых
скоростей очень слабых
радиогалактик и квазаров.
Важно повысить разре¬
шающую способность и
стабильность работы в
случае многокаскадных
ЭОП’ов.
Много раньше первых
удачных опытов с приме¬
нением ЭОП’ов для опре¬
деления больших красных
смещений в спектрах сла¬
бых галактик, метод спетрофотометрии с использованием времени
накопления сигнала был применен Баумом. Это была широко¬
полосная фотоэлектрическая спектрофотометрия в шести участ¬
ках спектра. На рис. 12 слева представлено полученное Бау¬
мом [42] среднее распределение энергии для эллиптических га¬
лактик в близких скоплениях. Кривая справа относится к очень
далекой галактике. Кривая обнаруживает по непрерывному
спектру красное смещение z=t±!k: Х0=0,44, соответствующее
у=132 ООО км!сек. Это z относится к радиоисточнику ЗС 295 19-й
видимой звездной величины.
Применение ЭОП’ов и электронных камер позволило опреде¬
лить красные смещения для множества слабых, избранных га¬
лактик, преимущественно тех, у которых в спектре есть яркая На.
При малых разрешении и дисперсии линии поглощения в спект¬
рах галактик видны плохо.
Длина Волны 6 микронах
Рис. 12. Определение Баумом красного
смещения по сдвигу распределения энер¬
гии в спектре очень далекой галактики
(пунктир). Слева — нормальное распреде¬
ление энергии в спектрах близких эллипти¬
ческих галактик.
П2
ГЛ. I. ХАРАКТЕРИСТИКИ ГАЛАКТИК
За последние годы становятся все доступнее определения
лучевых скоростей галактик измерением при помощи радиоме¬
тодов профиля водородной линии Х=21 см.
Заметим, что лучоиыо скорости галактик (имеющие, как пра¬
вило, точность моиыиую, чем ±50 км/сек) для определения крас¬
ного омощолии освобождаются от влияния движения Солнечной
спотомы покруг центра Галактики. Эта поправка равна
д 7=300 cos (Z—55°) cos b км/сек,
гдо I — галактическая долгота галактики в прежней системе
координат, а Ь — ее широта.
§ 7. Спектральные классы
Как уже говорилось, интегральные спектры галактик, яв¬
ляясь результатом наложения друг на друга множества разных
звездных спектров, не могут четко укладываться в спектральную
классификацию, разработанную для звезд. Все же по синей части
спектра Хьюмасон [39] привел оценки спектрального класса
546 галактик. В случае спиралей эти данные относятся чаще
всего к их ядерным областям, так как области, окружающие
ядра, слабы, и их спектр обычно не прорабатывается. Галак¬
тики Е и S0 по составу, по-видимому, более однородны, и спектр
их внутренней яркой части, судя по данным колориметрии, отве¬
чает и их внешним частям. Данные о спектральных классах га¬
лактик приведены в табл. 1. Встречаются отдельные галактики
с классами от G8 до А8.
Таблица 1
Средние спектральные классы галактик по Хьюмасону
Теп
Е
S0
Sa
Sb
Sc
Bee
Спектр
G 3,7
G 2,2
G 1,4
F 9,6
F 6,1
G 1,4
Р—V
0,55
0,52
0,50
0,45
0,37
0,50
Мы видим очень небольшое, но прогрессивное пожелтение
и понижение возбужденности атмосфер звезд — основных вклад¬
чиков света, по мере перехода от «поздних спиралей» Sc к эллип¬
тическим галактикам. Немногие галактики имеют спектры, про¬
тиворечащие их показателю цвета. Чем более коротковолновая
часть спектра рассматривается, тем более ранним представляется
суммарный спектр галактики, поскольку более горячие звезды
излучают больше в коротковолновой части спектра.
§ 8. ИЗМЕРЕНИЯ ПОЛЯРИЗАЦИИ СВЕТА
53
Ограничиваясь интервалом спектра 3850—4100 Л, Морган
и Мэйолл применили спектральную систему классификации
в таком виде:
А-системы — сильные линии поглощения водорода и около
4300 А спектр класса А8. Некоторые галактики Sc и неправильные.
А — F-системы — в области 3850—4100 А класс F0 — F2,
а у 4340 А — F8.
F-системы — «класс несколько позже предыдущего» и также
наблюдается у спиралей Sc.
F — G-системы — «спектр несколько позже предыдущего»,
включает некоторые галактики Sb.
К-системы — наибольшая группа; спектр создан преимущест¬
венно звездами класса К. Включает галактики Sb, Sa, SO и Е.
В 1959 г. Морган вернулся к проблеме классификации. Пред¬
ставляя себе мысленно результаты суммирования спектров
звезд в разных известных системах внутри нашей Галактики,
он сопоставил их со спектрами галактик. Морган выделил сле¬
дующие типы спектра галактик: типа Ориона (неправильные,
с большим количеством горячих гигантов, как в области Ориона),
типа Плеяд, с сильными линиями водорода и со слабой линией
ионизованного кальция К, и крайние системы со спектрами
класса К, более преобладающими, чем у старого галактического
скопления NGG 752 (гигантские галактики Е и ядра спиралей).
Морган указал также, что спектры гигантских эллиптических
галактик и шаровых скоплений не идентичны. У первых из них
сильны линии металлов, а у вторых — нет, следовательно, их
звездные населения различны. О детальной спектроскопии и
колориметрии в связи с попытками синтезировать звездный со¬
став галактик мы скажем в главе У.
В 1962 г. Спинрад [43] установил, что сильные линии D нат¬
рия, характерные для звезд-кар ликов, наблюдаются в спектрах
ядер гигантских галактик, которые он обозначил D. Слабые
линии натрия, характерные для звезд-гигантов, он нашел в спект¬
рах ядер карликовых галактик. Их он обозначил G. (Обозначения
неудачны, так как созвучны лидирующим звездам, а не свети¬
мости самих галактик.) Спинрад дал список 24 галактик в своей
спектральной классификации, добавив еще к D и G значки +
и —, отмечая этим уклонения, и значок* — для спектров, у ко¬
торых в синей части проглядывают спектры более горячих звезд.
§ 8. Измерения поляризации света
После обнаружения в Млечном Пути поляризации света звезд
и ее связи с поглощением света темными туманностями о присут¬
ствии пыли стало возможно судить по наличию поляризации.
А. Элвиус исследовал детально поляризацию света в ярких
м
ГЛ. I. ХАРАКТЕРИСТИКИ ГАЛАКТИК
областях трех спиральных галактик. Электрические векторы ока¬
зались параллельными изофотам на ослабленной поглощением
стороне галактики и перпендикулярны к изофотам на яркой сто¬
роне. Здесь поляризация света составила 2%, а на противополож¬
ной стороне — вдвое больше. Электрические векторы при поло¬
жительной *) поляризации параллельны темным волокнам спи¬
рали и указывают направление магнитного поля, как в нашей
Галактике. Исходя из предположения, что яркая, более голубо¬
ватая сторона галактики ближе к нам, автор приписывал отрица¬
тельную поляризацию дифракции света ядра в той области, где
угол наклона и функция фазы благоприятствуют рассеянию света
вперед. В NGG5055, более наклоненной, наблюдалась лишь
положительная поляризация, а в этом случае эффект дифракции
уже незначителен. Позднее была исследована поляризация света
еще в целом ряде галактик.
Наблюдения Цвикки и других обнаружили поляризацию
света в NGG 3034=М 82, но она вызвана, может быть, синхро-
тронным излучением, а не пылью.
В 1965 г. была обнаружена поляризация света, зависящая от
длины волны, в интегральном спектре некоторых галактик Сей¬
ферта, радиогалактик и квазаров, также связываемая с синхро-
тронным излучением (см. главы III и VIII). Обзор 106 работ по
поляризации света (до 1974 г.) дан В. А. Гаген-Торном в [337].
§ 9. Редукции наблюденных величин
При идеально точном определении яркости и размера галак¬
тик, как они видны из Солнечной системы, у исследователей воз¬
никает желание внести целый ряд поправок в эти величины за
счет различных искажающих влияний. На интегральную и по¬
верхностную яркость и цвет влияет избирательное поглощение
света в пылевом слое нашей Галактики. Оно изучено еще недоста¬
точно и его учет зависит от принятой модели поглощающего слоя
и значения его числовых параметров. Принятые значения с те¬
чением времени меняются, тем не менее некоторые авторы вводят
прямо в каталоги редуцированные значения. В случае необхо¬
димости это требует отыскания галактических координат объекта,
восстановления исходных (наблюденных) данных по ним и затем
уже новой редукции. Ван ден Берг [10] в каталоге перекласси¬
фицированных им галактик Шепли и Эймс звездные величины за
галактическое поглощение света не исправляет, но показатели
цвета, определенные Хольмбергом, он исправляет по распрост¬
раненной формуле для однородного плоского поглощающего
*) Условный термин, означающий здесь, что поляризация света в на¬
правлении ветвей больше, чем в перпендикулярном направлении.
§ 9. РЕДУКЦИИ НАБЛЮДЕННЫХ ВЕЛИЧИН
55
слоя:
С70 = /—0m,06 cosec Ь,
где Ъ — галактическая широта.
Истинные яркости и цвет галактики искажены еще эффектом
красного смещения, так как в видимую область перемещается
несущий меньше энергии ультрафиолетовый участок спектра.
Петтит получил статистически линейную связь между показате¬
лем цвета и видимой величиной галактик (от 9т до 17ш), которая
растет с расстоянием. Хотя Петтит и опирался на несколько сотен
галактик и получил разный ход для спиральных и эллиптических
галактик, это показывает лишь селективность его материала
(см. ниже). Вообще говоря, надо ожидать слабой зависимости
показателя цвета от красного смещения, а не от видимой звездной
величины, так как светимости галактик имеют большую диспер¬
сию. Стеббинс и Уитфорд получили для эллиптических галактик
соотношение
С=0,84+0,0133 -10-3 У,
где У — красное смещение в км/сек.
Последующие измерения других авторов привели к более
слабой зависимости C(V).
Сейчас можно считать качественно установленным, что эл¬
липтические галактики большей светимости являются более
красными, чем эллиптические галактики меньшей светимости,
но количественно разделить эффекты покраснения, связанные
с различием светимости и с различием расстояний, т. е. красных
смещений, точно еще не удается.
Быть может, существует еще влияние реальных изменений
цвета по мере старения галактики. Далекие галактики видны нам
в более молодом возрасте, чем более близкие, из-за конечности
скорости света.
Долго был распространен статистический вывод Хольмберга,
что в среднем истинное сжатие спиралей равно 1:5. Между тем
измерение масштабом увеличенных фотографий с Паломарского
атласа 348 галактик с явным наличием темной материи вдоль
ребра не подтверждает вывода Хольмберга. В таблице 2 даны пре¬
делы D : d (отношения большого и малого диаметров изображе¬
ния), во второй строке — число галактик в этом интервале до
предельно видимых почернений и в третьей строке — то же, но
до границы уверенно видимого почернения.
Неправильные галактики Ir I мы считали плоскими и Ходж
это подтвердил.
После работы Хольмберга 1958 г. Эйдман и Вокулер [44]
провели обширную работу по изучению влияния наклона га¬
лактики и поглощения света внутри нее на видимые диаметры,
IW ГЛ. I. ХАРАКТЕРИСТИКИ ГАЛАКТИК
Таблица 2
Отношение диаметров галактик
Did
1-3
3-5
6-7
7-0
9-11
11-13
13-18
18
Щ
30
152
110
38
15
1
1
0
п2
10
107
125
49
31
10
6
1
светимости и излучение нейтрального водорода. Не имея возмож¬
ности изложить эту работу подробнее, приводим их основной
результат, использующий данные Хольмберга. Поправка за пол¬
ное поглощение света внутри спиральных галактик в функции
угла их наклона i:
i 10° 20° 30° 40° 50° 60° 70° 75° 80° 85°
А 0,01 0,02 0,05 0,09 0,14 0,21 0,33 0,42 0,55 (0,7)
Поправки к показателю цвета rnvh—mw{s за наклон:
0,00 0,00 0,01 0,02 0,04 0,06 0,09 0,11 0,15
Средние показатели цвета со всеми поправками:
Тип SO Sa Sb Sb Sb Ir
Cl 0,66 0,67 0,55 0,35 0,27 0,3
Аналогичные поправки в системе UBV см. в [45].
Для выяснения погрешностей определения сжатия галактики
по фотографиям Хольмберг осуществлял эксперименты со све¬
тящейся моделью галактики. Распределение яркости в галактике
задавалось размерами вырезов сектора, быстро вращающегося
перед источником равномерной яркости.
Результат Хольмберга исправлен за тот найденный им эффект,
что уже при измерении видимого сжатия спиралей визуально по
фотографиям малая ось занижается в размере и тем больше, чем
более наклонена к нам экваториальная плоскость галактики.
Отношение неисправленного за этот эффект сжатия к исправлен¬
ному падает от 1,00 для видимых плашмя до 0,63 для имеющих
видимое сжатие 0,12.
Мы призываем не увлекаться определением размеров галактик
до все более и более слабых яркостей. Одна из причин этого та,
что мы нуждаемся в знании сравнимых однородных диаметров
не только немногих сотен ярких галактик, но и десятков тысяч
слабых — далеких. Поэтому за стандартную предельную изофоту
для определения диаметра разумно брать около 25да с квадратной
секунды дуги или еще более яркую изофоту. Наибольший каталог
§ 9. РЕДУКЦИИ НАБЛЮДЕННЫХ ВЕЛИЧИН
57
диаметров — это тот же, часто игнорируемый за рубежом ката¬
лог MCG, где их 32 ООО.
Много лет существует стремление определять диаметры и
сжатия галактик по наиболее слабой изофоте. Но надо иметь
в виду, что всякая спиральная галактика состоит из трех компо¬
нент: 1) ядра или балджа, 2) диска, 3) сферической компоненты.
Последняя имеет, конечно, наибольший диаметр и наименьшее
сжатие. Если за характеристики спиральных галактик прини¬
мать характеристики сферической компоненты, иначе — короны,
до крайнего доступного сейчас, а тем более доступного в будущем
предела, то в конце концов мы придем к тому, что спиральные
галактики окажутся более близкими к шару, чем эллиптические
галактики. Это будет мало полезный результат, так как объекты
SO — Sd нас интересуют больше всего как системы плоские, ка¬
кими мы их считаем.
В диске и в балдже сосредоточена их масса и для определе¬
ния распределения плотностей нужно знать сжатие этих компо¬
нент. По-видимому, разумнее определять сжатие каждой компо¬
ненты отдельно.
В 1973 г. автор этой книги [46] произвел исследование, давшее
неожиданный результат: сжатия, выведенные Хольмбергом из
своих собственных измерений микрофотометром в 1958 г., ока¬
зались в 1,0—1,8 раза, в среднем в 1,23 раза меньше, чем в его же
работе 1946 г. Например, для галактики, для которой Хольмберг
получил в 1946 г. большую ось равной 12',1, а в 1958 г. почти
то же самое (12',7), величину сжатия а : 6=6,3 он в 1958 г. умень¬
шил до 3,6 — почти вдвое! А были те же негативы и такой же
микрофотометр. Предельно слабая изофота ненадежна и объек¬
тивно. По фотографической изофоте 26т,5 с квадратной секунды
дуги Хольмберг для М 31 дает сжатие 2,1, между тем из измерений
Вокулера в системе В до 26т,8 сжатие составляет 3,3, а у Линго
сжатие 2,8 при изофоте 28w,0. Среднее из микрофотограмм дру¬
гих авторов при примерно такой же изофоте получается для всех
галактик a: b=R=l,38R (Хольм). Из глазомерных оценок к ним
ближе всего сжатия в каталоге MCG. Таким образом, реальный
эффект преувеличения сжатия при визуальных оценках Хольм¬
бергом непонятным образом преувеличен. Но его вывод был
принят в каталоге Вокулеров RCBG, и, таким образом,
R (MCG)=1,08 R (RCBG) =0,86 R (v.d. Bergh).
По микрофотометрии среди ярких спиралей наиболее сжата
NGC 4565: R=9,l (по Хольмбергу ее R=5,5 до той же изофоты).
В MCG среди слабых далеких галактик встречаются R до 24 —
это среди массовых оценок величин а и Ь, при которых не стави¬
лась задача определять сжатие как таковое. Поскольку оценки
делались на глаз, деления в 1' интерполировались в десятых долях
и малые величины округлялись до 0',1, величины Ъ порядка 0,1
58
ГЛ. I. ХАРАКТЕРИСТИКИ ГАЛАКТИК
скорее завышались, a R занижались. Сжатие около 24 имеют
MCG 4—29—60 и 7—30—11 (см. рис. 9а). Плоская компонента
MCG 4—37—34 может быть еще более плоской.
Вместе с Р. И. Носковой [47] мы определили фотометрические
профили и диаметры балджа (ср. с главой III, § 6) 88 спиралей,
сравнивая их с диаметрами en face изображений до изофоты
26т,5. Мы получили средние сжатия, более надежные, чем по
измерениям веретенообразных галактик, считаемых видимыми
точно с ребра:
SO R= 4,2±0,4(1,2—11,1), а = 38;
Sa # = 7,3± 1,6(3,1—14,8), /г = 10;
Sb R= 7,3 ±0,6(3,2—15,6), n = 28;
Sc i? = 14,7 ±1,1 (8—23), /г= 12
(/г—число объектов).
По Боттинелли, Гугенхейму и Эйдману [48] в среднем диаметры
до 26т,5 по Хольмбергу связаны с MCG так: lg DHo=0,60+
+0,76 lg Dmcg- По Вокулеру, диаметры в MCG близки к изо¬
фоте 25да,0, и он дает для полного с нею согласия такую редук¬
цию:
lg D (25) = 0,95 lg (Dmcg + 0,3) + 0,13 -0,01 Г,
где D — в О',1, а Т — ступени его классификации типов (—5
для Е, 0 для S0a и 10 для 1ш).
Знание редукции величин одного каталога к другому очень
важно, так как позволяет сравнивать объекты, не являющиеся
общими для обоих каталогов. Например, каталог 300 галактик
Хольмберга точен, а каталог MGG менее точен, но содержит более
30 000 галактик. Поэтому Патурель в 1975 г. подробно сравнил
эти каталоги с каталогом Нильсена и другими.
На вывод распределения истинных осей вращения галактик
в пространстве и даже на их интегральный блеск влияет их види¬
мый наклон. Легко видеть, что если галактика прозрачна и по¬
вернута к нам ребром, то ее поверхностная яркость на концах
«веретена» будет больше, чем при рассматривании ее плашмя
(если бы это было возможно). Поэтому размер такой сильно на¬
клоненной к нам галактики кажется больше, чем такой же, ви¬
димой плашмя. При определении интегрального блеска внутри
данной изофоты он получится также различным для различно
наклоненных галактик.
Но если в экваториальной плоскости галактики много погло¬
щающей материи, то у галактики, видимой с ребра, видна и тем¬
ная экваториальная полоса. Измеренная интегральная яркость
галактики, видимой с ребра, будет поэтому ниже, чем была бы
при изучении ее плашмя,— на 0т,5 по Хольмбергу. Из наблюде¬
§ 9. РЕДУКЦИИ НАБЛЮДЕННЫХ ВЕЛИЧИН
59
ний оценить этот эффект для каждого случая невозможно. Ре¬
зультат теоретического подсчета, сделанный Хольмбергом, цели¬
ком зависит от принятой модели распределения света и его погло¬
щения в галактике. Такие расчеты Хольмбергом величины погло¬
щения для разных наклонов галактик и разных оптических тол¬
щин поглощающего слоя в рамках принятых им моделей опасно
применять к реальным галактикам. По нашим наблюдениям
поглощающая материя имеется в разных галактиках в весьма
различных количествах и распределена в них весьма различно.
Для конкретных галактик, видимых с ребра, мы ничего об этом
не знаем, кроме того, что она концентрируется к экватору.
Супруги Эйдман и Вокулер 144] произвели очень обширную
работу по изучению влияния наклона галактики и поглощения
света внутри нее на видимые диаметр, светимость и излучение
нейтрального водорода.
Явление увеличения яркости концов веретенообразных галак¬
тик дает, по Хольмбергу, среди наблюдаемых кажущееся преоб¬
ладание сильно сжатых форм, которое теоретиками иногда толко¬
валось как свидетельство существования иглообразных галактик.
Однако не получается преобладания галактик, повернутых реб¬
ром, и вопрос требует дальнейшего изучения. Поскольку не ясен,
таким образом, вопрос о распределении видимых сжатий, еще
более противоречивые результаты получаются для вывода из
него распределения в пространстве экваториальных плоскостей
галактик.
Вокулер вводит диаметр при наблюдении «еп face» (плашмя):
lg D (0)=lg jD+0,4 1 g(d:D),
где d и D — наблюдаемые большая и малая оси. Величиной
D (0) он пользуется часто, причем D и d берет как среднее из раз¬
личных, очень разнородных определений, приведенных к исправ¬
ленной им системе диаметров ярких галактик по Рейнмуту.
Подвергалась сомнению надобность такой редукции, на что
Эйдман и др. ответили, что коэффициент 0,4 в приведенной выше
формуле они заменили на 0,2. Это один из примеров того, как и
какой материал исследуется, так что редукции носят условный
характер.
ГЛАВА II
ОПРЕДЕЛЕНИЕ РАССТОЯНИЙ
И МАСС ОТДЕЛЬНЫХ ГАЛАКТИК
§ 1. Индикаторы расстояний
Индикатором расстояния может служить любая величина,
получаемая из наблюдений галактик, если она меняется в зави¬
симости от расстояния согласно теории или статистически. Зна¬
ние абсолютного значения этой величины позволяет определять
расстояния и размеры в абсолютной, а не только в относительной
шкале.
До настоящего времени указано десятка полтора таких инди¬
каторов расстояний до индивидуальных галактик. Точность их
различна, а применимость каждого из способов ограничена.
К скоплениям галактик применимы другие методы.
а. Долгопериодические цефеиды. При всех осложнениях, и
прежних, и выяснившихся недавно, все же метод цефеид многие,
как и Хаббл, считают самым точным. Он приложим ко всем галак¬
тикам Местной группы (содержащим эти звезды). Цефеиды самых
долгих периодов (свыше 40 дней) достигают в максимуме Мв=
= —Ьт. Опиравшаяся на них шкала всех расстояний Хаббла
в течение почти 30 лет считалась очень точной. Хаббл, и особенно
Бааде, были, однако, смущены тем, что при модуле расстояния,
определенном Хабблом по цефеидам, шаровые скопления в М 31
(рис. 13) оказались по светимости систематически более низкими
(на 2^,5), чем в нашей Галактике. Решающим для пересмотра
шкалы расстояний явилось использование 5-метрового телескопа,
на котором стали работать с 1949 г.
Хаббл использовал нуль-пункт зависимости период — свети¬
мость для цефеид, установленный Шепли в 1930 г. и уточненный
им в 1940 г. Форма зависимости М=М0—a lg Р, где Р — период
в сутках, а М — медианная звездная величина, определялась по
изучению долгопериодических цефеид в Большом и Малом Ма¬
геллановых Облаках. Предполагалось, что абсолютные величины
долгопериодических цефеид II типа, иначе, типа W Девы, та¬
кие же, как у классических, иначе — галактических, цефеид, и
что переменные типа RR Лиры образуют с ними непрерывную
последовательность. Дисперсия абсолютных звездных величин
индивидуальных цефеид около средней зависимости очень мала,
порядка ±0Ш,15, отчего и казалось, что метод цефеид очень
точен. Опираясь на работы 1939 г., использовавшие для определе¬
§ 1. ИНДИКАТОРЫ РАССТОЯНИЙ
61
ния статистических параллаксов цефеид нашей Галактики их
лучевые скорости и их очень малые (и ненадежные) собственные
движения, Шепли косвенным путем получил для цефеид ММО
М=_0" 28—1,74 1gP.
Цефеиды II типа сферических звездных систем, на 1да,5 ярче,
чем переменные типа RR Лиры. Поэтому со вступлением в строй
Рис. 13. Часть М 31, в которой Хабблом для примера отмечены звездное об¬
лако, шаровое скопление, рассеянное скопление и цефеида.
в 1949 г. 5-метрового телескопа Бааде рассчитывал обнаружить
в М 31 переменные типа RR Лиры, но их обнаружено не было.
Между тем 5-метровый телескоп обнаружил в М 31 и в ее спут¬
никах ярчайшие звезды II типа населения. Эти красные гиганты
оказались 22т, а они на 1*,5 ярче, чем звезды RR Лиры в шаро¬
вых скоплениях. Так как предельная звездная величина для 200-
дюймового телескопа обычно 23т, то в 1952 г. Бааде заявил на
62 ГЛ. II. ОПРЕДЕЛЕНИЕ РАССТОЯНИЙ И МАСС ГАЛАКТИК
съезде Международного Астрономического союза в Риме, что
нуль-пункт Шепли требует поправки — 1т,5. Это означало уве¬
личение светимости долгопериодических цефеид I типа в четыре
раза и заставляло соответственно принять, что М 31 отстоит от
нас вдвое дальше, чем считалось. При этом, кроме поправки нуль-
пункта цефеид как такового, потребовалась еще поправка к шкале
фотографических звездных величин, применявшейся до второй
мировой войны. Из новых, фотоэлектрических измерений выяс¬
нилось, что в наилучших условиях 5-метровый телескоп имеет
предел не 22'л,5, как считали раньше, а 23^,5. Можно удивлятьст
тому, что шкала, продленная от 1-й до 21-й звездной величины,
с диапазоном изменения яркости в сто миллионов раз, накопила
столь малую ошибку. Сообщение Бааде было тотчас же подтверж¬
дено нахождением переменных типа RR Лиры в Магеллановых
Облаках, имеющих звездную величину около 19т, тогда как
ранее их безуспешно искали с меньшим телескопом с величиной
около 18от, в соответствии с ожиданиями Шепли.
Мы не будем здесь останавливаться на многочисленных пере¬
определениях нуль-пункта зависимости период — светимость для
цефеид как до заключения, сделанного Бааде, так и позже него,
причем еще до Бааде все приходили к выводу о необходимости
отрицательной поправки к нуль-пункту Шепли. Обратим внима¬
ние лишь на то, что согласно Ю. П. Псковскому при сравнении
величин поправок их надо приводить к единой системе звездно¬
астрономических параметров.
Существенными из последних исследований было изучение
Арпом [49] кривых блеска 64 цефеид ММО в лучах В и F, привя¬
зывавшим их к фотоэлектрическим стандартам звездных величин,
и работа Крафта [50]. В первой из этих работ наиболее точно
был установлен наклон прямой, представляющей зависимость
период — светимость; вторая работа устанавливала нуль-пункт
этой зависимости по пяти цефеидам, зачисленным в состав рас¬
сеянных скоплений нашей Галактики. Еще до этого Сэндидж [51]
полутеоретически, полуэмпирически рассуждал так. Область
нестабильных звезд на диаграмме Герцшпрунга — Рессела (в
дальнейшем Г — Р) имеет ширину А (В — V)=0m,2. В нее по¬
падают цефеиды всех видов. Так как эта область имеет конеч¬
ную ширину по оси В — F, то не может существовать ли¬
шенного дисперсии соотношения период — светимость, и в нем
должно быть рассеяние примерно на 1т. Ярчайшие цефеиды
данного периода должны быть голубее, а слабейшие — краснее,
чем в среднем. Упомянутые работы Арпа и Крафта показали, что
цефеиды с амплитудой, максимальной для данного периода, ле¬
жат в середине полосы нестабильности, а следовательно, в сере¬
дине разбросов на диаграмме светимость — спектр. К тому же
самые голубые для данного периода цефеиды оказываются ярчай¬
§ 1. ИНДИКАТОРЫ РАССТОЯНИЙ
63
шими, как и требовалось теорией Сэндиджа. Поэтому теперь,
по мнению последнего, неоднозначной кривой, связывающей
период и светимость, пользоваться можно, если учесть цвет и
амплитуду изменения блеска цефеиды. Поэтому Сэндидж [52]
принимает цефеиды опять как основной индикатор расстояний и
предлагает смотреть, как с ним согласуются другие индикаторы.
С привлечением данных о ближайших цефеидах и с учетом теории
полосы нестабильности Крафт получил для центра разбросов
на диаграмме период — светимость соотношения Mv=—lm,67—
—2,54 lg Р и Мв=—1т,33—2,25 lg Р. Сэндидж взял, однако, для
MY коэффициент Арпа 2,47 при lg Р.
Долгопериодические цефеиды могут быть обнаружены и изу¬
чены сейчас во всех членах Местной группы галактик. В 1968 г.
ярчайшие цефеиды удалось изучить в галактике NGG 2403, вхо¬
дящей в группу М 81,— вне Местной группы.
Ь. Короткопериодические цефеиды (звезды типа RR Лиры).
Цефеиды несколько ярче предельно видимых звезд только в Ма¬
ге ллаповых Облаках. Они служат не только одним из индикаторов
расстояния до Облаков, но, как и раньше, являются основой
для определения расстояний до ближайших к нам шаровых скоп¬
лений. Знание светимости этих скоплений само служит для на¬
хождения расстояний до галактик, которые их содержат.
Для абсолютной величины переменных типа RR Лиры долго
принимали значение Mv=0mfi, выведенное методом статистиче¬
ских параллаксов. В 1953 г. Е.Д. Павловская из анализа движе¬
ний близких переменных типа RR Лиры получила Mv=0m,5,
ы такое же значение в следующем году получил П. П. Паренаго
из дисперсии их скоростей, перпендикулярных к галактической
плоскости. Этот результат западными учеными был принят с не¬
доверием, но в 1959 г. меньшая светимость звезд RR Лиры была
подтверждена двумя новыми методами. Эгген и Сэндидж обна¬
ружили, что некоторые из звезд типа RR Лиры входят в группы
звезд с общим движением, и методом, применимым к таким груп¬
пам издавна, получили Му =0*,65. Для четырех отдельных звезд,
входящих менее уверенно в разные группы, они получили значе¬
ния Му от 0т,2 до 0я*,8.
С другой стороны, когда стало возможным измерять яркость
и цвет звезд главной последовательности в ближайших шаровых
скоплениях, то оказалось, что на полученных диаграммах Г — Р
при их совмещении звезды типа RR Лиры занимают в разных
скоплениях несколько различное положение. При совмещении же
звезд RR Лиры разных скоплений расходятся, не совпадают их
главные последовательности. В 1962 г. Сэндидж [52] привел
опубликованные и неопубликованные определения разными ав¬
торами абсолютных величин звезд RR Лиры в восьми шаровых
скоплениях. Они получены упомянутым выше совмещением их
64
ГЛ. II. ОПРЕДЕЛЕНИЕ РАССТОЯНИЙ И МАСС ГАЛАКТИК
главных последовательностей с начальной пооследовательностью
в Гиадах с учетом влияния темных линий в спектре. По его сооб¬
ражениям, различное богатство металлами этих скоплений вызы¬
вает ошибку не более 0да,2. Полученные значения для звезд RR
Лиры колеблются от 0ОТ,3 до Iя2,1 и в среднем Сэндидж принял
Mv= 0m,75±0m,23. Некоторое различие в Му от скопления к скоп¬
лению, а может быть, еще и в зависимости от периода, по-види-
мому, существует. В отдельных случаях возможна ошибка до
0т,5, если пользоваться этим средним значением.
c. Мириды. Эти звезды по светимости сравнимы с цефеидами,
но в членах Местной группы галактик их обнаружено гораздо
меньше, чем цефеид. Светимости их, определяемые только статис¬
тическими методами, известны пока еще плохо, и, по совокуп¬
ности названных причин, мириды для определения расстояний
практически не используются.
d. Новые звезды. Новые в максимуме блеска превосходят це¬
феиды. Их средняя абсолютная величина, оценивавшаяся сна¬
чала как —5т, потом была увеличена до —7т. Мак-Лафлин в
1945 г. [53] обнаружил важную закономерность: чем «быстрее»
новая (т. е. чем быстрее спадает ее блеск после максимума), тем
больше ее светимость в максимуме. Время спада блеска на три
звездные величины он обозначал t3 (в сутках). Из его данных
получилось: Mv=—10m,5+2,2 lg t3, т. e. для самых быстрых
(£3=5d) М=—9m, а для очень медленных (£3=200d) М=—5^,4.
При этом выводе он пользовался и новыми, наблюдавшимися
в М 31. Эта зависимость уточнялась затем многими учеными.
В М 31 по фотографиям с 1909 по 1932 г. были отмечены вспыш¬
ки 108 новых звезд, но данные были опубликованы Хабблом
только для 54 из них в 1929 г. (рис. 14). Спектры некоторых из
них удалось заснять. Как и кривые блеска, спектры показали
полное сходство новых в М 31 с галактическими, как это, вопреки
ряду высказываний, демонстрировал Б. А. Воронцов-Вельями¬
нов еще в 20-х гг. (Тогда еще не различали новые и сверхновые
звезды.) Хаббл установил из этих данных, что ежегодно в М 31.
вспыхивает 30 новых. Реконструировав кривые блеска 71 новой,
которые, к сожалению, не всегда были пронаблюдены около мак¬
симума, Хаббл использовал их для определения модуля расстоя¬
ния М 31 и как дополнительный пример сходства М 31 с нашей
Галактикой.
В 1956 г. Арп опубликовал результаты своего непрерывного
фотографирования М 31 с 1,5-метровым телескопом с июня 1953
по январь 1955 г. Он открыл 30 новых и получил надежные кри¬
вые их блеска. Арп подтвердил результат Хаббла, найдя, что
частота вспышек в М 31 составляет 26±4 новых в год. Важнее
было более надежное определение кривых блеска и яркости
66
ГЛ. II. ОПРЕДЕЛЕНИЕ. РАССТОЯНИЙ И МАСС ГАЛАКТИК
в максимуме и уточнение связи светимости с кривой блеска. Дан¬
ные Арпа были переработаны Шмидтом-Калером с лучшим учетом
поглощения света для 11 галактических новых. Он получил абсо¬
лютные величины от — 9т (для t3 около 5—12d) до —6т,5 (с t£>
>100d). Сравнивая эти светимости новых с видимыми величинами
новых в М 31 и Магеллановых Облаках, Шмидт-Калер определил
модули их расстояния. Результаты Шмидта-Калера отлично со¬
гласуются с модулями этих галактик, получавшимися по цефеи¬
дам Сэндиджем. Многие считают, что по новым звездам модуль
расстояния находится надежнее, чем по цефеидам. Надежность
определения модулей расстояния по новым звездам падает, если
их наблюдалось мало, а блеск в максимуме не охвачен наблюде¬
ниями. Галактики с достаточным числом наблюдавшихся в них
новых звезд — это только Магеллановы Облака, М 31 и М 33.
Рис. 15. Две фотографии NGC 4321 с разными сверхновыми звездами (отмече¬
ны стрелками). Фото Ликской обсерватории.
е. Сверхновые звезды. Идея их использования как индикато¬
ров расстояния возникла еще в 1916—1917 гг., когда их открытия
участились. Но только Лундмарк, начиная с 1919 г., в несколь-
ких; работах приходил к выводу, что есть особый класс звезд,
отличный от обычных новых тем, что их светимость гораздо выше
(рис. 15). Работы Бааде, а особенно Цвикки, и спектрограммы
Хьюмасона и Минковского в конце 30-х гг. способствовали выяв¬
лению поразительных особенностей и разнообразия сверхновых
звезд. Особенно много внимания им уделил Цвикки. С 1936 по
1941 г. он выполнял «службу сверхновых» с 18-дюймовым теле¬
скопом Шмидта на Маунт Пал омар, систематически фотографируя
области неба, богатые галактиками. Цвикки открыл за это время
19 сверхновых и установил, что в среднем в одной галактике одна
вспышка сверхновой происходит один раз за 360 лет и что в мак¬
симуме они лишь на 2т слабее, чем ярчайшие галактики. Все эти
§ 1. ИНДИКАТОРЫ РАССТОЯНИЙ
67
данные позволили выделить два типа сверхновых. I тип характе¬
рен быстрым спадом блеска после максимума вначале и более
медленным, прямолинейным спадом впоследствии. Спектр их из
широких ярких полос не расшифрован доныне. II тип характерен
спектром, сходным со спектрами обычных новых и также меняю¬
щимся со временем, но при скорости выброса оболочки до
6000 км/сек. Кривые их блеска разнообразны, но после максимума
их блеск падает медленнее, чем у сверхновых I типа.
С 1956 г. Цвикки удалось организовать Международную
службу сверхновых звезд, в которой участвует ряд стран, в том
числе СССР. Систематически фотографируются участки неба,
богатые достаточно близкими галактиками. Особенный интерес
представляет выявление сверхновых в скоплениях галактик для*
надежного установления расстояний очень далеких из них.
За 10 лет было открыто почти сто сверхновых, что увеличило
число известных объектов этого рода почти втрое против того,
что было известно до 1956 г.
Статистически выяснились многие черты сверхновых звезд.
С 40-х гг. были обнаружены расширяющиеся газовые оболочки,
выброшенные сверхновыми при вспышках. Затем было изучено
их радио- и рентгеновское излучение. Было высказано немало
гипотез о природе сверхновых, освобождающих огромное коли¬
чество энергии в форме движения газа и радиоизлучения. Однако
природа сверхновых остается для нас загадочной и, регистрируя
внешние черты явления, мы больше всего пользуемся им как
средством изучения галактик.
В 60-х гг. Цвикки выступил с мнением, что существует уже
не два, а пять видов сверхновых звезд. III тип сходен со II, но
в их спектрах континуум остается ярким не дни, а недели, и по¬
лосы излучения водорода вдвое шире. Он считает, что масса их
оболочек составляет сотни масс Солнца.
Спектры сверхновых IV типа так же не отождествлены, как
и у I типа. Появляющиеся позднее яркие полосы в спектре сильно
меняются в интенсивности ото дня ко дню. В V типе сверхновых
эмиссии спектра так сильны, как у обычных новых, но даже через
18 месяцев запрещенные линии не появляются, вероятно, вследст¬
вие большой плотности и массы оболочки. Медленный подъем
блеска и его спуск придают им сходство с крайне медленной
галактической Новой <ц Киля. У нее находят светимость, небывало
высокую даже для быстрых новых и уже никак не свойственную
очень медленным новым типа RT Змеи. Подробнее всего сведения
о сверхновых изложены в обзорах Минковского 1964 г. [54],
Цвикки 1965 г. [55]. Последний из каталогов сверхновых см. в [56].
Мы не имеем возможности останавливаться на том, что выяснилось
относительно сверхновых звезд и каковы гипотезы об их при¬
роде. Ограничимся здесь следующими данными.
68
ГЛ. II. ОПРЕДЕЛЕНИЕ РАССТОЯНИЙ И МАСС ГАЛАКТИК
Сверхновые I типа вспыхивают в галактиках любого типа,
по-видимому, в любой их области, и потому связываются с насе¬
лением II типа. Сверхновые II типа в эллиптических галактиках
не наблюдаются, а в спиральных предпочитают области ветвей,
и их связывают с населением I типа. У них ультрафиолетовое
излучение ярче, и это помогает отличить их по цвету от сверх¬
новых I типа, если кривая блеска ненадежна, а спектр не был
получен. В гигантских галактиках сверхновые вспыхивают *4ani;e,
чём в карликовых, что естественно. Энергия одного лишь излу¬
чения сверхновых достигает 1048—1049 эрг. Дисперсия светимостей
сверхновых, по-видимому, невелика. Минковский в упомянутом
обзоре после тщательного разбора получил средние абсолютные
величины такими:
сверхновые I типа’ч"ЛГу=—18/7г,9,
» II типаягЖТг=—17/я,5,
но ввиду доводов Цвикки в пользу существования еще трех типов
сверхновых звезд, которые надо выделить из числа причисляв¬
шихся ранее к I. и II типам, положение становится менее ясным.
Нам лично кажется очень странным, , чтобы-примерно одинаковой
чудовищной светимости достигали* а затем примерно одинаково
быстро ее теряли пять совершенно разных типов звезд. Существо¬
вание двух типов сверхновых уже неожиданно, аг если они свя¬
заны с двумя разными типами населений, то различие между
этими населениями должно быть гораздо радикальнее, чем считает¬
ся, если спектры соответствующих сверхновых столь различны.
Благодаря энергии Цвикки хотя и небольшое число, иногда
даже единичных сверхновых, было открыто в скоплениях галак¬
тик, имеющих красные смещения свыше 10 ООО км/сек. Использо¬
вать их, конечно, было бы крайне важно и для установления
расстояния до ряда скоплений фотометрически, и для уточнения
величины постоянной Хаббла. Когда для последней цели поль¬
зуются близкими скоплениями, то дисперсия скоростей в скопле¬
ниях и пекулярная скорость самого скопления (как в случае
скопления Девы) могут сильно повлиять на определение постоян¬
ной Хаббла Я. Но пока данных для определения типа сверхновых
часто не хватает, не захвачены моменты максимума, а средняя
светимость в максимуме известна неточно, метод сверхно¬
вых ненадежен. Он может дать лишь порядок расстоя¬
ния, но тем точнее, чем в более далекой галактике сверхновая
обнаружена.
Оценки светимости сверхновых непрерывно пересматриваются.
Они сами зависят от принятой постоянной Хаббла. Если же сверх¬
новые используются для оценки Н, то существуетЗ'тенденция пог
лучать для Н завышенные значения. Так, даже в 1975 г. Руст
получил по сверхновым Н=92 км/сек-Мпс. . :
§ 1. ИНДИКАТОРЫ РАССТОЯНИЙ
69
: f. Ярчайшие звезды. Виервые этот метод был применен Шепли
к. определению расстояний до шаровых скоплений. Для избежа¬
ния случая, когда за ярчайшую звезду скопления будет принята
звезда фона, Шепли отбрасывал пять ярчайших звезд и брал
средний блеск следующих 20 звезд. Применить этот способ к га¬
лактикам предложил Лундмарк в 1919 г., а применил в 1936 г.
Хаббл, располагавший для этого 2,5-метровым рефлектором. Он
определил для 145 галактик среднюю фотографическую величину
rits трех-четырех ярчайших непеременных звезд и изучил раз¬
ности ms—тп, где _тп^- звездная величина галактики. Больше
всего эта разность оказалась у> галактик Sb, меньше — у Sc
(наиболее~многочислеяных) и меньше всего у 1г. У галактик Sa
и Е выделяющихся до яркости звезд нет. Хаббл, вероятно, пра¬
вильно объяснил указанные различия тем, что в Sb ярчайшие
звезды (Г типа населения) .слабее, а галактики 1г"сами слабы. Он
писал, что с 2,5-метровым телескопом изображения шаровых
скоплений своей размытостью отличимы от изображений звезд
до 19m,0^19m,5 и что'обычно они слабее ярлайпшх звезд. Смеше¬
ние-последних с группами звезд маловероятно, ©^среднем он
наШл* М8=—6^,35.
'"В 1958 г. Сэндйдж выступил с дальнейшим пересмотром шкалы
внегалактических расстояний. На основании вывода о неизбеж¬
ности существования дисперсии в зависимости период — свети¬
мость из-за конечной ширины зоны нестабильности цефеид на
диаграмме Г — Р и еще не зная, как ее учесть, Сэндйдж забрако¬
вал тогда цефеиды как основной индикатор расстояний. Приняв
для галактик Местной группы поправку Бааде в 2т,3 к модулям
расстояний Хаббла, он для более далеких галактик ввел к моду¬
лям Хаббла 1936 г. дополнительную поправку в 1т,8. В резуль¬
тате он пришел к тому, что шкала далеких расстояний растяну¬
лась вчетверо, и к значению постоянной Хаббла Н=75 км!сёк •Мпс.
Этот вывод Сэндиджа опирался на снимки М 100 (NGC 4321) —
ярчайшей спиральной галактики в Деве, сделанные с 5-метровым
телескопом. Они показали, что за ярчайшие звезды Хаббл при¬
нял области НИ, яркие в красных лучах. Изучение снимков
других галактик привело к тем же результатам.
Новые данные, об этом см. ниже в разделе^ш.
Хаббл определял светимость ярчайших звезд в М 31, М 33
и NGC 6822 статистическими подсчетами и поэтому, конечно,
брал не самые яркие звезды. В- шкале модулей расстояний, полу¬
ченных по новым звездам,; Сэндйдж нашел для них значения от
—8т,3 до —8^,9"и сам предпочитает брать одну ярчайшую звезду,
но при этом опасность взять звезду фона очень велика. Он при¬
водят список^ нескольких ярчайших звезд в нашей Галактике,:
расширенный им и слегка измененный в [52]. В : этом списке со-
70
ГЛ. II. ОПРЕДЕЛЕНИЕ РАССТОЯНИЙ И МАСС ГАЛАКТИК
держится несколько звезд, преимущественно классов В или ран¬
них F класса светимости 1а; их абсолютные величины (от —8т,5
до —10т) определены очень ненадежно. В той же работе приведен
список тех же звезд с их абсолютными величинами, вычисленными
уже по цефеидам для Местной группы и по размеру областей
Н II для NGG 2403 и М 101. Эти величины в М 31 и М 33 отно¬
сятся к неправильным переменным класса F и достигают Мв=
= —9т,5, но в ММО уменьшаются до —8W,7 и даже до —7т,2
в 1C 1613. Ограничиваясь галактиками ярче, чем Mv=— 18m
или —16m, Сэндйдж получает среднее значение —9m,2±0m,3.
Однако из всего сказанного выше, на наш взгляд, вытекает,
что если не пользоваться, как Хаббл, статистическим средним
для сверхгигантов, то метод ярчайших звезд крайне нена¬
дежен.
До сих пор речь шла об использовании для определения рас¬
стояний ярчайших звезд I типа населения. Бааде, выделив из
общей аморфной массы звезд трех эллиптических спутников М 31
и из ее ядра бесчисленные ярчайшие звезды, установил, что это —
красные гиганты с Мв— —1Л,0, если они тождественны красным
гигантам шаровых скоплений и если звезды RR Лиры имеют
Мв= + 0т,5. Их видимая величина тв=22т,7. Этот метод с успе¬
хом применим к карликовым сфероидальным членам Местной
группы, состоящим из звезд II типа населения.
В 1967 г. ван ден Берг и Расин [57] из снимков на 2-метровом
телескопе в Таутенбурге заключили, что ярчайшие звезды в М 32
и в линзе М 31 имеют mv=21m,8, а не 21т,2, как считал Бааде.
Принимая для красных гигантов, бедных металлами, Му=
= —2т,6, они предлагают для этих галактик модуль т—М=
=24т,4 против 24т,65 по цефеидам и 24т,50 по новым звездам,
тогда как Бааде получал по звездам II типа населения т—М=
=23т,3.
g. Шаровые скопления. Фотоэлектрическая фотометрия 42 ша¬
ровых скоплений нашей Галактики и 70 в М 31, выполненная
Кроном и Мэйоллом [58], Хильтнером для М 31 и М 33 [59] и
Кинманом [60], показала, что для М 31 дисперсия их абсолютных
величин достигает 4т. Сравнение видимых величин ярчайших из
них с Мр=— 9т,6 (если для звезд типа RR Лиры принять
Му—0^,5) дает модули расстояния, на 1т отличающиеся от ре¬
зультатов применения других методов. Поэтому, хотя шаровые
скопления й ярки и видны вокруг десятка галактик, столь да¬
леких, как скопление в Деве, они дают модуль расстояния не
точнее, чем ярчайшие звезды I типа населения.
h. Области Н II. Этот метод предложили в 1953 г. Гамов и
Вокулер. Как они, так и другие, ученые пробовали применять
этот метод статистически. Особёнйо обширную работу выполнил
Ходж и другие в 70-х гг. (рис. 16).
§ 1. ИНДИКАТОРЫ РАССТОЯНИЙ
71
Модули расстояния, определенные по наибольшему и по сред¬
нему из наибольших диаметров областей Н И, отлично согла¬
суются друг с другом и с другими методами. В скоплении Девы
Рис. 16. Области Н II в NGC 2903. Внизу — схема их расположения.
Вверху слева — снимок в лучах На; вверху справа — снимок в непрерывном спектре.
наибольшие области НИ имеют диаметр 3,; — немногим выше пре¬
дела разрешения фотографий с 5-метровым телескопом.
72 ГЛ. II. ОПРЕДЕЛЕНИЕ РАССТОЯНИЙ И МАСС ГАЛАКТИК
Сэндйдж и Тамман в 1974 г. [61] заново измерили диаметры
D областей Н II в 11 членах Местной группы и в NGC 2403 группы
М81, расстояние до которой они впервые определили по цефеи¬
дам. Они нашли зависимость D от класса светимости и от типа
галактики, получив в среднем для наибольших D=550 пс в Sc I
и только 110 пс для Ir V. То, что они ограничились немногими
ближайшими галактиками, вызвало недооценку дисперсии этих
величин. Б. А. Воронцовым-Вельяминовым в 1974 г. [62] было
показацр, что в паре NGG 2535-36 у спирали два комплекса НИ
имеют размер 2000 пс каждый. В NGC 646 есть комплексы длиной
до 2400 пс. Работы Аллена и др. по М 101 подтверждают сущест¬
вование комплексов „до 1500 пс, и Ходж в 197.6 ту [63] нашел ком¬
плексы до 1200 пс длиной в NGC 628.
Планетарные туманности обнаружены в ближайших звездных
системах, но их светимости имеют значительную дисперсию и
неточны, чтобы использовать из; как фотометрические индика¬
торы расстояний. щ
i. Угловые размеры кольцевых структур. Вокулер предложил
использовать как индикаторы расстояния кольца, ясно видимые
в галактиках SB, а иногда и в других. Иногда бывают видны внеш¬
ние кольца, всегда очень слабые. Статистически по 35 ярким га¬
лактикам он нашел, что угловой диаметр кольца равен 1',25 при
красном смещении +1200 км/сек. Если #=100 км/сек-Мпс, то
линейный диаметр кольца равен 4,5 кпс. В работе 1960 г. [28],
описывающей обнаруженные им чисто кольцевые галактики,
Воронцов-Вельяминов нашел, что диаметр кольца у разных га¬
лактик варьирует не от 1 : 2, как считал Вокулер, а гораздо
больше — 1 : 3V2, и потому является весьма неточным критерием
расстояния. В лучшем случае данн4ш метод можно применить
к группе, или к скоплению, если там найдется несколько галактик
с кольцами.
j. Вид галактики. Ван ден Берг в работах [64] сообщил, что
рассматривая фотографии спиральных галактик типа Sb, SBb,
Sc, SBc и неправильных, в соответствии с их светимостью, опре¬
деленной в основном по красному смещению, он заметил систе¬
матические различия их вида. Так, ван ден Берг установил три
класса светимости (I—III) для Sb и SBb, пять классов для Sc,
SBc (рис. 17) и классы светимости II—IV для 1г. Кроме того, он
выделяет и промежуточные классы I—-II, II—III и т. д., охваты¬
вая для ярких галактик пределы абсолютных величин от —20т,4
(Sb I) до —16^,1 (Sc и Ir IV—V). Применительно к виду галактик
в Паломарском атласе описания классов светимости даются
в таком виде:
I. «Галактики этого класса имеют длинные, хорошо развитые
ветви сравнительно большой поверхностной яркости. Различимы
два подкласса: галактйкй с массивными ветвями и галактики
§ 1. ИНДИКАТОРЫ РАССТОЯНИЙ
73
щ *-%,
NGC 4 3 21 Sc I
NGC 3184 Sc И
NGC 2 4 03 Sc Ш
NGC 247 S" IS
«
NGC 45 S" Ш-Y
ООО 122 SI
Рис. 17. Типичные представители пяти разных классов светимости в типе Sc
по ван ден Бергу.
74 ГЛ. II. ОПРЕДЕЛЕНИЕ РАССТОЯНИЙ И МАСС ГАЛАКТИК
с ниточйыми ветвями. У наиболее голубых сверхгигантских га¬
лактик внешнйе спиральные ветви иногда начинаются на не¬
большом расстоянии от ядра».
II. «Ветви ярких гигантских спиральных галактик развиты
менее, чем у сверхгигантских галактик. Характеристики членов
этого класса вообще промежуточны между таковыми для I и III
класса».
III. «Главное тело нормальной гигантской спиральной галак¬
тики обычно перепечатано на отпечатках Паломарского атласа.
Короткие, клочковатые ветви выходят из главного тела».
Такие описания, а тем более интерполяция между ними, де¬
лают классификацию спиральных галактик по ван ден Бергу
чисто субъективной и, хотя его классы светимости подтверждены,
его классификацию к новым объектам не применяют.
Ван ден Берг полагает, что явные различия вида он улавли¬
вает у галактик, различающихся всего лишь на 0т,3 по абсо¬
лютной величине (например, Sc III и Sc III—IV).
Самые лучшие методы определения модулей расстояния, не¬
обходимые для разделения галактик на классы по светимости,
сами дают точность не более чем ±0Ш,3. Входящие же в разность
т—М значения т для большинства галактик еще менее точны.
Ван ден Берг в своем каталоге «Переклассификация галак¬
тик каталога Шепли — Эймс» дает модули расстояния, а также
модули, оцененные по красному смещению с #=100 км/сек •Мпс,
для нескольких сотен галактик ярче 13т и севернее — 27°.
Сравнение абсолютной величины, определенной по виду га¬
лактики, с ее видимой величиной дает модуль расстояния. Кали¬
бровать светимость карликов по красному смещению плохо, так
как все известные из них близки и их красные смещения невелики,
но обременены пекулярной скоростью. Вообще же, поскольку
красное смещение — наилучший критерий расстояния для боль¬
шинства галактик, которые обычно далеки, шкала расстояний
ван ден Берга всегда будет сходиться с другими шкалами в той же
мере, в какой с ними сходится любая шкала, опирающаяся на
красные смещения.
Ю. П. Псковский перекалибровал классы светимости ван ден
Берга, не опираясь на красное смещение. Он обнаружил, что раз¬
брос абсолютных величин в классах светимости ван ден Берга
не менее \т. При этом он использовал только ярчайшие звезды,
шаровые скопления или сверхновые. Вокулер задался целью
обнаружить в каталоге ван ден Берга систематические эффекты,
зависящие от склонения или от галактической широты, и таких
эффектов не нашел.
В 1968 г. Вокулер [65] нашел, что его определения расстоя¬
ний до 55 групп и скоплений галактик хорошо согласуются с клас¬
сами светимости ван ден Берга. Это естественно, так как именно
§ 1. ИНДИКАТОРЫ РАССТОЯНИЙ
75
по этим же группам и скоплениям, включая Местную группу,
ван ден Берг и производил калибровку светимости своих классов.
Возможность определения светимости галактики по ее виду,
хотя бы только для спиральных и хотя бы с втрое меньшей точ¬
ностью, чем оценивает ван ден Берг, была бы величайшим успе¬
хом. Без всяких измерений, кроме оценки видимой звездной ве¬
личины, можно было бы уже определить расстояния до 10 ООО
галактик, лишь взглянув на них.
Сэндйдж и Тамман [66] в 1974—1975 гг. перекалибровали
светимости, соответствующие классам ван ден Берга в своей сис¬
теме с #=57 км/сек-Мпс для типов галактик Sc и Ir.
к. Угловые размеры галактик. Использовать угловые размеры
галактик предлагал еще Лундмарк, пробовал Хаббл и широко
применил в 1930 г. де Ситтер.
Минимальный опыт показывает, что, в среднем, чем галактики
дальше, тем их интегральный блеск слабее, а угловые размеры
меньше.
С другой стороны, известно, что поверхностная яркость В
не зависит от расстояния: В=4/ : nd2, где I — интегральный
блеск, ad — угловой диаметр круглой галактики. Логарифмируя,
имеем lg В=lg 1—2 lg d+const, или, переходя к интегральной
звездной величине пгт и к средней поверхностной яркости в звезд¬
ных величинах на квадратную секунду дуги т, получаем
mT = (m—const)—5 lg d.
Если средняя поверхностная яркость галактик какого-либо типа
постоянна, то тогда должно быть
тТ — const — 5 lg d = С—5 lg d.
Хаббл, пользуясь еще визуальными оценками яркости га¬
лактик, сделанными в 1907 г. Холечеком и исправленными Хоп-
маном, нашел для каждого из своих типов стохастическую связь
именно такого вида с коэффициентом при lg d, всегда близким
к 5, но с различными значениями С. Это соответствует различию
средних поверхностных яркостей галактик разных типов. Хаббл
получил общее для всех галактик соотношение в предположении
равенства их поверхностных яркостей:
mT= 13т,0—5,0 lg d.
Здесь d выражено в минутах дуги. Хаббл основывался на галак¬
тиках ярче 13т, но полагал соотношение верным и до 16от. Дис¬
персия точек оказывается на графике громадной.
Мы уже говорили, как неточно на практике определение ве¬
личин тпт, а тем более величин d. Поверхностные яркости очень
сильно зависят от принятых d. Что внутри даже данного типа,
скажем, Е и S0, ни видимая звездная величина, ни диаметр не
76 ГЛ. II. ОПРЕДЕЛЕНИЕ РАССТОЯНИЙ И МАСС ГАЛАКТИК
годятся^какjMepa расстояния, покажет попытка -определить
расстояния до галактик любого скопления. В скоплении есть
множество самых различных галактик Ё и SO. В скоплении Девы,
например, имеются галактики от 9т до 15й1, и модули расстояния,
определенные по видимой звездной величине, получились бы
отличающимися на шесть величин!
1. Светимость спиральных галактик как -функция их массы,
цвета и поверхностной яркости. Этот метод, предложенный и при¬
мененный Хольмбергом к двум сотням спиральных галактик раз¬
ных типов в 1964 г., требует знания точных и очень однород¬
ных значений яркости, цвета и размера. По ним модуль рас¬
стояния находится фотометрически на основании найденного
Хольмбергом значения абсолютной величины галактики:
MM = 3S^+l,30C-64-,42, ’ - (1)
где средняя фотографическая поверхностная яркость
S=m+5 lg d.
Здесь т — видимая интегральная звездная величина, a d — наи¬
больший диаметр в минутах дуги. Наблюденная величина тн
исправляется за поглощение света в Галактике по формуле Хаббла
т = Шц—0,25 cosec 6,
где Ъ — галактическая широта. Гораздо значительнее была по¬
правка, вводившаяся за поглощение света внутри спиральных
галактик в зависимости от их типа и угла наклона к лучу зрения.
Формула Хольмберга определяет светимость галактики по ее
морфологическому типу, по характеризуемым в количественной
мере поверхностной яркости и цвету, если считать ее вид, форму
и структуру как бы несущественными. Однако она применяется
только к спиралям и в скрытом виде имеет отношение к структуре
и к составу населения.
Формула Хольмберга получилась исключением средней плот¬
ности D (в массах Солнца на кубический парсек) из найденных
им статистических соотношений:
5 lg D = Mph—3Sph + 10,75С + 52,07 (2)
lg £=2,41(7 —2,47. (3)
Для окончательного вывода было нужно знать массы достаточного
числа галактик. Соотношение (2) выражает очевидный рост сред¬
ней поверхностной яркости с ростом пространственной плотности
при прочих равных условиях. Соотношение (3) связано с тем,
что галактики поздних типов состоят из более голубых и более
ярких звезд (их С меньше) и, если они имеют меньшее отношение
массы к светимости, то имеют и меньшую плотность* Эти естест-
.§ 1. ИНДИКАТОРЫ РАССТОЯНИЙ
77
венные корреляции получены, однако (несмотря на все тщательные
поправки Хольмберга), с большой дисперсией.
Хольмберг дает каталог модулей расстояния, определенных
его методом, для спиральных галактик. Включены туда также
эллиптические, SO и неправильные галактики из последних опре¬
делений Сэндиджа или члены групп, содержащих спиральные
галактики. Всего для 245 объектов даны модули расстояния, аб¬
солютные величины, массы по статистическим соотношениям,
линейные размеры и средние плотности. Точность метода, оце¬
ненная Хольмбергом по галактикам в парах и группах, и по га¬
лактикам, расстояние до которых определялось независимо, со¬
ставляет 0ОТ,62. Так как более новые данные не подтвердили изме¬
нение величины Ш/L с изменением цвета галактик, то описанный
метод Хольмберга вызвал сомнения.
Позднее А. В. Засов и JI. В. Массаковская [67] нашли, что
если сопоставлять цвета С с массой 9Л, оцененной точнее (внутри
расстояния от центра галактики до максимума скорости враще¬
ния), то ЯЛ : L имеет четкую зависимость от С. Однако они заклю¬
чили, что абсолютная звездная величина М практически зависит
лишь от S и потому не подтверждает найденной Хольмбергом
связи цвета с другими свойствами галактик, хотя его метод опре¬
деления М они реабилитируют. Хейдман в ряде работ [68] пред¬
ложил метод, сходный с методом Хольмберга и опирающийся на
определение объемной эмиссии галактик в зависимости от их
типов и на использование хольмберговских измерений диаметров
и звездных величин галактик.
т. Метод красного смещения и постоянная Н. Этот метод
исключительно прост для расчетов расстояния, если принять
некоторое значение постоянной Хаббла Н и делить на нее вели¬
чины красного смещения галактик, которые кто-то уже опреде¬
лил ценой большого труда.
Этот метод непригоден для близких галактик, у которых
среднее значение пекулярной скорости того же порядка, что и
космологическая скорость, определяемая красным смещением
z=Ah : Х0. Относительная точность определения расстояния рас¬
тет с самим расстоянием, так как дисперсия пекулярных скоростей
должна быть одного порядка на всех расстояниях, а красное сме¬
щение пропорционально расстоянию. (Только за последние годы
чудовищные красные смещения квазаров ставят вопрос о форме
зависимости z от расстояния. Но об этом речь будет в главе VIII.)
Именно методом красного смещения и оценены наибольшие из
известных сейчас расстояний до галактик, так как для этого до¬
статочно получить спектр изображения, даже если ни размер, ни
яркость объекта не определены.
Дисперсия скоростей, т. е. пекулярные скорости галактик
в скоплениях и в группах, несомненно, должны зависеть от
78
ГЛ. II. ОПРЕДЕЛЕНИЕ РАССТОЯНИЙ И МАСС ГАЛАКТИК
массы скопления и его структуры. И то и другое мы знаем плохо.
В «общем поле» пекулярные скорости галактик растут пропорци¬
онально расстоянию, как показали Б. А. Воронцов-Вельяминов
и О. П. Крамер [69], что является следствием неточности приня¬
тых расстояний.
В 1975 г. Сэндйдж и Тамман [66] нашли дисперсию скоростей
галактик общего поля ~50 км/сек, что при красных смещениях
более 200 км/сек дает ошибку меньше 20%, однако столь малая
средняя пекулярная скорость вызывает большое сомнение.
В области ближайшего к нам скопления Девы скорости ярких
галактик колеблются в пределах от 100 до 2400 км/сек. Ошибка
определения лучевых скоростей может и не превышать 50 км/сек,
но невозможно с полной уверенностью отделить галактики перед¬
него и заднего фона. Поэтому для определения скорости (крас¬
ного смещения) скопления приходится измерять спектры многих
галактик. Особенно сильно отклоняющиеся по скорости объекты
можно отсеять, как не входящие в скопление, но где провести
между ними границу — сказать трудно.
Наконец, пусть средняя скорость скопления определена на¬
дежно, но она включает в себя неизвестную пекулярную лучевую
скорость скопления в целом. О пекулярных скоростях галактик
поля и галактик в скоплении у нас есть данные, но пока еще не¬
возможно было определить пекулярные скорости конкретных
скоплений. Поэтому вдвойне слабой является попытка определить
постоянную Хаббла Н по красному смещению для скопления Девы.
Ведь только для этого ближайшего к нам скопления расстояние
может быть уверенно установлено по другим индикаторам рас¬
стояния. Но к неизвестности его пекулярной скорости присоеди¬
няется ошибка из-за того, что оно довольно близко. Определения
Н колеблются теперь между значениями 50 и 135, и сейчас многие
астрономы до получения существенно более надежных данных
временно пользуются значением #=100, близким к среднему
и удобному для расчетов. В 1966 г. Ходж и Валлерштейн заявили,
что если модуль расстояния до скопления Гиад увеличить на
0ОТ,39, что, по их мнению, требуется, то это приведет к увеличению
шкалы внегалактических расстояний и постоянная Хаббла умень¬
шится на 20%. Вместо 75 км/сек •Мпс Н станет равна 60. Это,
однако, еще сомнительно.
Мы не имеем здесь никакой возможности обсуждать аргумен¬
тацию разных авторов, предпочитающих свои субъективные
оценки точности разных индикаторов расстояния и по-разному
вводящих поправки в величины, заимствованные из наблюдений.
Итак, использование скопления Девы для определения вели¬
чины Н, чтобы ею пользоваться в дальнейшем для определения
расстояний, справедливо критикуется. Конечно, точнее было бы
определение Н по более далеким скоплениям. Но их расстояние
§ 1. ИНДИКАТОРЫ РАССТОЯНИЙ
79
определить независимым способом хотя бы с такой же точностью,
как для скопления Девы, пока еще нельзя. Определение, их рас¬
стояний фотометрическим путем связано с неуверенностью боль¬
ших поправок, которые из-за разных эффектов надо придавать
к - измеренным непосредственно звездным величинам.
Тщательные измерения и анализ данных привели Сэндиджа
и Тамманав 1975 г. [66] к значению Н=Ы±Ъкм/сек*Мпс и
даже к Н=55 км/сек •Мпс для удаленных галактик типа Sc. Неко¬
торые предпочитают округлять это значение до 50 (имея в виду
также неуклонное уменьшение этого значения). Любопытно,
что упомянутая выше поправка Ходжа и Валлерштейна к рас¬
стоянию до Гиад была отклонена, а она вела к значению Н,
близкому только что приведенному здесь. Также Эйдман [70]
в 1969 г. своим методом получил по скоплению галактик в
Деве Н=Ы км/сек •Мпс.
Новые методы определения расстояний продолжают появ¬
ляться. Например, в 1975 г. Тулли и Фишер предложили исполь¬
зовать корреляцию профиля линии 21 см с М и В [71].
Заметим, что вначале долгое время выяснялся вопрос, имеет ли
красное смещение доплеровскую природу. Для этого проверяли,
постоянно ли значение z=AX : Х0 по всему спектру, а также стре¬
мились выяснить, как далеко имеет место возрастание красного
смещения.
Измеряя все большие красные смещения в спектре, всегда
выражали их в долях скорости света. По-видимому, для радио-
галактики ЗС 295 с линией 3728 А [О II], смещенной до 5448 А,
т.е. с z=0,46, скорость еще иногда приводилась как v=z*c=
=138 ООО км/сек и вычислялось расстояние до нее. Но эта фор¬
мула — приближение, годное при малых z. Беря по теории отно¬
сительности формулу Доплера
v __ (z+ I)2— 1 Mv
С — (2+ 1)2+1 ~ Г2 + Я2 ’ К 1
получаем v=0,36 с=108 600 км/сек. Но когда стали уже находить
красные смещения с z^ 1, то переводы их в скорость, а тем более
в соответствующее расстояние, прекратились, так как и то и дру¬
гое зависит от принятой модели Вселенной. (О проверке космоло¬
гических моделей наблюдениями будет сказано в главе VIII.)
В 1975 г. Спинрад [721 нашел гигантскую радиогалактику,
столь далекую, что она с У=217Я,7 была в 30 раз слабее, чем фон
неба и фотографировать ее спектр, даже с помощью ЭОП, нужно
было в течение четырех ночей, всего 7 часов. Ультрафиолетовая
линия 3727 А у нее оказалась в оранжевой части спектра, а линии
Н и К — в красной. Ее радиоизлучение в четыре раза сильнее,
чем у Лебедя А и она в 10 раз больше нашей Галактики. У нее
z=0,637, что по новому расчету привело к скорости -17=135 000
80 ГЛ. II. ОПРЕДЕЛЕНИЕ РАССТОЯНИЙ И МАСС ГАЛАКТИК
км/сек, даже меньшей, чем принимали для упомянутой выше
ЗС 295. При #=50 км/сек •Мпс расстояние до нее около 8 *109 лет.
п. Итоги определения расстояний, светимостей и размеров.
Наиболее обширные каталоги расстояний до галактик — ван ден
Берга [10], Хольмберга [73] и Вокулера [65]. Расстояния до бли-
жайших галактик, членов Местной группы, определяются точнее
Рис. 18 а) Сравнение Эй- Рис. 18 Ь) Диаграмма Хаббла по работе 1976 г.
деманом модулей рас- Сэндиджа и Таммана для ярчайших галактик 82
стояния, определенных скоплений. Их звездные величины V исправлены
фотометрически, по клас- за межзвездное поглощение света и за впияние
су светимости (по ван ден космологического красного смещения.
Бергу) и по принадлеж¬
ности к группе (по Воку-
леру).
всего по цефеидам и размерам областей Н II — с точностью
до 12% (до ±0т,3 в модуле расстояния). Расстояние до более
далеких галактик, определяемое по ярчайшим звездам и по ин¬
тегральным их характеристикам, гораздо менее надежно. Срав¬
нение модулей расстояния, определенных Вокулером, ван ден
Бергом и Хольмбергом (рис. 18а), показывает, что за единичными
исключениями речь идет о расстояниях галактик в области зна¬
чений модуля от 28 до 32, и здесь определения его для многих
галактик различаются до Зт, в среднем примерно на ±1т. Между
тем ван ден Берг считал, что его определения светимости (а сле¬
довательно, и модуля) точны до ±0т,3, а Хольмберг оценил свою
ошибку в среднем как ±.0'71,7. Является спорным, что ближе к ис¬
тине: определение индивидуального расстояния галактики по
§ 2. ВРАЩЕНИЕ ГАЛАКТИК
81
хорошему критерию, или принятие среднего расстояния до группы,
в которую эта галактика входит лишь предположительно?
На рис. 18 b дана диаграмма Хаббла по последним данным.
Мы видим, что две-три сотни ярких галактик находятся примерно
на таком же расстоянии, как скопление Девы, но нельзя сказать
с уверенностью, ближе они раза в 1V2 или дальше. Много ближе
к нам находятся лишь единичные галактики, скорее, несколько
групп. Относительно точнее определены расстояния до далеких
галактик, оцениваемые лишь по красному смещению.
Наибольшую светимость имеют сверхгиганты с М до — 22т,.
и известны карлики с М от —15т до — 11т и слабее. Размеры га-
лактик-сверхгигантов (М 31 и галактики типа cD) доходят до
40 ООО пс. По Хольмбергу, размер NGC 1068 достигает 50 ООО пс.
Подробнее об этих характеристиках будет сказано дальше.
о. Диаграмма светимость — цвет для галактик. Честер и Ро¬
бертс [74] построили диаграмму светимость —- цвет, отобрав
182 галактики из каталога яркости и цвета Хольмберга 1958 г.
Были введены поправки для яркости и цвета за наклон галактики,
за поглощение света в ней и в нашей Галактике. Брались объекты
с более надежно определимыми расстояниями. Виден некоторый
ход М с С о, но дисперсия очень велика. Для галактик поля ход
этот виден лучше, чем для скопления в Деве, и составляет 2да,5
на АС'0=От,4. В скоплении в Деве особенно заметно выделяются
чрезмерно красноватым цветом многие галактики. Причину этого
установить трудно. Может быть, в скоплении имеется пыль, что
подозревалось и ранее.
Чиози [75] повторил построение этих диаграмм для галактик
поля, скоплений Девы и Сота (Волосы Вероники), чтобы посмо¬
треть, не указывают ли диаграммы на эволюцию физических
характеристик галактик. Данные были взяты из Справочного
каталога ярких галактик Вокулера. Результаты оказались слиш¬
ком неуверенными для определенных выводов.
§ 2. Вращение галактик
а. Направление вращения и спиральная структура. Вращение
спиральных галактик вокруг оси было впервые обнаружено спект¬
рально в 1917—1918 гг. Слайфером и Кэртисом. Вскоре выясни¬
лась и незаметность вращения эллиптических галактик. Прежде
всего встал вопрос о соотношении направления вращения с нат
правлением спиральных ветвей: вращаются ли галактики как
закручиваемая пружина? Это связывалось с ,гипотезами происхож¬
дения самих спиральных ветвей. Например, гипотезы образования,
ветвей за счет истечения вещества из ядра в процессе его вращения
требовали «закручивания» ветвей. Гипотеза Линдблада о том, что
ветви представляют собой части эксцентрических орбит звезд,
82
ГЛ. И. ОПРЕДЕЛЕНИЕ РАССТОЯНИЙ И МАСС ГАЛАКТИК
требовала «раскручивания» ветвей. Спор о направлении враще¬
ния в этом смысле затруднялся тем, что изучение вращения тре¬
бует наблюдения галактик, видимых с ребра или почти с ребра.
Но тогда спиральные ветви вообще не видны или плохо различимы.
(Щель спектрографа ставят вдоль большой видимой оси галак¬
тики и вращение измеряют по величине наклона спектральных
линий, как при спектральном изучении вращения планет.) При
большем раскрытии спиралей их направление видно, но если
даже вращение и измеримо, то трудно определить с уверенностью,
какая сторона галактики ближе к нам и какая дальше. Усилия
многочисленных исследователей, начиная с Хаббла и до 60-х гг.,
были направлены как раз прежде всего на поиски убедительных
критериев нахождения ближнего края галактик. В большинстве
случаев основывались на учете влияния поглощающей темной
материи, но при этом вводили часто те или иные гипотезы о том,
как эта материя расположена внутри галактик. Линдблад и его
сотрудники приходили к выводу, что ветви раскручиваются, а
большинство остальных ученых приходили более убедительно
к выводу о том, что ветви закручиваются. Распространение полу¬
чило далеко не очевидное утверждение Хаббла, будто каким ока¬
жется истинное направление вращения у одной спиральной га¬
лактики, таким же оно будет у них у всех. Разбор всех сообра¬
жений был сделан Вокулером [76], к которому и отсылаем за под¬
робностями. В этом разборе проблемы Вокулер заключал так:
«Ввиду всех этих противоречивых интерпретаций всех общих
критериев и частных случаев все еще невозможно прийти к окон¬
чательному заключению с полной уверенностью. Однако вообще
признано, что в большинстве, если не во всех, обычных и уже изу¬
ченных спиралях имеет место одно и то же соотношение между
направлением спиральных ветвей и направлением вращения, т. е.
все четко видимые ветви либо закручиваются, либо раскручи¬
ваются. По нашему мнению, из совокупности признаков первый
случай представляется более вероятным. Он находится также
в согласии с современными данными о вращении и спиральной
структуре нашей собственной Галактики».
На этой проблеме мы более не останавливаемся, потому, что
она, по нашему мнению, потеряла актуальность после того, как
еще в 1959 г. Б. А. Воронцов-Вельяминов [25] установил ряд слу¬
чаев, когда в обычной спиральной галактике разные ее ветви
имеют противоположное направление закручивания. Таким об¬
разом, в какую бы сторону такая галактика ни вращалась, одни
ее ветви закручиваются, а другие раскручиваются. Этим самым
вопрос о связи вращения и направления спиральных ветвей теряет
остроту. Вместе с тем это открытие вызывает добавочное сомнение
в том, чтобы спиральные ветви возникали в результате сочетания
истечения вещества из ядра и вращения.
§ 2. ВРАЩЕНИЕ ГАЛАКТИК
Эти выводы прямо противоположны последнему заключению
Вокулера (цитированному выше). Кроме того, Вокулер часто
утверждал, что всегда имеет место именно закручивание ветвей.
» •
Ш с) . . j
Рис. 19. Галактики с ветвями противоположных направлений закручивания:
a) NGG 5033 SABc; h) NGC 3888 Sc; с) NGG 2782 Sa; d) MGG 13-4-21; е) NGC 2959. См. еще
ряд примеров на рис. 41.
Поэтому четырьмя годами позднее совершенно неожиданной
явилась без ссылки на [29] следующая фраза Вокулера в [77]
в его полемике с Бербиджами по поводу движений в NGG 4631:
84
ГЛ. II. ОПРЕДЕЛЕНИЕ РАССТОЯНИЙ И МАСС ГАЛАКТИК
«Из прямых фотографий ясно, что в типах SB(s)d и SB(s)m, а воз¬
можно, и в SB (га), имеются как «волочащиеся», так и «раскручи¬
вающиеся» ветви».
Противоположно направленные ветви в действительности есть
не только у этих поздних подтипов галактик SB, а и у более ран¬
них* и не только у SB, но и у S (рис. 19).
р!1уществует огромное множество примеров с галактиками SB,
у -которых, как и в примерах, приведенных позднее Вокулером,
но гораздо даже яснее, ветви имеют противоположные направ¬
ления. Но Б. А. Воронцов-Вельяминов допускал, что примеры
с одними лишь галактиками SB, о которых говорит Вокулер, не
будут иметь полной убедительности, так как им можно противо¬
поставить следующее возражение.
Вообразим галактику SB, имеющую кольцо, пересеченное
баром. Для кольца оба направления вращения безразличны.
На 90° от концов бара, по обе стороны от него, часто имеется ос¬
лабление яркости кольца или даже разрыв. Поэтому кто-либо
мог бы возразить, что в таких случаях существуют остатки кольца,
а не противоположные ветви. Чем меньше остатки кольца похожи
на противоположные ветви у спиралей SB, тем убедительнее,
что направление вращения не определяет направление ветвей.
Но еще убедительнее это выглядит на примере многочисленных
галактик с одной, а то и с двумя гамма-формами (см. о них в гл. I
§ 3h и в гл. III § 8). Примеры: NGG 5033, 4050, 799, MGG 1-4г1,
11-13-37. Их не могла создать никакая деформация кольца. Та¬
ковы же обычные галактики S, а не SB, имеющие ветви противо¬
положных направлений: MCG 11-11-23, 11-19-10, 8-28-4, 2-4-52,
2-5-9, 2-32-18, 2-57-8, 1-8-1, 0-13-37, 0-27-41, 1-35-20, 1-31-13,
—1-35-18,13-7-40, NGC 5504 и др. Эти примеры более убедительны,
чем ссылки Вокулера на галактики БМО и NGG 4027, из которых
первая имеер нечеткие ветви, близка к неправильным, a]NGG 4027,
возможно,^ является взаимодействующей, состоящей из двух
слившихся галактик.;.
В процессе былых споров о направлении вращения и, в тесней¬
шей связи с этим, споров о том, какая сторона сильно наклонен¬
ной галактики является более близкой к нам, установилось убеж¬
дение, что ближе та сторона галактики, где темная материя про¬
ектируется на светлую ядерную область.
Ь. Периоды и скорости вращения. Обычно спектр при длин¬
ной щели удается получить только от самой яркой, внутренней
части галактики. Наклон спектральных линий, остающихся
прямыми, показывает линейное возрастание скорости с расстоя¬
нием г от центра. Положение концов линии иногда соответ¬
ствует скорости вращения до четырехсот пятидесяти км/сек, ес¬
ли галактика повернута к нам почти ребром (угол ее наклона i
около 90°).
§ 2, ВРАЩЕНИЕ ГАЛАКТИК
•85
Истинная скорость вращения равна F=Fr cosec i, где Fr—
наблюденная лучевая скорость на расстоянии г от центра вдоль
видимой большой оси галактики. Нередко углом наклона галак¬
тики i обозначают не названный выше угол, а угол между пло¬
скостью экватора галактики и лучом зрения. Один из этих углов
дополняет другой до 90°..
Определение угла i, важного и для определения масс галак¬
тик, довольно неточно, хотя многие авторы приводят его с точ¬
ностью до 0°,1. Всегда предполагают, что галактика симметрична
относительно оси своего вращения и в смысле распределения
масс, и в смысле распределения яркости. Последнее нередко сильно
нарушается. Если галактика симметрична, то, считая ее в плане
кругом, мы из отношения полуосей ее проекции на небо а и Ъ
получаем cos i=b : а. По Хольмбергу, при глазомерных оценках
величина Ъ : а преуменьшается. В таких случаях угол i, очевидно,
преувеличивается. Позиционный угол линии узлов 0 определяют
как позиционный угол какой-либо эллиптической изофоты внутри
галактики. Наличие спиральных ветвей разной яркости и их раз¬
ветвления мешают найти удовлетворительную эллиптическую
изофоту. Позиционные углы изофот иногда систематически ме¬
няются с расстоянием от центра. Часто наблюдается асимметрия
изофот по отношению к центру. Иногда i определяют, находя
такой наклон, при котором вычисленная подходящая логарифми¬
ческая спираль графически совпадает с наблюдаемой спиральной
ветвью. Толщина галактики, растущая к центру, искажает опре¬
деление i. За этот эффект ввести правильную поправку нелегко,
так как отношение истинных осей эллипсоида галактики меняется
в значительных пределах (от 1 до 20 и более), и даже средняя его
величина надежно не установлена. Изофоту — эллипс легче
всего провести, если в ядерной области имеется линза, как в М 31
и М 81, но как раз линза в спиральной галактике даже при на¬
блюдении галактики с ребра может выглядеть почти шаром.
Ориентацию галактики можно определить и из наблюдения
лучевых скоростей в указанных выше предположениях, считая
скорости круговыми. Это делают так.
Обозначим полярную систему координат на небе X (расстоя¬
ние), Y (позиционный угол), а в плоскости экватора галактики
соответственно со, ф. Начало каждой системы возьмем в центре
галактики, а углы будем отсчитывать от линии узлов.
Если круговая скорость и (со) , то радиальная скорость
Vr = sin i cos ф и (со),
причем
tg ф=эес i tg(y—0)
и
cd2=#2[cos2(i/—0)+sec2 i sin2 (г/—0)].
86
ГЛ. II. ОПРЕДЕЛЕНИЕ РАССТОЯНИЙ И МАСС ГАЛАКТИК
При достаточном числе точек с измеренной скоростью из этих
уравнений можно найти 0 и, с меныпей точностью, i. Бывает зна¬
чительное расхождение между результатами, полученными этим
и предыдущим способом. Устранить с уверенностью его нелегко.
Если угловую скорость у выражать в км/сек'кис, то период
вращения
Р=6,16-109 : т=2nR : У,
где R — линейный радиус галактики, а У — скорость на его
конце. Иначе,
Р в годах = 6,16 • 106 у ,
где R — в парсеках, а У в км/сек. Р пропорционален R, т. е. при¬
нятому расстоянию.
ЬдР-.
Рис. 20. Зависимость периода вращения Р в годах от радиуса Rp точки пере¬
гиба кривой вращения (по Б. А. Воронцову-Вельяминову). Заметна зависи¬
мость от типа галактики. Две отметки в левом нижнем углу соответствуют
кернам М 31 и М 32.
По наблюдениям, до некоторого расстояния от центра галак¬
тики вращаются с почти постоянной угловой скоростью, а дальше
и линейная и угловая скорость убывают и по теории вращение
становится происходящим в соответствии с III законом Кеплера.
§ 2. ВРАЩЕНИЕ ГАЛАКТИК
87
В таких условиях за, период вращения естественно принять пе¬
риод «твердотельного» вращения или период, определяемый мак¬
симальной линейной скоростью.
По Б. А. Воронцову-Вельяминову [78], периоды вращения
наблюдавшихся галактик заключены в поразительно узких пре¬
делах: от 107’5, до 109 лет с резким максимумом у 108’4 лет (рис. 20).
Ввиду ошибок определе¬
ния истинный интервал
периодов должен быть еще
уже, вероятно, от 5 до 50
десятков миллионов лет.
При оценке возраста га¬
лактик по расчетному воз¬
расту самых старых звезд
в 1010 лет, заключали, что
со времени своего возник¬
новения галактики сдела¬
ли всего лишь несколько
сотен и даже только де¬
сятков оборотов. Спираль¬
ные галактики самых позд¬
них типов и неправильные
вращаются наиболее мед¬
ленно (lgP=8,45) и в то
же время в них много ^ис’ Логарифм периода вращения в
„ лг функции сжатия галактики с : а (по
молодых звезд; У галактик ЦБ. А. Воронцову-Вельяминову).
S0 и Sa периоды, несом¬
ненно, короче (lgP=7,77), а вращение быстрее, чем у позд¬
них типов. У Sb 1 g Р=8,16. Это показывает невозможность
эволюции галактик Е в галактики S0 и Sa, так как у галак¬
тик Е вращение замечено лишь в единичных случаях и лишь вблизй
центра. Более того, галактики Sa, и во всяком случае S0, значи¬
тельно толще, чем поздние спирали и неправильные. Можно было
ожидать, что большее сжатие галактик обусловлено более быст¬
рым вращением. В действительности же наблюдается обрат¬
ное (рис. 21): у поздних типов S и неправильных вращение мед¬
леннее, а сжатие больше, чем при таких же массе и размере у ран¬
них спиралей. Кроме того, оказалось [78], что период вращений
растет линейно с радиусом твердотельного вращения.
Вращение ярких центральных областей всех галактик, если
оно вообще заметно, можно исследовать по наклону и форме ли¬
ний поглощения. Но далеко от центра яркость галактик слишком
слаба для этого.
Для близких галактик лучевые скорости для определения
вращения внешних частей можно определять по отдельным об¬
ластям Н II (рис. 22). Они лежат заведомо вблизи экваториальной
88
ГЛ. II. ОПРЕДЕЛЕНИЕ РАССТОЯНИЙ И МАСС ГАЛАКТИК
Рис. 22. Вверху: М 31 с разметкой на ней областей Н II, у которых Рубин и
Форд, измерили лучевые скорости. Очерчены зоны, в которых изучены пере¬
менные звезды. Внизу: кривая вращения М 31 по областям Н II, а вблизи
центра — по линии [N И] (по Рубин и Форд). Сопоставьте острый максимум
вблизи центра по [N II] с максимумом вблизи центра, наблюдавшимся Бэбко¬
ком по линиям поглощения (максимум у г=4"). Имеются более точные резуль¬
таты, но данное сопоставление всего нагляднее.
§ 2. ВРАЩЕНИЕ ГАЛАКТИК
89
плоскости и не должны иметь поправки за скорость по 2-коорди¬
нате. Области Н II могут быть иногда найдены в столь далеких
от центра районах, что там общее свечение галактики практи¬
чески не видно. Находят эти яркие туманности заранее по сним¬
кам в лучах На. Получение спектрограмм областей Н II по от¬
дельности требует много ясных ночей. Во внешних частях М 31
и М 33 значительной радиальной составляющей скоростей, по-
видимому, нет, а во внутренних областях М 31 они, скорее всего
есть, как и в некоторых галактцйах S, особенно SB, изученных
позднее. Для далеких галактик- где индивидуальные области
Н II выявить нельзя, Бербиджи широко ввели в практику изу¬
чение вращения с длинной щелью спектрографа по водородной
линии На, наиболее яркой. Хороша еще для той же цели яркая
линия 3727-9 [О И]. Яркие линии видны лучше, чем абсорбцион¬
ные, и на большем протяжении. Но яркие линии видны лишь
в галактиках поздних типов Sb, Sc й Ir I, а в ранних Sa, SO, Е их,
как правило, нет, хотя иногда они и заметны в центральных об¬
ластях талактик. Наблюдения эмиссионных туманностей опти¬
ческими спектрографами ж наблюдения в линии- нейтрального
водорода А,=21 см радиометодами позволили в некоторых случаях
отойти от центра спиральных галактик к области, где движение
уже близко к кеплеровскому (рис. 23).
Получение радиометодом кривой вращения путем измерений
точной длины волны смещенной линии 21 см требует, чтобы разре¬
шающая способность радиотелескопа позволяла выделять из
галактики отдельные области. Надо также иметь возможность
точно знать угловое расстояние изучаемой области от центра вра¬
щения. При радионаблюдениях эта возможность не всегда имеется,
и поэтому кривые вращения, цолученные радиометодом, имеются
лишь для немногих галактик. Но точность их много выше, чем
у современных оптических методов, что легко видеть по диспер¬
сии измерений и по сравнению оптических измерений с кривыми
вращения М 31 и М 33, полученными радиометодами. У галактик,
для которых нет кривых вращения, максимальная скорость вра¬
щения равна Vm=Vm cosec i, где ^определяется как полу¬
ширина (в км!сек) линии Я=21 см.
с. Нарушение круговых движений. Естественно было думать,
что в плоских галактиках звезды и газ имеют круговые скорости,
симметричные относительно центра и равные на одинаковых от
него расстояниях.
У NGC 2903, 3504, 3623, 5005, 4736 и других внутренние и
внешние части лежат, по-видимому, не в одной плоскости, отчего
получаются неувязки в кривых лучевых скоростей. NGC 3646
производит впечатление целиком неустойчивой. Скорости в ней
непримиримы с круговыми скоростями устойчиво вращающейся
системы. Были замечены движения ионизованного газа вдоль
90 ГЛ. II. ОПРЕДЕЛЕНИЕ РАССТОЯНИЙ И МАСС ГАЛАКТИК
%ра. Движения газа в баре были от центра со скоростью 50—
100 км/сек, например, в NGC 613, 4631, 4027, 7741 и других. Для
NGC 4027 это было подробно изучено.
Расстояние вдоль оптичесной долыиой оси
Рис. 23 a) NGG 300 типа Sc и кривая скоростей ее вращения по наблюдениям
в Парксе.
Циркуляция газа, нарушающая его круговые движения вблизи
ядра или бара, обнаруживается все чаще и иногда подозреваются
компоненты скорости газа даже по z-координате или движения
вращательного типа, но не все в одной плоскости. Уже возникли
§ 2. ВРАЩЕНИЕ ГАЛАКТИК 91
и теории, стремящиеся объяснить такие движения в галакти¬
ках SB. Но и в правильных спиралях обнаруживают асимметрию
движений. Например, в М 51 в поле скоростей до расстояний
60' 50' 40' 30' 20г 10' Ог 10г 20' 30' 40' 50' 60'
си'
Рис. 23 b) М 33 типа Sc, кривая Ve ее вращения (по Брандту), распределение
относительной плотности р и поверхностной плотности 2 (©).
600 пс от центра есть отклонения от кругового движения, доходя¬
щие до ±100 км/сек. Сложное поле; ее скоростей определяется,
вероятно, не только близостью к дай;возмущающего малого спут¬
92
ГЛ. II. ОПРЕДЕЛЕНИЕ РАССТОЯНИЙ И МАСС ГАЛАКТИК
ника (это пара взаимодействующих галактик, которые соединены
спиральной ветвью большего компонента). Отклонения от кру¬
гового движения встречаются и у других спиральных систем. Они
обнаружены и в нашей Галактике.
Сопоставив скорости в симметричных точках по обе-стороны
от центра в сотне галактик, для которых уже есть оптические
или радиоданные о вращении, нашли, что разность этих скоростей
иногда достигает величины самой круговой скорости в этой же
точке. Особенно велики они и надежно установлены для NGC 2903
и 7331.
С другой стороны, Пишмиш обратила внимание на волны в кри¬
вых вращения, считая их реальными при амплитудах до 30—
50 к^да и также нарушающими монотонное изменение скорости
вращения:. Она объясняет это существованием в галактиках под¬
систем с равными параметрами вращения и лежащих на одном
луче зрения.
В самом деле, анализ наблюдений вращения в опти¬
ческом и в радиодиапазоне осложнен тем, что на луче зрения ле¬
жат объекты, находящиеся в разных местах толщи галактики, на
разных расстояниях от ее центра, а иногда и на существенно раз¬
личной ^-координате, по которой также возможно наличие неко¬
торой скорости. С достоверностью еще не обнаружены, но запо¬
дозрены возможные теоретически движения и по радиусу, типа
iT-эффекта, и движения вдоль спиральных ветвей. Отсутствие
полного соответствия между расположением звезд и газа в пло¬
скости галактик говорит также в пользу некоторых различий
в их кинематике.
Пишмиш нашла, что единственным объяснением минимумов
на кривой вращения галактик может быть лишь попадание на
щель спектрографа объектов, населяющих диск и гало и имеющих
меньшую скорость вращения. Низкая точность оптических наблю¬
дений даже ближайших галактик М 31 и М 33 делает, однако,
сомнительной реальность волн на кривых вращения. Это подт¬
верждено работой В. Г. Метлова [79]. Он оценил ошибки в опре¬
делении объемной плотности из кривых вращения, исходя из
оценок точности определения лучевых скоростей. Даже при ошиб¬
ках, оцененных наблюдателями в ±35 и даже в ±10 км/сек, ис¬
пользуя метод максимального правдоподобия, он нашел, что
«волны» плотности лишь редко могут отражать реальные колеба¬
ния плотности вдоль радиуса.
-Особое место занимает вращение маленьких ядрышек, или
кернов, обнаруженное пока77лишь у М 31 и М 32. Это вращение,
по-видимому, автономно.
Скорость вращения ядра М 31, быстро нарастающая от центра
до 90 км/сек на расстоянии всего лишь 4", столь же быстро падает
почти до нуля, а затем возрастает так Медленно, что на расстоя-
§ 2. ВРАЩЕНИЕ ГАЛАКТИК
93
нии; 28" достигает лишь 10 км!сек. У М 32 керн также вращается
крайне быстро, а у керна М 33 вращение незаметно. Подробнее,
об этом см. в гл. IV.
Увеличение разрешающей способности оптических и радиоте¬
лескопов и чувствительности энергоприемников выявит, вероятно,
еще. много особенных движений внутри галактик.
У эллиптических галактик вращение еле заметно, и то лишь,
в случае, если у них большое видимое сжатие. Вращение очень
заметно у двух исследованных галактик S0. И у тех и у: других
спектр центральной области показывает расширенные линии: Эта
интерпретируется как эффект наличия большой дисперсии- скогГ
ростей звезд, в них входящих. Дисперсия наблюдалась от::10&
до .500 км/сек в гигантских, или в достаточна плотных, компакт¬
ных галактиках.
_ В 19.66 г. у сильно сжатых NGC 4621 и 4697 типа Е5 обнару¬
жили твердотельное вращение центральной области со скоростшш:,:
растущей на 22 и 50 км!сек соответственно на каждые 100 парсеков
от центра. : • ; . , : : т
^Получение радиоротационных кривых с большой точностью-и
до. видимой границы галактики и даже дальше показало мното
нового, до сравнению: с данными оптических измерений.:;Послед¬
ние обычно захватывали лишь яркую центральную область* ш
даже только ядерную область. Во всех случаях периоды их вра¬
щения по оптическим наблюдениям в несколько раз меньше, чем
во внешней области твердотельного вращения, установленной
радионаблюдениями. Вероятно, это различие реально, тем более,
что у М 31, помимо автономно вращающегося керна с максимумом
вращения около г=4", есть, по Бэбкоку, второй максимум вра¬
щения в 100 км/сек по линиям поглощения на г=4', и уже после
него кривая вращения возрастает почти линейно с медленным
спадом дальше к периферии. Около этого же места дает острый
максимум кривая вращения по линиям излучения [N И] (Ру¬
бин [80]) (см. рис. 22).
Радионаблюдения на Х=21 см показали также, что еслиг от-:
влечься от автономного быстрого вращения самых внутренних
областей, то практически твердотельное вращение простирается
наружу гораздо дальше, чем считали ранее. Это окончательно
подтвердило многократные (с 1956 г.) утверждения Б. А. Ворон¬
цова-Вельяминова [81], что практически твердотельное вращение
должно захватывать область ясно видимых спиральных ветвей.
Прежними его доводами в пользу этого было то, что у галактик
SB существование прямого бара доказывает, что;у них большая
внутренняя область вращается твердотельно. Но от; галактик SB;
есть постеценный переход к S, а распределение яркости по радиусу,
в них сходно. Тогда должно быть сходно и распределение плот¬
ности, а следовательно, и закона вращения*;^: ;;т;: •
94.
ГЛ. II. ОПРЕДЕЛЕНИЕ РАССТОЯНИЙ И МАСС ГАЛАКТИК
Далее, спиральные ветви галактик удовлетворяют уравнению
логарифмической спирали, но иногда с разными параметрами
у разных ветвей одной и той же галактики. Чтобы логарифмиче^
ский закон, их описывающий, не нарушился, вращение для каж¬
дой ветви должно подчиняться своему совершенно определенному
и специальному закону. Одновременное сосуществование разных,
да еще сложных законов в одной и той же плоскости невероятно.
Теория волн плотности, возникшая в последнее время, старается
примирить дифференциальное вращение с устойчивостью спираль¬
ных ветвей, но не с сохранением их формы. Твердотельное вра¬
щение — условие длительного существования спиральных ветвей
вообще.
Возражения ссылками на то, что якобы в нашей Галактике
возле Солнечной системы и даже дальше (до 14 кпс) от центра
Галактики спиральные ветви существуют, несмотря на наличие
дифференциального вращения, неубедительны. Не доказано, что,
глядя извне, здесь наблюдатель действительно видел бы спираль¬
ные ветви, какие мы видим в других галактиках. Некоторые аст¬
рономы соединяют весьма произвольно в спиральные ветви не¬
сколько десятков разрозненных звезд или их групп. Это еще не.
четко видимые спиральные ветви, которые ни в одной галактике
так далеко (на 14 кпс) от центра не простираются [82].
В работе [83] Б. А. Воронцов-Вельяминов перечислил десятки
галактик, у которых четкая спиральная структура обрывается
ближе к центру, чем лежит точка перегиба скоростей вращения.
[Еще раз обратите внимание на NGC300 (рис. 23а) и М 33
(рис. 23Ь)]. У М 31, судя по лучшим кривым вращения, ветви
простираются за положение точки перегиба.
Сложность кинематики спиральных галактик, помимо откло¬
нения от круговых скоростей, обнаруживается еще и из интерфото¬
метрического исследования скоростей газа в М 31 в работе фран¬
цузских ученых, усовершенствовавших метод Фабри и Бюиссона.
Они обнаружили также систематические различия во вращении
ионизованного водорода, входящего в состав ветвей и в состав
диска М 33.
Интерференционный метод облегчает получение поля скорос¬
тей по площади всей галактики по линии излучения На, но еще
точнее вскрывается картина поля скоростей, относящегося к нейт¬
ральному водороду Н I в длине волны 21 см посредством апер¬
турного синтеза радионаблюдений, изобретенного недавно и
чрезвычайно повысившего детальность исследований (рис. 24;
см. также § 12 и 13 главы III). Однако движения звезд, обнару¬
живаемые преимущественно по их линиям поглощения, движения
ионизованного газа (по линии На) и движения Н I не вполне
одинаковы. Различия в них помогают глубже понять кинематику
и динамику галактик.
§ 2. ВРАЩЕНИЕ ГАЛАКТИК
9$
Рис. 24. Линии равных лучевых скоростей (поле скоростей) в галактике М 81
наложенные на ее фотографию в синих лучах. Получены при помощи апеттго-
ного синтеза Ротсом на радиотелескопе Вестерборк
96
ГЛ. II. ОПРЕДЕЛЕНИЕ РАССТОЯНИЙ И МАСС ГАЛАКТИК
§ 3. Определение масс галактик
Йайдены три основных динамических способа определения
масс галактик:
a) по скоростям галактик в парах статистически,
b) по дисперсии внутренних скоростей, одределяемой по про¬
филю спектральных линий индивидуальных галактик Е и SO,
c) по форме кривых лучевых ..скоростей индивидуальных, до¬
статочно быстро вращающихся плоских галактик, спиральных и
неправильных. _ L
а. Массы двойных галактик по статистике. Массы визуально¬
двойных звезд вычисляют индивидуально, если известен линей¬
ный размер их орбиты и период обращения. Йри недостатке этих
данных прибегают к их статистической обработке. В случае двой¬
ных галактик известна лишь лучевая компонента мгновенной
орбитальной (?) скорости и видимая проекция расстояния между
компонентами.
Скорости компонент в парах определял и коллекционировал
в ряде работ Пейдж, разработавший способы статистической их
обработки.
Сумма масс галактик, выраженных в массах Солнца и рас¬
сматриваемых как точки, движущиеся по круговой относитель¬
ной .орбите, по третьему закону Кеплера равна
+ Ш2 = Ж = AV2: (9,48 я)2, (5)
где Л — радиус относительной орбиты в астрономических еди¬
ницах и V — круговая скорость в км!сек. Если ф — угол между
V и лучом зрения, а я|) — угол между ним й радиусом-вектором,
а — угловое расстояние между компонентами в минутах дуги,
D — расстояние пары от Солнца в пс, Н — постоянная Хаббла и
AV — разность лучевых скоростей компонент, то справедливы сле¬
дующие выражения:
AV=V cos ф, а'жА sin^ : 60D,
D = —
я •
Поскольку V перпендикулярно к А,
созф = зт t cos д и cos я|) = sin i sin
где i — наклон орбиты к картинной плоскости, ад — расстояние
второй галактики от нисходящего узла.
Из комбинации этих выражений получается «функция масс» F:
F = 2k(9A8nyaV = Ш sin**'C0S* Я О “sin2 i sin2 Я)1/2 (6>
или
F = 64,1аК(ДУ)2 = «Ш/. (7)
§ 3 ОПРЕДЕЛЕНИЕ МАСС ГАЛАКТИК
97
F является функцией двух углов, аналогично «функции масс»,
определяемой для двойных звезд, причем /^1. Наблюдаемая вели¬
чина F дает нижний предел средней массы пар галактик. Если ор¬
биты наклонены равновероятно и так же равновероятно распреде¬
лены то среднее / будет таким:
Я/2 л/2
^ dQ ^ sin2 i cos2 Д (1 — sin2 i sin2 Д)1/2 di
7 Si—m = 0,295. (8)
J dQ J sin-/ di
о о
(При интегрировании корень квадратный можно разложить в ряд,
удерживая в нем три члена.)
Средняя масса одной галактики, полученная статистически по
наблюдениям многих пар, будет равна
Ш=7:0,295.
В работе [84] Пейдж вывел улучшенную формулу с введением
весов для наблюдений и использовал 66 пар для определения сред¬
них масс. В [85] он пересмотрел и дополнил данные. Ван ден Берг
[86] иначе сгруппировал данные Пейджа по 52 парам и получил
значения для Е и S0, более сходные с результатами индивидуаль¬
ных определений, чем получалось у Пейджа.
Заметим, что если орбиты в действительности не круговые, а
параболические, то массы надо увеличить вдвое. Быть может, в
некоторых случаях орбиты даже гиперболические, если галактики
встретились случайно, или если при совместном образовании они
потом разлетелись с большими скоростями. Описанный метод, ко¬
нечно, не дает представления об истинных пределах, в которых за¬
ключены массы галактик. См. также § 7 гл. VII.
Ь. Определение масс и плотностей эллиптических галактик.
До последнего времени нет таких надежных данных о медленном
вращении эллиптических галактик, по которым можно было бы
определять их массы и распределение плотностей, как это возмож¬
но для сильно сплющенных, «плоских» галактик.
Поведа [87] предложил определять массы галактик типов Е и
S0 по измеренной дисперсии скоростей звезд, которые их образуют.
При этом надо опираться на теорему о вириале. Эта важная теоре¬
ма статистической механики полезна для нахождения приближен¬
ных соотношений между параметрами звездных систем. В част¬
ности, теорема о вириале применяется еще для изучения проблемы
устойчивости кратных звезд, скоплений звезд и галактик.
Вывод теоремы о вириале. Пусть J — момент
инерции системы тел относительно центра масс и rt — радиус-
98
ГЛ. II. ОПРЕДЕЛЕНИЕ РАССТОЯНИЙ И МАСС ГАЛАКТИК
вектор i-ro члена системы относительно того же центра:
N N
j = 2 mtr ? = 2 т{ (*5+у\ + аф.. (9)
1 i= 1
Пусть / но меняется (в стационарной системе) либо меняется с
постоянной скоростью.
Приближенно это условие осуществляется, если J меняется
очень медленно. Тогда, разлагая J в ряд по степеням t и сохраняя
только два первых члена, имеем
J=d-\-bt.
Тогда вторая производная от / по времени t будет равна нулю, как
в стационарной системе.
Дифференцируя J два раза по t, имеем
2 щ (*?+Уi + zi) + 2 Щ (XtX,+УМ + Z(Zt) = 0.(10)
z ш i=l i=l
Первый член правой части равен удвоенной кинетической энергии
системы:
2/п^! = 2Г, (11)
где vt — скорость i-го члена системы.
Второй член выражения называется вириалом, и от него про¬
изошло название теоремы.
Потенциальная энергия системы
N
P = (12)
i>l Tl]
где r{j — расстояние между i-м и /-м членами системы, а &2 —
постоянная тяготения. Уравнения движения таковы:
дР •• дР •• дР
mixi = -irxг т^ = ~1>гг
Вириал равен
V { дР , дР , дР \ /1Qv
(13)
Р есть однородная функция координат степени —1. Тогда по тео¬
реме Эйлера об однородных функциях имеем
§ 3. ОПРЕДЕЛЕНИЕ МАСС ГАЛАКТИК
99
т. е. вириал равен отрицательной потенциальной энергии системы.
Таким образом,
2Г+Р=0. (15)
Это и есть теорема о вириале: во всякой стационарной системе
сумма удвоенной кинетической и потенциальной энергии равна ну¬
лю.
Теорему о вириале при равной массе членов системы можем на¬
писать так:
Ш-!?+Р = 0,
где ЗЯ — полная масса системы и Р — полная потенциальная энер¬
гия ее, a v2 есть средний квадрат пространственных скоростей чле¬
нов системы относительно центра. Для галактики
ш
р_ h%cm(r)m
i г '
В это выражение входит 9Jt(r) — распределение плотности по
радиусу. Поведа заменил это распределение плотности массы рас¬
пределением поверхностной яркости L (а), предполагая, что отноше¬
ние К=Ш/Ь не зависит от г. Это очень близко к действительно¬
сти. Распределение яркости в М 32 и многих других эллиптических
галактиках почти тождественно по форме и известно. В формули¬
ровке Вокулера (см. § 3 гл. III) стандартное распределение поверх¬
ностной яркости по радиусу В (а) путем умножения на некоторый
коэффициент q переводится в поверхностную яркость для данной
конкретной галактики. Линейное значение радиуса, которому соот¬
ветствует данная поверхностная яркость, равно безразмерному ра¬
диусу а, умноженному на характеристическую длину а. Послед¬
няя представляет собой радиус круга, содержащего половину все¬
го излучения галактики в проекции на небесную сферу.
Радиус этого круга зависит от расстояния до галактики при
данном радиусе телескопического изображения галактики. Обозна¬
чив через @ произведение коэффициента q на второй коэффициент,
дающий перевод поверхностной яркости в абсолютные значения
плотностей, мы получаем
Я/а
P = -K*Q*r* С L(a}dL , (16)
<J “
где
а
L (а) = У 4nr\B (a) da
о
и ге — эффективный радиус (см. гл. III).
100 ГЛ. II. ОПРЕДЕЛЕНИЕ РАССТОЯНИЙ И МАСС ГАЛАКТИК
Этот интеграл одинаков для всех галактик и может быть вы¬
числен по фотометрическим данным.
двух независимых сопоставлений Поведа получил в сред¬
нем числовое значение Q, так что окончательно из теоремы вириа-
ла получается:
ш = = 3,0 ^1 = 0,2 redo\ (17)
Г ±™dL
J а
о
где 9Jt выражено в массах Солнца, ге — в минутах дуги, d — рас¬
стояние до галактики в пс, а вместо дисперсии пространственных
скоростей подставлена дисперсия наблюдаемых лучевых скорос¬
тей а в км/сек. гч>
Чтобы установить связь между г;ти^наблюдаемой дисперсией
скоростей а, нужно принять какое-то распределение звездных ор¬
бит. В случае сферической галактики можно принять, что, как в
шаровых скоплениях, орбиты в галактиках столь эксцентричны,
что их можно заменить гармоническими колебаниями по радиусам
около центра; тогда v2=a2, где а — наблюдаемая дисперсия ско¬
ростей.
^ Минковский [88] подробно рассказывает, как надо «изготов¬
лять» искусственные синтетические спектры с наложенной на них
определенной дисперсией скоростей, которые потом сравниваются
со спектром галактики. Можно взять, например, гауссово распре¬
деление для дисперсии скоростей. Тогда при’его наличии распреде¬
ление интенсивности в линии будет
+ 00 с* &—Юг
<18>
— 00
где 1(Х) — интенсивность в невозмущенной линии с дисперсией
сг.1, а если она уже искажена дисперсией скоростей сг, то I(kQ)
будет соответствовать дисперсии (Т0= (^2+^i) /l» с ~ скорость
WHr Г\
света.
Значение интеграла Минковский1~определял гчисто,гэкспери-
ментальным методом при" помощи специальной' щели^спектрог-
рафа/ задававшей' «дисперсию скоростей», и получил для М 32
V=100 км/сек. Общая4 окончательная' формула для массы по дан¬
ным Поведы:
r9CTt = 0,4 a9 da,
если допускать круговые орбиты.
Поведа для М 32 получилгШ1=5 -108 и $R/Lph=5.
Супруги Бербидж и Фиш [89] оценивали интеграл числовым ме¬
тодом и применяли расширенные спектрограммы, а как звезду
§ 3. ОПРЕДЕЛЕНИЕ МАСС ГАЛАКТИК
101
сравнения использовали б Тельца класса КО. III. Они получили
для М 32 7=96 км/сек, что соответствует ЯЛ=1,8:109ЯЛ© и
=13,5. М 32 слегка эллиптична, типа Е2 и, если она вращается,
то с учетом кинетической энергии вращения эту массу следовало
бы удвоить. К тому же, по Минковскому, дисперсия скоростей нд
расстоянии 10" такая же, как в центре, что исключает возможность
чисто радиальных движений, как в принимавшейся модели Бел-ь-
цера и др. Но, предполагая, что дисперсия скоростей не зависит от
расстояния до центра, мы встречаемся с противоречием, поскольку
конечность массы галактики требует, чтобы дисперсия скоростей
падала наружу, где находится большая доля массы. Тенденция к
равнораспределению энергии приводит к увеличению скоростей
более легких звезд, вкладывающих в итог много массы, но мало
света. Потенциальная энергия чувствительна’к распределению мас¬
сы вблизи центра. Если масса и излучение распределены различно,
т. е. если ЯЛ/L меняются с расстоянием от центра, то вычисление
потенциальной энергии по распределению яркости становится нет
точным. С другой стороны, энергия вращения входит в кинетиче¬
скую энергию и остается неучтенной, поскольку не определяется
дисперсией скоростей в данной точке.
Дело осложняется еще тем, что яркость галактик Е вблизи
центра быстро растет. Это вызывает неточность в фотометрии вбли¬
зи центра и ограничивает ширину наблюдаемого спектра, не поз¬
воляя следить за дисперсией скоростей с удалением от центра.
С другой стороны, быстрое вращение малого ядра (керна), не раз¬
решенное на спектрограмме, может быть принято за дисперсию ско¬
ростей. Быстрое вращение ядрышка, обнаруженное у Mv32, -мо¬
жет создать видимость дисперсии в 30 км/сек. Скорость1 этого вра¬
щения в действительности достигает 65 км/сек при г=2'',5, а. к-
г=10" падает до нуля. Существуют ли ядрышки у других галак¬
тик Е и имеют ли они столь же быстрое вращение, пока не известно.
Вообще, для выявления дисперсии скоростей, даже превышающей
100 км/сек, нужна дисперсия спектрографа не менее 80А/мм. Уже
при ней инструментальный профиль спектральной линии при ще¬
ли в 25 мк составляет 140 км/сек.
Изменение ЯЛ: L вдоль радиуса вследствие сегрегации звезд по
массе и светимости, по-видимому, очень мало, так как по наиболее
точной, фотоэлектрической двухцветной фотометрии гигантской
галактики NGC 3379 типа Е, проведенной Миллером и Прендер-
гастом [90], в центре она краснее только на 0т,06. По Вуду, из
фотоэлектрической узкополосной фотометрии следует, что дальше
от центра в галактике Е, по-видимому, больше примесь карликов
и ЯЛ : L больше. Все это осложняется еще тем, что на некотором
видимом^расстоянииг"от'центра галактики Е на^луче зрения нахот
дятся и посылают нам свет не только звезды, отстоящие также и в
пространстве от центра на расстоянии г, а и болео близкие к нам и
102 ГЛ. II. ОПРЕДЕЛЕНИЕ РАССТОЯНИЙ И МАСС ГАЛАКТИК
более далекие. И те и другие отстоят от центра дальше, чем на
отрезок г, и эффекты распределения удельной светимости 5Ш : L
и эффекты проекции сливаются. Оказывается, что, например, на
видимом расстоянии 120 пс от центра гигантской галактики Е0
NGG 3379 при ширине щели спектрографа 5" половина звезд, по¬
сылающих свет в эту щель, действительно находится на этом рас¬
стоянии от центра, а другая половина звезд находится дальше и
лишь проектируется сюда же.
Поведа, Итурриага и Орозко [91], заключив, что равнораспре¬
деления энергии, ведущего к совершенно разному распределению
излучения и массы, в сферических системах нет, и что вероятнее
постоянство 9LR/L, составили таблицы, дающие распределение мас¬
сы и плотности, ускорения, потенциала, яркости на луче зрения
и т. п. для 160 точек модели Е-галактики.
Для NGC 3379 Бербиджи и Фиш [89] получили описанным ме¬
тодом дисперсию лучевых скоростей а=187 км/сек. Средняя дис¬
персия истинных скоростей, иначе, — максвелловская средняя
квадратичная скорость, при V2=3ar2 получилась 324 км/сек, мас¬
са 9Й=1,0 -Ю11^© (ПРИ постоянной Хаббла в 75 км/сек *Мпс) и
3Ji/L=12,4 — почти как у М 32 (статистически по двойным систе¬
мам Пэйдж получил 9Jt/L=88). Эта масса больше, чем у М 32, в
58 раз, а средняя плотность меньше, чем в М 32, в 85 раз:
р (NGC 3379) = 9,1 - Ю“2* = 1,3 Ше/пс\
р (М 32) = 7,7 • 10-21 = 112Ш0/пс*.
(Если принять #=100 км/сек •Мпс, то величины для NGC 3379
уменьшатся на множитель 0,75. При красном смещении всего лишь
+730 км/сек принятое расстояние NGC 3379 может быть ошибоч¬
ным даже вдвое.)
Обращаем внимание на то, что NGC 3379 — нормальный ги¬
гант с М=—19m,6, а М 32 — яркий карлик с М=—15т,2, притом
компактный.
По Ходжу [92], у разреженных карликовых сфероидальных
галактик типа Скульптора распределение ярких звезд не такое,
как распределение яркости у гигантских галактик Е, а такое, как
у шаровых скоплений. Их довольно резкий край он приписывает
приливному действию нашей Галактики, которая, может быть, во¬
обще делает распределение плотности в своих разреженных кар¬
ликовых галактиках нетипичным. Уподобляя их шаровому скоп¬
лению М 3 и беря такое, как у последнего, отношение : L=2,
Ходж экстраполяцией оценил массы шести галактик"^dE типа
Скульптора в 105—2 *107 ЯЛ©.
Высказывалось мнение, что дисперсия скоростей, просто даже
ширина, размытость линий, являются мерой массы, а с нею и све¬
тимости галактик. Минковский в [88] приводит дисперсии скоро¬
§ 3. ОПРЕДЕЛЕНИЕ МАСС ГАЛАКТИК
103
стей (от 100 до 490 км/сек) 12 галактик Е, четырех S0 и ядра М 31
(SЬ), подчеркивая не в первый раз, что хотя слабая корреляция
такого рода есть, но на ширину линий, помимо массы, влияет, види¬
мо, еще что-то. Мы полагаем, что важным фактором является сред¬
няя плотность и возможное сочетание эффекта вращения с эффек¬
том ориентации оси вращения относительно нас. В этой работе,
применяя 200-дюймовый телескоп, Минковский все же пользо¬
вался нерасширенными спектрами, что требовало видоизменения
метода. Отмечена та странность, что в скоплении Девы 6 из 7 изу¬
ченных галактик имеют повышенную дисперсию внутренних ско¬
ростей. Замечательно так же, что карликовый спутник галактики
NGG 4486 (знаменитой радиогалактики М 87), отстоящий от нее на
7' к северо-западу, имеет большую дисперсию скоростей: 370км/сек.
Концентрация света к его центру мала, цвет и спектр нормальны.
Ядра нет и спутник, видимо, не является плоской системой с быст¬
рым вращением.
Руд изучил этот объект (MGG 2—32—101) на 5-метровом теле¬
скопе и нашел, что это — компактная галактика типа Е0 с mph =
=14m,2 и Мph = —16™,7 и, следовательно, напоминает М 32. Яр¬
кость ее до г=±4",8 меняется как г-1’9, а далее до г=13" как г“за
и внутри градиент яркости действительно много меньше, чем у ти¬
пичных галактик Е. В предположении, что для нее до г=30" яр¬
кость изменяется по эмпирическому закону Кинга, выведенному
для шаровых скоплений, а распределение света и массы одинаково,
по методу Поведы была получена масса 5 -1010и 3Jt/L=80; и то, и
другое больше, чем у М 32, особенно 931/Ь. Следует, впрочем, заме¬
тить, что ее расстояние принято в предположении, что она физиче¬
ский спутник М 87 и что обе они — члены скопления в Деве. Если
это более близкий к нам карлик, то она станет более сходна с М 32.
Современный телевизионный метод [93] определения ширины
и профиля спектральных линий для характеристики дисперсии ско¬
ростей ведет к значениям последних в 1,5—2 раза меньшим, а сле¬
довательно, и к меньшим массам галактик. Уменьшаются поэтому
и отношения Ш/L по сравнению с результатами фотографической
фотометрии. Между прочим, это повышает противоречие между
этими наблюдаемыми и так называемыми вириальными массами,
о чем мы упоминаем еще в § 7 гл. VII.
Во всяком случае мы видим, что массы, плотности и их рас¬
пределение в галактиках типа Е весьма разнообразны, хотя в
этом отношении исследованы еще очень немногие из них.
В 1967 г. Кинг, Бирнес, Минковский [94], имея возможность
непосредственно определять аг, а следовательно, и Ш/L лишь
вблизи центра, изменили методику оценки масс. По их сообщению,
получены результаты для центральных областей двух десятков га¬
лактик ранних типов. Значения 9K/L составляют от 15 до 60, по¬
следние — для гигантских Е.
*104 ГЛ. И. ОПРЕДЕЛЕНИЕ РАССТ0Я1ЩЙ Ж МАСС ГАЛАКТИК
Если ^считать, что Ш/L по радиусу эллиптических и других
эллипсоидальных систем с малым (Сжатием не меняется, то распре¬
деление -плотности вдоль радиуса можно вывести из фотометриче¬
ских разрезоз по радиусу. Об этом мы скажем в гл. III.
Из сказанного выше следует, что по совокупности причин мас¬
сы галактик, вычисляемые по дисперсии скоростей, могут быть
ошибочны в два и более раза даже при правильно оцененном рас¬
стоянии до них.
с. Определение масс и плотностей плоских галактик. Твердо¬
тельное вращение соответствует вращению однородного сфероида.
Полная масса внутри него определяется скоростью и расстоянием
от центра до точки поворота кривой вращения. Наклон прямоли¬
нейной части кривой скорости вращения дает плотность централь¬
ной области. Протяженность плоской части кривой вращения ука¬
зывает на большую массу, распределенную, грубо говоря, внутри
диска. Скорость в любой точке кеплеровской кривой дает полную
массу внутри сферы радиуса R,
где v — круговая скорость в данной точке, а к2 — гравитацион¬
ная постоянная. Магнитные силы, которые могут играть опреде¬
ленную роль в движении газа, в описываемых методах не учитыва¬
ются. В сравнении с применением модели эллипсоида кеплеров-
ское приближение дает некоторое преувеличение вычисленной
массы.
Детальная интерпретация кривой вращения и вывод распре¬
деления плотностей внутри галактики требует применения теории»
потенциала. Так как сила притяжения «наблюдается» только в*
одной плоскости, то надо принять какой-либо закон распределе¬
ния плотности в перпендикулярном к ней направлении. Этим зако¬
ном задаются априорно либо используют распределение яркости!
по диску, видимому в проекции, и считают плотность пропорцио¬
нальной удельной светимости. Итак, необходима модель галакти¬
ки. Известны следующие модели, применявшиеся к другим га¬
лактикам:
1. Плоская модель, которую применил Вайз и Мэйолл (опре¬
деляя в 1942 г. впервые массу галактик М 31 и М 33), а затем
Брандт [95].
2. Неоднородный сфероид, в котором поверхности постоянной
плотности — подобные сфероиды. Эта модель применялась Пере-
ком [96], а также Бербиджами и Прендергастом [97], которым при¬
надлежит наибольшее число исследований о вращении, внутренних
движениях и массах галактик.
3. Суперпозиция неоднородных сфероидов с различными зако¬
нами плотности и сжатиями, примененная Шмидтом [98] к опреде-
§ 3. ОПРЕДЕЛЕНИЕ МАСС ТАЛАКТИК
105
лению массы М 31 по радионаблюдениям нейтрального водорода в
ней. Позднее он и Иннанен [99] ее усовершенствовали.
4. Суперпозиция однородных сфероидов различного сжатия
и плотности, примененная Кинманом [100] ic построению модели
ядра, вернее, линзы М 31.
5. В. С. Сизиков [101] предложил модель неоднородного сфе¬
роида с переменным сжатием поверхностей равной плотности с
учетом изофот.
Бели v — вращательйая скорость на расстоянии R от центра,
то ускорение F, как производная от потенциала 27, равно
вде dm — элемент массы на расстоянии А от рассматриваемой точки.
В методе Вайза и Мэйолла наблюденную кривую вращения,
исправленную за наклон галактики, переводили в кривую> силы.
ЕЕе можно выразить для диска с меняющейся плотностью через два
шеолных эллиптических интеграла Лежандра I и II рода. В конце
концов она выражается в виде ряда. Его коэффициенты вычисля¬
лись для нескольких моделей распределения плотности, и из них
подбиралась наиболее подходящая к наблюденной кривой силы.
В 1Ш2] Брандт и Белтон развили свой метод, предполагая, что
.кривая вращения имеет аналитическое выражение
которому, по их словам, многие галактики удовлетворяют. Здесь
V(В) — круговая скорость в функции7расстояния от центра В, а
А, В и п — некоторые величины, постоянные для данной кривой.
Брандт и Шер [103] вычислили таблицы для работы по методу
Брандта. Однако около 2/3 массы лежат, по-видимому, в области,
вращение которой не описывается формулой (20). Ь'-Щъ
Брандт с сотрудниками держался, однако, ближе к^методу
Бербиджей — Прендергаста, чем к методу Вайзе — Мэйолла. Их
формулы для очень плоской галактики у него упрощались.
Перек составил таблицы и номограммы для своего довольно
сложного метода. Представляя удовлетворительно наблюденную
кривую скоростей, метод сжатого сфероида плохо учитывает внеш¬
ние разреженные области галактик. Этот недостаток можно учесть
эмпирическим методом.
Боттлингер предложил ряд формул для представления силы
тяготения в Галактике. Ломан [104] из них выбрал выражение
(19)
[ 1 •+£»£»] 8/®л ’
(20)
F=aR : (1+ЬД3),
(21)
которому соответствует
У2=0Я2: (1+ЬД*),
(22)
106 ГЛ. II. ОПРЕДЕЛЕНИЕ РАССТОЯНИИ И МАСС ГАЛАКТИК
где а и Ь — постоянные. При этом масса равна
5W=w=4j^-- <23)
где к* — гравитационная постоянная, a Rm и Vm — координаты
максимума кривой, так как
a = Z{Vm:Rmf и b = 2:R°m.
В методе Шварцшильда Ш/L полагается постоянной везде и
распределение плотности р в проекции пропорциональным по¬
верхностной яркости I. Это и есть применение фотометрических
данных к вычислению плотностей. Если же иметь двухцветные
или многоцветные данные о распределении яркости по видимому
диску, то при некоторых допущениях можно учесть и изменение
Ш/L с R.
Бербиджи и Прендергаст исходят из интегрального уравнения
для плотности р, выведенного впервые Г. Г. Кузьминым [105].
Это фундаментальное уравнение выводится для модели, в которой
галактику можно себе представить как совокупность эллипсоидов
вращения с постоянным отношением полуосей Ь : а=с и с эксцент¬
риситетом меридианного сечения
e=VT^c\
Плотность р на поверхности этих эллипсоидов, имеющих общий
центр, постоянна, но меняется с изменением большой полуоси эл¬
липсоидов а, т. е. плотность есть функция р(а).
В теории тяготения (см., например, курс Н. Е. Жуковского
«Теоретическая механика», 1950 г., стр. 763) дается выражение
для ускорения притяжения бесконечно тонкого эллипсоидально¬
го слоя.
Пусть а' — большая полуось эллипсоида вращения, проходя¬
щего через точку, для которой вычисляется ускорение тяготения,
и софокального с эллипсоидами постоянной плотности, и
и=а : а'.
Радиальное ускорение Fk на расстоянии R от оси галактики полу¬
чим, интегрируя по элементарным эллипсоидальным слоям*
<24>
0 3
где к2 — гравитационная постоянная. В экваториальной плоско¬
сти галактики
a'=R
§ 3. ОПРЕДЕЛЕНИЕ МАСС ГАЛАКТИК
107
и выражение принимает вид
— FrR = 4nk2c Г р (f аЧа-~. (25)
J VR2—a?e*
о
Левая часть является квадратом скорости кругового движения на
расстоянии R от центра, т. е. 72(i?).
При р, постоянной на поверхности подобных эллипсоидов, ве¬
личины р и V2 раскладываются в степенной ряд Тейлора, заменя¬
емый на практике полиномом. Между их коэффициентами есть
^2500
!
!
2100
SE
*1<зл :Г. •
• . • • ? •
О • ••
• •
Бленда [Ш]
ОбластьА
Яркая центр.
сть
р •/
-ж
-10й
Ю'1
Расст. от центра 6 секундах дуги
NW
20"
Рис. 25. Кривая вращения NGG 6181 по Бербидж. Точки — разные эмиссион¬
ные линии, крестики — линии поглощения Н и К, кружки — яркие На и
[N II]. Другие кривые вращения см. на стр. 88^95.
соотношением числовые постоянные зависят от сжатия эллипсои¬
дов. Когда плотности найдены, то легко найти полную массу или
массу на единицу площади. Некоторые особенности кривой вра¬
щения вблизи центра могут быть вызваны наличием «эффектив-,
ного градиента давления» газа, что требует введения поправки,
которую Бербиджи с Прендергастом и вводят в [106].
Решать интеграл названным выше способом долго. Т. А. Аге-
кян и Т. Д. Яковлева [107] предложили брать промежуточную мо¬
дель, у них модель галактики не совсем плоская, как у Брандта,
но ее сжатие велико. Тогда их приближенная формула для массы
в виде интеграла вычисляется квадратурами, а затем находится
проектированная плотность на поверхности эллипсоидов. Они пе-
ревычислили своим способом массы 17 галактик и нашли отсутст¬
вие систематических отличий от других определений. Однако раз-
108 ГЛ. II. ОПРЕДЕЛЕНИЕ РАССТОЯНИЙ И МАСС 1ГАЛАКТЙК
личия в 4—5 раз встречаются, хотя сжатие галактик бралось обыч¬
но одинаковым.
В. С. Сизиков [108], отвергая сглаживание кривых лучевых
скоростей, вычислил распределение плотностей, численно интег¬
рируя данные наблюдений для 12 галактик. Сравнивая его кри¬
вые плотности с кривыми американских авторов (рис. 25), мы ви¬
дим, что если отказ от сглаживания кривых и является следствием
переоценки точности наблюдений, то все же кривые В. С. Сизико-
ва ближе к тем кривым амери¬
канских авторов, у которых эти
кривые вычислены с наиболь¬
шим числом параметров. При¬
менение последними для разных
галактик разного числа пара¬
метров при вычислении плот¬
ностей затрудняет сравнение ре¬
зультатов. Число взятых пара¬
метров очень влияет на кривую
плотностей (рис. 26). Обшир¬
ный цикл теоретических работ
В. С. Сизикова по вычислению
масс и плотностей из кривых
лучевых скоростей и применение
их к М 31, NGC 7331 и другим
галактикам опубликованы в
[101].
Фиш [109] исследовал влия¬
ние принятого сжатия эллип¬
соидов на результаты для NGC
5055, единственной пока спи¬
ральной галактики, для кото¬
рой распределение плотностей
определялось с учетом поверхностной фотометрии, а также и с
учетом цвета в функции радиуса. Он нашел, что при изменении
принятого отношения оси вращения к диаметру эллипсоида от
1 :*15 на 1 : 5 полная масса возрастает только на 11%, а поверх¬
ностная плотность не более, чем на 13%.
Сжатие поверхности равной плотности, заключающей основную
массу галактики, с : а, можно оценить, лишь когда она видна с
ребра, но и то с : а может быть иным, чем для видимого излучения.
К тому же поглощение света внутри галактики искажает данные
наблюдений. То же будет и при наблюдении эмиссионных линий,
идущих от областей с оптической толщей, равной единице, и до¬
стигаемой уже на небольшой глубине вдоль экваториальной плос¬
кости. При наклоне экватора галактики к картинной плоскости
менее 45° поправка скорости за наклон галактики очень
ру10'22г/см3
Рис. 26. Расхождения в вычисленном
распределении плотности вдоль ра¬
диуса NGC 7331 по Бербидж; 1— ис¬
пользовано 4 члена разложения,
2—6 членов и 3—7 членов.
§ 3. ОПРЕДЕЛЕНИЕ МАСС ГАЛАКТИК
109
увеличивает ошибки, имеющиеся уже при измерении спектро¬
грамм. ^
У нас^создалось впечатление, что в среднем галактики^ЗО име¬
ют при большом балдже узкую плоскую составляющую, например,
NGG 3115. У спиральных галактик от Sa к Sd сжатие, вероятно,
растет, хотя Хольмберг утверждал, что для всех галактик (кроме
NGC 4594) оно одинаково и равно 1 : 5. Однако, по-видимому, есть
очень большие отклонения от этой величины (например, NGC 4594).
Б. А. Воронцов-Вельяминов [25] продемонстрировал галактику
MCG 4—29—60 (см. рис.9, а), видимую с ребра, у которой отноше¬
ние видимых осей составляет 1 : 27, и такие, у которых большой,
почти сферический балдж погружен в тонкий диск постоянной тол¬
щины. К последнему и, вероятно, очень частому случаю, для оп¬
ределения масс не подходят модели ни диска, ни эллипсоидов. Ве¬
личина с : а=1 : 5 получается, по-видимому, за счет сферической
составляющей и едва ли применима к основной массе, которая со¬
средоточена в балдже и в диске (см. еще замечание в конце § 11
гл. III).
О возможных неточностях в определении масс порядка их до¬
ли говорят нередко, но гораздо большая ошибка может быть из-за
принятого расстояния, так как вычисленная масса ему пропорцио¬
нальна. Ошибки особенно велики, когда расстояние оценено по
красному смещению для галактик не очень далеких.
Однако в то время как способ вычисления не сильно влияет на
определение массы и средней плотности (обычно не более, чем в
два раза), он сильно влияет на кривую распределения плотности
в функции расстояния от центра. Так, например, у NGG 7331
центральная плотность меняется от 2 до 73 (!) при изменении чис¬
ла параметров (т.е. концентрических эллипсоидов в модели) от
3 до 7 и изменении сжатия модели с : а от 1 : 4 до 1 : 15. Между
тем вычисленная масса менялась при этом от 1,67 -Ю10 до 1,94 -1010
$Щ0- Следовательно, малое число параметров и другие более грубые
приближения модели для получения кривой распределения плот¬
ности не годятся.
Для разных галактик кривые плотности вычислялись с разным
числом параметров, и потому сравнение их едва ли возможно. Мет-
лов, как говорилось выше, критически пересмотрел эти выводы.
У сходных по виду галактик одинакового типа, скажем, Sc,
встречаются значительные отличия в вычисленных кривых распре¬
деления плотности. У одних после большой плотности в ядерной
области происходит резкое падение плотности, а у других плот¬
ность от центра падает постепенно.
Для иллюстрации неуверенностей приведем в качестве примера
лучше других изученную галактику М 31. Значение величины
: I/, важнейшей для установления звездного состава, даже для
нее известно еще неточно.
НО гл. И. ОШШДШШНИи РАССТОЯНИЙ И МАСС ГАЛАКТИК
Дли М 31 опродолопио, сделанное по радионаблюдениям Гот-
TGCMUim, Доииса и Реддиша [110], дает поверхностную плотность
в центре около 700 масс Солнца на 1 пс2, быстро, но плавно спа¬
дающую до 20 на расстоянии 3° от центра. Отношение Ш!ЬВ на
расстоянии 5' от центра составляет 2,1 и плавно растет до 60 на
расстоянии 107', а светимость на 1 кв. пс, как и масса, падает быст¬
ро от 330 до 1,1 в тех же пределах расстояний. Средняя Ш!ЬВ для
всей галактики в целом составляет 34, а до расстояния 120'—16.
Но если учесть поглощение света внутри М 31, то эти величины
уменьшаются почти вдвое: до 19 и 9 соответственно. Это показы¬
вает, как существенно может влиять принятие того или другого
внутреннего поглощения света и охват галактики не полностью.
Полная ее масса равна 4,8 -1011 Я)?©, а Д° расстояния 120' — толь¬
ко 2,1 «1011 ЯЛ©» однако светимость при этом отличается лишь на
3%. Ввиду сказанного пока еще рано доверять разнобою в изме¬
нении величины Ш/Ь в функции расстояния от центра в разных
галактиках.
Это наше глубокое убеждение, высказанное нами в издании
этой книги 1972 г., подтверждается тем, что, например, в 1973 г.
Болдуин [111] неожиданно заявил, что по его радионаблюдениям
Ш/L совсем не меняется вдоль радиуса.
Сделаем замечание еще о моменте вращения спиральных галак¬
тик и о его распределении.
Пусть V (г) будет скорость обращения точки галактики на рас¬
стоянии г от центра, rV=h(r) — удельный момент вращения и
а (г) — масса, содержащаяся в колонне с сечением, равным еди¬
нице, на расстоянии г и нормальной к плоскости галактики, т. е.
проектированная плотность. Масса в кольце между г и r+dr
будет m(r)=2nar dr.
Распределение момента, т. е. удельный момент вращения меж¬
ду h и h+dh получим, учтя, что
dh = dr (v + r^r),
и тогда
т (h) = 2па +4т“) ' &h. (26)
Если h=rV — монотонно возрастающая функция г, то m(h)
можно представить как функцию h.
Крэмпин и Хойл [112] нашли таким образом, что, судя по изу¬
ченным ими кривым вращения восьми спиральных галактик, рас¬
пределение удельного момента вращения с точностью более чем до
1 % совпадает с распределением углового момента в однородном сфе¬
роидальном облаке газа с «твердотельным вращением». Это рас¬
сматривается ими как подтверждение того, что спиральные галак¬
тики возникают именно из таких газовых облаков, в которых в
§ 3. ОПРЕДЕЛЕНИЕ МАСС ГАЛАКТИК
111
течение процесса конденсации не было большой турбуленции, и
распределение удельного момента вращения сохранялось. Заклю¬
чение это не распространяется на центральную область галактик,
изученную менее уверенно.
Сходство распределения момента спиральных галактик и одно¬
родного сфероида с твердотельным вращением позволило [ИЗ]
для полного момента вращения К, отнесенного к единице массы,
получить два простых выражения:
где V —■ скорость вращения на расстоянии R от центра вращения,
$Ш: — масса сфероида и к2 — гравитационная постоянная. Эти фор¬
мулы включают, конечно, заниженное значение массы, так как
не учитывают внешних частей с медленным вращением. Первая
формула применима и к моменту вращения шара такого же радиу¬
са R и вращающегося с такой же угловой скоростью, как галак¬
тика. Вторая формула получена для галактики в состоянии ди¬
намического равновесия, в пренебрежении сжатием сфероида. Она
позволяет оценить моменты вращения, не имея кривой вращения,
но зная радиусы R и массы галактик, если последние можно оце¬
нить из каких-либо статистических сопоставлений.
Ву[113] было сделано сравнение моментов вращения, вычислен¬
ных по обеим формулам для 23 галактик с хорошо определенными
кривыми вращения. Они согласуются хорошо.
Озерной [114], считая постоянной плотность внутри каждого
типа спиральных галактик без перемычек, получил из формулы
вращения однородного сфероида соотношение
К ос Ж2/3. (29)
Для различных типов галактик Sa, Sb, Sc коэффициент пропор¬
циональности может быть различным. Для проверки теоретической
зависимости величина К была вычислена по формуле (28) для 190
галактик, включенных в каталог [73].
JI. М. Озерной сопоставил взятые по данным каталога Хольм-
берга величины 0,5 (lg$Dl+lg~2i?), пропорциональные удельному
моменту вращения, с lg9Jt. Статистически связь между этими ве¬
личинами выражена очень хорошо. Озерной считает даже, что
галактики Sa, Sb и Sc образуют на диаграмме три параллельные
последовательности. Это он частично приписывает уменьшению
средней плотности от Sa к Sc.
Заметим еще, что некоторые, пока единичные галактики типа
S0 обнаруживают заметное вращение, как NGC 3115. С другой
K-jVR
(27)
И
(28)
112 ГЛ. И. ОПРЕДЕЛЕНИЕ РАССТОЯНИЙ И МАСС ГАЛАКТИК
стороны, судя по размыванию линий спектра, в их центре наблю¬
дается дисперсия скоростей. В принципе, и у ядерных областей
спиральных галактик тоже измерима дисперсия скоростей (при¬
мер: М 31). К ним можно применить два метода определения масс
центральной части: из теоремы о вириале и по кривой скорости вра¬
щения- По порядку величины результаты согласуются (М 31).
Подчеркнем, что с несомненностью обнаружено различие в
распределении внутри плоских галактик массы звезд, массы иони¬
зованного газа Н II и нейтрального газа Н I. Об этом будет под¬
робно сказано в гл. V.
§ 4. Массы, Ш/L и корреляция их
с другими характеристиками галактик
По сводке Б. А. Воронцова-Вельяминова [115]. к 1970 г. пере-
вычисленные им массы определены для полутора сотен галактик.
Найденные массы коррелируют, как оказалось, с другими ха¬
рактеристиками галактик. Это позволяет, с одной стороны, про¬
изводить грубые статистические оценки масс галактик того или
иного типа, когда прямых данных о массе для них нет. С другой
стороны, эти корреляции имеют огромное значение для понима¬
ния происхождения и эволюции галактик и их групп.
Вскоре же после начала определения полных масс галактик по
их вращению стало возможно определение массы нейтрального
водорода Н I в спиральных и неправильных галактиках. Она оп¬
ределяется площадью интегрального профиля радиолинии К=
=21 см. Давно уже было известно, что областей Н’И'ионизован-
ного водорода почти нет в галактиках Sa, больше в Sb и еще боль¬
ше в Sc и в Ir I. Естественно было ожидать, что также растет и ко¬
личество Н I. Это и подтвердилось.
Б. А. Воронцов-Вельяминов [116] дал^сводную таблицу, до¬
полненную данными 1968 г. (табл. 3).
На основании связи между 9Кш : Ш и типом галактики мож¬
но получить оценку полной массы по измеренной величине 93?нт •
Таблица 3
Отношение д массы водорода Н I
к полной массе галактики
Число
галактик
10
39
13
Тип
Sb
Sc
Irr I
9Лн I* = £
0,019
0,045
0,124
Пределы g
0,007—0,05
0,004—0,150
0,04—0,31
§ 4. МАССЫ И ОТНОШЕНИЕ МАССЫ К СВЕТИМОСТИ
113
Конечно, эта оценка основана на статистике и в отдельных слу¬
чаях из-за колебаний в величине g может быть ошибочна в несколь¬
ко раз. Но мы видели, что подобная же неточность может быть и у
нецосредственно динамически определенных величин Ш. Поэто¬
му величины определенные статистически по известным ЗЛнь
цочти равноправны с прямыми определениями 9Л, за исключением
немногих наилучших из них.
Выводом связи массы и светимости L занимались многие. По
Б. А. Воронцову-Вельяминову [115], для галактик Е
lg (Ш/L) = — 0,36 + 0,38 lg и lg9Jt= 1,25—0,5 lMph,
а для систем SO—Irr lg 931=5,08—0,29 Mph.
По этим формулам можно приближенно подсчитать массу скоп¬
ления галактик, грубо зная их типы и абсолютную величину. Сред¬
нее значение важного отношения 9Jt/L=8 для плоских галактик
по данным Б. А. Воронцова-Вельяминова не зависит от их типа
и цвета, вопреки упоминавшемуся выводу Хольмберга. К сходно¬
му выводу пришли также Робертс и И. Л. и Л. М. Генкины. Надо,
однако, учесть и упоминавшийся выше результат А. В. Засова и
Л. В. Массаковской. Приводим таблицу средних данных по Хольм-
бергу (табл. 4).
Таблица 4
Средние абсолютные характеристики
ярких галактик по типам
Тип
Число
с
м
Mph
lgSJl
lg А
Irr I
Sc
Sb
Sa
SO, E
С и M прщ
метр в пс.
И
80
40
12
18
*едены с }
0,12
0,22
0,41
0,53
0,77
счетом вгл
—17,3
—19,8
—21,0
-20,6
—19,6
утреннего
—17,0
—19,1
—20,0
—19,6
—19,6
поглощен
9,0
10,2
11,1
11,2
11,3
ия света,
4,03
4,38
4,54
4,45
4,42
А— диа-
Галактики Sb и близкие к ним (вроде NGC4594) имеют наи¬
большую светимость, размеры и массы (около 2*1012 5Ш©). Эти
данные подтверждаются и нашей таблицей масс, содержащей более
новые результаты. Гигантские галактики Е, как М 87, а тем более
галактики cD — Е-подобные, со сложными ядрами, может быть,
еще ярче, больше и массивнее. Логарифм масс заключен в огром¬
ных пределах от 7,6 (система Вольфа — Лундмарка) до 12,1
(М 87 и NGG 4594). Но в среднем предыдущая таблица «средних»
114 ГЛ. И. ОПРЕДЕЛЕНИИ РАС,СТОЛИКИ И МАСС ГАЛАКТИК
характеристик обромонока оолокцией. Сравнительно близких к
нам и непосродстноиио им ученных на вращение галактик типа Sa
очень мало — одилицы. Среди галактик ярче 12т преобладают
далокио оморх гиганты, особенно Е, привлекающие внимание.
Ворхиий нродол массы галактик надежно закреплен около 1012$Шо»
но нижний предел лежит среди разреженных карликовых сферои¬
дальных галактик типа Скульптора. Динамически их массы пока
неопределимы. Массы спиральных галактик, по-видимому, огра¬
ничены снизу значением 109, а еще меньше массы у многих непра¬
вильных галактик.
Таблица 4 дает осредненные данные и не отражает существова¬
ние классов светимости в каждом типе галактик. Более современ¬
ные и детальные данные содержатся в трудах Балковского [117],
Боттинелли и Гугенхейма [118]. Обе работы исследуют около 150
галактик и показывают корреляцию полных и водородных масс
с типом, светимостью и цветом галактик на многочисленных диа¬
граммах и в таблицах.
Ходж [92] оценил массы шести карликовых сфероидальных
галактик путем сравнения галактик с шаровым скоплением, экст¬
раполируя наблюденный верхний конец функции светимости и
приняв функцию светимости звезд и массу шарового скопления
М 3 по Сэндиджу. По наблюдаемой интегральной светимости, при¬
нимая : L=2, тоже можно было оценить массы. Для наименьшей
из них в Малой Медведице lg 931=5. Массы разреженных карлико¬
вых галактик типа Е, к которым, может быть, относится система
Цвикки в Козероге, вероятно, еще меньше и приближается к мас¬
се рассеянных скоплений.
В. Е. Караченцева [119] нашла вне Местной группы галактик
около 300 карликовых галактик типа Скульптора. 40 из них вхо¬
дят в изолированные пары. В случаях, когда были известны масса
и лучевая скорость нормальной компоненты, можно было оценить
массу карликовой компоненты, используя приливную теорию. Их
массы получились равными 10б—108 ЗЛ©.
Во всяком случае, полный диапазон логарифма масс галактик
заключен от 12,0±до <5, что составляет более семи порядков.
Кианг [120]’ находит, что’ распределение масс галактик,
зарождающихся звезд и астероидов, до их изменения вследствие
столкновений, подчиняется одинаковой форме закона, названного
им фракционно экспоненциальным. Он имеет вид
<30>
При параметре р=1 формула переходит в обычный экспоненциаль¬
ный закон. Для галактик Кианг нашел р=5. Г(р) есть эллиптиче¬
ский интеграл второго рода по параметру р.
ГЛАВА III
СВЕТИМОСТЬ, СТРУКТУРА И РАДИОИЗЛУЧЕНИЕ
НОРМАЛЬНЫХ ГАЛАКТИК
§ 1. Проблема функции светимости галактик
Хаббл в 1936 г. вывел функцию светимости галактик в виде
куполообразной, симметричной кривой ошибок Гаусса. Так как он
опирался на яркие галактики 9m—12w, число слабых галактик
уже на сравнительно малых расстояниях было им недоучтено. А
поскольку Хаббл считал скопления га¬
лактик редкостью, то его функция
светимости была верхним концом функ¬
ции светимости галактик общего поля.
В 1950 г. Хольмберг учел поздней¬
шие открытия в наших окрестностях
(в Местной группе) галактик-карли-
ков. Слабые галактики он нашел еще
среди членов близких к нам групп
М 81 и М 101. Всего по 28 галактикам в
трех группах Хольмберг построил кри¬
вую светимости, максимум которой
сильно сдвинут в сторону слабых га¬
лактик, но крыло кривой, отражающей
число карликов, стало короче и кру¬
че противоположного крыла (рис. 27).
Б. А. Воронцов-Вельяминов показал,
что разные группы имеют разный набор
светимостей. В группах М 81 и М 101
слабые карлики не могут быть видны.
Совершенно не известно также, сходна
ли кривая светимости для групп с тако¬
вой для общего галактического поля.
Кроме того, довольно трудно выделить много галактик поля,
которые бы заведомо не входили ни в рассеянные скопления, ни в
группы.
Цвикки [12] в 1957 г. использовал только скопления галактик,
причем далекие из них играли в его выводе важную роль.
Для определения функции светимости галактик Цвикки подсчи¬
тывал число членов скопления п, видимых на снимках, получен¬
ных с 48-дюймовым шмидтовским телескопом, в функции углового
диаметра скоплений у. Это позволяет определить осредненную и
Рис. 27. Функция светимос¬
ти галактик по Хабблу (Ни),
Хольмбергу (Но) и Цвик¬
ки (Z).
116 гл. III. СВЕТИМОСТЬ, СТРУКТУРА И РАДИОИЗЛУЧЕНИЕ ГАЛАКТИК
сглаженную функцию светимости даже в том случае, если не все
скопления вполне сходны, лишь бы не было их систематического
изменения с расстоянием. В полях, наиболее свободных от погло¬
щения в межгалактическом пространстве, он нашел 704 скопления
и определил усредненную зависимость числа членов от диаметра у.
Результат при выражении угловых диаметров скоплений в ра¬
дианах хорошо представляется уравнением
п(у)=30 700(y—5,21 40-4). (31)
Если D — расстояние до скопления с линейным диаметром d,
то y=d : D и lg D=0,2(m—M)+1. Если D0=1 пс, пгт и Мт —
средние видимая и абсолютная звездная величина ярчайшей га¬
лактики в скоплении и ше — предельная звездная величина, при
которой ярчайшая галактика еще видима на данных снимках, то
D = D0X 10(>Пт-Мт + 5):5 ? (32)
у = 4-Х 10 W,n-me-5):5 х lQ6m5 f (33)
и о
где кт=те—тт.
Подставляя у из (33) и п(у) из подсчетов в (31) и считая, что
средние значения Мт, те и d не зависят от расстояния, можем оп¬
ределить абсолютные диаметры скоплений.
При Дт?г=0 п(у)=0.
Следовательно, число галактик осредненного скопления, начи¬
ная с ярчайших, в интервале Ат будет
п (Ат) = 15,69 х (Ю0’^"1— 1). (34)
Функция светимости, определяющая число галактик в интервале
абсолютных величин от М до M±dM, получается как производная
от (34):
N (М) = const х 10°>2MdM. (35)
Впоследствии Цвикки уточнял значение постоянной, входящей в
(35), и допускал, что для слабых галактик функцию светимости, мо¬
жет быть, придется несколько изменить, так как у больших у на¬
блюдались большие отклонения от прямой связи с величинами п.
Но Кианг [121] показал, что по отношению к стандартным ошиб¬
кам прямой уклонения не так уж велики. С другой стороны, при
7^10' данные менее надежны, так что показательная функция
Цвикки, наоборот, подходит лучше не для самых ярких галактик,
а для тех, что по меньшей мере на 2ОТ,5 слабее, чем самые яркие.
Цвикки в подтверждение неограниченного роста своей функции
светимости ссылался на открытие в Местной группе галактик кар¬
ликов, смыкающихся по светимости со звездными скоплениями,
находящимися внутри нашей Галактики.
§ 1. ПРОБЛЕМА ФУНКЦИИ СВЕТИМОСТИ ГАЛАКТИК
117
Кианг в большой работе [121] разобрал критически расхожде¬
ние в формах кривых светимости, полученных Хабблом и Цвикки
(рис. 28). Он, естественно, пришел к выводу, что различие функций
светимости Хаббла и Цвикки есть результат селекции. 600 галак¬
тик поля с известными лучевыми скоростями были избраны Киан-
гом по признаку видимой яркости. Распределение отклонений для
Рис. 28. Функция светимости галактик'по Киангу: <р (М) — число галактик в
интервале Aikf =1 на 1 Мпсъ\ Ф (М) — число галактик с абсолютной звезд¬
ной величиной, меньшей, чем М на 1 Мпсг; г(М) — «фотографическая све¬
тимость» в интервале АМ=1т на 1 Мпсг\ &(М) — то же для всех галактик
ярче, чем с М • е и © выражены в светимостях галактик с Мрь= —15т. Абсцисса
a:=ikr+22,0+51g (100 : Я), где Н — постоянная Хаббла в км/сек-Мпс.
них от соотношения красное смещение — видимая звездная вели¬
чина удовлетворяет функции светимости, меняющейся как х3 для
0<#<3 и как Ю0,2ЛГ для 2,5<#<8, где х — звездная величина, от¬
считываемая от величины М0 ярчайшего члена. Кианг нашел, что
кубический закон справедлив и для ярких галактик скоплений.
Этот вывод он получил из анализа «среднего скопления» и разно¬
стей звездных величин среди 10 ярчайших членов в каждом из
18 скоплений. Первоначальный экспоненциальный закон Цвикки
Кианг подтвердил для слабых галактик в скоплениях (см. рис. 28).
Предел М0 Кианг оценил как
ilfо=—22,0+5 1 g(H : 100),
x=M+22fi+5 lg(100 : Я),
где Н — принятое значение постоянной Хаббла. Для значения
£Г=100 км/сек •Мпс М0=—22ш,0, что сходится с наиболее надеж¬
ными из оценок, полученных другими способами.
118 гл. III. СВЕТИМОСТЬ, СТРУКТУРА и РАДИОИЗЛУЧЕНИЕ ГАЛАКТИК
Число галактик в пределах первых восьми звездных вели¬
чин Кианг оценил lb 0,46 (Н: 100)3 на Мпс3. Излучение света
около X 4300 А в фотографическом диапазоне эквивалентно
излучению 3,7 (Н: 100) галактик с Mph=—15^. на Мпс3, или
7,6‘Ю-36(Я: 100) эрг-сек"1 •см'3*А-1.
Нейман и Скотт [122] отметили противоречивость важных до¬
пущений Цвикки о том, что линейный диаметр скоплений d в
среднем одинаков и не зависит от расстояния и что от расстояния
не зависит также и видимый характер скоплений.
По определению, d=yD и угловой диаметр скопления у опреде¬
ляются изоплетой, на которой поверхностная плотность галактик
поля и скопления р/+р<* в интервале трех ярчайших звездных ве¬
личин равна удвоенной плотности окружающего поля р^ в том же
интервале яркостей. Тогда pd=pf.
Пусть т± будет видимая звездная величина ярчайшей галак¬
тики скопления. Тогда, как находят авторы [122],
Р/ °° [Ю3 *Ш1+3*:5 — Ю3т»:5] со D3. (36)
Но если все скопления идентичны и d=const, то pd ~ D2,
и соотношение р^=р/, которое принимал Цвикки, не должно
иметь места для любой D. Вероятно, с ростом расстояния селек¬
ция, возникающая у Цвикки, приводит к скоплениям со все
возрастающей средней населенностью, а малые скопления стано¬
вятся незаметными. Для определения функции светимости необ¬
ходимо знать средние величины N (D) и d(D).
Цвикки и ряд других авторов выявили сегрегацию галактик
во многих скоплениях, т. е. более сильную концентрацию к цент¬
ру для ярких членов. Следовательно, диаметр, определенный по
ярким членам, статистически меньше диаметра, определенного по
слабым членам. Поэтому наблюдения скоплений с числом заме¬
ченных членов, меньшим 50, по-видимому, сильно обременяются
эффектом селекции, а наблюдения более богатых скоплений —
в меньшей степени. К тому же указанная неполнота данных в со¬
вокупности с наблюдаемой дисперсией N для данного значения у
приводит к избирательным данным. Учесть влияние этих двух
факторов, отмеченных Киангом, в количественной мере пока еще
трудно.
Нейман и Скотт [122] произвели сравнение светимости галак¬
тик в скоплениях и общем поле, используя для этого каталог лу¬
чевых скоростей [39]. В нем содержатся данные о 342 галактиках
поля и о 104 галактиках, принадлежащих к малым группам.
Опираясь на данные каталога [39], можно определить ожидае¬
мую звездную величину т0 галактик поля данного типа, наблюдае¬
мых с расстояния D, а также ожидаемую звездную величину т*
таких же галактик, но имеющих оценку красного смещения.
§ 1. ПРОБЛЕМА ФУНКЦИИ СВЕТИМОСТИ ГАЛАКТИК
119
Пусть т — звездная величина членов группы или скопления,
находящихся на расстоянии D и имеющих оценку красного сме¬
щения. Сравнение т с величинами т0 и 771*, вычисленными для га¬
лактик поля, позволяет сопоставить функции светимости галак¬
тик поля и скоплений. Сопоставление показывает, что величина т
систематически меньше, чем пг0 (вследствие эффектов селекции),
и тпжтп* для близких скоплений и групп, находящихся ближе, чем
скопление Кома. Авторы делают вывод, что для галактик поля и
сравнительно близких систем галактик эффекты селекции сходны, а
следовательно, должны быть сходными и функции светимости, осо¬
бенно в области большой "светимости. Для близких групп величи¬
ны 77г0, т* и т равны соответственно 11,4; 10,7 и 10,7. Для далеких
скоплений величины иг* =14,5 и 7тг=16,0 сильно отличаются одна
от другой, что, по мнению авторов, связано со стремлением наблю¬
дателей увеличить число галактик с известным красным смещени¬
ем за счет слабых членов скоплений.
Ван ден Берг определил функцию светимости, учитывая погло¬
щение света в Галактике по формуле Aph=0,24 cosec Ь, где Ъ —
галактическая широта. Расстояния брались по красному смещению
z со значением Н=120 км!сек, когда оно превышало cz!H—
=700 кпс, и по его классификации светимости спиралей для cz/H<Z
<500 кпс. В интервале 500 mc<Ccz!H<C700 кпс бралось среднее
из обоих способов. Скопления и группы, кроме скопления Девы, не
исключались. Брались все галактики ярче 12от,0 и севернее —27°.
По 192 галактикам S и 1г и 48 Е (и S0?) он получил для этих двух
групп (очевидно, путем сглаживания) почти параллельные кри¬
вые с переломом градиента около М=— 19т,5. При одинаковой
светимости кривая для галактик Е и S0 идет систематически ни¬
же, чем кривая для S+Ir на 1,0 в логарифме численности.
Нежинский и Осипков считают, что Кианг недостаточно учи¬
тывал селекцию и, в частности, принимал предельную звездную
величину галактик всех наблюдаемых типов одинаковой, отчего
его степенная функция светимости представляется маловероятной.
Они использовали 390 галактик поля (вне скоплений), оценивая
расстояния по красному смещению, если оно превышало 100 км!сек.
Эти авторы пытались учесть пекулярные скорости и неполноту
данных о слабых галактиках. Получилась возрастающая кривая
вида
Ф(М) = £-10М.
Для галактик ярче чем М=—19т,5 отличие от кривой ван ден
Берга несущественно. Для более слабых галактик данные все рав¬
но ненадежны, хотя их кривая и идет выше.
М. А. Аракелян и А. Т. Каллоглян рассматривали галакти¬
ки поля и мелких групп, используя фотометрические расстояния
Хольмберга [73] и красные смещения, превосходящие 700 км/сек.
120 гл. III. СВЕТИМОСТЬ, СТРУКТУРА И РАДИОИЗЛУЧЕНИЕ ГАЛАКТИК
Учет селекции производился тем, что определялись пространствен¬
ные парциальные плотности объектов данной светимости по рас¬
стояниям ближайших галактик с той же светимостью. Их резуль¬
тат мало отличается от результатов, полученных другими авторами
для галактик поля, но в сравнении с функцией светимости для скоп¬
лений, полученной Эйбеллом [123] и другими, их кривая функции
яветдшости идет менее круто (рис. 29).
Звездная Величина
Рис. 29. Сводная функция светимости галактик в больших скоплениях, полу¬
ченная Эйбеллом по данным разных авторов.
Для галактик поля (из которых практически не исключается
множество галактик мелких групп) разные авторы использовали
почти один и тот же материал, несколько различно принимая рас¬
стояния (светимости) и по-разному учитывая поглощение света,
включая или исключая карлики Местной группы. Существеннее
различие между функциями светимости галактик поля и богатых
далеких скоплений. Для последних доступно получение лишь
верхнего конца функции светимости, к тому же мешают галактики
фона. Об определении функции светимости см. также в других ра¬
ботах. В скоплениях дело осложняется упоминавшейся выше сег¬
регацией. Б. И. Горбачев [124] нашел, что функция светимости в
скоплениях зависит от населенности скопления и от расстояния
данного объема от центра. (См. еще гл, VII о скоплениях.) Сейчас;
1 2. хзтаттистЖа ТИПОВ ТАЛАКТИК
121
‘не так важен метод обработки данных, как расширение этих дан¬
ных.
Функции светимости галактик исследовались также и другими
авторами. Интересно, что в недавно обнаруженных компактных
скоплениях компактных галактик функции светимости резко от¬
личаются от приведенных выше.
§ 2. Статистика типов галактик
Напомним, что тип галактики по любой классификации есть
не что-то объективное, а нечто произвольное, условное и что не¬
редки случаи, когда разные лица в одной и той же системе класси¬
фицируют данную галактику по-разному.
Однороднее является статистика, относящаяся к какому-либо
одному каталогу. Определение же частоты встречаемости данного
типа в единице объема еще менее надежно, чем вывод общей функ¬
ции светимости, так как требует знания расстояний и светимостей
большого числа галактик.
Вокулер [9] произвел статистику объектов своего каталога
типов для 1500 галактик (табл. 5 и 6). Его можно считать полным
до mph=lSm и в пределах расстояния 4 Мпс примерно до Mph=
= —15®, т.е. он включает все галактики большой и средней све¬
тимости, но очень мало карликов слабее, чем М 32.
Таблица 5
Частота встречаемости основных типов галактик
Е
so
S
Im
10
Pec
Всего
Число
%
199
13,0
329
21,5
934
61,1
39
2,55
13
0,85
14
0,9
1528
100,0
Таблица 6
Распределение видимых сжатий 196 галактик
0 и 0—1
1 и 1—2
2 и 2-3
3 и 3-4
4 и 4-5
5 и 5-6
6 и 6-7
п
41
27
34
35
23
19
17
%
20,9
13,8
17,35
17,85
11,75
9,7
8,65
Но каково распределение истинных сжатий, не искаженных
проекцией?
122 ГЛ. III. СВЕТИМОСТЬ, СТРУКТУРА И РАДИОИЗЛУЧЕНИЕ ГАЛАКТИК
Этим вопросом занимались многие. Теория вопроса не сложна,
но в применении ее к данным наблюдений сталкиваются с селек¬
цией и другими систематическими эффектами.
Эллипсоид вращения с осями а0 и Ь0 при наклоне его эквато¬
риальной плоскости к лучу зрения на острый угол i виден нам как
эллипс с осями а=а0 и Ь^Ь0. Если истинное сжатие е=1— д0, то
видимое сжатие 8=1—д, где д0=Ъ0 : а0 и q=b : а. При этом
Вероятность того, что наклон экваториальной плоскости к лучу
зрения системы будет заключен между i и i+di при случайной
ориентировке малой оси, составляет cos i di=d (sin i). Значит, ве¬
роятность того, что эллипсоид с истинным сжатием ет будет вы¬
глядеть как галактика Еп со сжатием &п, составит
Хаббл [125] вычислил таблицу теоретической частоты встре¬
чаемости видимых сжатий для истинных сжатий, где оба ряда про¬
стираются от ЕО до Е7. Надо заметить, что мы решительно отвер¬
гаем принадлежность объектов Хаббла Е7 к эллиптическим га¬
лактикам. У них внешние очертания не эллипсы. Это фигуры с за¬
острением вдоль большой оси, т. е. они имеют плоскую составляю¬
щую в экваториальной плоскости. Их следует относить к типу SO,
что некоторые уже и делали. Отклонение всех изофот у одной из
галактик такого типа NGC 3115 от эллипсов очень резко. Но и у
истинных эллиптических галактик определение эксцентриситета
изофот показывает, что с увеличением большой оси изофоты ее
эксцентриситет растет, достигает максимума и к периферии убы¬
вает. Следовательно, изофотные поверхности в эллиптических га¬
лактиках нельзя установить применением простых моделей.
Включение по ошибке галактик SO в число эллиптических га¬
лактик, зависимость эллиптичности от взятой изофоты, недоста¬
точность материала и др. не привели исследователей к согласным
выводам о распределении истинных сжатий. Поэтому интересую¬
щихся данным вопросом отсылаем к обзору Вокулера в [23].
В этом обзоре он заключил, что в общем наблюдения согласуют¬
ся с теорией случайной ориентации эллипсоидов, у которых ис¬
тинные сжатия распределены равномерно между ЕО и Е7. Видимые
сжатия непрерывно убывают примерно от 20% для ЕО до нуля.
См. также конец §11.
Сэндйдж и др. в 1971 г. [126] использовали видимое распределе¬
ние отношения осей 521 галактики из RCBG и по методу Хаббла
получили коэффициенты интерполяционной формулы для представ¬
ления их нормальным, гауссовым или скошенным биномиальным
sin i = Y (<?2—<7о) (! — 41)-
(37)
(38)
§ 2. СТАТИСТИКА ТИПОВ ГАЛАКТИК
123
распределением, предполагая его реальным. Они нашли, что отно¬
шения истинных осей q для галактик типа Е заключены между 1 и
0,3. Но они хорошо представляются и двумя последними кривыми.
Спирали и S0 имеют д=0,25 с малой дисперсией. SO, SB0 и спирали
лучше всего представляются гауссианой с д=0,25 и сг=0,06.
Вокулер и Пенсе [127] измерили диаметры до изофоты„ 25т,0
с квадратной секунды дуги галактик более 2' в диаметре и предста¬
вили их распределение по величинам истинного сжатия: для Е —
одной гауссианой, а для S0 и S — двумя гауссианами. Так, истин¬
ное сжатие для 70%’галактик типа S0/a—Sm ^=0,7—0,8 при а=
=0,1, а для остальных 30% — е=0,4 с о=0,05. Это отражает факт,
подчеркивавшийся нами в MCG, что у галактик Sa, вопреки оп¬
ределению Хаббла, часто бывают малые ядра. Это было подтверж¬
дено и другими.
Разные типы галактик имеют разное сжатие, что видно из ана¬
лиза их фотометрических профилей, полученных нами для 88 га¬
лактик SO—Sc:
Тип
а:Ь
n
пределы а:Ъ
so
4,2±0,4
38
1,2—11,1
Sa
7,3±1,6
10
3,1—14,8
Sb
7,3±0,6
28
3,2—15,6
Sc
14,7±1,1
12
со
1
OO
Вспомним также, что говорилось в § 9 гл. I.
Ряд мелких подразделений своей классификации галактик Во¬
кулер смог проиллюстрировать лишь одним-двумя объектами, а
для некоторых подразделений примеров не нашлось. По-видимому,
такая классификация слишком детальна. При более грубом деле¬
нии мы видим почти равные количества галактик SA0 и SB0 и в
2—3 раза меньше промежуточных форм. Однако в класс S0 за¬
числяют объекты, по-видимому, очень разнообразной природы
(табл. 7).
Таблица 7
Частота встречаемости
подтипов 269
лентикулярных галактик
Тип
SA0
SAB0
SB0
SO
Число
89
т33,1
36
13,4
74
27,5
70
26,0
Таблица 8
Частота встречаемости спиралей
(994 объекта)
s
г
rs
?
Bee
%
SA
178
40
59
34
311
31,3
SAB
73
51
147
3
274
27,6
SB
179
77.
95
15
366
36,8
s
—
—
—
43
43
4,3
124 ГЛ. III. СВЕТИМОСТЬ, СТРУКТУРА и РАДИОИЗЛУЧЕНИЕ ГАЛАКТИК
Как среди спиралей SA, так и среди SB преобладает форма s,
а среди промежуточных SAB — промежуточная форма rs. На наш
взгляд, преобладание форм s над формой г обусловливается, ве¬
роятно, некоторой искусственностью введения группы г среди SA
и малочисленностью галактик SB поздних типов, у которых имеют¬
ся кольца, тогда как поздних галактик SB вообще очень много.
Характеристика г, очень частая для типа SO, в типах, близких к
Sa, встречается редко и снова учащается среди галактик Sb. Это
говорит, вероятно, об отсутствии эволюционного перехода галак¬
тик SO в Sa или обратно (табл. 8).
Таблица 9
Частота встречаемости подтипов спиральных галактик
Типы
SO/а—а
Sab-b
Sbc—о
Scd-d
Sdm—т
Тт
Видимый %
Истинный %
М
13,6
13,3
—18т,4:
25,3
9,4
—19от,1:
33,6
13,8
—19т,0
17,2
21,0
—18т,2
6,6
22,8
—17т ,5
3,7
19,7
—17т,2
В таблице 9 Вокулер исправляет видимые проценты частоты
встречаемости разных галактик за счет эффекта селекции — самые
поздние спирали и неправильные имеют меньшую светимость и
меньшую поверхностную яркость. Иначе можно сказать, что са¬
мые поздние подтипы спиралей приближаются по своей светимости
к карликам. Исправленные выше проценты надо относить к одно¬
му и тому же объему пространства.
Можно думать, что статистика типов по Справочному каталогу
Вокулеров, где содержатся 2500 объектов, не изменит существенно
приведенные выше выводы.
Таблица 10
Распределение галактик пг тг;лг. м и светимости
ван ден Берга
Класс
светимо¬
сти
I
I-II
II
II-III
III
III-IV
IV
IV-V
V
Е и S0
Sa
Sb
22,9%
7,7
27,5
37,5
22
58
37
36
0,5
Sc
27,3
30,5
14
68
22
31,5
9,5
21
8,5
1
Irr
Разные
2,1
12,5
0
0
1
0
3,5
2
6
4,5
0
§ 2. СТАТИСТИКА ТИПОВ ГАЛАКТИК
125
По несколько меньшему материалу провел статистику в своей
классификации и ван ден Берг [10]. Распределение 935 галактик
севернее —27° и ярче 13т приведено в табл. 10.
Числа, относящиеся к классам светимости,— это относитель¬
ные числа галактик (по каталогу Шепли и Эймс). Классы Е и S0
на Паломарском атласе обычно не различаются ввиду передерж¬
ки. После приведения к единице объема относительные численно¬
сти получились такие: Sb — 19,4, Sc — 68,9, Irr — 25. Эти ре¬
зультаты и результаты Вокулера сходны в том, что галактик Sb
примерно втрое меньше, а неправильных вдвое меньше, чем позд¬
них спиралей. По всем данным, галактики Sb доминируют среди
ярчайших спиралей, а поздние спирали и неправильные тем мно¬
гочисленнее, чем они слабее, тогда как слабых галактик Sb нет
совсем.
Издавна сложилось впечатление, что в общем поле и в рассеян¬
ных, неправильных скоплениях, относительно бедных, преобла¬
дают спиральные галактики, а в компактных скоплениях, обычно
богатых, преобладают галактики типов Е и S0. Для ярких галак¬
тик севернее —27° из каталога Шепли и Эймс ван ден Берг [128]
установил, какие из них входят в скопления (всегда как самые
яркие их члены!) и получил следующее:
Причину этих различий объясняют по-разному.
Итак, половина спиральных и неправильных галактик входит
в скопления. С другой стороны, в скопления входят 76% эллипти¬
ческих галактик Е и S0. Эти выводы не ограничены определенным
пространственным объемом, а ограничены предельной видимой
звездной величиной каталога.
Нейман, Скотт и Зонн [129] подошли к проверке различий на¬
блюдаемой частоты встречаемости различных типов галактик в
скоплениях и в поле иначе. Они использовали галактики каталога
лучевых скоростей [39], где его авторы причислили к полю 342
галактики, а к группам 104. Это примерно равно числу галактик
с оценками класса их светимости.
Предполагая, что частота встречаемости галактик различных
типов, функция светимости и фактор селекции одинаковы для
галактик поля, с одной стороны, и групп и скоплений,— с дру¬
гой, авторы сравнили предсказываемый и наблюдаемый проценты
галактик различных типов в близких группах, скоплениях Девы
и Кома, и в далеких скоплениях. Результаты сопоставления при¬
ведены в табл. 11. Включение членов близких групп в статистику
при определении функции светимости галактик поля, конечно,
E+SO S+Irr
в сравните пьно богатых скоплениях
в бедных скоплениях
в общем поле *
56% 38%
20 14
24 48
126 ГЛ. III. СВЕТИМОСТЬ, СТРУКТУРА И РАДИОИЗЛУЧЕНИЕ ГАЛАКТИК
Таблица И
Частота встречаемости в пространстве галактик различных типов
Тип
Галактики поля
Близкие группы
п=32
Дева
п
%
ожид.
набл.
ожид.
набл.
ЕО —3
83
3,7
7,0
6,2
10,6
12,5
Е4—7, Ер
28
7,6
5,3
9,4
5,0
15,0
SBO, SBa
21
2,2
4,1
9,4
5,6
10,0
SBb
26
1,9
3,4
3,1
5,0
2,5
SO, SOp
66
11,5
12,5
6,2
13,7
15,0
Sa, Sab
51
3,3
7,1
12,5
11,2
8,8
Sb, Sbc
77
20,8
21,8
12,5
20,6
12,5
Sc, Sep, SBc
94
49,0
38,8
40,6
28,5
23,8
Коэфф. коррел.
ожид. и наол.
0,90
0,73
Тип
Промежут. группы,
п= 80
Кома,
со
1!
Далекие скопл.,
п=48
ожид.
набл.
ожид.
набл.
ожид.
набл.
ЕО—3
18,1
22,2
34,8
34,8
44,1
47,9
Е4—7, Ер
6,2
9,7
8,8
19,6
12,3
8,3
SBO, SBa
4,6
13,9
2,3
0,0
1д
2,1
SBb
6,3
4,2
7,8
2,2
5,8
0,0
SO, SOp
16,1
23,6
20,5
28,3
21,0
14,6
Sa, Sab
11,6
11,1
8,8
8,7
4,3
18,7
Sb, Sbc
17,5
8,3
11,0
2,2
8,0
6,2
Sc, Sep, Sbc
19,5
6,9
5,9
4,3
3,3
2,1
Коэфф. коррел.
ожид. и наол.
0,32
0,88
0,90
способствует успеху «предсказания», однако для скоплений «пред¬
сказания» являются «чистыми». Как видно из табл. И, ожидаемый
процент галактик различных типов хорошо согласуется с на¬
блюдаемым. Это указывает на то, что наблюдаемое различие ти¬
пов галактик в поле и скоплениях может быть объяснено селек¬
цией, а не различием в функции светимости. Уменьшение доли
спиральных галактик и возрастание процента галактик ЕО-3
от 6,2 до 47,9% при переходе от близких групп к далеким скопле¬
ниям, по мнению авторов, не обязательно означает редкую встре¬
чаемость спиралей в далеких скоплениях, а скорее отражает труд¬
ность их наблюдения с больших расстояний.
§ 2. СТАТИСТИКА ТИПОВ ГАЛАКТИК
127
Средние абсолютные величины различных типов галактик,
определенные Морганом и Вокулером, тоже ненадежны вследствие
малого числа представителей многих типов. Следует заметить, что
разными авторами подвергались классификации преимуществен¬
но один и те же галактики, чаще всего гиганты ярче 12т. Если бы
предел видимой звездной величины классифицируемых галактик
был ниже, для каждого типа выявилось бы большее количество
галактик малой светимости. Поэтому имеющиеся статистические
определения средних светимостей галактик не носят абсолютного
характера. Несмотря на большой интервал значений М для каж¬
дого типа, можно, пожалуй, отметить, что галактики El—Е2 в
среднем на 1т ярче, чем ЕЗ—Е7.
Для галактик, классифицированных Вокулером, М в среднем
составляет —18т, 5. Несомненна лишь меньшая светимость не¬
правильных галактик, но это было известно и раньше.
В скоплении Девы, где сравнения надежнее, и в группах
Ю. П. Псковский нашел, что ярчайшие и средние светимости спи¬
ральных и эллиптических галактик одинаковы. То же равенство
он нашел и для галактик скоплений и галактик поля. В скоплении
Девы ярчайшими (Mph=—20m,5) являются галактики Е и Sb, а
галактики SBO, SBa, SBb и SBc имеют в среднем М= —18™,0.
Галактики Sc на 0т,5 слабее, а неправильные слабее на 2т*(не
говоря о крайних карликах). Галактики Sb, наша и М 31, явля¬
ются сверхгигантскими {Mph около —21т). Наиярчайшими, по
последним данным, с Ж до — 22т являются некоторые радиогалак¬
тики, главные члены скоплений и некоторые изолированные га¬
лактики, обнаруженные, впервые Воронцовым-Вельяминовым. У
последних наблюдаются сложные ядра и обширнейшие оболочки,
делающие их похожими, на первый взгляд, на галактики Е. Морган
обозначил такие галактики cD и пополнил их число, хотя неко¬
торые из них при уточнении оказались обычными галактиками Е
(см. § 3h гл. I).
Используя материалы каталога Шепли и Эймс и полученные
ими средние значения Ж, Ю. П. Псковский [130] приводит сле«
дующее число галактик различных типов в Деве для сферы радиу¬
са 5 Мпс:
Ввиду возможных различий в населенности скоплений, групп
и поля неправильными и эллиптическими галактиками малой све¬
тимости, числовые данные для них получить трудно. Можно, ожи¬
дать, что в пределах указанного выше радиуса их будет несколько
сотен.
Е 46
Sc 108
SBc 8
S: 36
Всего 268
SO и SBO 28
Sa и SBa 14
Sb и SBb 28
128 ГЛ. III. СВЕТИМОСТЬ, СТРУКТУРА Й РАДИОИЗЛУЧЕНИЕ ГАЛАКТЙК
§ 3. Фотометрическая и пространственная структура
эллиптических галактик
Представить математически плавное изменение яркости эллип¬
тических галактик вдоль радиуса впервые попытался Хаббл
NG-C3379
1 t 1 1 » 1 I I I I I I I I I I I I | » 1
U 50" 100гг 150" 200"
Рис. 30. Изофоты NGC 3384 Е7 и NGG 3379 Е1.
(рис. 30). В предположении постоянства функции светимости
звезд по радиусу распределение яркости дает возможность вычис¬
лить изменение звездной плотности по радиусу, а в случае по¬
§ 3. СТРУКТУРА ЭЛЛИПТИЧЕСКИХ ГАЛАКТИК
129
стоянства отношения массы к светимости это давало бы изменение
плотности массы вдоль радиуса галактики. Хаббл [131], изучив
15 галактик, нашел, что вдоль большой и малой оси поверхност¬
ная яркость есть
1=1,: (г+а)* (39)
или
lg(/:/<>) =-2lg (-£+l)+const,
(40)
10"
г —
50" 100"
200" 300°
где /0— яркость в центре и а — масштабный фактор.
Очень далеко от центра проследил фотоэлектрически измене¬
ние яркости (в эллиптической галактике NGC 3379) Деннисон
(рис. 31). Он сравнил наблюде¬
ния с формулой Хаббла до
г : а=50. Для всех галактик от
круглых ЕО до Е7 формула
Хаббла удовлетворяла наблю¬
дениям отлично от г : а=15 и
удовлетворительно до г!а около
30, что соответствует изменению
яркости в первом случае на по¬
рядок и во втором случае на
два порядка, или, в пределах
соответствующего отношения
расстояний, от 1: 50, до 1:100.
К центру галактики формула
неприменима, а практически за
центральную яркость /0 прихо¬
дится брать ее среднее значение
внутри той диафрагмы, которой
приходится пользоваться, при¬
меняя микрофотометр или элек¬
трофотометр. Формула Хаббла
дает некоторую яркость при
произвольно большом расстоя¬
нии от центра, а интеграл от
этой функции, долженствующий
дать интегральный блеск при
т —>-оо, расходится. При г : а>50
последующие наблюдения дали
все возрастающее отклонение
от завышенных значений /, да¬
ваемых формулой. Кроме того, естественно ожидать, что физичес¬
кие системы должны иметь конечный радиус и, во всяком случае,
подавляющая часть их массы должна иметь конечный радиус.
Рис. 31. Представление распределе¬
ния яркости по радиусу NGG 3379
типа Е1 по Хабблу и по Деннисону
формулами Хаббла (тонкая линия) и
Вокулера (толстая линия).
130 гл. III. СВЕТИМОСТЬ, СТРУКТУРА И РАДИОИЗЛУЧЕНИЕ ГАЛАКТИК
Баум предложил другую, тоже эмпирическую формулу,
I=Io : 2г(г+г0), (41)
где /0 и го— характеристические яркости и радиус. Эта формула,
мало еще исследованная критически, имеет те же недостатки,
что и (39) и (40) в центре и при интегрировании.
Наиболее удобна формула Вокулера
lg -В = — 3,3 (а1/4 — 1), (42)
где а=r : rei если ге есть большая полуось системы или эффектив¬
ный радиус, внутри которого излучается половина всей энергии,
а В=1 : Iо, где /0— поверхностная яркость, соответствующая изо¬
фоте, отстоящей от центра на ге\ здесь ге— единственный произ¬
вольный (масштабный) параметр. Он определяет /0. Формула
позволяет вычислить предельную светимость, так как интеграл
этого выражения не расходится при г-^оо. Применимость формулы
к данному объекту выяснится, если нанести на график наблюден¬
ные lg I в функции г1!*. Если получится прямая линия, то форму¬
ла эта применима. Величины те и lg 1е отсчитываются при г=ге.
Формула (42) непригодна при г : ту<0,03, где (39) представляет
наблюдения лучше.
Формула (42) хорошо представляет наблюдения гораздо даль¬
ше, чем формула Хаббла и, согласно Вокулеру, справедлива в
диапазоне расстояний г : г*=150 : 1 или даже 500 : 1, а яркостей —
в пределах 104—10б.
Все эти формулы многократно применялись к сверхгигантским,
гигантским и нормальным галактикам, а также к компактной
М 32 с Мр1г=— 15т. О степени применимости их к разреженным
карликовым галактикам см. в гл. IV.
Фотометрия далеких от центра областей эллиптических галак¬
тик привела к интересному выводу о том, что галактики бывают
окружены обширной слабо светящейся короной, градиент ярко¬
сти которой значительно меньше, чем это следует из формулы (42).
Так, диаметр радиогалактики М 87 типа Е оценивался на глаз в 2'
по обычным фотографиям. До поверхностной яркости 27т на
квадратную секунду дуги он прослеживался микрофотометром
на 10',7. Теперь же, при понижении предела различимого свече¬
ния всего до 27т,3, диаметр М 87 оказался превышающим 60'!
Этот прирост в диаметре наблюдатели и назвали короной. Это пре¬
красный пример к приведенному выше нашему утверждению о не¬
правомерности сравнения линейных размеров галактик и разного
и даже одинакового типа без учета предельных взятых изофот и
без учета зон разной структурности.
Эллиптические галактики, в отличие от остальных, бесструк-
турны. В отношении структуры эллиптических галактик можно
говорить только в плане распределения в них плотностей по ра¬
§ 3. СТРУКТУРА ЭЛЛИПТИЧЕСКИХ ГАЛАКТИК
131
диусу. Это в основном делается по фотометрическим данным, так
как покраснение к их центру крайне мало и можно предполагать,
что в них Ш : L постоянно.
Наблюдатели на крупнейших телескопах высказываются про¬
тиворечиво по вопросу о том, есть ли у эллиптических галактик
ядро, и если есть, то у всех или нет? Так, например, в 1966 г.
Кинг и Минковский [94] в своей полемике с Хойлом, специально
говоря о свойствах галактик типа Е, утверждали, вопреки Хойлу,
приписывающему этим галактикам ядра около 60 пс диаметром,
что никаких ядер или сгустков (knot) в них нет. Они приводят
фотографии звезд и трех галактик Е, долженствующие показать
отсутствие у них малых ядер, изображения которых были бы
сходными с изображениями звезд. По репродукциям, однако, чи¬
тателям трудно сделать вывод. С другой стороны, паломарские и
некоторые другие астрономы постоянно говорят о ядрах у М 87
(о «выбросе из ядра») и у М 32, а Уокер даже измерил сепаратное,
быстрое вращение последнего. Кинг [132] сообщал, что он фото¬
графирует ядра галактик Е. «Пики их в центре галактики всегда
шире, чем у изображений звезд на тех же снимках», но то же можно
сказать о самых малых ядрах галактик Sc, а с другой стороны,
говорят ведь о ядрах у всех спиральных галактик. В 1971 г. Мор¬
ган и Валбурн нашли и иллюстрировали различия в структуре
сердцевин в остальном сходных галактик Е М87 и NGC 4552.
Можно сделать, по-видимому, такой вывод: в некоторых эллип¬
тических галактиках, во всяком случае в крайне разреженных,
типа Скульптора, и в менее разреженных, типа NGC 147 и 185,
но может быть, и в гигантских, никаких видимых ядер, безуслов¬
но, нет. В близких к нам компактных карликовых (М 32) эллип¬
тических галактиках видны маленькие ядра, звездоподобные по
размеру видимого изображения. Можно ли называть ядрами сгу¬
щения к центру таких галактик, как М87, неясно.
С другой стороны, Вокулер различает галактики, переходные
от Е к S0, и оперирует подклассами Е + , SO", S°, опираясь на
структуру внутренней части — «ядра» и «линзы» внутри оболоч¬
ки, хотя читателям эти тонкости остаются не ясными. Кроме того,
читатели могут заметить, что если S0 есть класс промежуточный
между Е и плоскими спиралями, то надо было бы ожидать диф¬
ференциацию Е и S0 по плоской компоненте, а не по центральной
области. Сильно сжатые галактики Е едва ли ближе к спиралям,
чем ЕО, так как балджи и ядра спиралей ближе к сферам, чем к
эллипсоидам. Не указывалось нигде, чтобы отношение осей с : а
у S0, видимых с ребра, было больше, чем у галактик Sa, Sb.
Цвикки [133] воспроизводит фотографии части скопления Кома
(рис. 32) снятые на 2,5-метровом телескопе. На них он показы¬
вает наличие компактных ядер у некоторых неспиральных галак¬
тик и отсутствие такого ядра у NGG 4874, хотя Сэндйдж класси¬
132 ГЛ. III. СВЕТИМОСТЬ, СТРУКТУРА И РАДИОИЗЛУЧЕНИЕ ГАЛАКТИК
фицирует ее как SO, которые он отличает от Е наличием ядра!
Цвикки говорит, что NGC 4874 «не имеет никакого яркого ядра»,
а в следующей фразе пишет, что другие галактики имеют «более
компактные ядра» («более» чем «никакие»?!).
Яплшотси ли большие и яркие ядра других галактик, видимых
на снимках этого скопления, ядрами обычных галактик SO, или их
надо рассматривать как объекты нового типа — как компактные
15 с оболочками? На стр. 132 своей работы Цвикки приводит также
т
Рис. 32. Фотографии Цвикки части скопления в Волосах Вероники (Кома) с
разными экспозициями. Видно, что у одних галактик типов Е и SO есть ком¬
пактные ядра, а у других таких ядер нет.
фотографию «шаровой галактики с очень компактным ядром» в
том же скоплении. Отлична ли она от «компактной эллиптической
галактики» и от объектов с компактными ядрами и центральными
дисками на ранее упомянутых фотографиях?
Наблюдателям на больших телескопах необходимо внести яс¬
ность в свою терминологию, в описание классификации «ранних»
типов и устранить противоречия. Если есть сходные, на первый
взгляд, по виду галактики, одни не имеющие ядроподобного сгу¬
щения, другие имеющие, а третьи — имеющие нормальный боль¬
шой балдж в оболочке, либо большое компактное ядро либо сами
являющиеся компактным балджем — все это крайне важно для
понимания их природы и эволюции. Во всяком случае мы неожи¬
данно видим, что самые основные и элементарные вопросы струк¬
§ 3. СТРУКТУРА ЭЛЛИПТИЧЕСКИХ ГАЛАКТИК
133
туры галактик Е и примыкающих к ним крайне не ясны и по су¬
ществу, и по вине нечетких описаний, даваемых наблюдате¬
лями.
Не вполне ясен вопрос и о взаимоотношении эллиптических га¬
лактик и диффузной материи. Часто говорилось, что в них диффуз¬
ной материи нет, и что нет ее и в галактиках SO. Это неверно.
Б. А. Воронцов-Вельяминов [134] в 1957 г. пришел к выводу, что
до 62% галактик Е в спектре центральной области содержат ли¬
нии ионизованных газов. Однако относительная масса газа не¬
сравненно меньше, чем в спиральных галактиках. Не только
NGC 205, которую некоторые причисляют к S0, и не только пе¬
кулярная радиогалактика NGC 5128, но и типичные эллиптиче¬
ские галактики, в частности, карлик NGC 185, имеют в своей толще
облака пыли. Чем еще системы Е с пылью отличаются от систем Е
без пыли — неизвестно.
Для анализа пространственной структуры Е-галактик Миллер
и Прендергаст [90] осуществили в системах В ж V детальную фо¬
тометрию галактики типа Е NGC 3379. Фотометрия велась до
г=300" при обычно принимаемом диаметре ее (яркой части) око¬
ло 130". Диафрагмы применялись от 15" до 2" диаметром и изме¬
рения проводились в 400 точках в каждом цвете. Цвет галактики
оказался однородным, и лишь в радиусе 20" от ядра В—V ока¬
зался на 0т,56 больше (краснее). Исходя из распределения яр¬
кости в проекции, была вычислена светимость единицы объема,
причем довольно необычным для этой цели методом, преимущества
которого неясны.
По объемной светимости двумя независимыми методами были
вычислены пространственная плотность и силовое гравитационное
поле. В одном методе предполагалось, что при : L=const
парциальная плотность разных звезд не меняется. В другом методе
допускалось, что свет идет преимущественно от некоторой доли
звезд определенного класса, например, gK. Гравитационные по¬
тенциалы вдоль радиуса были вычислены по обоим методам и
сравнены для случая, когда ось симметрии перпендикулярна к
лучу зрения. Согласие их удовлетворительно до г=75", а ближе
этого значения радиуса к центру предположительно содержится
половина всей массы. Поэтому внутри такой сферы можно счи¬
тать распределение скоростей звезд таким же, как в изотермиче¬
ском газе при условии равенства средней квадратической скоро¬
сти звезд разных масс.
По красному смещению NGG 3379 с Н=1Ъ км/сек-Мпс рас¬
стояние ее равно 10 Мпс. Бербиджи и Фиш [89] по профилям
линий спектра оценили дисперсию скоростей в центре этой галак¬
тики: | г^211/*=185 км/сек. Авторы из своих измерений оценили
полную звездную величину галактики в 10т,25. С этими тремя
величинами можно было получить абсолютные значения: централь¬
134 ГЛ. III. СВЕТИМОСТЬ, СТРУКТУРА И РАДИОИЗЛУЧЕНИЕ ГАЛАКТИК
ная плотность 440 Ш^/пс2 и время релаксации 1012—1013 лет в
центре для звезд с массой, равной 1 9Л©.
При ряде дополнительных допущений полная масса до г=
=300" получается равной 1,0 -1011 что дает 3Jt/L=9. Это
отличается от 12,4 в [89] из-за принятия другого значения L.
Позднее Миллер после ряда проб пришел к выводу, что приве¬
денные выше результаты представляют единственное решение,
удовлетворяющее наблюдениям.
§ 4. Фотометрическая и пространственная структура
галактик SO—Sa
а. Галактики S0. Символом S0, как мы упоминали, обозна¬
чают все аморфные объекты, имеющие некоторое сходство с га¬
лактиками Е, но не признанные за таковые или за явные спирали.
В новой классификации Хаббла — Сэядиджа и в классификации
Вокулера различают семейства S0, иначе, SA0 и SB0, а у Вокулера
еще и SAB0, притом среди них пытаются выделить «ранние» и
«поздние» подклассы— более близкие к Е или к Sa и SBa. «Позд¬
ние S0» и Sa р аз л ичаются,: по-видимому, с трудом, но у Вокулера
различаются еще разновидности г, s и rs. Среди всех этих S0 от¬
мечают много «пекулярных», понимая пекулярность по-разному.
Многие галактики не удавалось классифицировать точнее, чем
S0. Все это разнообразие видов осложняется еще тем, как к на¬
блюдателю повернуты плоская компонента и зачаточный бар,
а ведь в разновидностях SB0 нет даже осевой симметрии. Вспом¬
ним, что Ходж классифицирует галактики S0 совсем по-иному. Мы
убеждены, что класс галактик «S0» крайне неоднороден. На пере¬
держанных снимках большинство галактик S0 неотличимо от Е.
Ясно, что ввиду всего этого ожидать каких-то обобщающих вы¬
водов из фотометрии галактик S0 не приходится. Общим является
лишь то, что у многих (едва ли не у всех) галактик, относимых к
S0, имеются две компоненты: внешняя плоская и эллипсоидаль¬
ная у SA0 или более сложной структуры у SAB0 и SB0.
Лиллер [135] нашла, что среди 15 продолговатых аморфных
галактик есть указание на две группы S0: одну — чечевицеоб¬
разную и другую — с крупным ядром. Ни одна из них не имеет
характеристик Е. На рисГ 33, с показан фотометрический разрез
NGC 1291. Заметны центральная часть и плоская составляющая.
Изменение сжатия изофот внутри галактик представлено на
рис. 33,Ъ.
Из фотоэлектрической фотометрии в UBV Вокулера не сле¬
дует, что распределение цвета в S0 отлично от распределения цве¬
та в галактиках Е. С приближением к центру они тоже слегка
краснеют, будучи в среднем на 0m,02—0т,05 голубее, чем Е. Не¬
которые из них аномально голубоваты,— на 0Ш,1 в каждом цвете.
§ 4. СТРУКТУРА ГАЛАКТИК SO — Sa 135
Это подтверждают и более детальные фотографические наблюде¬
ния цвета четырех галактик SO, сделанные в Бюракане. Но там
получились более значительные колебания цвета вдоль радиуса.
Ь)
Со
f о
ээ
а
-/
-2
1
2
11
\
1,
NGC1291
V
1
Ocj
СП
?>1
\\
_э
0
\
S
V
г'1
г
2'
\
у
Чч
ч
О 2' 4' 6* 8? 10' 12' 14'
Г О)
Рис. 33 a) NGC 3115 SO: хорошо видна плоская компонента. До введения типа
SO Хаббл считал ее Е7. Ь) Изофоты: видно их уклонение от эллипсов, с) NGG
1291 SO: фотометрический разрез по радиусу согласно Вокулеру; выделяется
балдж.
Больший масштаб имели негативы Джонсона [136], причем
NGC 524 он проследил до г=400"=48 кпс. Представляя ее кон¬
центрическими эллипсоидами с полярной осью, направленной к
наблюдателю, и считая Ш/Ь=const, Джонсон методом Валленк-
виста подсчитал распределение плотности. В проекции плотность
136 РЯ. III. СВЁТЙМОС'ГЬ, СТРУМА А Й РАДЙОЙЗ ЛУЧЕНИЕ ГАЛАКТИК
падает от 1000 внутри г=40"до 144; 44; 25 и 5,6 в последующих
слоях, ограниченных значениями г=80", 120", 160" и 400", а в
пространстве соответственно с 1000 до 72; 12; 4,3; 0,37.
У NGC 1332, видимой, вероятно, почти с ребра, изофоты имеют
форму эллипсов, эксцентриситет которых с удалением от центра
сначала растет от 0,35 до 0,7 около г=70", а затем опять падает
Ъдг
а)
-NGC3,
Е1
ТУП
7/У
"ч
\
NGC3115
Е7
NGC'4594
SAd
>
s'
\
N&C'3384
SBa
/
s'
3
2
1
Г
о>
-2
-J
-4
—V
i i
Закон изменения
яркости б эллип¬
тических галак¬
тиках , 1/А ,
1 ъВ=-5,33(сс1/4-1)
N
\
\
\
\
■■ т\
ч
N
■О 0,5 ffO 15 2,0 2,5
ос1/4 &)
Рис. 34. Изменение сжатия е=1— Ъ/а изофот в функции их большой полуоси
(по Вокулер у) при переходе от Е к спиралям.
до 0,45 у г=180". Так же меняется эллиптичность изофот и у пе¬
кулярной галактики NGC 128, сильно наклоненной, и у других
(рис. 34). Две поглощающие свет области пересекают ее большую
ось на расстоянии 11 кпс по обе стороны от центра. Большая ось
состоит как бы из двух половин, образующих тупой угол. По на¬
шему мнению, это есть просто следствие несимметрии в деталях
структуры, которую данная фотометрия не могла выявить. Но
авторы и это явление, и некоторую «прямоугольность» формы
главного тела (также не выявленную в изофотах) приписывают
приливным воздействиям со стороны ее двух небольших спутни¬
ков, NGC 127 и 130. Распределение яркости вдоль малой оси,
отражающее распределение яркости в балдже, хорошо согласу-
§ 4. СТРУКТУРА ГАЛАКТИК SO — Sa
137
ется с теоретическими моделями невращающихся звездных сис¬
тем по Кингу и по Мичи.
В обстоятельной работе ван Хутена [137] наблюденные профи¬
ли и изофоты разложены на компоненты— сферическую и плос¬
кую. Первая дает разрезы, подобные таковым для эллиптических
галактик, вторые — сходные с разрезом диска спиральных га¬
лактик. Ни в одной из опубликованных работ изофоты не отража¬
ют описываемых в литературе компонент структуры SO — ядро,
линзу и оболочку, а выявляют, как сказано, только две компо¬
ненты — сферическую и плоскую.
Исследуя изофоты NGC 4526, ван Хутен нашел для нее на¬
клон 77°,3. Распределение яркости в темном кольце вокруг ядра
асимметрично. Поглощение в нем имеет максимум 1т,25, влияет
на само ядро, но не сильно, так как ядро выглядит резко. Отноше¬
ние его осей после исправления за поглощение составляет 0,62.
Перпендикулярно к плоскости кольца, после поправки за рассе¬
янный свет и за наклон, истинное поглощение найдено равным
0^,70 или O'71,35, если рассеянием пренебречь. Тогда это согла¬
суется с данными о нашей Галактике для направления от Солнца
к ее полюсу. С разными поправками свет в темном кольце должен
иметь избыток цвета относительно цвета ядра в +0т,26, но на¬
блюдения никакого эксцесса не показывают и это трудно приписать
неточности последних.
Темные детали в галактиках S0 обычно интерпретируются
как поглощающая пыль. Нам всегда казалось столь же вероятным,
что это не пыль, а промежуток, более бедный звездами, или со¬
стоящий из менее ярких звезд. Не подтверждением ли этого явля¬
ется упомянутый выше результат, неожиданный для ван
Хутена? В этом результате важна не величина ожидаемого избыт¬
ка цвета (ее расчеты сложны), а отсутствие этого избытка по на¬
блюдениям.
Ь. Структура галактики Sa NGC 4594 и других. С особенной
тщательностью структура этой галактики была изучена ван Ху-
теном [137]. Галактика NGC 4594, видимая почти с ребра (i=
=85°), и выделяющаяся мощной полосой поглощающей материи
вдоль экватора, не типична для галактик типа Sa. Она выделяется
необычайно большим сфероидальным ядром, больше похожим на
балдж галактик типа S0, и ее плоская составляющая также не¬
обычно толста и мала диаметром (рис. 35). Необычайно велико от¬
ношение видимых осей этой галактики (1 : 1,6). В среднем цвет
ядра характеризуют B—Y=lm,06 и U—B=0m170. Ядро желтее,
чем вся галактика, только на 0т,08. Очевидно, как и в галактиках
S0, и даже в Е, состав населения у Sa, вероятно, мало меняется
вдоль радиуса. В экваториальной зоне NGC 4594 видны мелкие
сгустки, быть может, образующие спиральные ветви или, вероят¬
нее, сегменты, дуги. Ярких линий в их спектре нет, т. е. они не
138 ГЛ. III. СВЕТИМОСТЬ, СТРУКТУРА И РАДИОИЗЛУЧЕНИЕ ГАЛАКТИК
Рис. 35. Галактика Sa NGG 4594, одна из массивнейш ix спиралей с аномально большим балджем и тол
стым слоем пыли. Окружена короной из шаровых скоплений.
§ 4. СТРУКТУРА ГАЛАКТИК SO — Sa
139
содержат ионизованного водорода за отсутствием горячих ги¬
гантов. Итак, подробнее всего изучена крупнейшая и одна из
ярчайших по светимости галактика типа Sa, окруженная свитой
шаровых скоплений, но не типичная, а более близкая к поздним
подразделениям SO, содержащим пыль. Поэтому она может счи¬
таться в какой-то мере сходной с галактиками SO и по своему стро¬
ению.
Ван Хутен исследовал поглощение в галактиках, изучая
NGG4594. Распределение яркости вдоль ее большой оси обусловле¬
но наложением балджа и дисковидной компоненты (рис. 36). Если
допустить, что отношение осей эллипсоидов как поверхностей
одинаковой яркости внутри балджа вдоль радиуса не меняется,
Рис. 36. Распределение яркости и поглощающего вещества в плоской компо¬
ненте NGG 4594 при изотропном рассеянии и низком альбедо (по ван Хутену).
то две названные компоненты можно разложить. Посредством де¬
тального анализа распределения яркости в темной экваториальной
полосе была установлена оптическая толщина пылевого слоя на
разных расстояниях от центра галактики, а также интенсивность
света звезд, содержащихся в этом слое. Обсуждение колориметри¬
ческих измерений в темной полосе не позволило сделать выбор
между двумя моделями, допускаемыми для оптических свойств
частиц: являются ли они изотропно рассеивающими с альбедо
0,2 или сильно рассеивающими вперед с альбедо 0,5?
Наблюдения показали большое различие в распределении
внутри экваториального слоя звезд и пыли. Практически почти
вся пыль, поглощающая свет, находится между 8 и 33 кпс от цент¬
ра, если принять расстояние равным 16,8 Мпс. Внутри круга с
радиусом 8 кпс плотность пыли ничтожна. Между тем свет звезд
имеет максимум на расстоянии 3 кпс от центра. Наблюдаемый вто¬
ричный максимум яркости звезд в диске на большем расстоянии
146 rji. iii. свётймостЬ, структура й радиоизлучение галактик
вызван, по-видимому, желтыми звездами. Часть света ядра, рас¬
сеиваемая вследствие дифракции частицами кольца, мала в срав¬
нении со светом, идущим из других источников.
Различие в фотометрической структуре галактик SO и Sa так
мало, что ван Хутен рассматривал их совместно. Различие боль¬
шее, чем от типа, вызвано их наклоном к лучу зрения. Для
NGG 4762 SB (г:) 0°, 7332 SOp и 4526 SAB (s)0: , описанной выше,—
всех очень наклонных,—светящийся диск тоже, по-видимому, не
доходит до ядра, и расстояние от него до внутреннего края диска
коррелируют с относительной значимостью системы диска. Пыли
Рис. 37. Изофоты NGG 7814 Sab, видимой с ребра (по ван Хутену). Указаны рас¬
стояния от центра.
в этих системах мало. Ее много в NGC 5866 SA0+ и 7814 SA(s:)ab
(рис. 37), видимых почти с ребра. Для NGC 4111 SA (г)0+, 4762
и 7332 SOp пространственное распределение яркости было най¬
дено из допущения, что они видны в точности с ребра. У NGC
3115 и 4111 постоянного сжатия изофот не обнаружено, и у них
диск подходит к ядру, может быть, очень близко, либо они видны
настолько точно с ребра, что диск проектируется на ядро. Ис¬
тинное сжатие эллиптических систем никогда не превышает 0,5.
Если сжатие больше, то мы имеем дело со смешанной системой —
балдж и диск. У некоторых галактик все изофоты имеют одинако¬
вое сжатие, а у других оно сначала возрастает, затем снова убы¬
вает с удалением от центра. Ван Хутен считает это следствием
различного соотношения между балджем и диском.
§ 5. ИНТЕГРАЛЬНЫЕ ДАННЫЕ ДЛЯ СПИРАЛЬНЫХ ГАЛАКТИК
141
§ 5. Интегральные колориметрические
и спектральные данные для спиральных галактик
G 1916 г. было известно из снимков в желтых и синих лучах,
что у спиральных галактик ветви голубее (вернее, белее), чем их
ядерные области, которые желтоваты. Отсюда был сделан вывод,
оказавшийся впоследствии правильным (как мы видели на при¬
мере М 31 и М 33), что это вызвано наличием в спиральных ветвях
галактик типов Sb и Sc большого числа белых и голубых сверх¬
гигантов. Это различие цветов очень эффектно видно на совре¬
менных цветных фотографиях.
В количественной форме, путем определения показателей цвета
сгустков в спиралях, это было в 1940 г. показано Сейфертом. Он
нашел также, что цвет общего фона между сгустками или между
ветвями ближе к цвету ядра. Последующие исследователи под¬
твердили и распространили работу Сейферта (детальной коло¬
риметрии галактик) на другие объекты.
Для получения реальной, а не смазанной картины надо иметь
большой масштаб снимков, так как цвет мелких деталей в сложной
структуре галактик Sc и неправильных меняется очень резко при
переходе от одной из них к другой. Было, между прочим, обнару¬
жено, что клочковатые неправильные галактики, названные Хольм-
бергом Ir I, сходны с ветвями спиральных галактик, a Ir II более
аморфны и желтее. Часть их очень пекулярна, в том числе зна¬
менитая «взрывающаяся радиогалактика М 82».
Измерения цвета — почти единственный способ изучения со¬
става плоской компоненты более далеких спиральных галактик и
неправильных галактик, да и внешних частей близких галактик.
Спектры этих объектов, имеющих низкую поверхностную яр¬
кость, получаются с трудом. В принципе, звездный состав этих
образований отчасти уже известен из детального изучения Ма
геллановых Облаков, М31 и М 33. Анализ одних лишь показате¬
лей цвета не дает однозначного ответа на вопрос о населении
внешних частей спиральных галактик. Осредненные показатели
цвета, как бы точны они ни были, не дают должного ответа на
вопрос о звездном составе, помимо качественного ответа, состоя¬
щего в том, что с перемещением от галактик Sa к Sc их внешние
части все голубеют (за счет роста доли горячих гигантов) и что
Ir I вообще голубые.
Это относится в большой мере и к фотоэлектрическим измере¬
ниям с диафрагмами. Даже при большой диафрагме влияние ядра
на цвет значительно, но, что еще хуже,— различно в зависимости
от углового размера ядерной области. Последний зависит от типа
галактики, от расстояния до нее, и у галактик, особенно типа Sa,
бывает весьма различным по линейным размерам. Эти обстоятель¬
ства никак не учитываются при анализе зависимостей показателя
142 гл. III. СВЕТИМОСТЬ, СТРУКТУРА И РАДИОИЗЛУЧЕНИЕ ГАЛАКТИК
цвета от отношения диаметра диафрагмы к принятому (условно!)
диаметру галактики в целом. Еще труднее учесть при измерениях
с диафрагмами влияние бара.
Осредненные в той или иной мере показатели цвета при статис¬
тических исследованиях помогают установить характер очень ма¬
леньких галактик, у которых структура не видна. Они особенно
важны для обнаружения пекулярных галактик (типа М 82, Аро,
с горячими ядрами и т. д.).
Большие возможности для анализа предоставляет многоцвет¬
ная фотометрия, еще лучше, фотометрия непрерывного спектра,
распространенная на возможно более широкую область спектра.
Даже для ближайших галактик, за исключением членов Мест¬
ной группы галактик, детальная колориметрия деталей для вы¬
яснения их звездного состава недоступна для фотографической
фотометрии, а тем более для более точной фотоэлектрической.
Можно измерять по фотографиям лишь спиральные ветви и фон
между ними, да крупнейшие узлы, сгустки в ветвях. Фотоэлек¬
трическая фотометрия с концентрическими диафрагмами пока
еще очень груба и осредняет яркость и показатель цвета в обшир¬
ных кольцах, включающих и части ветвей и промежутки между
ними. При анализе результатов надо учитывать размер аморфной
ядерной области, которая у галактик одного и того же типа бы¬
вает различна. Например, у галактик типа Sa бывают относитель¬
но большие и относительно малые ядра, а их вклад в яркость и
цвет в обоих случаях велик. Неучет размера ядерной области мо¬
жет несколько изменить приводимые ниже обобщения Вокулера и
Тифта.
Вокулер [33] по 148 галактикам, измеренным в системе UBV,
иногда с двумя и с большим числом диафрагм, пришел к ряду вы¬
водов и составил нормальные (U — В) — (В—V) диаграммы для
разных типов. Он исправил их за влияние наклона галактик и
изучил их изменение в зависимости от отношения А : D (0) —
диаметра диафрагмы к диаметру галактики, если бы она рассма¬
тривалась плашмя (см. § 9 гл. I).
Максимум поправки за избыток цвета внутри самой галактики,
наибольшей для спиралей Sab и Sb (при Ъ : а=0,2) составляет
Д(С7_5)=0т,19, Д(В—V)=0m,13.
Кривые (U—B), (B—V) идут всегда выше на 0m,l—0т,2,
чем у главной последовательности звезд, и еще выше для непра¬
вильных галактик, не показывая загиба вниз, обусловленного у
горячих звезд скачком из-за бальмеровского поглощения у
(В—F)<0,5. Это находится в согласии с выводом, что фиолето¬
вое излучение голубоватых галактик обусловлено не звездами
класса А, а смесью звезд В и G—dM.
Также со значительной дисперсией были получены нормальные
«стандартные» зависимости цвета от величины А : D (0) для каж¬
§ 5. ИНТЕГРАЛЬНЫЕ ДАННЫЕ ДЛЯ СПИРАЛЬНЫХ ГАЛАКТИК
143
дого типа. Подавляющее большинство галактик (типа от Е до
Sc) краснеют к центру, и только неправильные Irr (по Вокулеру
Sm и Im) голубее в центре. По Тифту [138] дело обстоит немного
иначе: у Sb покраснение быстро нарастает к ядру и вызвано пре¬
имущественно внутренним поглощением, а у Sa градиент цвета
Рис. 38. Интегральные показатели цвета в системе UBV в зависимости от типа
галактики и относительного размера диафрагмы по сводке Вокулера.
мал; gE и SO одинаковы по цвету, слегка краснея к центру. Гра¬
диент цвета у Sc обычно такой же, как у Sb, но у некоторых он
около ядра меняется мало и. похож на градиент у «голубых»
карликовых галактик Е.
Средние цвета для галактик при A :D(0)=1 по Вокулеру
приведены в табл. 12 и на рис. 38.
В 1972 г. Вокулер распространил каталог цветов на 461 галак¬
тику [33]. Сотни более слабых галактик были измерены в системе
UBV и другими авторами.
Таблица 12
Средние показатели цвета галактик
Е
so
Sa
Sb
Sbc
Sc
I гг I
(В-V) о
(U-B) о
Инде
клон raj
0,92
0,50
жсы «0»
[антики к
0,92
0,48
относят
лучу 3]
0,82
0,28
ся к пок
эения.
0,81
0,27
азателям :
0,63
—0,02
цвета, йен
(0,52)
(-0,12)
[равленны
0,50
—0,20
м за на-
144 ГЛ. ИХ. СВЕТИМОСТЬ, СТРУКТУРА И РАДИОИЗЛУЧЕНИЕ ГАЛАКТИК
У галактик типов Е и SO подтвердился замеченный еще ранее
(и подтвержденный снова [139]) эффект светимости. С ростом све¬
тимости галактика краснеет. Величина (B—V)Q от М=— 16т до
М=—18т меняется на 0,25, но до М=— 20т значение (В — V)
остается постоянным. Для измерений выбирались яркие галакти¬
ки на галактических широтах обычно больше 30°. Поэтому эффект
дифференциального поглощения света в нашей Галактике и
эффект красного смещения сказались слабо.
Цвета хорошо коррелируют с типами галактик. Обнаружилось
немало аномалий цвета, его несоответствия со спектральным и
морфологическим типом галактики. В ряде случаев ядра галактик
аномально голубоваты, несомненно, вследствие яркой X 3727 А в
их спектре, но у центра радиогалактики М 87 и объекта Мэйолла
избыток цвета вызван ультрафиолетовым избытком в континууме.
Б. Е. Маркарян привлек большое внимание к таким аномалиям
и собрал все подобные случаи. Оценивая возможный вклад пар¬
циальных светимостей звезд разного цвета, Маркарян защищал
представление, что ультрафиолетовый избыток излучения неко¬
торых галактик имеет нетепловое происхождение, говорящее об
активности ядер и о бурном, по его мнению, звездообразовании
в них.
Цвет баров оказывается таким же, как цвет ядерных областей,
чаще всего желтым. Только в 1967 г. заинтересовались спектром
баров. Код [140] изучал щелевые спектрограммы некоторых баров с
дисперсиями 60 и 120 А/мм так, чтобы были видны абсорбционные
линии. Правда, в этом помогло применение электронно-оптиче¬
ских усилителей яркости. Спектры поглощения у бара и его ядра
одинаковы. Обычно в спектре бара всегда есть X 3727, показываю¬
щая довольно равномерное распределение в баре газа малой плот¬
ности. Дисперсия скоростей в этом газе, по словам Кода, много
меньше, чем дисперсия скоростей звезд. Вопрос об источниках ио¬
низации и возбуждения этого газа еще не ясен. Дифференциальные
скорости газа и скорости, определенные по звездным абсорбцион¬
ным линиям, имеют существенное различие. Газ вращается скорее
с постоянной угловой скоростью, а звезды образуют поле скоро¬
стей такое, какое получилось бы при сжатии или расширении си¬
стемы, т. е. содержат радиальные компоненты скорости.
§ 6. Структура спиральных галактик
Благодаря апертурному синтезу радионаблюдений в линии
Х=21 см теперь хорошо получается детальная картина распреде¬
ления поверхностной плотности нейтрального водорода Н I в га¬
лактиках позднего типа (рис. 39), где его много. Но звезды и пол¬
ная масса вещества могут быть распределены иначе, чем водород.
Как вды видели, распределение цодцой массы изучается по кри¬
§ 6. СТРУКТУРА СПИРАЛЬНЫХ ГАЛАКТИК
145
вым вращения галактик, а для модели распределения звезд (см.
§§ 4—5) проводится фотометрия и колориметрия галактик.
Вокулер полагал, что относительный размер сферической ком¬
поненты убывает от Sa к Sc. В действительности относительные раз¬
меры ядерной области галактик Sa, т. е. сферической компоненты,
меняются в больших пре¬
делах. У галактики NGC
4594 типа Sa (см. рис. 35)
сферическая компонента
имеет сжатие 1 : 1,6. Но в
Атласе Сэндиджа NGG
4293, 4866 и 4941 имеют
очень малые ядра, такие,
как у галактик Sc (см. § 11
этой главы). Поэтому на¬
деждам некоторых астро¬
номов на то, что все спи¬
рали от Sa до Ir можно
будет однозначно класси¬
фицировать в системе Хаб¬
бла по величине отноше¬
ния интегральных свети¬
мостей сферической и плос¬
кой компонент, не сужде¬
но сбыться.
Даже по внешнему
виду различные авторы
классифицируют NGG 4594
различно. Одни считают ее
Sa, а другие полагают ее
Sb. На фотографиях NGG
4594 легко видеть боль¬
шее поглощение пылыо в
синих лучах, чем в крас¬
ных, и малое протяжение
спиральных ветвей. Мунч
в неопубликованной рабо¬
те говорит, что мелкие сгустки в этих ветвях не дают в спектре
следов ярких линий. Это означает, что там нет горячих звезд-, так
как труднее допустить отсутствие газа, встречающегося иногда
даже в эллиптических галактиках.
Переходя к спиральным галактикам Sb—Sc, отметим, что еще
Рейнольдс показал, что распределение яркости в огромной линзе
М 31 описывается формулой, которой позднее Хаббл представил
падение яркости в эллиптических галактиках. То же было найдено
другими авторами и для линз других галактик, хотя Эвацс оцщ-
Рис. 39. Распределение поверхностной плот¬
ности Н I в голубых лучах в М 101. Числа
обозначают объекты по NGC.
146 ГЛ. III. СВЕТИМОСТЬ, СТРУКТУРА И РАДИОИЗЛУЧЕНИЕ ГАЛАКТИК
бочно считал свои объокты эллиптическими галактиками. Заметим
еще, что распределение яркости в М 33 по наблюдениям Паттер¬
сона вызывает большие сомнения, так как на снимках большого
масштаба отчетливо видно, что М 33 не имеет в центре ни линзы,
ни балджа, а имеет диск — его яркость почти постоянна везде, и
в центре диска находится керн — ядрышко около 5" диаметром.
(См. еще описание М 33 в главе о Местной группе галактик.)
Средняя, размазанная поверхностная яркость плоской ком¬
поненты, согласно Паттерсону и Вокулеру в функции расстояния
от центра представляется законом е“Лг, но еще нет достаточно ма¬
териала для суждения о дисперсии величин к.
Все же осредненные яркости, представленные законом 1=
=/0хЮ"^, дают некоторые сведения. Здесь 10 есть яркость в
центре, которую приходится несколько экстраполировать, ибо
измерения дают осредненные величины даже при минимальной
диафрагме. Автор книги и Р.-И. Носкова [141] исследовали под¬
робные фотометрические параметры для 130 галактик SO—S—Ir,
полагая внешнюю их границу у поверхностной яркости 26т,5 с
квадратной секунды дуги, которую иногда приходилось экстра¬
полировать по уже известному закону. Они опубликовали ста¬
тистические выводы из этого обширного материала. Сферическая
компонента оказалась значительно больше и ярче области ядра,
выделяющегося на фотографиях. Дисперсия светимостей этой ком¬
поненты внутри одного класса велика. Лишь у поздних галактик
эти компоненты всегда малы. Если радиус галактики считать за
1 до изофоты 26т,5, то к в среднем равно 2,3. В центре J?0=21m,30.
Для уточнения морфологического типа галактики эти данные ни¬
чего не дают ввиду громадной природной дисперсии характеристик.
Вследствие удаления ветвей друг от друга по мере роста г разма¬
занная яркость будет падать. Но бывают ветви столь разветвлен¬
ные и богатые размытыми перепадами яркости, что фон между
ветвями выделить невозможно. У других же галактик ветви «ни-
точны» — очень узки и относительно ярки. Есть также ветви,
еле-еле заметные на фоне диска. Все это гигантское разнообразие
спиральных структур важно осознать и изучить для понимания
прошлого и будущего спиральных галактик. Прибавьте к этому на¬
рушение центральной симметрии в пересеченных галактиках SB.
Если они имеют кольцо, то на вид диск их между ядром и кольцом
значительно однороден и гладок фотометрически. Вероятно, тол¬
щина его постоянна, и он заменяет собой толстую линзу таких га¬
лактик, как М 31.
Обычно на картах изофот спиральные ветви с их яркими сгуст¬
ками становятся почти незаметны (см. фотографии и изофоты га¬
лактики NGG 2841 на рис. 40). Серсик в Аргентине составил це¬
лый альбом изофот больших галактик южного полушария неба,
для ряда объектов даже в двух цветах.
§ 6. СТРУКТУРА СПИРАЛЬНЫХ ГАЛАКТИК •
147
Рис. 40. NGG 2841 Sb с широкими ветвями (вверху) и ее изофоты (по работе
астрономов Государственного астрономического института им. П. К. Штерн¬
берга).
N&C2841
п Окно микро -
148 ГЛ. III. СВЕТИМОСТЬ, СТРУКТУРА и РАДИОИЗЛУЧЕНИЕ ГАЛАКТИК
§ 7. Форма спиральных ветвей
У некоторых галактик форма ветвей, достаточно узких, такая
правильная, что естественно было искать ее математическое пред¬
ставление. Его впервые нашел еще Пален, показавший, что, как
многие другие спирали в природе, спиральные ветви галактик яв¬
ляются логарифмическими спиралями.
Данвер [142] произвел такое исследование особенно тщательно
и статистически. Для 98 галактик он определил параметры 190
спиральных ветвей.
Уравнение логарифмической спирали записывается в следу¬
ющем виде:
г = г0 • в*а, где а = жр:180°, (43)
или
lgr = lgr0 + cwp, c = lg с = 0,00758, (44)
И
X = Ctg|X.
Здесь \i — характеристический угол между радиусом-вектором
точки спирали и касательной к ней. Для определения параметров
спирали намечают точки видимой оси спиральной ветви. Сравне¬
ние с теоретической спиралью можно делать либо вычислив набор
проекций ее на плоскость, поставленную под таким же углом со,
под каким плоскость галактики пересекается с небесной сферой, и
подобрать подходящую, или, что удобнее, исправить расположе¬
ние точек наблюдаемой спирали за ее наклон со. Полярные коор¬
динаты г и ф в плоскости галактики связаны с видимыми коорди¬
натами р и 0 соотношением
г = У1 + tg2 со • sin2 0 = р • с
и
tg cp=tg 0 cosec со.
Для 0=0° и 180° с=1, а для ф=90° и 270°
с = К1 +tg2oi>. (45)
Измеренные точки р и 0, переведенные в г и ф по формулам,
или с помощью таблиц, вычисленных Данвером, наносятся на
график: lg г в функции ф. Логарифмическая спираль в этих коор¬
динатах должна быть прямой линией, и легко определить по точ¬
кам как характеристику |х, так и уклонения ветви от логарифми¬
ческой спирали. Данвер, кроме того, измерял длину ветвей W
в градусах и длину ветви I в больших полуосях галактики. Кста¬
ти сказать, до сих пор многие не обратили еще внимания на то,
что Данвер заметил существование галактик с одной ветвью и с
числом ветвей, большим двух. Правда, иногда трудно решить, вы-
§ 8. ПРЙЗЙАКЙ МАГНИТОПОДОБНЫХ ЯВЛЕНИЙ
149
ходит ли данная ветвь из ядра самостоятельно или же является
ответвлением другой ветви вблизи самого ее начала. Три-четыре
самостоятельные ветви бывают нередко и, даже когда их две, и
яркость, и длина их, и параметры не одинаковы. Быть может,
иногда это вызывается тем, что они лежат в слегка различных пло¬
скостях. Вопрос о том, имеется ли у галактик всегда только одна
плоскость симметрии, мы еще затронем дальше.
Данвер нашел для 190 ветвей в среднем jx=73°,4 в пределах
54—86°. Из этого видно, что почти круговые ветви, проводимые по
радионаблюдениям в нашей Галактике, маловероятны. (См. об
этом еще в параграфе о нашей Галактике.) Так же неправильны
представления некоторых авторов о многорукавных галактиках.
Такие многочисленные ветви можно прослеживать только на про¬
тяжении короткой дуги, а не до ядра, и сомнительно, есть ли смысл
определять параметры таких дуг как параметры логарифмической
спирали.
У некоторых галактик параметр \л для разных ветвей, по Дан-
веру, заметно различается, но средняя закрученность ветвей от
Sa к Sc уменьшается всего лишь градуса на 2, так что это неза¬
метно и может быть случайно. Таким образом, и количественные
данные не подтверждают критерий Хаббла для классификации
галактик Sa, Sb, Sc: «ветви, по-видимому возникают за счет ядер-
ных областей и раскручиваются по мере роста их (т. е. ветвей);
наконец, ветви широко открыты, а ядра мало заметны». В MCG
нами отмечено множество примеров спиралей, очень широко от¬
крытых и тем не менее аморфных, как в классе Хаббла Sa. В дли¬
нах большой полуоси и в градусах длина ветвей у поздних спира¬
лей лишь на несколько процентов меньше, чем у ранних, но и
этот вывод шаток. В среднем длина ветвей около 300°. Параметры,
найденные Данвером, полностью даются в примечаниях к MCG.
Данвер получил среднее отношение длины ветвей к радиусу га¬
лактики равным 3,5, а разность длин двух ветвей у одной галактики
в среднем равным 67°,2. В среднем логарифмическая спираль для
ветвей у него получилась такой:
р = рово,з°Ф или lg р = lg р0 + 0,13ф. (46)
У логарифмической спирали, как и у реальных галактик, рас¬
стояние между ветвями зависит и от степени их закрученности, и
от угла ф и от масштаба галактики.
§ 8. Признаки магнитоподобных явлений
Вокулер мельком отметил, что бывают случаи «поворачивания»
ветвей назад. Б. А. Воронцов-Вельяминов [30] привел множество
примеров сложной и капризной структуры ветвей и настойчиво
обращал на них внимание. Эти структуры напоминают конфигура¬
150 ГЛ. III. СВЁ'ММОСТ'Ь, СТРУКТУРА И РАДИОИЗЛУЧЕНИЕ ГАЛАКТИК
ции силовых линий магнитного поля, и поэтому автор ввел термин
«магнитоподобные явления».
Внутри диска, окружающего ядерную область, встречаются не
только очень яркие и едва заметные спиральные, но и многочис¬
ленные другие образования. В общем, элементами структуры
плоской компоненты галактик являются следующие геометриче¬
ские формы: перемычка (бар), диск, кольца, дуги, спиральные
ветви, прямолинейные вереницы и радиальные лучи. Все они не¬
зависимы и встречаются как в различных сочетаниях, так и в виде
всех переходных форм. Поскольку астрономы еще не уяснили себе
существование этого разнообразия и переходов одних из этих
форм в другие, мы приводили многие примеры, показывая, что
они не единичны и что многочисленность их указывает на прин¬
ципиальное значение этих фактов, а не на их исключительность
или «пекулярность».
Помимо спиральных форм в галактиках иногда наблюдаются
лучи. Прямые лучи выходят из ядра и видны обычно лишь в пре¬
делах центральной линзы. Эти радиальные лучи похожи на вы¬
бросы из ядра, но, по-видимому, состоят не из газа, а из звезд, по
крайней мере в настоящее время.
Важно, что прямолинейные формации встречаются в галакти¬
ках еще в двух видах: в виде прямых полосок, соединяющих собой
в косом направлении спиральные ветви, и в виде верениц. Соеди¬
нительные полоски между ветвями или их частями очень броса¬
ются в глаза в М 51. Вереницы, как спрямленные, изолированные
участки спиральных ветвей, или как изолированные прямолиней¬
ные образования, встречаются довольно часто.
На рис. 41, на который мы часто будем ссылаться в этом
разделе, вереница видна на фото 5, справа внизу. На фото 6
крайне длинное, почти прямое, но не радиальное волокно, пере¬
секает дугу как стрела пересекает лук. На фото 1 мощная (го¬
ризонтальная) вереница видна вверху. Эта галактика NGC 2805
обнаруживает (наверху) замечательную, и далеко не редкую
форму «гамма»: из верхнего конца продолговатого главного тела
в противоположные стороны выходят, как струи фонтана, две
ветви. Левая из них замыкается на противоположный конец
главного тела.
На фото 2 у NGC 7254 ветви переплетаются. Вверху, на фото 7
у NGC 2276 также видны переплетения ветвей, какие не могут об¬
разоваться путем простого истечения вещества из ядра и вообще
посредством механических причин. На фото 8 у NGC 309 видны и
переплетения ветвей, и выпрямленные отростки. На фото 3 у
NGC 1957 внешние формации представляют не части кольца, не
обычные дуги и не спиральные ветви, а нечто среднее. Обратите
внимание на то, что большие оси внутренней и внешней формаций
резко не совпадают. На фото 4 у NGG 5364 обе ветви выходят из
§ 8. ПРИЗНАКИ МАГНИТОПОДОБНЫХ ЯВЛЕНИЙ
151
Рис, 41 а) Признаки магнитоподобных явлений в галактиках (по Б. А. Во-
ронцову-В ельяминову).
Ф т
152 ГЛ. III. СВЕТИМОСТЬ, СТРУКТУРА И РАДИОИЗЛУЧЕНИЕ ГАЛАКТИК
Рис, 41 Ь) Признаки магнитоподобных явлений в галактиках (по Б, А. Во¬
ронцову-Вельяминову),
§ 6. ПРИЗНАКИ МАГЙЙ'ГОПОДОБНЫХ ЙЁЛЕНИЙ
153
Рис. 41 с) Признаки магнитоподобных явлений в галактиках (по Б. А. Во-
ронцову-В ельяминову).
154 ГЛ. III. СВЕТИМОСТЬ, СТРУКТУРА И РАДИОИЗЛУЧЕНИЕ ГАЛАКТИК
одного конца главного тела и превращаются в кольца. На фото 9 у
NGG 6962 одна из ветвей является местным усилением яркости
диска и не имеет отношения к ядру, а другая ветвь начинается со¬
вершенно касательно к ядру и не может быть результатом выбро¬
са или истечения из центра. Касательные к диску и совершенно не
связанные с ядром ветви мы видим на фото 10 у MGG 5—28—64.
Петли и восьмерки вместо раскручивающихся спиральных вет¬
вей мы видим на фото 11 —15,17, 21, 25. На фото 16 нижняя ветвь
быстро меняет направление на 180°. На фото 18 верхняя ветвь тоже
меняет направление на 180°. На фото 20 единственная ясная ветвь
волнообразна. Встречные ветви с противоположным направлением
мы встречаем не только у форм гамма (фото 29, 30, 33, 34—36),
но и на фото 22, 23, 25, 26. Замечательны изменения знака кривиз¬
ны у верхней ветви на фото 28, переход нижней ветви в кольцо на
фото 29, превращение в кольцо внешних ветвей на фото 31. Пора¬
зительна NGG 4935 (фото 35), где форма гамма превращается в зам¬
кнутое (!) кольцо. Все снимки репродуцированы с Паломарского
атласа неба. В табл. 13 приводятся обозначения галактик, фото¬
графии которых даны на рис. 41.
Таблица 13
Названия галактик на фотографиях рис. 41
1. NGC 28Э5
13. NGC 7677
25. NGC 428
2. NGG 4254
14. MCG 10—24—51
26. NGG 2782
3. NGG 1957
15. NGC 5239
27. NGC 3938
4. NGG 5364
16. NGC 2927
28. NGG 1073
5. NGG 3124
17. MCG 6—25—77
29. NGG 5861
6. NGG 3310
18. NGG 5430
30. NGG 2552
7. NGG 2276
19. MGG 4-34-10
31. MCG 9—16—24
8. NGG 309
20. NGC 619Э
32. NGC 5339
9. NGC 6962
21. NGG 523
33. NGG 3794
10. MGG 5-28-64
22. NGG 5504
34. MCG 0—31—2
И. IG 2133
23. NGG 2959
35. NGG 4935
12. NGG 7479
24. MCG0—25—10 и И
36. NGG 799
Итак, элементы структуры — дуга, кольцо, спиральная ветвь
и вереница резко не разграничены и способны переходить друг в
друга. В [30] приведено еще много других примеров превращения
одних из этих элементов в другие.
Кроме частных и поразительных форм гамма, неизвестных ра¬
нее, обращаем внимание на MGG 11—13—37, у которой концы двух
противоположных гамм пересекаются! У MGG 1—4—1 на концах
бара дуги обращены своей вогнутостью наружу, а не внутрь!
§ 9. КОМПЛАНАРНЫ ЛИ СТРУКТУРЫ ГАЛАКТИК?
155
Нередки случаи, когда ветви отделены от ядра темным корот¬
ким промежутком, который едва ли может состоять из темной
пыли. Примерно такой же перерыв между ядром и ветвями полу¬
чаемся, когда начала ветвей образуют вокруг ядра псевдокольцо.
Крайне многозначительно существование многоярусных галак-
тик, как их назвал автор. Таковы NGC1068,4736, MGG10—17—35,
1—9—4 и другие. У них бывает две и даже три зоны ветвей, не
связанных друг с другом, причем внешние ветви могут быть рас¬
членены как более, так и менее, чем внутренние. По одним из
ник мы имеем галактику Sa, по другим ветвям она же Sc, но это
не мешает классификаторам приписывать им какой-либо один тип.
Сложные переплетения и видимые пересечения ветвей,, петли й
восьмерки, когда ветвь похожа на магнитную силовую линию, вы¬
ходящую из одного полюса и входящую в другой полюс, частные
ветвления ветвей, их нередкая изоляция от ядра уже в 1961 г. соз¬
дали у автора [143] представление, что многоярусные узоры в пло^
скости диска возникают посредством каких-то течений внутрц
него, а не вследствие истечений или взрывных выбросов из ядра.;
Так прихотливо способны меняться и запутываться силовые ли-:
нии магнитного поля, вдоль которых лишь и может двигаться иони¬
зованный газ.
§ 9. Компланарны ли структуры галактик?
За последние годы все чаще возникает впечатление, что неред-г
ко единой плоскости симметрии у спиральных галактик нет и что
в галактике существуют иногда две или больше плоскости симме¬
трии, иногда под значительными углами друг к другу. При этом
мы не берем в рассмотрение те случаи, когда такое явление обус¬
ловлено взаимодействием с другой галактикой. Таковы случаи
перекоса слоев нейтрального водорода в нашей галактике и слу¬
чаи перекоса слоев темной материи во взаимодействующих галак¬
тиках, описанных Б. А. Воронцовым-Вельяминовым [144], а за¬
тем и другими авторами.
Наиболее поразительна NGC 2685 (рис. 42). Сигаровидное тело
вращается вокруг своей длинной (!) оси. Оно окружено системой
светлых колец с волокнами пыли. Кольца параллельны друг другу
и их центры лежат вдоль большой оси главного тела, а их плоско¬
сти к нему перпендикулярны. Вряд ли такую модель могут соз¬
дать- механические процессы.
Прямые темные полосы, пересекающие линзу М 81, Сэндидж
(см. его атлас) считает подобными же газопылевыми кольцами*
перпендикулярными к плоскости этой галактики.
Арп не смог представить в одной плоскости спиральные ветвй,
обрисовываемые в М 31 горячими гигантами и диффузными ту¬
манностями. (Подробнее об этом см. здесь в описании М 31.)-Мно-
156 ГЛ. III. СВЕТИМОСТЬ, СТРУКТУРА И РАДИОИЗЛУЧЕНИЕ ГАЛАКТИК
гочисленны случаи, когда большие оси формаций в разных зонах
галактики образуют между собой значительный угол, доходящий
иногда до 90° в картинной плоскости. Возможно, что это — так¬
же следствие некомпланар-
ности примерно круглых фор¬
маций в разных зонах таких
галактик.
К выводу о некомпланар-
ности плоских структур в
ряде галактик пришли, ис¬
следуя вращение плоских
галактик и наблюдая, что
скорости разных деталей не¬
редко не согласуются с кру¬
говым вращением в одной
плоскости.
Рис. 42. Пекулярная галактика NGG
2685. Сигаровидное тело вращается вок¬
руг его видимой длинной оси (!). Оно
окружено рядом звездно-пылевых ко¬
лец, лежащих в перпендикулярных к оси
плоскостях. Фотография получена на
рефлекторе обсерватории
Шабановым и Ю. П. Коро-
вяковским.
6-метровом
GAO М. Ф
из двух
ляясь от
наоборот,
Галактики этого типа
привлекали меньше внимания
потому, что ближайшие из
них все же весьма далеки.
Накопленных фотометричес¬
ких исследований еще очень
мало. У галактик вида SB (s)
ветви отходят от концов бара,
но иногда их начало от него
отделено и бывает, что одна
или трех ветвей отходит от середины бара. Уда-
центра, ветви нередко стремятся распрямиться, или,
снова приблизиться к центральной области. У это¬
го вида, если это не поздняя SBc, области вблизи бара вне ветвей
светятся весьма слабо. У вида SB (г) бар своими концами лежкгх
на кольце, внутренность которого светится равномерно и значи¬
тельно ярче, чем области вне кольца (но, конечно, не в ветвях).
Создатели теорий образования галактик SB до сих пор игнорируют
то важнейшее обстоятельство, что ветви часто начинаются в любой
точке кольца, иногда две ветви из одной точки, и ветвятся «где им
вздумается»,— вне всякой связи и с ядром, и с баром (рис. 43).
Уже один этот факт отвергает возможность образования спираль¬
ных ветвей путем «истечения вещества из ядра».
У галактик SB (г) кольцо между концами бара с обеих сторон
бывает порвано, и одни концы его при вращении галактики «во¬
лочатся», другие в то же время идут вперед. Но более ярко мы не
раз демонстрировали независимость направления вращения от
§ 10. Галактики SB
§10. ГАЛАКТИКИ SB
157
направления ветвей на «каракатицах» или «гамма-формах», чаще
всего наблюдаемых у галактик SB, когда из конца бара выходит
подобие двух фонтанных струй, заворачивающихся в противопо¬
ложные стороны. Ветви галактик SB особенно склонны создавать
§
Рис. 43. Галактики NGG 1530 (вверху) и MCG-3-27-21 (внизу) с ветвями,
не выходящими ни из ядра, ни из концов бара. Следовательно, ветви не могли
возникнуть ни путем истечения, ни путем взрыва.
причудливые рисунки, аномальные формы, сильнее всего уклоня¬
ясь от правильных логарифмических спиралей, радующих душу
любителей геометрической строгости и математического порядка
в довольно своевольной природе...
Легко видеть, что во всяком случае в области бара галактики
должны вращаться как твердое тело, так как бар всегда прямой.
Трудно ожидать, чтобы в «обычных» спиралях распределение масс
было радикально иным и приводило к резко дифференциальному
вращению, потому что распределение яркости в них сходно. По¬
этому, еще когда кривая вращения М 33 считалась действительно
кривой линией, а надежные данные были только для М 31, мы на¬
стаивали все же на том, что в области четко видимой спиральной
158 ГЛ. III. СВЕТИМОСТЬ, СТРУКТУРА И РАДИОИЗЛУЧЕНИЕ ГАЛАКТИК
структуры вращение должно быть практически твердотельным. Это
и подтвердилось последующими исследованиями.
У ранних подтипов бар бывает коротким и широким, вероятно,
толстым. У поздних подтипов бар разнообразнее. Иногда он очень
узкий, тонкий и длинный, или имеет клочковатый, разорванный
вид. Замечательны случаи, отмеченные в MGG, когда изолирован¬
ная, не взаимодействующая галактика имеет только одну полови¬
ну бара, только с одной стороны от ядра.
Яркость в баре падает к его концам и к краям, но с разным
градиентом, и иногда бар бывает почти однородной яркости, если
в него не включать ядро. В ранних типах бывает иногда легкое по-
ярчение бара на концах. Специально поверхностной яркостью пе¬
ремычек занимался только А. Т. Каллоглян [145]. Он измерил де¬
вять ярких галактик от SB0 до SBc, но к сожалению, в небольшом
масштабе — на 20-дюймовом телескопе Шмидта. Между тем струк¬
тура бара бывает сложна. Вдоль него с одной стороны, или даже
по его оси, тянутся мощные пылевые каналы. Каллоглян нашел, что
средняя поверхностная яркость перемычек во всех типах одинакова
и равна 20m,9±0m,2 на квадратную секунду дуги. Это обусловле¬
но, конечно, наблюдательной селекцией, цвет же бара у галактик
всех подтипов довольно сходен — молодых, горячих звезд там нет.
По оценке А. Т. Каллогляна галактики с ярким баром составляют
около 3/4 от всех галактик SB в Паломарском атласе неба. 1/4t при¬
ходится на галактики с барами слабой поверхностной яркости.
Но, вероятно, существуют не две обособленные группы SB, а есть
переход от ярких баров к слабым, хотя переходных форм может
быть и немного.
Другой результат А. Т. Каллогляна был основан на измерении
длин баров на Паломарском атласе и сопоставлении их с интег¬
ральной звездной величиной галактик. Еще лучше получилась
корреляция интегральной величины с площадями поверхности пе¬
ремычек. Последние в четыре раза меньше, чем квадрат диаметра
галактик, а их интегральное излучение меньше интегрального из¬
лучения всей галактики на 1т,5, если исключить ядро.
В галактиках SB особенно часто встречаются пекулярные ядра,
о чем мы будем говорить ниже.
Наконец, представление о происхождении разных галакти¬
ческих форм, по-видимому, осложняется существованием всех
градаций SAB, от чистых SA до чистых SB.
В NGC 4631, видимой точно с ребра, Вокулер [146] предпола¬
гал галактику SB (s)m типа БМО. Движения в ней он считал иду¬
щими вдоль бара, т. е. не круговыми. Для подтверждения этого
Вокулер [146] разыскивал такие поздние галактики SB, чтобы при
угле наклона около 60° ветви были видны отчетливо, а уклонения
от' кругового движения хорошо бы выявлялись в лучевых скоро^
стях. Для этого бар должен располагаться вдоль малой оси види¬
§10. ГАЛАКТИКИ SB
159
мого изображения, тогда вращательная скорость на конце бара не
имеет компоненты по лучу зрения, и лучевая скорость в области
бара отражает только радиальное движение. По мнению Вокулера,
этим требованиям удовлетворяют NGC 4027 и 7741. Щель спектро¬
графа располагалась вдоль бара. Линия На в спектре показала
наклон, говорящий о движении потоков газа от центра наружу
вдоль бара со скоростями 50—100 км/сек. На наш взгляд, NGC4027,
подробно изученная Вокулерами [146], является скорее взаимодей¬
ствующей галактикой, состоящей из двух в контакте. В этом слу¬
чае могут быть любые невращательные скорости, вызванные воз¬
мущениями.
Много материала о галактиках SB, в особенности «полураз¬
рушенных», типа БМО, и динамических моделях их, читатели най¬
дут в большом обзоре Вокулера и Фримэна [147]. Еще более новые
данные содержит обзор Санциси [148] и обширные данные о рас¬
пределении HI и о кинематике И (!) галактик SB, полученные из
наблюдений с большим разрешением, выполненных Черигене (в
том же издании, стр. 439). Этот крупный вклад в наши знания о
SB галактиках еще ждет более глубокого изучения и обобщения.
Заметим, что упомянутая нами выше галактика NGC 4631 на вос¬
производимой Черигене фотографии в значительной своей части
выглядит как мультицепочка карликовых галактик. Центр враще¬
ния NGG 4631 смещен на 1,5 кпс относительно того, что Черигене
считает центром бара. Это показывает, насколько произвольно
может быть толкование объектов, видимых точное ребра. Сгустки
в NGC4631 могут скорее быть областями Н II в экваториальной
плоскости плоской системы неизвестной, в сущности, формы, но
есть указания, что молодые не распавшиеся цепочки из членов
в контакте вращаются почти как твердое тело. Мы давно считаем,
что известные галактики NGG 4027 и 4618 могут быть парами взаи¬
модействующих галактик, а не галактиками SB. Лучевые скорости
этому не противоречат.
Бар с вносимой им асимметрией важен в динамике и эволюции
галактик SB, но ведь от них есть постепенный переход к обычным
галактикам S. В некоторых работах присутствие бара, хотя бы ко¬
роткого и временного, рассматривалось как явление, генерирую¬
щее спиральные ветви. Черигене нашел в баре изменения скорости
поперек него до 70 км/сек на 3 кпс. Вращение ядер сходно с твердо¬
тельным. Скорость на их краю резко падает, а затем растет к кон¬
цам бара вопреки модели Прендергаста 1970 г. Только у NGC 7479
скорость вдоль всего бара меняется линейно. Разнообразие дина¬
мики проявляется, например, в резкой впадине на кривой враще¬
ния у NGC 2903 типа SAB, а в NGC 3351 Рубин, Форд и Петерсон
нашли [149] расширяющееся и вращающееся кольцо. Расширяю¬
щееся кольцо нашел и у другой галактики, NGC 4736 Sab, ван де
Круйт [150]. NGG 3351 имеет «горячее» голубое ядро [151]. О ней
160 Wl. III. СЙЁ'ГЙМОС'ГЬ, С№УКТУРА и радиоизлучение галактик
см. еще в § 3 гл. VI. Вне бара у галактик SB скорости сходны с
теми, какие существуют в обычных спиралях и вращение, вероятно,
дифференциально. Дуус и Фримэн исследовали интересную галак¬
тику NGC 3359 SB со встречными ветвями почти одинаковой дли¬
ны и яркости. На существование таких галактик автор много раз
обращал внимание в связи со спорами о направлении вращения
(см. на стр. 82, раздел «а» § 2 гл. II). В NGG 3359 Н I прослежен до
г=11 кпс, но и далее должно быть много массы, судя по кривой диф¬
ференциального вращения. Вид у кривой скоростей такой, что она
вращается вокруг оси, перпендикулярной к бару и в картинной
плоскости. Авторы нашли хорошее согласие с динамической мо¬
делью Фримэна. К сожалению, они не сказали, в какую сторону
она вращается и чем ее «волочащиеся» ветви отличаются от веду¬
щих, существование которых Вокулер долго не признавал. По сло¬
вам авторов, они получили числовым методом модели с расщеплен¬
ными ядрами, нередкие у реальных SB, например, у известных
NGC 5383 и 3718.
§11. Ядерные области галактик
Ядрам галактик лишь недавно стали уделять особое внимание.
Но под термином «ядро» часто понимают совершенно различные
образования — от всего главного тела до сравнимого с шаровым
скоплением ядрышка М31. Более точное определение структуры
ядерной области мы дали в разделе «а» § 3 гл. I.
Напомним, что резкой границы между центральными, ядерны-
ми формациями нет и они иногда сосуществуют, например, ядро
внутри балджа, линза внутри диска.
Ядрышки, или керны, в оптическом диапазоне спектра обнару¬
жены пока только у четырех галактик Местной группы. Две из
них спиральные, одна карликовая эллиптическая компактная и од¬
на dEp или SOp (?) В таблице 14 дана сводка данных о кернах этих
галактик из работы Уокера [152].
Эти керны, как видно по всем данным о них, представляют об¬
разования, совершенно отличные от ядер, даже «звездообразных»,
наблюдаемых в более далеких галактиках. Известные керны по
светимости, массе, отношению 9JI/L, плотности и размеру разли¬
чаются мало, а по спектру, цвету и особенно по отношению к све¬
тимости галактик в целом различаются очень сильно. Они, внешне
сходные с яркими шаровыми скоплениями, встречаются у столь
различных галактик, как Е и Sc, но у неправильных и разрежен¬
ных карликовых эллиптических галактик кернов, по-видимому,
нет. Отчасти из-за концентрации света в керне к его центру дан¬
ные о размерах их очень противоречивы при визуальных и фото¬
графических наблюдениях. Например, Уокер для керна М 32 при¬
нял диаметр 5", а Смиз много раньше измерил диаметр в 0",8!
§11. ЯДЕРНЫЕ ОБЛАСТИ ГАЛАКТИК
161
Таблица 14
Керны галактик
Объект
тв
мв
Sp
d
.D, пс
B-V
М 31 gSb
М 32 dE
М 33 Scd
NGC 205 dEp?
13,2
12.4
15,3:
15.5
—11,0
—11,8
—8,9
—9
КО
dG 2
А7
А8
4",4
5
1,5?
15
17
5?
(0^,92)
1,01
0,67
Объект
и-в
т
т/ь
Am
Р0/ПС8
Р, лет
М 31
М 32
М 33
NGC 205
Ат означает
(O'*, 53)
0,40
0,05
разность !
13-106
12-106
звездных
3.6
1.7
величин ъ
8,9
3,3
9,1:
6,5
iepiia и га
8Д03
5-103
1лактики I
5-105
8-105
>10б?
j целом.
В 1974 г. наблюдатели на «Стратоскопе И» с телескопом диа¬
метром 91 см при разрешении 0",2 нашли до половины центральной
интенсивности (12^,7 на квадратную секунду), что ядро М 31 яв¬
ляется эллипсом 1",6Х1",0 с большой осью по позиционному углу
63°. Даже у галактик Сейферта резкие звездообразные ядра имеют
очень противоречивые оценки углового размера и яркости. Все же
их абсолютные величины лежат в области от — 16т до —19т,5,
т. е. они не похожи на керны близких галактик. В скоплении Девы
керн с М=— 10т имел бы диаметр около 0",25 и тпвж21т, но и в
более близких галактиках керны 17m—19т нельзя обнаружить на
ярком фоне линзы, балджа или ядра.
В [153] Б. А. Воронцов-Вельяминов дал каталог ядерных об¬
ластей 173 галактик типов от SO до Sd. Были определены их раз¬
меры и звездная величина с оценкой того, о какой формации идет
речь: балдж, линза, диск или ядро. Звездная величина была взята
(с редукцией) из специальных фотографических измерений Б. И.
Горбачева [154]. Они производились с помощью микрофотомет¬
ра и с учетом фона галактики. С другой стороны, яркость ядер
можно вычислить из опубликованных фотоэлектрических наблю¬
дений с разными диафрагмами, зная размеры ядер. Были вычисле¬
ны средняя поверхностная яркость ядерной формации и удельная
светимость в светимостях Солнца на 1 ncz. При этом линзы в зави¬
симости от видимой эллиптичности считались эллипсоидами с от¬
ношением осей 1 : 1 или 1 : 3, а диски — эллипсоидами с отноше¬
102 ГЛ. 1П. ОИКТИМиСТЬ, СТРУКТУРА И РАДИОИЗЛУЧЕНИЕ ГАЛАКТИК
нием 1:5. Разность звездных величин ядерной формации и галак¬
тики в целом А771, несмотря на большую дисперсию, в среднем чет¬
ко растет от Дти=1да,4 для галактик SO — Sa до 4^,0 у более позд¬
них типов. Это соответствует тому, что балдж, большой и яркий,
заменяется линзой, а затем диском или небольшим ядром. Раз¬
ность между светимостями линзы и ядра одних и тех же галактик
лежит в пределах О"1,4—2т,0.
Средние поверхностные яркости, заключенные в пределах
21т,7—15т,8 на квадратную секунду дуги, имеют резкий максимум
между 20ш,9 и 18 п,0, а по отдельным типам в еще более узких пре¬
делах. Ярче 17^,0 только три ядра, а слабее, чем 20ш,9 — девять.
Яркость несколько падает при переходе к более поздним типам га¬
лактик, что, вероятно, вызвано их меньшей толщиной.
Интересно сравнение ядерных областей с эллиптическими га¬
лактиками, которым их часто уподобляли. Но ядерные области
спиральных галактик довольно четко ограничены, эллиптические
же галактики простираются неопределенно далеко. Однако М 32,
самая компактная из известных галактик типа Е, имеет большой
градиент яркости на краю и на любых снимках имеет диаметр око¬
ло 170"±15". Поэтому ее средняя поверхностная яркость более оп¬
ределенна, чем у других галактик типа Е и равна 20^,0 с квадрат¬
ной секунды дуги. Как видим, поверхностная яркость большинства
ядер в несколько раз больше, чем у М 32.
По абсолютной величине и по поверхностной яркости ядерные
области не отличаются от очень компактных галактик. Распределе¬
ние светимостей профотометрированных ядерных областей совер¬
шенно такое же, как распределение светимости для 81 галактики
S0 и Е ярче 13т в скоплении Девы. Ярчайшие из них уступают по
светимости только таким сверхгигантам, как вся М 31. В основном
же абсолютные величины ядерных областей изученных, т. е. сверх-
гигантских и гигантских галактик, распределены равномерно меж¬
ду —15т,0 и —19т,0. Они в подавляющем большинстве ярче, чем
М 32 (Mph =—15m,l). С ростом светимости галактики растет и
светимость ядерной области:
Мт = а+1,5Мп.
Величина а различна для разных типов галактик, уменьшаясь
при переходе от поздних типов к ранним. Среди Sc и Sd аномально
слабы ядро и ядерный диск М 33, а среди Sbc аномально слабо яд¬
ро М 51. По нашим измерениям [153] компактные галактики отли¬
чаются от обычных слабостью или отсутствием плоской компонен¬
ты вокруг ядерной области.
Удельные объемные светимости ядерных областей I в светимо¬
стях Солнца на 1 псъ не претендуют на точность. Большинство их
лежит в пределах 0,2—28. Очень резко выпадают малые значения
Z=0,07 и 0,02 у линз NGC 488 и 2336. Из 143 значений I для L и N
§11. ЯДЕРНЫЕ ОБЛАСТИ ГАЛАКТИК
163
выделяются еще большие I у NGG 2623 и у ядер NGG 3949, М 51
и М 33. Они соответственно равны 50, 74,96 и219. Систематических
различий I по типам галактик нет, и очень большие I есть во всех
типах. Величины lg I распределяются следующим образом:
1 ё1
п
1 gl
п
<-0,5
8
0,5—1,0
42
—0,5-0,0
21
1,0—1,5
23
0,0-0,5
43
>1,5
6
Для сравнения укажем, что у М 32 Z=0,2, в окрестностях Солнца
из данных Аллена I=0,065. У компактных галактик I меняется
от 0,6 до 3,4.
Определения масс галактик нередко относятся только к их
ядерным областям. Эти величины составляют от 4 *108 до 4 -1010 Я)!©
для шести ядер, и 1011 ЗЯ© для линзы М 81. Значения 3K/L для них
порядка единицы.
Рейнольдс еще в 1913 г. нашел, что распределение яркости в
линзе М 31 может быть представлено формулой, предложенной поз¬
днее Хаббл ом для галактик типа Е. То же найдено для ядерных
областей NGC 1291 SBO/a и NGC 6744 SBbc, но эти области ввиду
их малого размера изучались недостаточно и, несомненно, различ¬
ны у разных галактик. Так, например, даже контуры ядерных
областей и балджей иногда заметно отклоняются от формы эллип¬
соида вращения. Сэндйдж [17] в своем атласе привел NGC 7332 с
«прямоугольным» балджем и NGC 128. Но у последней ее форма
может быть вызвана проекцией друг на друга двух компонент од¬
ной галактики. В атласе Сэндиджа приведены также пекулярные
структуры ядерных областей некоторых галактик SB. В балджах
же всегда есть ядро, а у ядра, вероятно, бывает керн. Подробно о
модели ядра М 31 будет речь в § Зс гл. IV.
Б. И. Горбачев [155] сделал фотометрические разрезы четырех
резких и компактных ядер, хотя масштаб его снимков (1 мм=100")
был, к сожалению, невелик. Им был учтен инструментальный про¬
филь (влияние дифракции, аберраций и атмосферного дрожания).
Распределение яркости в ядрах не удовлетворяет законам, предло¬
женным для яркой части эллиптических галактик и удовлетворя¬
ющим линзам некоторых галактик (типа М 31). Приняв для этих
ядер модель состава ядра М 31, предложенную Спинрадом [156],
Б. И. Горбачев вычислил их характеристики, принимая постоян¬
ную Хаббла равной 100 км!сек •Мпс. Эти характеристики приведе¬
ны в табл. 15.
Для сравнения укажем, что в той же шкале Бербиджи и Прен-
дергаст получили для ядерных областей массы:
NGC 1068 SBb, 4-108ЭД?о р = 59)?0/nc3 внутри г = 0,27 кпс,
NGG 5240 SBb 3-109 внутри 0,6 кпс,
NGC 5833 Sc 5-109
164 ГЛ. HI. СВЕТИМОСТЬ, СТРУКТУРА И РАДИОИЗЛУЧЕНИЕ ГАЛАКТИК
Таблица 15
Характеристики ядер ио Горбачеву
NGC
Тип
d
dy кпс
Р0/пс3
центр.
Pq/пс*
1301)
SBbc
18"
1,9
ц.10«
19J
44
4051
SABbc
8
0,4
8,3
1210
360
4440
SBa
13
0,7
30
910
200
4548
SBb
14
0,7
28
470
180
Ядра галактик SB изучались М. А. Аракеляном и Г. М. Товма-
сяном [157] и позднее Товмясяном [158].
Была принята методика фотографирования галактик цепочкой
с экспозициями, возраставшими в 1,5 раза. Из этих трех-четырех
экспозиций наименьшая выбиралась так, чтобы центральная
часть давала предельно слабое изображение. Калибровка осу¬
ществлялась по Северному Полярному Ряду. Снимки делались
в Бюракане на 20-дюймовом телескопе Шмидта с масштабом 1 мм=
=114" и на обсерватории Сайдинг Спринг в Австралии на 40-дюй¬
мовом рефлекторе с масштабом 1 мм=26". Результаты изучения
снимков выражались в 5-балльной шкале. Балл 5 дается ядру,
выделяющемуся на ярком фоне и не отличающемуся от звезд хотя
бы на двух последовательных изображениях. Оценка 4 относится
к подобным же ядрам, но с меньшим почернением, чем у звезд,
вероятно, такого же видимого диаметра. Балл 3 соответствует
наличию сильного сгущения в центре при отсутствии видимого
звездообразного ядра. Балл 2 отмечает присутствие малозамет¬
ного сгущения, хотя бы неправильной формы. Баллом 1 оценены
галактики с перемычкой, еще заметной при наименьшей экспо¬
зиции, но не имеющие признаков ядра. Авторы заранее предпола¬
гали, что звездообразное ядро непременно должно быть у всех
галактик SB, разве что кроме оцененных баллом 1. Ядра с оцен¬
ками 4 и 5 измерялись микрофотометром, а фон оценивался на глаз.
Для других галактик оценивался на глаз верхний предел яркости
предполагаемого, ио невидимого ядра.
Поскольку в перемычках галактик SBc—SBd никакого сгу¬
щения или ядра обычно не видно, а в SB0 , как и в SO, звездообраз¬
ных ядер наблюдатели с большими телескопами не отмечали, и их
не видно на репродукциях, мы полагаем, что ожидавшихся звез¬
дообразных ядер часто может не быть. Существуют же без них
многие члены Местной группы галактик. Кроме того, вид ядра за¬
висит от масштаба снимка и от расстояния до галактики. Достаточ¬
но резкое ядро далекой галактики для малого телескопа будет
звездообразным, тогда как при большом масштабе оно будет вы¬
§11. ЯДЕРНЫЕ ОБЛАСТИ ГАЛАКТИК
165
глядеть диском или линзой. 10 галактик фотографировались
как с масштабом 1 мм=114", так и с масштабом 1 мм=28", и
было найдено, что пять ядер, оцененные в Бюракане баллом 5,
были в Австралии оценены таким же баллом, а остальные бал¬
лом 4. Остальные оценки также претерпели мало изменений. Это
мало понятно, ибо, например, ядро известной NGC 1300, фотогра¬
фировавшееся на обеих обсерваториях, имеет диаметр 18". Оно
очень резко, но отнюдь не звездообразно. NGC 1097 имеет в центре
кольцо из горячих пятен диаметром 22", а в середине него слабое,
размытое, но явное ядро диаметром около 3". Г. М. Товмасян оце¬
нил его как 2s, где s означает «расщепленное» ядро, а 2 означает,
как уже говорилось, малозаметное сгущение. На 20-дюймовом
телескопе это ядро выглядело бы, несомненно, как звездное с бал¬
лом 4 или 5. Указывается, что линейный диаметр таких ядер, как у
NGG 1300, ощутим и имеет порядок 150—220 пс, что странно, так
как угловому диаметру ядра NGG 1300, равному 18", соответству¬
ет 1900 пс при #=100 км!сек •Мпс.
По Г. М. Товмасяну, 20% ядер из числа 134 SB являются звез¬
дообразными. Среди Sc их шесть, среди SBb — 12 и среди Sa — 11.
В последнем случае это должны быть ядра внутри больших балд-
жей. Все ядра галактик типа SB0 имеют оценки 3. Такие же ядра
сильно преобладают среди SBa и, в меньшей мере, среди SBb.
А среди SBc почти все ядра принадлежат к баллам 1 и 2, т. е. ядер
у них собственно нет. Те ядра, в частности, «звездообразные»,
которые обнаружены, не имеют ничего общего с кернами. Это
формации высокой светимости с М=— 16т и ярче, до —18т,5.
Светимость ядер, как и по работе Воронцова-Вельяминова, у
А. Т. Каллогляна и Г. М. Товмасяна растет со светимостью самих
галактик. Показатели цвета ядер, определенные ими, колеблются
в огромных пределах: от 0т до +1^,5, независимо от типа, что
противоречит фотоэлектрической колориметрии центральных ча¬
стей галактик.
Звездные величины, полученные ими для 14 ядер, трудно срав¬
нивать с результатами Б. И. Горбачева и с обработкой фотоэлек¬
трических измерений с диафрагмами. Действительно, при нали¬
чии в ядрах падения яркости от центра к краю бюраканские
астрономы по своим снимкам с малыми экспозициями оценивали
яркость только центральной части ядра. Все их оценки на несколь¬
ко звездных величин ниже той, что относится к ядру, каким оно
видно на обычных снимках.
К 1975 г. инфракрасное излучение на 10|д, было обнаружено
у 47 галактик. В общем сильнее всего оно у галактик типа Сей¬
ферта. Однако NGC 1614 на 10 |х в 40 раз ярче, чем сейфертовская
NGC 4151 и является четвертой после ярчайшей. По Рике и Jloy
[159], на Х=34 и инфракрасная светимость падает в таком порядке:
Марк 231 (4 -1012 эра/сек), NGC 1275 (3-1011), NGC 1068 (3 4011),
166 гл. III. СВЕТИМОСТЬ, СТРУКТУРА И РАДИОИЗЛУЧЕНИЕ ГАЛАКТИК
М 82, NGG 253 и 4151 (1,5*1010 каждая), центр нашей Галактики
(8-108). Инфракрасные ядра преобладают у спиралей с яркими
линиями в спектро. Очень слабое инфракрасное излучение обна¬
ружено в местной группе у М 31 и у ядра нашей Галактики. В нор¬
мальной спирали NGC 253 и во «взрывающейся» слабой радиога¬
лактико М 82 источники «протяженны», до 400 пс в длину и вытя¬
нуты вдоль их экваториальной плоскости так же, как вытянут
радиоисточник на частоте 1420 Мгц. У обеих галактик максимум
инфракрасного излучения приходится на 150 (х. Его приписывают
переизлучению энергии ядра пылевыми частицами. В случае
синхротронного самопоглощения в длинах волн более 200 \i при
протяженности источника требовалось бы слишком сильное маг¬
нитное поле. Чтобы нагревать пыль в достаточной мере, потребо¬
валось бы горячих звезд с суммарным излучением L=3«109 L©
и с массой 10® [160]. Неожиданно сильным инфракрасным излу¬
чением обладает меньшая компонента NGC 5195 галактики М 51.
Радиоизлучение, открытое сначала у радиогалактик, у которых
оно преобладало над оптическим, потом было открыто у многих
галактик типа Е, S и 1г. Экерс [161] дает такие статистические
данные об оптическом и радиоизлучении ядер галактик типа Е:
Характеристика источника Всего
Число с [О II] XS727
Источник в ядре 6"
12
8
Протяженный источник
7
10
Без радиоизлучения
172
37
Алоин [162] дает для спиралей с эмиссиями в спектре:
% галактик
с малым
без малого
центральным
центрального
источником
источника
Sa 17%
37о/о
63%
Sb 32
53
47
Sc 51
32
68
% эмиссий во
всех типах
93
67
О наличии газа во всех типах галактик, судя по их спектрам,
см. еще в § 6а и 6Ь гл. V, о галактиках с сильным радиоизлуче¬
нием — в гл. VI.
В последнее время возник термин «галактики с активными яд¬
рами», в которые зачисляются часто все те, у которых есть неко¬
торое синхротронное излучение или эмиссии в спектре, либо ано¬
мальные движения в ядерной области. Экерс указывает, что из 126
галактик у 16 есть радиоисточник в ядре и у них всех отмечена
активность в оптической области спектра. Ульрих указывает,
что среди 126 ярких галактик в скоплении Девы семь имеют ак¬
тивные ядра лишь по оптическим данным, что составляет 5 %. В это
§ 12. НОРМАЛЬНОЕ РАДИОИЗЛУЧЕНИЕ ГАЛАКТИК
167
число включены, кроме двух сейфертовских и М 82, NGC 253,
4258, 4736, 5194.
С 1965 г. начались с внеземных станций поиски в космосе ис¬
точников рентгеновского излучения. Ими оказались яркие QSO,
галактики Сейферта и радиогалактики, а также скопления галак¬
тик. Однако небольшое излучение Х-лучей дают и ядра ближайших
нормальных галактик — М 31 и нашей Галактики. Первое из
них дает около 3-10"11 эрг-см~2-сек, а очень далекая мощная сей-
фертовская галактика в скоплении Персея — почти в 30 раз боль¬
ше. Из этого видно, что Х-лучи, как и радиоволны, могут излу¬
чать и нормальные гигантские спирали.
Начатые недавно поиски космических -у-излучателей не дают
еще точной их локализации. Обнаружено лишь вспышечное излу¬
чение от ядер некоторых шаровых скоплений. Это излучение при¬
писывают «черным дырам» релятивистской космологии, после того
как черные дыры уже «изгнаны» из тесных двойных систем и из ядер
галактик [163]. Возможно, что суммарное излучение шаровых скоп¬
лений в Х-лучах создает Х-излучение нашей Галактики в целом.
Кроме указанных выше, существуют и другие обзоры ре¬
зультатов изучения ядер галактик. В большинстве своем они
посвящены не рядовым ядрам, а более редким — активным, в осо¬
бенности сейфертовским.
а. Тепловое радиоизлучение. Излучение галактик в радиодиапа¬
зоне состоит из монохроматического, обусловленного дискретными
изменениями энергии межзвездных атомов, теплового излуче¬
ния в непрерывном спектре, образующегося в области ионизо¬
ванного водорода Н II и нетеплового излучения. Об излучении
галактик в радиолиниях, дающем сведения о массе, распределе¬
нии нейтрального водорода Н I и его участии во вращении галак¬
тик, мы будем говорить в следующей главе.
Тепловое и нетепловое радиоизлучения имеют непрерывный
спектр и подлежат отделению друг от друга при его анализе.
Тепловое радиоизлучение вызывается свободно-свободными пере¬
ходами электронов в плазме.
Для теплового излучения в радиодиапазоне справедлив закон
Рэлея — Джинса: интенсивность излучения пропорциональна тем¬
пературе газа Гк. Яркостная температура облака водорода такова:
где tv — оптическая толща облака в частоте v.
Для изотермического слоя плазмы оптической толщи tv<^1,
беря первый член разложения в ряд, имеем
§ 12. Нормальное радиоизлучение галактик
Тя = Ту.{\—e~Tv)>
(47)
(48)
108 ГЛ. ИГ. СВЕТИМОСТЬ, СТРУКТУРА И РАДИОИЗЛУЧЕНИЕ ГАЛАКТИК
Для tv теория распространения радиоволн в горячем газ$ с уче¬
том поглощения '.жоргии свободными электронами дает
Tv = Q (ME): \ътЦ2,
где ME — мора эмиссии, и Q почти постоянно. При кинетической
(электронной) температуре областей Н II порядка 10 000° после
подстановки tv в формулу (48) для Тя получаем
Ta=Q (МЕ):у2Гк/2 = 3,5-10-6А,а(МЕ). (49)
Таким образом, интенсивность теплового излучения, как и из¬
лучение в линиях оптического диапазона, характеризуется мерой
эмиссии ME и позволяет определить концентрацию электронов, в
принципе так же, как и при наблюдениях в оптическом диапазоне.
Интенсивность радиоизлучения областей Н II с увеличением
частоты увеличивается и при Х<30 см (т. е. при v>1000 Мгц)
становится независимой от частоты, т. е. энергия в спектре почти
не меняется с длиной волны и на графике представляется прямой,
параллельной оси частот.
Поток в стерадиане Iv при малых оптических толщах согласно
теории равен
/v = 2v = 2^”Tv- ^ 10-21 (ME) эрг/см2 • стер • гц • сек. (50)
С К
Поскольку, как отсюда следует, 7V для оптически тонкого слоя
плазмы (tv<^1) не зависит от частоты, не зависит от нее и полный
поток энергии Fv, что подтверждается наблюдениями радиоизлу¬
чения диффузных туманностей.
На малых частотах tv велика, интенсивность излучения и поток
падают с уменьшением частоты пропорционально v2 в соответ¬
ствии с законом Рэлея — Джинса.
Для нетеплового радиоизлучения плотность потока, измеряемая
обычно в единицах вт»м~2 •гц"1, как правило, меняется у радио-
источников пропорционально v в некоторой степени, т. е.
£v~v-a, или lg Fv = —a lg v -f const. (51)
Величина а называется спектральным индексом. У некоторых ис¬
точников радиоизлучения а с изменением частоты меняется по¬
степенно или скачком.
Другой характеристикой источников радиоизлучения является
сопоставляемая с оптическим их излучением мощность источников
радиоизлучения, измеряемая радиоиндексом RI,
RI = mR—mvh1 (52)
где 77iph — фотографическая, а mR — радиовеличина, также «види¬
мая». Радиовеличина определяется через спектральную плотность
§ 12. НОРМАЛЬНОЕ РАДИОИЗЛУЧЕНИЕ ГАЛАКТИК
169
радиопотока от источника:
mR = — 53,45—2,5 lg Fv, (53)
где Fv — поток радиоизлучения на частоте v=158 Мгц. Посто¬
янная — 53,45 взята такой условно для того, чтобы значения mR
для галактик были недалеки от значения их mvh. Радиовеличина
mRl а следовательно, и радиоиндекс зависят от частоты.
Сначала тепловое и нетепловое излучения были замечены и от¬
делены друг от друга в нашей Галактике. Высокочастотное излу¬
чение усиливается резко к Млечному Пути, а на метровом диапа¬
зоне оно более изотропно, хотя возрастает к центру Галактики.
Это позволило отделить плоскую — тепловую составляющую ра¬
диоизлучения от сферической — нетепловой. В направлении боль¬
ших масс ионизованного водорода, к центру Галактики, тепловой
составляющей принадлежит почти все радиоизлучение с см,
а при Я>3 м начинает преобладать нетепловая составляющая.
В районе галактического центра у X около 3 м яркостная темпера¬
тура достигает 3—4 тысяч градусов, а у полюсов Галактики она
меньше 500°К. В направлении центра этому соответствует мера
эмиссии в несколько тысяч единиц. Естественно, что в первую
очередь следовало надеяться обнаружить тепловое излучение у
ближайших галактик, особенно богатых ионизованным газом,
т. е. в нисходящем порядке типов Irr, Sc, Sb. Но играет роль и
абсолютное количество Н II, зависящее от массы и от размера
галактики.
Разделить тепловое и нетепловое излучение галактик на высо¬
кой частоте не так просто, и их чаще всего изучают совместно.
В 1953 г. радиоизлучение было обнаружено у Большого Магел¬
ланова Облака, почти одновременно на волнах Х=21 см (монохро¬
матическое) и Я=3 ж, а у М 31 его обнаружили впервые в 1950 г.
В МЗЗ хорошо выделяющееся из спектра тепловое радиоизлу¬
чение совпадает с областью 25'х20', занятой оптически излучаю¬
щими газовыми туманностями. Полный тепловой радиопоток на
частоте 158 Мгц от М 33 равен 3,9 -10“26, а от NGC 4258—0,65 X
Х10~2ввт-м~2 •гц"1. Вычисленные по ним потоки светового излу¬
чения в линии На, составляют 1% и 1,5% от полного визуального
светового потока этих галактик, что правдоподобно. Средние меры
эмиссии этих галактик соответственно равны 300 и 1500. По спаду
радиоизлучения у NGG4258 к большим X мера эмиссии найдена
равной 106. По-видимому, тепловое радиоизлучение возникает там
в дискретных облаках Н II с большой мерой эмиссии. Тепловое
радиоизлучение, таким образом, может давать существенный вклад
в богатых газом галактиках, но пока чаще всего изучается общее,
смешанное радиоизлучение.
Ь. Общее и нетепловое радиоизлучение. По общему признанию,
нетепловое излучение галактик и оболочек сверхновых звезд
170 гл. III. СВЕТИМОСТЬ, СТРУКТУРА и РАДИОИЗЛУЧЕНИЕ ГАЛАКТИК
является синхротрониым, т. о. тормозным излучением релятивист¬
ских электронов в магиитном поле. Электрон, движущийся вдоль
магнитной линии, вместе с тем вращается вокруг нее (рис. 44) с
частотой
сй=еН : тс, (54)
релятивистский же электрон вращается с частотой
i/i ЛМ* еН тс2 /ке\
<0=-щ- У 1-{т) =и^-г> <55>
где m — масса электрона, е — его заряд, с — скорость света и
Н — составляющая напряженности поля, перпендикулярная к
движению электрона. При этом релятивистский электрон, движу¬
щийся практически со скоростью света, излучает лишь в пределах
Рис. 44. Траектория релятивистского электрона в магнитном ноле.
конуса с углом раствора |5 =mc2: Е, где Е — энергия электрона.
В течение времени, пока конус излучения проходит через наблю¬
дателя, последний видит вспышки излучения. Периодически по¬
вторяющиеся импульсы излучения при разложении их в ряд Фурье
дают колебания всех частот, но с разными амплитудами. При сло¬
жении излучения электронов с разными энергиями Е излучения,
перекрываясь и сливаясь, создают непрерывный спектр. Его свой¬
ства зависят от распределения электронов по энергиям, так как
каждому значению энергии электрона соответствует свой макси¬
мум излучения с частотой
со= (еН : me) (Е : тс2)2. (56)
§ 12. НОРМАЛЬНОЕ РАДИОИЗЛУЧЕНИЕ ГАЛАКТИК
171
В области оптического спектра в магнитных полях с Н~А0~*—
—10“5 э светят более быстрые электроны с энергией 1011 эв. При
Е=109 эв максимум излучения электронов находится уже в радио¬
диапазоне. Частицы с подобными энергиями (электроны, протоны,
ядра гелия и более тяжелых элементов) являются космическими
лучами.
В нашей Галактике космические лучи удерживаются магнит¬
ным полем с напряженностью порядка 10"”5—10—6 э. Его существо¬
вание окончательно доказано обнаружением в межзвездном газе
явления фарадеевского вращения плоскости поляризации радио¬
излучения. Благодаря этому полю траектории космических лучей
запутываются. Их энергия постепенно иссякает, и для длительного
синхротронного оптического или радиоизлучения энергия реляти¬
вистских электронов или их новообразование должны поддержи¬
ваться, они должны инжектироваться. К решению этой проблемы
пути пока лишь намечены. Нетепловое радиоизлучение в нашей
Галактике усиливается в направлении ее центра и медленно убы¬
вает с удалением от плоскости Млечного Пути. Возможно, что
Галактика имеет сферическую радиокорону до расстояния порядка
10—15 кпс от центра. Наиболее энергичные космические лучи могут
просачиваться в Метагалактику. Так как плазма может «течь»
вдоль силовых линий магнитного поля и сдерживается им в пер¬
пендикулярных направлениях, то магнитное поле становится
«вмороженным» в нее и они перемещаются совместно. Плотность
энергии поля равна Н218п, а кинетической энергии газа уР^2,
где р — плотность его. Пока кинетическая энергия больше, поле
увлекается плазмой, силовые линии «запутываются» и напряжен¬
ность поля Н растет. Когда эти энергии уравниваются, рост Н
прекращается, поле и движения в газе упорядочиваются. Из на¬
блюдения поляризации света звезд получен вывод о том, что маг¬
нитное поле направлено вдоль спиральных ветвей. Оно сильнее
в области диска Галактики. Возможно, что магнитное поле нашей
Галактики и других галактик не замкнуто на себя, а составляет
часть общего метагалактического поля. Синхротронное излуче¬
ние должно быть поляризовано, причем плоскость колебаний элек¬
трического вектора перпендикулярна к направлению магнит¬
ного поля. Неоднородность поля на луче зрения уменьшает поля¬
ризацию.
Исследование нормального радиоизлучения галактик затруд¬
нено малой плотностью потоков от них, часто 10“26 вт*м~2гцт'1 и
менее. Большие обзоры, «открытие» известных уже галактик по их
радиоизлучению или подробное изучение более ярких из них про¬
изводили многие. Ниже мы даем только для примера три радио¬
обзора галактик или неба. Подобных работ к 1977 г. выполнено
множество на разных частотах, с лучшим разрешением антенн,
172 ГЛ. III. СВЕТИМОСТЬ, СТРУКТУРА И РАДИОИЗЛУЧЕНИЕ ГАЛАКТИК
в разных областях неба, о разной проницающей силой теле--
скопов.
Хишен и Уэйд [164] сделали обзор 515 галактик на частотах
750 и 1400 Мгц. Обзор был достаточно полон для галактик
ярче, чем 11т,2 и севернее —19°23', примерно до потоков
0,4 -10“ао erri'M'2 •гц~1. Кроме того, наблюдались некоторые
болео слабые галактики, в частности, 24 взаимодействующие
галактики из каталога Воронцова-Вельяминова. Радиоизлучение
обнаружено у семи из них и у трех заподозрено. Всего же радиоиз¬
лучение обнаружено у 88 галактик. Важным явилось доказа¬
тельство того факта, что от нормальных галактик к радиогалакти¬
кам существует постепенный переход.
Для галактик ярче, чем 11ш,2, сделаны выводы:
а) У галактик Е и S0 возможна связь между наличием X
3727 [ОН] и заметным радиоизлучением. У большинства из них
есть необычные оптические детали.
. Ь) По-видимому, все спирали и галактики Iit типа БМО — ра¬
диоизлучатели, но у галактик Sa излучение много слабее.
с) Нет различия в радиоизлучении между группами SA и SB.
Для галактик слабее, чем 11т,2, радиоизлучение которых обна¬
ружено, картина иная. Половина из них имеет оптические пеку-
лярности. Из 58 галактик ярче И™,2 с заметным радиоизлучением
только шесть типов Е и S0 и одна Sa, а среди 28 более слабых га¬
лактик семь Е и S0 и четыре Sa. У ярких галактик доля обнару¬
женных в радиоизлучении явно зависит от типа, а у слабых эта
зависимость ослабевает. Максимум значений радиоиндексов у
ярких объектов лежит возле 0, и их число уменьшается к RI =
= +3. Таких RI у оптически слабых (далеких) галактик нет со¬
всем. Они от значения —1 медленно спадают к —4. Эти объекты и
образуют «мост» от нормальных галактик к радиогалактикам. Для
таких галактик отношение радиоизлучения к оптическому излу¬
чению растет от поздних типов галактик к ранним, возрастает доля
оптических пекулярностей, функция же светимости (пространст¬
венная плотность) падает. Распределение яркости от одиночного
источника, иногда с гало, переходит нередко к двойной структуре,
характерной для радиогалактик.
Отождествление источников радиоизлучения Кембриджского
каталога источников 4G с яркими галактиками выполнили Кэзвелл
и Виллс в 1966 г. [165]. Отождествление проводилось с 22 900 га¬
лактиками 1—3 томов Морфологического каталога (MGG) и с ат¬
ласом взаимодействующих галактик, а также с 13 000 галактик
томов 1 и 2 каталога Цвикки и его сотрудников (GGC1). 164 источ¬
ника радиоизлучения совпали с 232 галактиками каталога MCG,
тогда как при случайности совпадений ожидалось бы совпадение
со 116 галактиками. 88 источников совпали со 111 галактиками
Цвикки, а ожидалось бы совпадение с 68-ю. 51 источник (61 галак¬
§ 12. НОРМАЛЬНОЕ РАДИОИЗЛУЧЕНИЕ ГАЛАКТИК
173
тика) был найден в обоих списках. Из 95 уверенно отождествлен¬
ных галактик в MCG 29 оказались типа Е, а при случайных сов¬
падениях можно было ожидать лишь четыре. Если считать, что все
галактики с мощностью радиоизлучения Р178^1023)5 вт -гц-1 •стер-1
обнаружены, и принять, что абсолютная величина типичной
галактики Mph=—19m,5, то источниками радиоизлучения из
них по этим данным являются 0,14%. Айзу отождествил
источники радиоизлучения из 4G с 57 галактиками MCG, из ко¬
торых лишь 26 признаны Кэзвеллом и Виллсом. Из них 18 уве¬
ренных совпадений. Остальные совпадения были ими отбро¬
шены как случайные. (Речь идет о зоне от 20 до 40° по скло¬
нению.)
Г. М. Товмасян [166] на большом радиотелескопе в Парксе ис¬
следовал 98 галактик SB и обнаружил радиоизлучение у 21 из
них (потоки радиоизлучения больше, чем: 1 *10-27 вт»м~2 •гц-1 на
частоте 1410 Мгц). Источники радиоизлучения обычно меньше са¬
мих галактик и совпадают с их центром, т. е. с их видимым или
предполагаемым ядром. Радиоизлучения не было найдено ни у
одной галактики SB0. Втрое больший процент радиоизлучающих
систем, чем у SBa и SBb, почти половина, был найден у SBc,
причем это не было эффектом влияния расстояний до разных га¬
лактик.
Радиоизлучение чаще всего обнаруживается у галактик с рас¬
щепленными ядрами, затем с звездообразными ядрами и у галактик
с размытым сгущением в центре (балл 2). По-видимому, интенсив¬
ное радиоизлучение сопровождается яркими линиями в оптическом
спектре. Однако это заключение Г. М. Товмасяна требует расши¬
рения данных, так как он указывает, что сильные эмиссии есть
только у четырех из наблюденных им 30 галактик и лишь у трех
из них обнаружено радиоизлучение. Из 26 галактик без сильных
эмиссий в спектре радиоизлучение обнаруживается только у
NGG1097, где слабые эмиссии испускаются горячим структурным
ядром. В заключение статьи говорится еще, что продолжительность
радиоизлучения больше всего у расщепленных ядер, трактуемых
Г. М. Товмасяном как ядра в процессе активного деления. Галак¬
тики SBa, среди которых «звездообразные» ядра встречаются наи¬
более часто, «моложе», чем галактики SBc, которым чаще всего
дается балл 2 (с размытой концентрацией света в центре). Хотя
ядер у последних собственно не видно, но так как у некоторых
из них обнаружено радиоизлучение, то Г. М. Товмасян считает
это свидетельством «активной фазы развития ядра», свидетель¬
ством того, что в них был взрыв меньшего масштаба.
Хэнбери Браун дал такую сводку данных для ближайших боль¬
ших галактик типа Ir I, приводимую в табл. 16 (IG 1613 выпадает
из ряда, по-видимому, вследствие помех от других источников
радиоизлучения). Без 1C 1613 средний RI=3. Таблица дает при-
174 гл. III. СВЕТИМОСТЬ, СТРУКТУРА И РАДИОИЗЛУЧЕНИЕ ГАЛАКТИК
Таблица 16
Сравнение фотографических и радиовеличин
ближайших галактик
Галактики
mPh
тг
RI
(158 Мгц)
Галактики
mPh
тг
RI
(158 Мгц)
БМО
ММО
NGC 55
NGC 4449
0,6
2,5
7.8
9.9
3.4
5.5
10,9
>10,6
2,8
3.0
3.1
>0,7
NGG 4214
NGC 6822
1C 1613
10,1
9,2
8,9
>11,0
>10,7
9,1
>0,9
>1,5
0,2
Таблица 17
Радиоструктура нормальных спиральных галактик
Галактика
NGC
253
NGC
4945
NGC
5236
Млечный
Путь
M 31
Тил
Sc
SBcd
Sc/SBb
Sbc
Sb
Ядро: излучение
2,6
15
. —
0,04
—
Ядро: радиус, пс
<200
400
—
200
—
Диск: излучение
5,5
—
—
0,5
0,6
Диск: радиус кпс
2,5
—
—
6—10
12:
Корона: излучение
9
17
6
7
10
Корона: радиус, кпс
Видимая галактика:
7
8
4
12
40
радиус, кпс
8
8
5
13
14
RI короны
2,4
1,5
2,7
2,6
RI всей галактики
1,7
0,8
2,7
2,5
мер значений радиовеличин и RI. Эти галактики, по-видимому,
не имеют большого гало. У них RI равно таковому для компонент
диска М 31 и, по-видимому, радиоизлучение в них порождается
одинаковым механизмом. Любопытно, что в то время как БМО
не имеет гало в непрерывном радиоспектре, оно имеет его в линии
нейтрального водорода, а в нашей Галактике дело обстоит как раз
наоборот.
Миллс и Глэнфилд [167] с большим разрешением исследовали
три большие спиральные галактики. В сравнении с М 31 и нашей
Галактикой это дает представление о нормальном радиоизлуче¬
нии спиралей (табл. 17). RI их всех сходны. Излучение диска
и ядра далеких галактик по их слабости может быть не обнаружено.
Распределение радиоизлучения в М 31 иное, чем у других галак¬
тик. Радиогало (короны) обнаружены у галактик Sc IG 342, М 101, а
у NGG 300 (Sd) и NGC 4631 не обнаружены.
§ 12. НОРМАЛЬНОЕ РАДИОИЗЛУЧЕНИЕ ГАЛАКТИК 175
Излучение в табл. 17 приведено в единицах 10“21
Привлекая все имеющиеся данные, В. Н. Курильчик заключил,
что у центрального источника спектр имеет индекс — 0,6, более
пологий, чем а радиоизлучения гало (а=1,2), и подобен спектрам
NGG 253 (а=0,6), NGG 1068—галактики Сейферта Sb (а=0,6)
и NGC 4374 (а=0,55) типа S0, что говорит об одинаковой природе
радиоизлучения этих весьма разных галактик. Особенностью по¬
следних является наличие во многих галактиках центральных
источников синхротронного радиоизлучения с более пологими спек¬
трами, чем у протяженных источников. Среднее значение спек¬
трального индекса а для них 0,6, тогда как для спектров протя¬
женных радиоисточников среднее а=1,1. Этой особенностью ра¬
диоспектров галактик объясняется сокращение размеров области
радиоизлучения галактик с повышением частоты.
Вопреки недавно распространенному мнению, у многих обыч¬
ных галактик Е и S0 (и в скоплениях и вне их) в 1968 г. [168]
обнаружили радиосветимость, раз в 100 большую, чем у спира¬
лей такой же оптической светимости. Между тем в галактиках
Е и S0 газа крайне мало. Откуда там берется релятивистская
плазма?
с. Физическая модель радиоизлучения нормальных га¬
лактик.
Потеря энергии Е релятивистскими электронами при синхро-
тронном излучении со временем приводит, как уже говорилось, к
изменению энергетического спектра этих электронов в области
высоких энергий. При этом первоначальный спектр N(E)coE~v*
должен при квазинепрерывной подкачке частиц трансформиро¬
ваться в спектр
N{E)coE-lvo+D . (57)
Когда 7о изменяется на единицу, спектральный индекс а меняется
на 0,5.
Инжекция релятивистских электронов производится в около-
ядерной области. В дальнейшем они распространяются по галак¬
тике. Построенные спектры радиоизлучения галактик говорят об
эволюционном развитии источников радиоизлучения в них. При
этом галактики Sb и Sc на некотором этапе становятся протяжен¬
ными источниками радиоизлучения, что, вероятно, обусловлено
магнитными полями спиральных ветвей. Переломы в их радио¬
спектрах (IG 342, NGC4651, 5194, 5236) говорят о нестационар-
ности источников радиоизлучения из-за энергетических потерь
электронов, пришедших из ядерной области. Эти релятивистские
электроны генерируются, по-видимому, в течение активной фазы
состояния ядра во всех галактиках, имеющих ядра, в том числе
в типах Е, S0 и Sa. Их источники радиоизлучения компактны.
Лишь при особой интенсивности инжекции и выбросе больших масс
176 ГЛ. III. СВЕТИМОСТЬ, СТРУКТУРА И РАДИОИЗЛУЧЕНИЕ ГАЛАКТИК
газа с магнитными полями вокруг них возникают гало. В спираль¬
ных же галактиках распределение радиояркости имеет, вероятно,
дисковый характер. Большие размеры радиоизлучающих обла¬
стей, превышающие у спиралей видимые размеры, обусловленные
звездами диска, можно приписать продолжению магнитных полей
и газа в той же плоскости за пределы звездного диска. Разрабо¬
таны дисковые модели распределения радиояркости в дюжине
конкретных спиральных галактик.
Непрерывная инжекция релятивистских частиц обеспечива¬
ется, вероятно, частыми взрывами или, скорее, квазипериодиче-
скими повышениями и затуханиями активности ядер с периодами
вариации, характеризующимися временем ~ которое для ряда
галактик оценивается от 3 -10е до 2 «107 лет. Для нашей Галактики
это время составляет, по-видимому, ~2*108 лет. Максимальное
значение этого времени определяет, возможно, период долгопе¬
риодической вариации активности ядер галактик.
Взрывы сверхновых поставляют в Галактику в виде реляти¬
вистских электронов энергию, по крайней мере на порядок мень¬
шую той, которую электроны теряют на синхротронное радиоиз¬
лучение Галактики. Спектры радиоизлучения галактик Sb и Sc
также противоречат механизму сверхновых как основному ме¬
ханизму образования релятивистских частиц.
Однако механизм сверхновых, по-видимому, является един¬
ственно возможным в случае галактик типа Ir И, не имеющих
ядер. Спектр радиоизлучения этих галактик близок к среднему
спектру радиоизлучения остатков сверхновых II типа.
Таким образом, как и в случае радиогалактик, основным источ¬
ником космических лучей в нормальных галактиках являются
активные процессы, имеющие место в их ядрах.
Спектры радиоизлучения спиральных галактик свидетельству¬
ют об эволюции источников радиоизлучения в этих объектах.
Можно проследить последовательность таких объектов, которые,
возможно, находятся на разных этапах эволюции радиоисточника.
Начальным этапом, по-видимому, является стадия высокого воз¬
буждения ядра, наблюдающаяся в ряде сейфертовских галактик.
Затем образуется интенсивный центральный источник радиоизлу¬
чения, причем на всех стадиях его существования происходит
инжекция релятивистских частиц в диск галактики. Со временем
это приводит к образованию протяженного источника радиоизлу¬
чения, и в дальнейшем спектр этого источника из-за синхротрон-
ных потерь энергии релятивистскими электронами трансформиру¬
ется в высокочастотной области спектра, причем спектральный
индекс увеличивается на 0,5.
Сохранение спектра радиоизлучения центрального источника
радиоизлучения на всех этапах его существования свидетельствует
об эффективном уходе из него и непрерывном образовании в нем
§12. НОРМАЛЬНОЕ РАДИОИЗЛУЧЕНИЕ ГАЛАКТИК
177
новых релятивистских частиц. Вероятным механизмом ускорения
релятивистских частиц является статистический механизм Фер¬
ми, который может быть в ядрах галактик достаточно эффектив¬
ным ввиду наличия в возбужденном ядре сильных турбулентных
движений. Процессы активизации ядер, по-видимому, периоди¬
чески повторяются.
О радиоизлучении галактик говорится еще в гл. V, § 7, в гл. VI,
§§ 5—7 и в гл. VIII, §§ 1—2. Нейтральный водород в галактиках
рассматривается в § 7 гл. V. Литературу по радиоизлучению га¬
лактик можно найти в [334—336].
ГЛАВА IV
МЕСТНАЯ ГРУППА ГАЛАКТИК
Мы пока не знаем, насколько Местная группа галактик типич¬
на для групп вообще, и даже того, является ли она действительно
изолированной группой. Но в ней есть несомненные подгруппы:
подгруппа М 31 и подгруппа нашей Галактики. Возможность де¬
тального изучения этих близких галактик дает важнейшее до¬
полнение к исследованиям населения нормальных галактик
вообще. Обзор близких галактик расположен в порядке удаленно¬
сти их от нас и потери видимых деталей, в то же время с сохране¬
нием группировки их по типам *). О населении членов Местной
группы см. также в гл. V.
§ 1. Общая характеристика
Местная группа галактик имеет диаметр порядка 2 *106 пс.
С уточнением расстояний и открытием новых карликовых систем
число членов Местной группы все возрастает. Некоторые объекты
являются возможными членами группы, так как надежных оценок
расстояния до них нет и граница для Местной группы не уста¬
новлена. В таблице 18 мы приводим список 34 систем, являющихся
членами Местной группы или «кандидатами в члены». Следует
иметь в виду, что хотя мы выбрали наилучшие данные, многие
из них весьма неточны, особенно линейные размеры и светимости
систем очень малой поверхностной яркости. Если даже их расстоя¬
ния определены надежно, видимая яркость и размеры определяют¬
ся с трудом и разнородными способами. Последнее относится даже
к нашей Галактике и к большим спиралям. Определения размеров
галактик по поверхностной яркости и по расстоянию от их центров
до самых далеких звездных скоплений или переменных звезд не¬
сравнимы друг с другом. Да и вообще, всякое определение размеров
систем, не имеющих резкой границы (а таковы все галактики),
чисто условно. Так называемый приливной радиус устанавлива¬
ется теоретически и также весьма неточен (§ 5 этой главы, стр. 243).
*) После написания этой главы вышел обзор Местной группы ван ден
Берга [169]. Имея такой же объем, как эта глава, он построен иначе, и они
оба дополняют .друг друга.
§ 1. ОБЩАЯ ХАРАКТЕРИСТИКА
179
Основу Местной группы составляют две большие подгруппы:
подгруппа нашей Галактики, вероятно, спиральной Sbc, и под¬
группа спиральной же (Sb) М 31 (рис. 45).
Наша Галактика имеет двух спутников: Большое и Малое Ма¬
геллановы Облака. Расстояние до них в 10 раз меньше, чем до
подгруппы М 31. Оба Магеллановых Облака — неправильные га¬
лактики Irl со следами бара и спиральной структуры.
1,5
Мпс
X
0.5
О
-ОА
IC10
М31185 ,
МЗЗо о -1+7
221 205
IC1613
WLM
Пегас
/алактака.
лечь9
ттор БМОу
Скульптор
N6822 •
I
Местная группа
ЛеВА
М.Медбедица
/ Б. Медведица
/ ЛеВЖ
ЛеВ1 •
Секстан С
Дракон
СекстанА
-1,0
-0.5
0,5 Мпс 1,0
Рис. 45. Местная группа галактик в проекции на супергалактическую плос¬
кость (по Вокулеру). Эллиптические и сфероидальные карлики обозначены
точками, а неправильные галактики — кружками.
М 31 имеет две близкие к ней, плотные карликовые эллипти¬
ческие галактики — М 32 и NGC 205, двойной более далекий спут¬
ник, состоящий из разреженных карликовых эллиптических га¬
лактик (NGG 147 и 185) и более далекого члена ее группы — М 33
(спираль Sc).
В разные стороны от этих двух подгрупп разбросаны карлико¬
вые галактики, из числа которых половина — неправильные (Ir I),
а половина — крайне разреженные эллиптические (типа Скульп¬
тора).
Члены Местной группы галактик
180
ГЛ. IV. МЕСТ И ЛИ ГРУППА ГАЛАКТИК
ed
СГ
(з
Ч
VO
td
Н
я*
tr '
4) О»
ОМСОМ-нОЮЮ^ЮСМСОМЮ^
(^СО н о О ’Н 00 00 s}<
I I + + + + + + I
I tjH CO j | -чн СО CO
■+
OrHOCDsfHrHiO Ю Ф СО (M Ю Ю
I 1 О О J О l> О О N м" О 0 00 0 N N
I ^Ю^СОчСМООСО^ООЮОЮЮЮСО
'^ОС'ГНОООООЭ
gooooooo
0003005INOIM
ОООтгнО^ОО
SfMCOOOQWCOCOt^COM
о - - Э 00
COOOCO^^CSllOCO СМ СМ СО CQ cq с<1
о
sf
Ю
1 N CO 0 w (N О м Ю Юл ^ ^
“ ■ -OJiOoOht^thNaj ~ v^h nn »o
I xX******xXvXXXX
I A ^> N CO CS1 CD 00 *<F О X ^ 'J .f'
о OaooSSSSwgcoOCONiO
^ ^ ^ l> OS l> (N
гНОСООО0СО^^ООС^1>СО0Ю(М(МО>
Q 00 -H О oo" Ю Ю sf N}< sP CO N CO* 00 (» -rt (N
•'T-н тгН
I I
ГНОООЮЮЧ^'Ф^'ФСОМСОСОО)
I C4 ■vl "ГН ^4 >чН Т-l tH "«Г-i "чН •чН
1 I I I I I I I I I I I I I
■OQ
g
0OONl,COrHOi0COCO'H(N'Hl>OOst<(N'H
о N чР «о а»* oo" о* о* os о н со -н н ^ oi* os
я
00 00
sl'^OJCSIOJ.OOJOOCONOOONriCO
OOCON00CDCDlOCOOOrHOOCO'd(N
ООООООООООО-^н-чНтН О © o"
H
Я
H
о
pJQ
CO
* ^ ^ Й ю й и iJ ^ *-* * n H Й
мн(лс/зн|5г^гтзНннннн|-|гот1
_ С'Л
VQ CV| СО
< m
X
CO
И fe
<n со
; со cS ®
о И
+? ев
te
5 о
tS
§ 1. 'ОБЩАЯ ХАРАКТЕРИСТИКА
181
CM СМ СО СО SJ1 Ю СО С"» 00 ^ Ю О) ГН тн ТН ГН
чР
lO
со"
X
«о
ст>
х *
<м Z2
со ^
** W
X —'
о
(МЮ^^ЮЮЮО
® 2 ю N*w* ^ ^
о
св
и
Q
Г-, m
S) §
« J и
tia
нн нн ей
О о
ф ф
m 3 2
§ В -3 Я
М о W м
СО о Й _ -
bfl-й л
а»
Рн се
U
со
Рн'З &
■ й т:
а
^ 'S
Р g и я
со
со
Д ьн >
нн
8 и 9 "я 'З 'З
и « С -3 * я
СО
00
ю
00
тн
со
со
со
см
00
тН
00
см
05
<м
5
о
о
ю
т-1
ю
о
см
о
чН
4F
05
о
чр
тН
00
тН
Ь t> N N О М
Ю Ю r( N О ri
++++++
0
1
OO5OOO5NCO0O
^сомоюсососо^
+++++++++
sf
В
<N
с»
00
о
СМ
00
о
сю
со
чР
со
о
ю
со
00
05*
тН
оо~
о
ю
о
о"
т-1
со
о
чр
о
со
s(
со
ЧН
со
со*
см
со*
Т-1
ьГ
Т-1
со
чи
СО*4
т-1
СО
05*
со
тН
ю
т-1
о
тн
тн
Т-*
о
тН
со
CV1
тЧ
<м
о
Т“<
[>-
о
тН
'5“1
ю
тг!
о
о
т-1
о
о
со
еа
1
сю
1
xt<
ю
1
тН
00
о
05
00
ю
t-
05
<N
о"
1
О*4
о"
о"
о
сГ
о
о"
тН
о
о
о"
сГ
—10,7
—9,1
—8,7
—6,5
st< 00
1 Yf
—17,3
11
1 1 со—
1 ю~
Ю ^
1 —. 1 III
1 1 тН СМ
1 см со
1
1 T-н 1 1 1 1
ТН тН
т-l тН
тН тН
тН
®оиюй
g. • .^а>
§>* <о^^
^О/
9Ш ^ S ^
Д 05 .
В^*
йЗ£° . -
I Лз5 a
ego .2
Sfc^cS-?:
I Я ю
§~|sg
«Ч-I Л
О Ф •
соЛси
50 ^ 2 й
• te w +J
- s и я
О *”“4 О
со ю • и
bCoSn
<5 .^ио
gs^l
g^VS*
§со<°2
Рн 01 g
**!*:*
P
У I—S J3 . ^
I^ll
и g 8<fc2
СО
00
СО
со
st<
t>
00
со
со
см
со
со
<3
СМ
тН
о
тН
<э
Т-1
cq
1>- 1>-
. о"
сГ
o'
о"
о*
o'
сГ
о*
о
о
о
тН
о о
о о
Ph .
CdCQ
ИИИННИИННННпз
T3'dfdfdTirOT3'd'dpo'dccHHHH
T-
tCOftP
^•4ю .w041
HH .©!>< c
• 4* . * r-^ Ob
со О CM rP ^
CO O^J p _
®^ю“смй
mO+3 ^
sgs
-,SK~
•* gJ-Sj
кО-Ч,- ^
I'a a
*s«S a
Н „и .05 M
P.ȤB
HH H № /-N S
'я В^а
1—9 Рн H со
р< ф pq 05 •
182
ГЛ. IV. МЕСТНАЯ ГРУППА ГАЛАКТИК
Все известные лучевые скорости членов группы мало отлича¬
ются друг от другп, но их пекулярные скорости превышают красное
смещение, соответствующее их расстоянию от нас, и потому на¬
блюдаемые скорости некоторых членов даже отрицательны. Дис¬
персия скоростей больше, чем в общем поле галактик (50 км/сек
по Сэндиджу и Тамману). Байрнес [170] нашел, что пекулярная
скорость нашей Галактики немного меньше (на 60 км/сек) по от¬
ношению к Местной группе, чем по отношению к окружающим ее
галактикам. Это говорит в пользу того, что Местная группа дина¬
мически обособлена и как целое имеет перемещение среди соседних
с нею галактик поля.
Здесь, кстати, уместно отметить, что членство в Местной груцпе
галактик иногда неопределенно еще потому, что предел расстоя¬
ний для ее членов не установлен и не может быть установлен зара¬
нее. Он должен выявиться сам собою, когда все члены Местной
группы будут выявлены..., если входящие в нее карлики действи¬
тельно образуют пространственно обособленную группу, а не
сливаются с общим полем их. Иллюстрацией первого является тот
пример, что Байрнес [170] отнес 1C 10, 342 и Секстан А к системам,
внешним относительно Местной группы.
1C 10 следует окончательно включить в Местную группу на
основании нового определения расстояния до нее [171]. Но она —
типичная неправильная и усмотреть в ней сходство с БМО можно
лишь при большом желании. Основания же для включения в груп-
Dy NGC 404, типа S03 нам не известны. Расстояние до нее не
известно. Две галактики, которые в 1971 г. открыл Маффей в ин¬
фракрасных лучах, возможно, являются членами Местной груп¬
пы, но скорее они вне ее.
Шепли высказывал мысль, что карлики относительно многочис¬
леннее в общем поле, чем в скоплениях и группах. Хотя в послед¬
нее время в скоплениях и находят много карликов, но среди групп
галактик встречаются системы как содержащие карлики, так и не
содержащие их.
С другой стороны, обращает на себя внимание то, что подгруп¬
пы Галактики и М 31 выявлены четко, а остальные карлики Мест¬
ной группы рассеяны по всему полю (рис. 46). Может быть они
не формируют Местную группу, а представляют часть обширной
среды, в которую погружены две настоящие тесные группы,
названные выше.
Годфредсен исследовал устойчивость Местной группы, прила¬
гая к ней теорему о вириале. При этом важную роль играет вра¬
щение нашей Галактики. Он не нашел противоречий с тем, что
система устойчива и является самогравитирующей. Это расходится
с выводом Кана и Вольтера, которые нашли устойчивость группы
возможной лишь при наличии в ней огромной массы не обнаружен¬
ного ионизованного водорода, сконцентрированного в гало нашей
§ 1. ОБЩАЯ ХАРАКТЕРИСТИКА
183
Рис. 46. Галактики Местной группы. Видимое распределение в супергалактических координатах (по Вокулеру).
184
ГЛ. IV. МЕСТНАЯ ГРУППА ГАЛАКТИК
Галактики. Лимбер с учетом этих заключений в двух обстоятель¬
ных работах [172] пришел к выводу, что между заключениями об
устойчивости или неустойчивости выбор объективно сделать
еще нельзя и нельзя исключать возможность, что взаимная
близость подгрупп Галактики и М 31 в нашу эпоху может быть
случайной.
Есть различные определения независимых, самых маленьких
звездных систем. Одни ученые, опираясь на то, что эти системы,
но-видимому, состоят из населения И, а по светимости и размерам
сходны с шаровыми скоплениями, входящими в состав нашей Га¬
лактики, называют их «межгалактическими» шаровыми скопления¬
ми. Другие, в особенности Цвикки, склонны считать их галакти¬
ками.
Мы считаем, что, безусловно, правильнее последнее. Разумно
называть галактикой всякую звездную систему, которая не входит
как часть в другую большую систему. Между самыми слабыми и ма¬
ленькими из известных систем и более крупными нет резкого раз¬
рыва, хотя мы знаем лишь немногие карлики. Так, согласно Арпу,
ярчайшие шаровые скопления в нашей Галактике имеют Мр/1 =
= — 9т,5, а открытые им две компактные карликовые галактики
имеют Mph от — 11т,0 до —13т,8. По структуре и звездному сос¬
таву межгалактические звездные скопления не отличаются от
объектов, являющихся общепринятыми карликовыми эллипти¬
ческими галактиками.
В нашей таблице 18 есть карликовые галактики с Mph до
—5^,8 и диаметрами до 80 пс. Диаметр упомянутых карликовых
концентрированных галактик Арпа составляет от 30 до 100 пс, а
больших шаровых скоплений 50 пс. Но системы Арпа имеют со¬
вершенно иную природу — содержат массу ионизованного газа
и много горячих звезд. Другие примеры: у «межгалактического
скопления» NGC 2419 диаметр 100 гас, у Abell 3=Sextan С — 85 пс.
У карликовой галактики в Козероге диаметр яркой части 250, а
слабых областей — до 500 пс, а у эллиптических галактик типа
Скульптора, Лев I (или Лев С) и Лев II ( или Лев В) диаметры по¬
рядка 700 пс. Итак, градация размеров, как и светимостей, у кар¬
ликовых галактик почти непрерывна.
На рис. 28 были представлены функции светимости Хаббла,
Хольмберга и функция Цвикки для скоплений. Ее Цвикки эк¬
страполирует асимптотически к бесконечности для малых свети¬
мостей на основании опыта изучения Местной группы галактик,
где открытия слабых карликов все еще продолжаются. Кривая
Хольмберга отражала известные в его время члены Местной груп¬
пы. Их было тогда известно 13, теперь же их около 30! Цвикки
подчеркивал, что чем слабее карлики и чем они дальше, тем труд¬
нее их открыть. Он указывал также, что мало больших телескопов
направлено на южное небо и что в Млечном Пути и в зоне избе-
§ 1. ОБЩАЯ ХАРАКТЕРИСТИКА
185
гания галактик сквозь космическую пыль галактики пока совсем
нельзя обнаружить. Экстраполируя свою экспоненциальную функ¬
цию светимости, построенную для скоплений, в область карликов
до он ожидает до этого предела в Местной группе су¬
ществование 9 десятков галактик. Около трети их уже обнаружено,
и время работает на идею Цвикки. Однако если функция свети¬
мости звездных систем, не убывая, дойдет до одиночной звезды,
предел для применения понятия «галактика» придется установить.
Высказываясь за то, что любая изолированная система типа
любого звездного скопления должна называться галактикой,
хотя бы пигмеем, мы считаем преждевременным и беспредметным
пока рассуждать о том,
где установить ниж¬
нюю границу систем,
еще имеющих право на¬
зываться галактикой.
К функции светимос¬
ти мы еще вернемся в
гл. VII о скоплениях
галактик. Сейчас же
отметим, что хотя есть
стремление считать, что
существует изобилие
карликов в скоплениях,
в небольших группах
дело может обстоять
различно. Так, мы не¬
редко обращали внима¬
ние на то, что часто воз¬
ле очень ярких одиноч¬
ных и кратных галак¬
тик, находящихся в
бедном галактиками по¬
ле, слабых, хотя бы оп¬
тически близких галак¬
тик совсем не видно, даже если яркие галактики составляют тес¬
ную группу.
На. рис. 47 приведена группа NGC3154, богатая карликами,
и тесная группа NGC 3607-8, лишенная их.
В заключение общего обзора морфологии Местной группы отме¬
тим следующие черты:
1. Местная группа, как ее обычно определяют,— это очень
рассеянная система: расстояния между членами сравнительно с их
размерами велики. Не говоря уже о тесных группах взаимодей¬
ствующих галактик, такие группы, как на рис. 47, гораздо
теснее ее.
N
Группа NGC 3154
Рис. 47. Группа NGG 3154, богатая карлика¬
ми, и группа NGG 3607-8, лишенная карликов
(по Б. А. Воронцову-Вельяминову). Цифры
указывают звездную величину.
ш
ГЛ. IV. МЕСТНАЯ ГРУППА ГАЛАКТИК
2. Зная уже из наблюдения скоплений, что эллиптические и
спиральные галактики достигают одинаково большой светимости и
размера, из изучения Местной группы заключаем, что неправиль¬
ные галактики (среди которых гигантов нет) достигают столь же
малых размеров и светимостей, как и карликовые эллиптические.
3. Вопреки выводу, сделанному из наблюдения далеких, т. е.
абсолютно ярких галактик, что неправильные галактики — редкая
форма, мы видим, что среди карликов они стюль оюе часты, как эл¬
липтические галактики.
4. Изучение множества галактик, выявленных Паломарским
атласом неба, убедило нас, что строение галактик гораздо мно¬
гообразнее, чем предусматривают классификация Хаббла и ее
видоизменения. Последние недостаточны, так как их авторы мыс¬
лят себе стройный ряд плавно меняющихся характеристик. Эти
классификации опирались на относительно небольшое число
ярких галактик и как бы «порождали» плавности спектральной
классификации. В этих классификациях есть иногда даже «ранние»
и «поздние» эллиптические галактики, но гигантские и карлико¬
вые эллиптические галактики, что гораздо важнее и очевиднее,
не различаются. Между тем Местная группа галактик пока¬
зывает, что и карликовые галактики бывают на двух противопо¬
ложных полюсах: компактная М 32, разреженные NGC 147 и 185
и крайне разреженные системы типа Скульптора. К тому же в
NGC 147 и 185 есть «нетипичные» или «недопустимые» для эллип¬
тических галактик горячие гиганты и пылевые туманности. Они
есть и в NGC 205, которую никак не могут классифицировать —
то ли она Е, то ли S0. Так же не могут решить, чем является БМО—
то ли оно 1гг, то ли SBc, то ли эллиптическая или смесь трех раз¬
ных галактик (см. раздел о БМО). 1C 10 не хочет укладываться
даже во введенный Вокулером гибридный тип IBm. ММО совсем
«ни на что не похоже», наклон его. не известен и усилия видеть в
нем спираль SB или эллиптическую галактику представляют при¬
мер удивительного нежелания признать существование форм, не¬
предусмотренных основами существующих классификаций. Спа¬
сительным является приписывание для многих перечисленных
галактик к символу неподходящего для нее типа буквы «р» — «pe¬
culiar»,^ е. признание того, что они не укладываются в принятую
классификацию. К тому же многие галактики относятся к «непра¬
вильным», т. е. по существу, тоже не укладывающимся в классифи¬
кацию.
Итак, в общепринятые классификации не укладывается без
споров или оговорок больше половины членов Местной группы
галактик, а таких галактик в Метагалактике, возможно, наиболь¬
ший процент. Это ли не яркое доказательство того, что необходимо
готовить материал для новой классификации галактик, которая
лучше отобразит все их многообразие?
§ 2. НЕПРАВИЛЬНЫЕ ГАЛАКТИКИ — БЛИЖАЙШИЕ К НАМ 187
§ 2. Неправильные галактики — ближайшие к нам
а. Система Магеллановых Облаков. Магеллановы Оолака, похо¬
жие для невооруженного глаза на два обрывка Млечного Пути,—
самые близкие к нам галактики. Они в 10 раз ближе к нам, чем
М31. 50-сантиметровый рефлектор с относительным отверстием
1/3,3 дает их в том же масштабе и до той же предельной звездной
величины, как 5-метровый рефлектор дает М 31. Поэтому за по¬
следние годы Магеллановы Облака удалось изучить в больших
подробностях. Удалось детально исследовать спектры даже от¬
дельных ярчайших звезд, числом около 200, со звездными величи¬
нами m<XLmf) и MV<C.—7т.
В центре БМО выделяется крупное и яркое продолговатое об¬
разование, которое похоже на бар поздних галактик SB (рис. 48).
Ярких объектов I типа населения в нем почти нет. Его звездный
состав неизвестен, но, по-видимому, это население II типа. Ок¬
ружающие бар «обрывки», состоящие из сгущений сверхгигантов
и эмиссионных туманностей, отдаленно напоминают спиральные
ветви. Интенсивно изучавший их Шепли называл их «созвездия¬
ми» (constellations). Признать за бар самую яркую часть ММО
труднее. У него есть отросток в сторону БМО, считаемый некото¬
рыми единственной спиральной ветвью (см. рис. 4, а).
Проблема выделения из Магеллановых Облаков звезд фона,
принадлежащих нашей Галактике, решается такими путями. Грин¬
вичская обсерватория, определяя собственные движения в об¬
ласти Облаков, выявляет звезды фона как имеющие заметное угло¬
вое перемещение. Ференбах, усовершенствовавший метод опреде¬
ления лучевых скоростей при помощи объективной призмы и
введший свой прибор и метод в широкую практику, получает мас¬
совые спектры ярких звезд. Звезды Облаков выделяются по боль¬
шим скоростям: около +275 км/сек в БМО и около +170 км/сек
в ММО.
Для подробного изучения Магеллановых Облаков необходим
фотографический атлас обоих облаков Гаскойна и Вестерлунда
[173]. Атлас состоит из 13 карт в масштабе 1°=75 мм, снятых на
20-дюймовом телескопе Шмидта. Он содержит звезды до 17т и
сетку экваториальных координат. Весселинком [174] даны форму¬
лы перехода от Гарвардской прямоугольной системы координат
к современной стандартной системе координат, применяемой для
Облаков. Фотоэлектрические стандарты для Облаков опублико¬
ваны в [175].
На глаз БМО имеет размер 6°, а ММО — 3° , при расстоянии
между их центрами 21°, или около 20 000 пс в проекции. Однако
очень разреженные и слабые внешние части Облаков, включающие,
может быть, и сферическую корону, подобную открытой Бааде
вокруг тоже неправильной галактики IG1613, простираются
Рис. 48. Центральная часть БМО с его баром.
§ 2. НЕПРАВИЛЬНЫЕ ГАЛАКТИКИ — БЛИЖАЙШИЕ К НАМ 189
много дальше, так что их края доходят почти до взаимного кон¬
такта в проекции. Расстояние до обоих Облаков принимают обыч¬
но одинаковым — около 55 кпс, но иногда немного . различным.
Если Облака и не соприкасаются, то, вероятно, образуют все же
тесную двойную систему. Не только из-за некоторого различия
в диаграммах период — светимость для цефеид и, может быть, из-за
различия химического состава, но и из-за различий в учете по¬
глощения света и придания разных весов разным индексам рас¬
стояний, модули расстояния до них расходятся у разных авторов
до ±0^, 5 и едва ли можно какие-либо из значений считать «са¬
мыми верными».
Фотоэлектрически измеренные изофоты Облаков в нескольких
различных системах и показатели цвета публиковались неодно¬
кратно. Сводка этих данных для интегральных значений и для
распределения цвета по радиусу сделана Вокулером., Они при¬
ведены в табл. 19 вместе с его же данными о массе и др. С ними же
даются сведения о переменных звездах по обзору Тэккери.
Магеллановым Облакам посвящена обширная литература,
быть может, превосходящая по количеству литературу, посвящён¬
ную всем остальным галактикам. Самый краткий ее обзор вывел
бы нас далеко за рамки этой книги. В обзоре Магеллановых Обла¬
ков Бока [176], охватившем лишь половину всех аспектов* дан
список 109 названий литературы.
Кроме сведений, приводимых нами в этом и в двух следующих
разделах, много дополнительных сведений о населении Облаков
дано нами в гл. V о звездном населении галактик.
Вероятно, Облака обращаются около их общего центра масс
с периодом, близким к периоду их вращения вокруг собственной
оси. Возможно, что вместе с нашей Галактикой они образуют трой¬
ную систему и обращаются вокруг Галактики. Но эта система не
компланарна и расчет ее движения представляет собой проблему
трех тел.
Если БМО обращается по окружности, то период обращения
составляет 108—10° лет. Наряду с этим существуют расчеты Тэр-
нера [177], из которых он заключает, что Облака могут быть близ¬
ки друг к другу случайно, временно, так как у этой пары он подо¬
зревает наличие положительной полной энергии. Другие предпо¬
лагают, что у БМО край искажен приливным воздействием при его
близком прохождении 5 -108 лет назад мимо нашей Галактики.
Минимальное расстояние было 20 кпс, движение происходило по
эллипсу под углом 45° к плоскости Галактики.
Старр и Ньюолл [178] нашли теоретически, что Магеллановы
Облака могли быть близкими спутниками Галактики, но могли
от нее отделиться. Мы допускаем это так же, как отпочкование
периферических частей Галактики. И наоборот, некоторые счи¬
тают их проходящими мимо с параболической скоростью.
190 ГЛ. IV. МЕСТНАЯ ГРУППА ГАЛАКТИК
Т а б л и ц а 1
Магеллановы Облака
Характеристики
БМО
ммо
т0—М
18*7
19^0
Расстояние от Солнца
55 кпс
55 (63?) кпс
Расстояние от галактического
55
50
ЦвЫТра
Расстояние от галактического эква¬
30
39
тора
тд предельная
0,6
2,8
(В — V) предельная
0,55
0,50
ьп
—33°
—45°
Диаметр до изо фоты 25т,0 сек~ 2
Ю 1/2°—12°
4 1/2°
Диаметр в кпс
10—13
4
Диаметр по шаровым скоплениям
24°
—
i—наклон к лучу зрения
27°: (45°?)
55°—65°?
Ид предельная
—187*1
—16w2
lean
10,0
9 Д
тьв
5,5
7±
0,08
0,2±
Vr относительно галактического
центра
+40: км/сек
—15: км/сек
Цефеиды
много
много
RR Лиры в скоплениях
есть 19я*
есть 19от
RR Лиры в поле
?
есть 19т —17от?
Новые звезды
6
4
Остатки сверхновых
2
?
Затменные звезды
23
27
Долгопериодические звезды в ско¬
плениях
2?
3
Долгопериодические звезды в поле
?
2?
Звезды с яркой На
236
171
Звезды WR
58
2
Планетарные туманности
около 40
около 300
Вокулер считает, что Облака соединены с нашей Галактикой по
лоской — «мостом» из разреженных звезд. Фотометрия Млечногс
Пути Эльзассербм и Хаугом [179], быть может, подтверждаем
это, по мнению Вокулера общего признания пока не получило.
Кэрр и его сотрудники заключили, что оба Облака погружень
в общую оболочку нейтрального водорода (рис. 49), но Облак*
не соединены с Галактикой. Эти выводы подтверждены.
В ММО цефеиды с периодами менее 2d очень часты и их тад
втрое больше, чем около Солнца. В БМО распределение по перио
дам среднее между их распределениями в ММО и Галактике
Звезды типа RR Лиры нормально имеют 771=19^—19^,5, но, по
видимому, встречаются и аномально яркие: 18т и даже 17т [180]
§ 2. НЕПРАВИЛЬНЫЕ ГАЛАКТИКИ — БЛИЖАЙШИЕ К НАМ
191
Есть мнение, что это — короткопериодические переменные нового
типа. Звезды Вольфа — Райе изобилуют в БМО в большей мере,
чем в Галактике, притом преимущественно типа WN. О звездах
WR в МО см. также в работах [181] и [182]. В ММО звезды WR
практически отсутствуют, планетарных же туманностей (на еди¬
ницу массы), наоборот, в ММО гораздо больше, чем в БМО, или
чем в Галактике. Их абсолютная величина для самых ярких
70° -75° -80° -80° -75°
Рис. 49. Магеллановы Облака, погруженные в общее облако Н I (по Кэрру).
Показаны изофоты в линии %=2i см.
Зт. Из этих сравнений видно, что единица массы БМО го¬
раздо богаче, чем Галактика, населением I типа, а ММО богаче
чем Галактика, населением II типа. Однако в БМО население II
типа по массе может быть преобладающим. В ММО немало пред¬
ставителей I типа населения.
Наиболее обширные данные о планетарных туманностях есть
еще в работах [181] — [183]. Очень важен «Каталог эмиссионных
объектов в Магеллановых Облаках» Хинайза [184].
Ишида и Бадалян нашли, что в обоих Облаках, в отличие от
цефеид, звезды ОБ не следуют за распределением сгустков Н I.
Стоит еще отметить, что в противоположность очень малой
(1—5%) поляризации света, найденной в Маунт Стромло, нашли
поляризацию равной 24% для ММО и 33% для МБО. Работа Вис-
ванатана дает поляризацию до А/п=0/я,07,5 параллельную бару в
нем самом и перпендикулярную к нему в области спиральных вет¬
вей. Во всяком случае, поляризация света говорит о присутствии
магнитных полей.
Оба Облака довольно прозрачны, содержат немного пыли, но
более точные данные противоречивы, хотя в общем БМО считает¬
192
ГЛ. IV. МЕСТНАЯ ГРУППА ГАЛАКТИК
ся более запыленным, чем ММО. Поглощение в толще БМО порядка
0/л,5.
Ходж в 1974 г. составил карту поглощения в ММО, максималь¬
ное поглощение Av в ядре оценил в Iя2,3, а полную массу пыли
в 5 -Ю^о, распределенную так же, как НI, причем ШНл • 93?Пыли=
=300. В то же время ван ден Берг разметил темные туманности
на фотографиях обоих Облаков. То, что в БМО они значительнее,
он приписывает тому, что в ММО газ содержит меньше тяжелых
элементов. В 1975 г. Мак Гиливрей из подсчетов галактик нашел,
что в ММО коэффициент поглощения меньше, чем в Галактике и
меньше отношение массы пыли к массе газа.
Ряд работ по изучению переменных звезд и радиоизлучения
Магеллановых Облаков приведен в [185[. Там же в ряде докладов
делаются сопоставления различных объектов в Облаках с анало¬
гичными объектами в других неправильных или SB галактиках.
Дополнением к тому, что говорится в следующих двух разде¬
лах отдельно о Большом и Малом Облаках, является следующий
результат сравнения составных фотографий этих галактик по
Уокеру и его сотрудникам [186]: между Облаками различие значи¬
тельно. В БМО красные звезды с М=— З'л концентрируются в его
баре. Красные сверхгиганты же населения I группируются вокруг
скоплений и групп звезд О и В. Это интерпретируется как возник¬
новение звезд преимущественно в баре в прошлом и одинаково
частое возникновение их сейчас и в баре и вне его.
В ММО красных гигантов меньше и они вместе с голубыми
звездами распределены равномернее. Авторы заключают, что в
ММО предпочтительных мест звездообразования не было и очень
мало звезд возникало 108 лет назад и (или) содержание металлов
было сравнительно велико.
Ь. Малое Магелланово Облако. Для того, чтобы разыскать в
ММО многочисленные звезды разных типов и другие объекты,
уже привлекавшие внимание и требующие их нахождения на небе,
необходимо иметь выпущенный в Канберре (Австралия) в 1963 г.
фотографический атлас центральной части ММО на 15 листах. Это
редкое издание подготовлено Хоггом и Хунтом [187]. Масштаб
карт 1 лш=10", по снимкам 74-дюймового рефлектора. В масштабе
1°=75 мм, по снимкам на 20-дюймовом телескопе Шмидта, ММО
имеется в упоминавшемся выше общем атласе Магеллановых Об¬
лаков Гаскойна и Вестерлунда.
В структуре ММО в синих лучах выделяется продолговатая
наиболее яркая часть, его «главное тело», в котором некоторые
хотят видеть бар галактики SB. От главного тела, в общем направ¬
лении к БМО, тянется изогнутая слабая полоска, которую одни
называют выступом, Джонсон — «единственной» и деформирован¬
ной спиральной ветвью галактики, не имеющей ни ядра, ни бара.
Он основывает это на том, что самая яркая часть ММО несколько
§ 2. НЕПРАВИЛЬНЫЕ ГАЛАКТИКИ — БЛИЖАЙШИЕ К НАМ
193
голубее (С1 = +0Л,6), чем менее яркие части, содержит несколько
областей Н II (как видно из фото рис. 4, а) и состоит из населе¬
ния I.
С другой стороны, бесструктурная, эллипсоидальная форма
ММО на снимке в близких инфракрасных лучах (7000—7600 А)
толкуется Джонсоном как эллипсоидальная компонента, совер¬
шенно аналогичная карликовым эллиптическим галактикам. Но,
вероятно, у всех спиральных, а может быть, и у галактик Ir II
имеется гало — корона, тоже состоящая из населения типа И. По-
видимому, она есть и здесь, притом относительно более плотная,
отчего население типа II проявляет себя так сильно в инфракрас¬
ных лучах. С тем, что в распределении звездных скоплений внут¬
ри ММО видны следы спиральных ветвей, трудно согласиться.
ММО — одна из многочисленных полукарликовых галактик, не
предусмотренных существующими классификациями. Возможно,
что ММО — довольно плоская система, видимая нами почти с
ребра.
Неправильные галактики Ir И, в частности, Магеллановы
Облака, как давно явствовало из рассмотрения совокупности их
форм, несомненно, плоские, так же как и спиральные галактики.
Это подтвердила и статистика видимых сжатий 130 неправильных
галактик, сделанная Ходжем. Однако наклон к лучу зрения та¬
ких объектов, как Магеллановы Облака, определить без ошибки
трудно.
Во многих отношениях очень важно, что в последние годы уда¬
лось определить скорости движения в Облаках не только ярких
эмиссионных туманностей, но и многих звезд, а радиометодами —
движение и невидимых облаков.
Хиндман сообщил, что яркие звезды в ММО расположены преи¬
мущественно в двух конденсациях. Та, у которых скорость боль¬
ше — дальше от нас, и они удаляются друг от друга по лучу зрения
со скоростью около 35 км/сек. Градиент скорости, выведенный по
40 звездам, по-видимому, втрое меньше, чем выведенный по ли¬
нии Х=21 см. Из данных того же Хиндмана картина ММО в этой
длине волны очень сложна. Там есть 5—6 дискретных облаков
Н I, но, может быть, двойные пики профилей линии Я=21 см,
разделенные на величину AF=40 км/сек, следует трактовать ина¬
че. Хиндман и Синклер предлагали модель даже из трех оболочек,
расширяющихся со скоростью 20 км/сек.
Кэрр высказывал по поводу этой, почти постоянной разности
лучевых скоростей в максимумах профиля линии Н I допущение,
что она может отражать собой падение газа извне, с двух сторон
к экваториальной плоскости ММО.
Из анализа 492 профилей радиолинии Н I нашли, что ММО,
по-видимому, вращается так, что его экватор образует с лучом
зрения угол менее 10°. Плоскость его экватора пересекает луч
194
ГЛ. IV. МЕСТНАЯ ГРУППА ГАЛАКТИК
зрения под позиционным углом 55°. Видимый центр вращения ле¬
жит на 1° к северо-востоку от бара, который предполагается на¬
правленным на наблюдателя.
Существенна работа Хинайзе и Вестерлунда [188], пересмотрев¬
ших по снимкам большого масштаба эмиссионные туманности в
ММО, причислявшиеся ранее Линдсеем и другими к планетар¬
ным. Из 50 его объектов 11 имеют заметные диски, следовательно,
велики и имеют большие массы, т. е. являются диффузными. Явля¬
ются ли планетарными остальные туманности, весьма яркие, все
еще не доказано окончательно.
Множество цефеид в ММО, сыгравших столь важную роль во
внегалактических исследованиях, подвергаются непрерывному все
более точному исследованию. Работы в.этом направлении изложе¬
ны в [1891.
с. Большое Магелланово Облако. Для изучения состава БМО в
1964 г. Райтом и Ходжем [190] выпущен фотографический атлас,
снятый на 50-сантиметровом телескопе Шмидта. Он состоит из
160 карт. 80 карт, покрывающих 125 квадратных градусов, даны
в цветах £7, 5, F, причем на картах обозначено более 2000 пере¬
менных звезд, 1100 скоплений и более 500 областей Н II. Сейчас
этих объектов известно гораздо больше. Так, например, Гапош-
кины в 1966—1971 гг. опубликовали огромную работу по изуче¬
нию около 3500 переменных звезд в Облаках, из которых 75%
являются цефеидами.
Ходж и Райт считали, что в БМО известно лишь 25% от пол¬
ного числа ожидаемых переменных звезд, а Ходж и Секстон ука¬
зывали, что к 1967 г. в БМО стало известно 1603 звездных скопле¬
ний,— больше, чем в нашей Галактике. Они оценивали, что всего
в БМО имеется, вероятно, около 6000 скоплений с ярчайшими
звездами с М<.+2т,0. Изученные до сих пор скопления явля¬
ются наиболее выдающимися по размеру и яркости входящих в
них звезд. Плеяды, имеющие интегральный блеск М=—4я*,
будучи на расстоянии Магеллановых Облаков и имея пг=15т и
диаметр 15', не привлекли бы нашего внимания. Подробно о свой¬
ствах звездных скоплений и ассоциаций сверхгигантов в МО го¬
ворится в гл. V.
Вестер л унд считает, что «Созвездия» Шепли образуют плос¬
кую центральную систему с центром немного к северу от бара и
диаметром 6°. Ее, по Вестерлунду, окружает подсистема, назван¬
ная им диском; она менее плоска, содержит рассеянные скопления
и имеет диаметр 14°. Сферическая подсистема — г а л о — состо¬
ит из шаровых скоплений и имеет диаметр 24°.
Вокулер рассматривает БМО как прототип своего подкласса
галактик SB (s)m — неправильной галактики Ir II с явными сле¬
дами типа SBc, т. е. с наличием бара, без заметного ядра и с очень
неправильными или с неполными ветвями. Действительно, спираль¬
§ 2. НЕПРАВИЛЬНЫЕ ГАЛАКТИКИ — БЛИЖАЙШИЕ К НАМ
195
ные галактики позднего типа нередки среди считавшихся ранее
просто неправильными. Однако NGC 55, видимая с ребра, вероят¬
нее, не SB (s)m, а просто двойная неправильная галактика. На¬
блюдения лучевых скоростей этому не противоречат. NGG 4631,
тоже видимая с ребра, предположительно относится Вокулером
тоже к типу SB(s)m. Что касается галактик с перемычкой NGG
4027 и 4618, то мы считаем их скорее взаимодействующими двой¬
ными системами, состоящими из галактики SBc, искаженной вза¬
имодействием, и неправильной галактики.
Фотографии БМО в инфракрасных лучах показывают бар с оре¬
олом типа Е5, который, вероятно, является эллипсоидальным га¬
ло, как и у ММО и у Галактики, но более плотным. Ореол, должно
быть, состоит из субкарликов. На составной фотографии, где об¬
ласти Н II выглядят белыми, а горячие звезды — черными, бар
нейтрального цвета и сливается с фоном. Бар имеет желтый цвет,
и среди ярчайших звезд содержит гиганты классов О, В, К, М и
много звездных скоплений. Звезд классов A, F, G там мало.
Звезды Вольфа — Райе (WR) обнаруживают ряд особенностей.
Например, в комплексе 30 Dor звезды WN на две звездные вели¬
чины ярче, чем в общем поле, а звезды других ассоциаций ярче,
чем в поле, на Iя*. По абсолютной величине в ассоциациях звезды
WR находятся у точки перелома кривой последовательности ну¬
левого возраста (см. также [182]).
Вестерлунд нашел 225 сверхгигантов более поздних, чем звезды
МО; 30 из них переменны. Светимости звезд М2 характеризует
абсолютная красная величина MR=—8^,6, звезды классов МО
и Ml на 0^,6 слабее. Сверхгиганты М многочисленны вблизи ком¬
плекса 30 Dor, но избегают областей Н II и бара. БМО содержит
звезды, рекордные по светимости. Например, относящаяся к типу
Р Gyg неправильная переменная S Золотой Рыбы и HDE 33 579,
обе с Мв = —9ОТ,4*). Обе они класса сА и вблизи минимума
в их спектрах появляются яркие линии [Fe II], так что они, может
быть, родственны необычайной Новой (или Сверхновой?) ц Киля.
БМО гораздо богаче горячими и более яркими гигантами, чем ММО.
Большинство их строго постоянного блеска и, по-видимому,
устойчивы. Они образуют там ассоциации, а также необычную
сверхассоциацию 30 Золотой Рыбы с сотней или больше голубых
гигантов и с обволакивающей их гигантской диффузной туман¬
ностью «Тарантул» (рис. 50). Джонсон считает ее ядром спираль¬
ной компоненты БМО. Масса этого диффузного рекордсмена оце¬
нивается в 5 • 106 ЯЛ©- В окрестностях бара также много других
ярких водородных туманностей. Массы их оцениваются очень точ¬
но. Например, для Henize № 443 исследователи находили мас¬
сы от 50 до 60 тысяч масс Солнца. Некоторые области Н I повыша-
*) В последнее время S Золотой Рыбы стала слабее.
19П
ГЛ. IV. МЕСТНАЯ ГРУППА ГАЛАКТИК
тот диаметр БМО до 20°, но это происходит за счет очень слабых
дуг светящейся IIа1 которые могут быть связаны с большой галак¬
тической туманностью в Корме и Парусах. Существует фотометри¬
ческий каталог 115 диффузных туманностей в БМО [191].
Волокнистые туманности № 49 и 63 по каталогу Хинайзе ока¬
зались источником нетеплового радиоизлучения. За большой раз¬
мер :>тот комплекс считали ранее планетарной туманностью перед¬
него фона, но ввиду сказанного выше, теперь ее признали за ос¬
таток сверхновой звезды, вспыхнувшей около 1500 лет назад.
Рис. 50. Сверхассоциация 30 Золотой Рыбы — туманность Тарантул и скопле¬
ние горячих гигантов в БМО.
Такое же происхождение приписывают и туманности № 132 d.
Высказывают гипотезу, вообще говоря, еще раньше предлагав¬
шуюся Эпиком, что ударная волна, рожденная при вспышке сверх¬
новой, на периферии туманности порождает сверхгиганты. Основ¬
ной причиной выдвижения этой малоправдоподобной гипотезы, на
наш взгляд, является современная мода на взрывы.
У 21 планетарной туманности Фист . [192] при дисперсии
86 А/мм измерил лучевые скорости, оказавшиеся, по Вебстер
[181], в согласии со скоростями вращения других объектов. Но
они показывают большую дисперсию скоростей, как и планетар¬
ные туманности в нашей Галактике.
§ 2. НЕПРАВИЛЬНЫЕ ГАЛАКТИКИ — БЛИЖАЙШИЕ К НАМ
197
Грандиозную работу в 1966 г. опубликовали Мак Ги и Милтон
[193]. 64-метровый радиотелескоп дал им возможность получить
около 5000 профилей линии 21 см с угловым разрешением лучшим,
чем использовавшиеся ранее, 14',5, и спектральным разрешением
7 км/сек. Они опубликовали подробную «трехцветную» карту рас¬
пределения интенсивности линии Н I в частотах, соответствующих
трем выделившимся преимущественным скоростям движения газов
относительно Солнца: +300, +273 и +243 км/сек. Кроме того,
+100
+90
+80
+70
&+60
I
|+Л7
| +40
м
+30
+20
+10
О
Представление личе-
Вых скоростей БМО
двумя кривыми-Враще¬
1
1
у t 1
!
1
ния.
*-300
-273
-243
5х|
XX V
X *х'
X «
V <*
X
■г/
гх « х
S*’
к
1
' .
у
/.
• •
* •
**х\
*
■1 •£)?
Г-IN.
1 „ ‘
*• •
•1 ь
г.
• *
В
%
«*
X
)
т
•
iк
• •
. Ь
'¥■
.•г -
J
- •!
•
•
> • ••
4 #
•У?.
8*.°
1 . “
А
.
. • о
' У
/
%
-
О
1
о
м
гк
о
OlBOnJ
. /ъ
о Я v
в о
ООО
• <?о о
00
® о
О
O'
о
о
<ъ ‘
\'Г
о
о
О
о
:
+100
+90
+80
+70
+60
+50
+40
+30
+20
+10
О
-7° -6° -5° -4° -3° -2° -1° 0° +1° +2° +3° +4° +5° +6°
Расстояние от центра
Рис. 51. Кривые вращения БМО по наблюдениям Н I (по Мак Ги и Милтону).
они опубликовали атлас из 70 диаграмм, показывающих интен¬
сивность этих компонент линии 21 см в координатах лучевой ско¬
рости и прямого восхождения при постоянном склонении.
Центр вращения для эмиссионных туманностей Н II лежит не
в центре и даже не на оси бара, а в стороне от большой оси изо¬
фот. На градус в сторону от «оптического центра» (также не на
оси бара) находится центр вращения по радионаблюдениям. Ра¬
дионаблюдения облаков: HI простираются гораздо дальше, чем
область оптического измерения лучевых скоростей. Они хорошо
показывают искривление .кривой лучевых скоростей на концах,
на расстоянии ±2°,5 от центра, тогда как оптические наблюдения
охватывают только центральную часть БМО с практически твер¬
дотельным вращением. (В последнем случае кривую, вернее,
наклонную прямую лучевых скоростей, можно было бы трактовать
198
ГЛ. IV. МЕСТНАЯ ГРУППА ГАЛАКТИК
даже не как эффект вращения, а как градиент лучевой скорости
движения БМО как целого, поскольку его размер сравним с рассто¬
янием до пего.) Кривая вращения была проведена так (рис. 51),
чтобы удовлетворить взаимно уравновешивающие группы точек со
скоростями около +300 и +243 км/сек. Кривая почти симметрич¬
на в пределах ±3°,5 от радиоцентра (05h20m, — 69°,0). Градиенты
кривой составляют около 14,5 км/сек *град и близки к кривой для
оптических наблюдений.
Прямая В на рис. 51 удовлетворяет значениям скоростей около
+273 км/сек. Они имеются по обе стороны от центра. Градиент
прямой составляет 2,1 км/сек •град.
Считая, что БМО вращается как целое, Мак Ги и Милтон ин¬
терпретируют различие градиентов на кривой А и на прямой В
как следствие различных наклонов к лучу зрения соответствую¬
щих масс газа:.
cosec г273 : cosec £8оо,24з=гРаДиент А : градиент В.
Если принять для A i=27°, то для В i=4°. Это решение не един¬
ственное, но авторы справедливо предпочитают его, считая, что
есть признаки некомпланарности деталей и в других галактиках.
Они ссылаются на NGC925, у которой в атласе Сэндиджа
две большие ветви и одна малая имеют разный наклон. С учетом
распределения звездного населения авторы считают, что две массы
газа со скоростями +300 и +243 км/сек представляют две спираль¬
ные ветви, выходящие из концов бара, а две меньшие массы со
скоростью около +273 км/сек отвечают двум меньшим ветвям,
лежащим в другой плоскости. Эти «ветви» оконтурены Мак Ги и
Милтоном на фотографии БМО (рис. 52) и читателям предоставля¬
ется самим составить о них свое мнение...
Дисперсия скоростей внутри групп облаков меняется от 7 до
20 км/сек, отражая пекулярные скорости больших газовых обла¬
ков. Дисперсия скоростей ярких областей Н II и сверхгигантов
БМО того же порядка, хотя массы их очень различны. Здесь надо
отметить, что эти наблюдения выявили, что в БМО нейтральный
водород образует слабый фон, на котором выделяются большие
облака размером от 320 до 870 пс (в среднем 575 пс), сходные с
наибольшими облаками Н I в нашей Галактике. Их плотность
0,3-=-3,7 см~3 (как в Галактике). Средняя масса облаков —4х
Xl0ei)Jto> что точно совпадает с рекордно большой яр::ой диф¬
фузной туманностью, или комплексом НИ — Тарантул. В об¬
ласти последней туманности, судя по радиоспектру, дисперсия
скоростей еще больше, и разобраться в них трудно.
Мак Ги и Милтон считают ширину намеченных ими «спираль¬
ный ветвей» около 2 кпс и длину до 13 кпс. При особенностях их
контуров, приведенных на рис. 52, не удивительно, что авторы
говорят о том, что местами одна ветвь пронктируется на другую
§ 2. НЕПРАВИЛЬНЫЕ ГАЛАКТИКИ — БЛИЖАЙШИЕ К НАМ
199
или даже на бар! В общем, они заявляют, что, как теперь ясно,
БМО не неправильная галактика, а спиральная, если ее рассма¬
тривать как образование только нейтрального водорода.
Рис. 52. «Ветви спиралей» из Н I, лежащие в разных плоскостях БМО (по
Мак Ги и Милтону).
Упрощенным методом, ввиду некомпланарности БМО и непри¬
менимости, строго говоря, теоремы о вириале, они получили для
нижнего предела:
полная масса БМО 6-109SDIo,
полная масса HI в БМО 5,4-1О8Ш10>
и заключают, что БМО содержит от 5 до 9% газа. (В прошлом да¬
вались значения даже до 30 %.) Период вращения БМО составляет
около 2,5 *108 лет.
В работе Мак Ги и Милтона проведено более подробное и обо¬
снованное сравнение распределения Н I и двух типов населения,
чем это делалось раньше, но на этом мы не можем остановиться
даже кратко.
200
ГЛ. IV. МЕСТНАЯ ГРУППА ГАЛАКТИК
В общем, ассоциация областей Н I и Н II и по движению и по
положению очень тесная. В области бара сгущения Н I есть толь¬
ко там, где есть светлые туманности Н II. Бар есть подсистема
с населением II. Самые внешние части — население II диска, а
ветви между ними( — население I. Все это подтверждается и ходом
показателей цвета. Интенсивности Н I хорошо коррелируют с ин¬
тенсивностью радиоконтинуума, а также с распределением и ско¬
ростями сверхгигантов.
Скорости планетарных туманностей (население II подсистемы
диска) обычно сильно отличаются от скоростей соседних областей
Н I. Молодые, богатые скопления из каталога по Шепли и Линд¬
сею в большинстве случаев находятся в областях Н I. Между про¬
чим, у б=—74° плотность уменьшается почти до нуля, и в направ¬
лении к ММО отмечаются не «мост» и общая оболочка, о которой
часто говорили Кэрр и Хиндман, а лишь отдельные, еле замет¬
ные облака HI.
Австралийские исследования радиоизлучения БМО в непрерыв¬
ном спектре, сделанные с большим разрешением в Парксе в 1964 г.,
обнаружили тепловое излучение 25 крупнейших областей Н И.
В них средняя плотность водородных атомов —8 см~г и общая
масса 5-1049Ло* Излучение Тарантула резко из них выделяется.
С учетом того, что в нашей Галактике изучен небольшой ее объем,
нет оснований считать, чтобы в среднем плотность и размеры ее
областей Н II отличались от таковых в БМО. Излучение ММО в
областях Н II очень слабо.
d. Другие неправильные галактики. Неправильная галактика
IG 1613. Эта галактика довольно типична для Ir I и состоит в ос¬
новном из населения I. Она почти четырехугольна (17'х13'),
но в ней есть также много красных гигантов населения II, зани¬
мающих эллипсоидальную область 25' X20' с большой осью, на¬
правленной по линии восток — запад. В этом смысле ее состав
и структура сходны с БМО. Есть сходство и в форме. Самая яркая
часть 1C 1613 напоминает бар БМО, но более широкий. Тоже в
стороне, у одного из углов бара, находится большое скопление
самых ярких звезд и областей Н II, однако в баре нет ни одного
звездного скопления. (Обращает на себя внимание, что эта же
особенность еще более ярко выражена у галактики этого же типа
NGC 4449.)
Бааде в галактике 1C 1613 нашел 63 переменных звезды. Среди
36 изученных содержатся 25 цефеид, одна долгопериодическая,
одна затменная, одна новая и восемь неправильных. Периоды
у цефеид от 2d,4 до 146d, причем классификация цефеиды с
наибольшим периодом подтверждена по спектру. С малым разбро¬
сом зависимость период — светимость дает модуль т0—М=
=24от,2, расстояние 690 кпс и размер области с населением I
360x240 пс, а области с населением 11—500x400 пс.
§ 2. НЕПРАВИЛЬНЫЕ ГАЛАКТИКИ — БЛИЖАЙШИЕ К НАМ
201
Абсолютная величина красных неправильных звезд около
—4^,4 и этим, а также связью с голубыми гигантами, они по¬
хожи на красные сверхгиганты в % и h Персея. Неправильная
голубоватая переменная с М около —4^,2 ставит под вопрос опре¬
деление расстояний по голубоватым неправильным переменным,
для которых Хаббл и Сэндйдж нашли М=— 8я*,4 (см. гл. II,
§ 1, раздел f). Как видно, группа таких переменных не ограничена
определенной светимостью; наблюдавшаяся в 1C 1613 новая звез¬
да имела М=—6я1,6, и, по-видимому, эта система сходна с БМО,
но значительно меньше по размеру и гораздо богаче новыми звез¬
дами, если в ней удалось зарегистрировать таковую почти слу¬
чайно.
Самые яркие голубые звезды, до М=— 7т,1 сгрудились в
северо-восточном «углу» 1C 1613. Эта область содержит также коль¬
цевые дуги Н II и кольца Н II, по-видимому, с пылью, так как
область их около центра совсем непрозрачна. Ярчайшая область
Н II с измеренной лучевой скоростью имеет диаметр 17 пс, а наи¬
большая из них — 143 пс. Область с зонами Н II имеет диаметр
460 пс. Сходна с 1C 1613 и галактика NGC 3109 (рис. 53).
Неправильная галактика NGC 6822. Она сходна с БМО, но
меньше* и слабее и заметно ослаблена межзвездным поглощением
света в нашей Галактике. Хаббл ее подробно исследовал и нашел
в ней 12'цефеид, по которым определил расстояние. В NGC 6822
есть пять* областей Н И. Наибольшая из них в виде кольца окру¬
жает группу ярких звезд. Новые звезды в ней не наблюдались.
В 1967 г. в развитие работы Хаббла вышло исследование Кайзер.
Бар NGC 6822 имеет длину 20'=3,6 кпс. Кривая период — све¬
тимость для 13 цефеид сходна с таковыми для других членов
Местной группы и отличается от них не более, чем на 15%. Для
них В=23,80—2,61 lg Р. По цефеидам т—М=23я*,75 с учетом
поглощения света. Есть в галактике и внутреннее поглощение
света (0^,27). Найдено 16 красных полуправильных и неправиль¬
ных переменных с циклами от 200 до 2500 дней. Многие звезды
находятся в «провале» Герцшпрунга.
С использованием стандарта в UBV до V=20т,6 была построе¬
на функция светимости: V=16m (М=—8т,5) — 26 звезд (=87х
хЮ"10 звезд на пс3), Пт—50, 18я*—116, 19я2— 226 звезд. Наклон
этой кривой ф (М) составляет 2-г-2,5, а в ветвях Галактики и в БМО
он равен 3. Здесь голубых звезд относительно больше, и они рас¬
положены гуще, чем в ветвях Галактики. Центральная плотность
для ярких звезд в пять раз больше, чем средняя. Ярчайшие под¬
считанные звезды дают интегральную величину У=9да,56,
(B—V)0=Ода,46. Для сравнения укажем, что у ММО (В—F)0=
=0да,35 и у БМО 0я*,50. Вращение обнаружено по Н I; ось вра¬
щения с позиционным углом 30° не соответствует никакой опти¬
ческой структуре. Если принять i=45° и расстояние 560 пс до
202 ГЛ. IV. МЕСТНАЯ ГРУППА ГАЛАКТИК
Кайзер, то масса водорода в этой галактике оценивается около
2-108 ЯК©, а полная масса — около l,7-109$Dto, откуда ЯЯ : L=
=6,1 — значение, промежуточное между 9Л : L для БМО и для
М 31. У ярчайших гигантов Мв = — 9да, а красные сверхгиганты на
Рис, 53. Галактика NGC 3109 типа Ir I, видимая с ребра.
0^,5 слабее. Диаграмма 5—V против V дает широкую полосу,
сходную с таковой для БМО.
Карлик Ривса № 8 = MCG 2-33-41 (12h56m,2+14°29'.jL5'»,3).
Он был отмечен Ривсом среди карликов в области скопления Девы.
В 1967 г. он изучен Ходжем. По MGG это либо неправильная га¬
лактика либо гнездо не менее чем из семи галактик. В 120-дюй-
§ 3. СПИРАЛЬНЫЕ ГАЛАКТИКИ
203
мовый рефлектор она разрешается на звезды — голубые и одну
красную. Размер ее по MCGl',0xl',0, но фотоэлектрически она
заметна в пределах 2',5х1',7. Для центральной части В=14/я,5,
F=14/”,45, В—F=0OT,06, U—В = —O'7*,58, что делает ее наиболее
голубой из известных галактик. Ярчайшая звезда имеет В=
=18от,3, а слабейшая из видимых В=22^,3. Областей Н II в ней
нет. Если она член Местной группы, то ее диаметр близок к 3 кпс,
а у ярчайших звезд Мв = —12т, что невероятно, так как по Сэн-
диджу в Местной группе ярчайшие звезды имеют Мв = — 9я*,3.
Но в системах меньшего размера ярчайшие звезды слабее, чем
в гигантских системах. В 1C 1613 с диаметром 4 кпс ярчайшие звез¬
ды имеют Мв=— 7т,2 и т. п. Подбирая к наблюдениям членов
Местной группы формулу, связывающую функцию светимости
(как в МО) с диаметром d, имеем для расстояния А: Длс=1,9+
+0,09 /71—0,55 lg sin d' — 0,18 lg <p (m), Ходж получил Д=320 кпс,
Мв ярчайших звезд =—4ОТ,2 и размер — 100x60 пс. В этом слу¬
чае она член Местной группы, карлик с Мв=— 9я2,2...
В 1975 г. Симонсон [194] обнаружил на А,=21 см облако ней¬
трального водорода 7°х2° с центром Z=197°,3, Ь=+2°,1, т. е.
в Млечном Пути. К нему примыкает полоса быстрых облаков Н I,
пересекающих галактический экватор у Z=180° при лучевой ско¬
рости —90 км/сек. Косвенные методы дают расстояние до облака
Н I равным 17±4 кпс, а в перигалактии 22 кпс, и массу около
108 масс Солнца. В оптических лучах в этой области Млечного
Пути с довольно сильным поглощением (на 3я*—4я*) признаков
неправильной карликовой галактики, в состав которой могло
бы входить это облако, не видно. Однако Симонсон считает, что
такая разреженная галактика там должна быть вчетверо ближе к
нам, чем Магеллановы Облака.
Помимо давно известных небольших быстрых облаков Н I,
являющихся близкими спутниками нашей Галактики, вблизи не¬
которых крупных галактик обнаружены более массивные обла¬
ка Н I [195].
§ 3. Спиральные галактики *)
а. Наша Галактика. Расстояние до ее центра, принимавшееся
за 10 кпс, было в 40-х гг. многими уменьшено до 8 кпс, может быть,
из-за завышения величины межзвездного поглощения света.
В 1966 г. Ходж и Валлерштейн указывали, что если принять их
ревизию расстояния до Гиад, то «поползут» все расстояния, в
том числе до центра Галактики, которое увеличится до 12 кпс...
Потом снова вернулись к значению 10 кпс. Соответственно «ко¬
леблются» и границы Галактики, тем более, что само понятие их
*) Сэндйдж и Тамман в 1974—1975 гг. частично ревизовали данные,
приведенные в этой главе дальше.
204
ГЛ. IV. МЕСТНАЯ ГРУППА ГАЛАКТИК
неопределенно. Во всяком случае, сравнение ее размеров с раз¬
мерами других галактик неправомерно, ибо последние определя¬
ются совсем иначе и понимаются иначе.
Точно так же до сих пор нет единодушия в том, является ли
наша Галактика спиралью Sb или Sc. Мы считаем, что она Sbc.
Долгие .годы многие авторы уверяли, что радионаблюдения
Н I обнаружили спиральные ветви, да еще «хорошо совпадающие
с оптическими ветвями», которые к тому же каждый автор про¬
водил по-своему. Мы никогда с этим не могли согласиться. Рас¬
положение Н I рисует скорее части колец, чем спиральные ветви.
Проведение спиральных ветвей в нашей Галактике до расстояния в
14 кпс, как часто делают, нам представляется противоречащим тем
расстояниям, до которых их можно проследить в других галак¬
тиках. Очень яркие противоречия в «убедительных» картинах спи¬
ральной структуры по разным авторам видны, например, из ра¬
боты Уайтоука 1963 г. [196]. Что никакой убедительности в пред¬
положенной локализации спиральных ветвей все еще нет, видно
из того, что допускали принадлежность нашей Галактики к спи¬
ралям SB и что в 1966 г. стали появляться модели «многорукав¬
ной» Галактики. Их авторы, проводящие прямо из ядра по дю¬
жине спиральных ветвей, идущих дальше Солнца, совершенно не
знакомы с тем, что в природе такие «многорукавные» галактики не
существуют. Если у Галактики больше четырех ветвей, то осталь¬
ные являются ответвлениями, либо же имеет место наличие мно¬
жества коротких дуг — отрезков спиралей, отнюдь не доходящих
до ядра, как, например, у NGG 5055 (рис. 54). Диаметр Галактики
оценивают обычно в 30 кпс по системе окружающих ее шаровых
скоплений, бедных металлами. Те из них, которые ближе к цен¬
тру Галактики, богаче металлами и несколько различаются свои¬
ми показателями цвета.
Кому хорошо известна структура галактик, тот знает, что
сплошные и четкие ветви, идущие из ядра, среди спиральных га¬
лактик не часты. Распад их на цепи облаков, разветвления и пе¬
рерывы у галактик Sc не позволяют в большинстве случаев пра¬
вильно представить себе картину ветвей по расположению толь¬
ко горячих звезд или скоплений, известному в радиусе около
2 кпс, и с центром на расстоянии 10 кпс от центра галактики — там,
где сама спиральная структура уже теряется. Поэтому правиль¬
ная реконструкция ветвей Галактики, с их неизбежно сложной
структурой, станет возможна еще не скоро. По нескольким де¬
сяткам избранных объектов внутри небольшого объема это никогда
не удается сделать. Следует вспомнить, как звезды Вольфа —
Райе, столь типичный пример молодого населения типа I, нерав¬
номерно распределены в плоскости Галактики и как безнадежно
по их расположению правильно реконструировать спиральные
ветви.
§ 3. СПИРАЛЬНЫЕ ГАЛАКТИКИ
205
Фотография в инфракрасных лучах широкоугольной каме¬
рой Кода и Хаука все же не позволяет видеть скрытое темными
туманностями самое ядро Галактики. Поглощение на пути к нему
оценивают в 25т в видимых лучах. Выделить по этой фотографии
размер центрального сгущения в Галактике нельзя — оно совер¬
шенно неопределенно, но видно, что у нее нет такого балджа, как
у NGG 4565. Сравнение его с центральными линзами галактик,
Рис. 54. «Многорукавная» галактика NGG 5055 Sb. Ее ветви — дуги, не сое¬
диненные с ядром.
видимых нам не с ребра, невозможно. Облако Млечного Пути юж¬
нее центра (облако А), ослабленное на 2т в синих лучах, считается
южной шапкой галактического балджа (рис. 55).
О размере и составе галактического ядра, скрытого темными
туманностями, существуют довольно ещё неуверенные'"'данные.
Наиболее обстоятельна пока работа Арпа [197]. Наиболее про¬
зрачна в направлении к ядру область облака А вокруг шарового
скопления NGG 6522 (ZU=1°,0, Ьи = —3°,9), отстоящего на
7,5 кпс от нас и примерно на 2,5 кпс от центра, причем луч зрения
проходит здесь на расстоянии около 700 пс от центра. В этой об¬
ласти открыто множество переменных типа RR Лиры. Звездная
величина максимума кривой их распределения (17^,46), очевидно,
соответствует тем из них, которые входят в состав ядра. Если
принять для них Mph=0m,5 и поглощение света в этом направ¬
206 Гл. iV. мёстйая Группа Галактик
лении 2т,0, то модуль расстояния ядра (т—М0)=14от,90 и В0=
=9,6 кпс.
Более существенна диаграмма цвет — видимая величина, по¬
строенная Арпом с привязкой к фотоэлектрическим стандартам
Рис. 55. Млечный Путь и 30 шаровых скоплений в направлении к центру Га¬
лактики (по Шепли).
для 1300 звезд до 18** вокруг NGC 6522. Оценено поглощение света
и полный избыток цвета для области центра в (В—F)=0OT,49.
Арп пришел к выводу, что большинство звезд с видимым по¬
казателем цвета B—V менее 1^,0 отстоят от нас менее чем на 5 кпс,
а большинство более красных звезд принадлежат преимуществен¬
§ 3. СПИРАЛЬНЫЕ ГАЛАКТИКИ
207
но ядру. По мнению Арпа, ядро содержит крайне мало звезд типа
И, очень бедных металлами, или классического населения гало.
Ядро состоит или из старых звезд с содержанием металлов от
умеренно богатых, как в шаровом скоплении 47 Тис, до очень
богатых ими, как в рассеянном скоплении NGC 188, или же из
очень богатых металлом звезд с возрастом от 109 до 1010 лет. Арп
предпочитает первое заключение, а также считает, что 50—80%
звезд типа RR Лиры в ядре богаты металлами, или же что их
число в ядре относительно числа красных гигантов в среднем в
несколько раз больше, чем в шаровых скоплениях. Около 75%
светимости ядра обусловлено звездами с М от —2т до +1/я,3, что
не вполне согласуется с выводом, основанном на анализе вида
спектра, о том, что в свечении ядра преобладает свет гигантов
классов G и К. Видимая поверхностная яркость ядра У=20да,3,
а исправленная за поглощение света F=18w,9 с квадратной се¬
кунды дуги и (В—V) =0,^65. Ядро, судя по прежним фотогра¬
фиям, вдвое меньше, и голубее, чем у М 31. Поэтому, ссылаясь
на связь между размером ядра и типом галактики по Хабблу,
Арп относит нашу Галактику к типу Sc. Разделить звезды ядра и
фона на диаграммах Арпа, конечно, трудно, и выводы о химическом
составе первых не опираются на прямые спектральные данные.
Ван ден Берг в 1972 г. нашел вблизи скопления NGG
6522 i?£_y=0m,45, а по звездам типа RR Лиры (приняв для них
М=+0/я,5) он получил расстояние до центра Галактики R0=
=9,4±1,4 кпс с выводом, что большинство населения в галактиче¬
ском балдже богато металлами.
Масса Галактики, определенная динамически, оценивается
в 1,3 -ДО11 Ш(?) с наметившейся в последнее время тенденцией по¬
высить это значение до 4 -1011 SDt©, хотя это и встретило критику.
Оорт в обзоре строения и эволюции Галактики на съезде MAG
1964 г. в Гамбурге говорил, что на долю гало, из состава которого
нам известны пока только звезды RR Лиры и белые субкарлики,
приходится, возможно, около 5% общей массы.
Из звездной плотности вблизи Солнца, найденной путем срав ¬
нения закона падения числа звезд данного типа с ростом z-коор-
динаты и распределения скоростей по этой координате, только
35% приходится на звезды, включая экстраполяцию на более
слабые карлики. Около 25% можно приписать атомным водороду
и гелию, хотя всего Оорт им отводит 5—10% от полной массы
Галактики, что слишком много для галактик Sb. 40% массы вбли¬
зи Солнца остаются, по его словам, необъясненными и могут при¬
надлежать молекулярному водороду или, скорее, звездам-кар-
ликам, если они были учтены недостаточно. Из распределения
скоростей вращения Н I, определяемых из радионаблюдений при
помощи дополнительных гипотез, средняя плотность массы в
пределах 500 пс от центра в 50 раз превышает околосолнечную
IMI. IV. МЕСТНАЯ ГРУППА ГАЛАКТИК
плотность. Звездам гало населения II типа с сильной концентра¬
цией к центру, где плотность звезд типа RR Лиры с периодами бо¬
лее 0d,4 в 1000 раз больше, чем около Солнца, можно приписать
не более 10% околосолнечной плотности.
Из обзора конференции в Нордвике в 1966 г. также видны ус¬
пехи радиоастрономического зондирования Галактики. Источник
нотоплового радиоизлучения в Стрельце Леке оценивает в 10 пс
диаметром (как керн в М 31), при массе 108 SDIq* Существенно не¬
давнее обнаружение фарадеевского вращения плоскости поляри¬
зации радиоволн, которые пересекают магнитное поле Галактики,
чем существование этого поля окончательно доказано. Выяс¬
нилась неожиданно противоположность направления поля по
разные стороны от плоскости Галактики. Облака Н I в этой пло¬
скости имеют массы около 100 $Шо и диаметром около 10 пс. Дви¬
гаясь с хаотическими скоростями около 5 км/сек по одной коорди¬
нате (помимо участия во вращении Галактики), они часто образу¬
ют комплексы с массами до 1053J?o* Известно, что экваториальный
слой газа толщиной около 200 пс, плоский до расстояния 8 кпс
от центра, изгибается в противоположные стороны на концах одного
диаметра и на расстоянии 15 кпс от центра отклоняется на 500 пс.
Изгиб пытались объяснить воздействием межгалактического газа
на газ Галактики, но Оорт считает, что этому факту удовлетвори¬
тельного объяснения еще не дано. Мы считаем, что тут, как в па¬
рах взаимодействующих галактик, проявляется возмущающее
действие Магеллановых Облаков.
Согласно Боргману [198] полная инфракрасная светимость об¬
ласти диаметром около 0°,5, включающей конденсацию А, сос¬
тавляет 150 -10е Lq. Большая часть ее — это звездное излучение,
поглощаемое холодной пылью и переизлучаемое в инфракрас¬
ной области спектра. Нет общепризнанного объяснения очень
структурному инфракрасному ядру. Оно может включать в себя
инфракрасные источники, подобные тем, которые обнаружены в
областях Н II, либо же структурность эта может быть результатом
распределения пыли.
В 1968—1969 гг. Вебер сообщал о регистрации им гравитацион¬
ных импульсов, идущих от ядра Галактики. Соответствующие
им электромагнитные вспышки в ядре нашей Галактики не были
обнаружены. В 1973 г. Капитский и Дент составили радиокарты
центральной области размером 135x270 пс в непрерывном спект¬
ре и тоже не нашли связи с предполагаемыми импульсами гра¬
витации. В радиолинии А,=21 см также составлены подробные
радиокарты ядра. В области ядра нашей Галактики обнаружен
ряд слабых источников Х-лучей.
Голландские радиоастрономы уделили много внимания явле¬
ниям в области ядра. В нем имеется тонкий газовый «диск ядра»
с радиусом 800 пс, вращающийся со скоростью, быстро нарастаю¬
§ 3. СПИРАЛЬНЫЕ ГАЛАКТИКИ
209
щей к центру, хотя внутри диска, масса которого 5 406 SDIq, есть
местные быстрые радиальные движения, и наружу и внутрь. У дис¬
ка очень резкий край, и на краю скорость вращения падает до
нуля. В центре диска, кроме упоминавшегося объекта Стрелец А,
есть ряд других мелких источников теплового и нетеплового ра¬
диоизлучения. На расстоянии 3 кпс от центра находятся две
газовые детали (одна между нами и диском), которые считают спи¬
ральными «трехкилопарсековыми» расширяющимися ветвями. Бли¬
жайшая движется к нам и от ядра со скоростью 50 км/сек, а уда¬
ленная — со скоростью 135 км/сек, тоже от центра. Они уносят
массу из диска. Их, и более удаленные от плоскости экватора
газовые облака, ставят в параллель с расширением газов (но иони¬
зованных), обнаруженным в ядрах других галактик. Эти движе¬
ния приписывают взрыву, после того как взрывом стали объяс¬
нять радиальные движения газовых волокон в М 82. Последую¬
щие исследования до 1977 г. не изменили этих представлений. Во
всей центральной области у газа наблюдается много некруговых,
невращательных скоростей, все чаще обнаруживаемых и в других
галактиках.
Поскольку в центре М 31, М 32 и NGC 205 обнаружены керны,
сравнимые с шаровыми скоплениями, и в М 31 и М 81 обнаружено
истечение ионизованного газа, делались попытки обнаружить и
то и другое в Галактике. «Звездоподобное» ядрышко, состоящее
из звезд, находящихся за завесой пылевых туманностей, пока
трудно обнаружить, если оно и есть. Беклин и Нейгебауэр на
длинах волн 1,65—3,4 мк обнаружили звездообразное ядро в
сгущении диаметром 5'. Оно совпадает с центром радиоисточника
Стрелец А, находящегося за пылевой завесой. По виду и по ин¬
фракрасной светимости оно сходно, по-видимому, с керном М 31.
Дальнейшие наблюдения показали, однако, что природа этого
образования еще не ясна.
Истечение ионизованного газа из ядра с описанным выше дви¬
жением нейтрального водорода Мунч усматривает в наблюдениях
Куртэ и Крувелье. При помощи интерферометра Фабри — Перо
они обнаружили свечение линии На, смещенной на —190 км/сек
в расстоянии 1° от галактического центра. Следовательно, этот
газ находится далее 140 пс от центра, и его скорость совпадает
со скоростью газов Н I на таком же расстоянии от центра. По-
видимому, зоны нейтрального и ионизованного газа в ядре пере*
межаются.
Быстро накапливаются данные о наличии и движении обла¬
ков водорода далеко над галактической плоскостью и движущихся
со скоростями до 180 км/сек. Скорости большинства из них отри¬
цательны. Одни приписывают эти облака упоминавшемуся гипо¬
тетическому взрыву, другие падению межгалактического газа
к длоокостд Галактики из межгалактического пространства.
210
ГЛ. IV. МЕСТНАЯ ГРУППА ГАЛАКТИК
Собственно говоря, расстояние до этих облаков неизвестно, как и
то, что они могут быть вне Галактики, например, на расстоянии
Магеллановых Облаков. Падают ли они преимущественно к цент¬
ру Галактики, судить еще рано, так как известны лишь лучевые
скорости этих облаков. Если учесть их положение относительно
Солнца и его вращение около центра, то скорости облаков можно
трактовать как орбитальные при обращении по эллипсу. Вер-
шуур [199] также находит, что эти облака Н I в высоких галак¬
тических широтах имеют распределение и скорости такие же, как
у членов Местной группы галактик. Теорема о вириале показы¬
вает, что эти облака могут быть устойчивы, если их расстояние
больше нескольких сотен кпс. Несколько комплексов быстрых об¬
лаков обнаруживают признаки вращения. Они могут быть остат¬
ками вещества, уплотнившегося в форме нашей Галактики, или
могут быть даже карликовыми протогалактиками.
Эти соображения надо сопоставить с тем, что газовые спутники
из н I с массой порядка 108 SOi© за последнее время обнаружены у
М 31, М 101, NGC 300 и других галактик (см. Дэвис [195] и § 6
гл. IV о Магеллановом потоке).
Галактический звездно-газовый диск погружен в почти сфе¬
рическую радиокорону, имеющую малую концентрацию к центру
и структуру, выражающуюся в существовании флуктуаций интен¬
сивности излучения приблизительно вдвое. К ним относится и так
называемая «шпора» (spur). Излучение этой детали сильно поля¬
ризовано, и, вероятно, синхротронного типа, вызванное торможе¬
нием космических лучей в магнитном поле Галактики. Но меж¬
звездные поля обычно связаны с газом. Возможно, что сущест¬
вует и газовая корона Галактики, сходная по структуре с радио¬
короной.
Эти краткие сведения о Галактике мы дополним некоторыми
сведениями об окрестностях Солнца.
Для сферы с радиусом 20 пс вокруг Солнца:
плотность, создаваемая известными звездами . . . 0,044 Ш^/пс*
плотность от возможных слабых карликов .... 0,003 9JХ^/пс*
межзвездный водород 0,020 Ш^/тгс3
0,067 Ш*0Дгс3
Интегральная звездная абсолютная величина
Му=— 3™0, В — V = 0^57
(90% визуального света и 13% массы дают звезды с М^=4™5 и ярче)
Для звезд 9Л/£В = 1,1, Ш1/£у = 1,3.
Для звезд+HI 9Л/£д = 1,6, Ш/Ьу = 1,8.
Все это сходно с данными для шарового скопления М 92 и счи¬
тается на порядок больше, чем Ш/L рассеянных скоплений. По¬
§ 3. СПИРАЛЬНЫЕ ГАЛАКТИКИ
211
верхностная яркость Галактики вблизи Солнца (если смотреть
перпендикулярно к галактической плоскости) составляет 23я* ,8(ph)
и 23от,0 (vis) на квадратную секунду. В. А. Амбарцумян дает
почти такую же поверхностную яркость: 23'л,3, а Н. Л. Иванова
из подсчетов звезд ван Райна нашла 25я*,49. В М 31 такая яркость
наблюдается на расстоянии около 8 кпс от центра, где спиральная
структура еще ярка и отчетлива. Сравнение этих величин с дан¬
ными для других спиральных галактик затруднительно ввиду их
неточности и различия масштабов и типов галактик.
За подробностями исследования нашей Галактики вне ее ядра
отсылаем к обзорам в [336].
Рис. 56. Слева — М 33, спираль Sc с четырьмя широкими ветвями и «каналами»
пыли. Справа — детали структуры темных каналов в М 33.
Ь. Спиральная галактика М 33=NGC 598. Эта галактика типа
Sc, хорошо разрешаемая на яркие звезды, скопления и темные ка¬
налы, создаваемые космической пылью, находится на том же рас¬
стоянии около 700 ООО пс, что и М 31 (модуль т0—М=24й2,3) и
входит в ее группу. Шмидт-Калер по цветам рассеянных скопле¬
ний в М 33 выводит модуль иг0—ikf=24OT,6 и расстояние 830 ООО пс.
М 33 принадлежит к группе галактик Sc, или даже Sd. Ее четыре
212
ГЛ. IV. МЕСТНАЯ ГРУППА ГАЛАКТИК
широко раскрытые ветви, из которых две выделяются сильнее,
широки и ветвятся, так что диск (плоская составляющая М 33)
почти целиком заполнен спиральными ветвями и чистый фон диска,
свободный от ветвей, даже невозможно выделить (рис. 56). Ядер-
ная область представляет собой не балдж и даже не аморфную
линзу, а тонкий диск, густо заселенный голубыми гигантами и об¬
лаками пыли, которые подробно описал Б. А. Воронцов-Велья-
минов [200]. Первое общее описание М 33 как звездной системы
дал Хаббл [201].
У хорошо видимой части М 33 большая ось около 13', а всю
галактику прослеживают до 83'х53\ Угол наклона ее г=35°,
так что отношение ее видимых осей составляет 3:2.
фотоэлектрическая поверхностная фотометрия в UBV Во¬
кулера проведена в пределах 67'х40' с разрезами через 5' до
изофоты 25да,8 с одной квадратной секунды. Асимптотические зна¬
чения В=6^,27, B—V=0m1551 U—B=— 0^,10; галактика к
центру чуть краснее, а наружу чуть голубее.. За исключением об¬
ласти с г'= 2'—3', яркость распределяется по экспоненте.. Поло¬
вина всего излучения исходит из области внутри изофоты 22^,83
с большой осью 24',2. Разрезы, сделанные через 5', дают, конеч¬
но, лишь очень «смазанную» картину М 33.
, Удивительно, что будучи даже удобнее для изучения звезд¬
ного состава, так как она видна нам в более раскрытом виде и
звезды ее не так скучены, М 33 изучена гораздо меньше, чем М 31.
Однако бесспорно, что М 33 многими объектами беднее, чем М 31,
и не только потому, что она вообще содержит меньше звезд. Так,
еще Хаббл нашел в ней только 35 цефеид, всего шесть новых звезд
и мало звездных скоплений. Подробно о них и о функции светимо¬
сти для сверхгигантов см. в следующей главе.
* В М 33 очень много бросающихся в глаза ярких туманностей
(рис. 57).
: Особенно велика область Н II, имеющая обозначение NGG 604;
ёе диаметр 250 пс. Это — образование типа сверхассоциации, так
как в ней находится несколько десятков горячих звезд, чем она
цацоминает сверхассоциацию 30 Золотой Рыбы в БМО.. Области
Н II обнаружили в МЗЗ в большом количестве по снимкам через
красный светофильтр и по снимкам с объективной призмой (см.
рис. 57). Более детальная картина распределения областей Н II
во внутренних частях М 33 получена по прямым снимкам через
интерференционный светофильтр. Куртэ и его сотрудники дали
при помощи интерферометра Фабри — Перо карту распределения
лучевых скоростей в 1048 точках М 33, измеренных с точностью до
±2 км/сек.
Французские астрономы [202] нашли, что в М 33 диаметры
областей Н И, каталогизированные в числе 369, до расстояния
§_3. СПИРАЛЬНЫЕ ГАЛАКТИКИ
213
в 35' от ядра, растут с удалением от него. Как они думают, на
периферии находятся поздние стадии их расширения.
Распределение 65 крупных компактных групп сверхгигантов,
которые, если угодно, можно назвать О-ассоциациями, было ис¬
следовано Б. А. Воронцовым-Вельяминовым [203]. Их располо¬
жение очень четко обрисовывает четыре спиральные ветви М 33
Рис. 57. М 33, снятая Адлером с объективной призмой, обнаруживает яркие
диффузные туманности.
и их ответвления (рис. 58). Им же был дан каталог этих образо¬
вании.
Автор [204] исследовал также детальное распределение сверх¬
гигантов и пыли в М 33 и их связь. Он обратил внимание на изо¬
билие в М 33 вытянутых группировок сверхгигантов в виде скоп¬
лений, цепочек, верениц и звездных облаков. Пыль образует в
М 33 «каналы» и волокна до 300 пс длиной (см. рис. 56). Каналы,
узловатые и часто с отростками, имеют ту же структуру, как и
микроканалы, видимые на фоне галактических туманностей.
Многие сгущения сверхгигантов и пыли имеют одинаковую фор¬
му и размеры. Обращаем внимание на распад темных каналов в
М 31 и М 33 на цепочки малых туманностей. В нашей Галактике,
аналогично этому, существует распад волокон и сгустков пыли
214
ГЛ. IV. МЕСТНАЯ ГРУППА ГАЛАКТИК
на цепочки, или на скопления глобул. Эти факты убедительно
свидетельствуют в пользу группового образования сверхгигантов
из газопылевых облаков и каналов путем их распада и последую¬
щей конденсации их обрывков. Распределение газопылевых масс
определяется, по-видимому, электромагнитно-гидродинамически¬
ми силами, определяющими, таким образом, распределение воз¬
никающих из них систем сверхгигантов. Рис. 59 иллюстрирует
некоторые из отмеченных цепочек сверхгигантов в центральной
части М 33. Эти цепочки реальны, в отличие от цепочек слабых
°58 //
J7
49 SN \
Ъ .с N \
во,—--а?5 4 \
63 гг> \ i
о 61 ~ 46 \ -in \ '
✓ ^ заb'JJL23 \ '
32^\ZS
*° 0SS °!i / I
fito
SJo/2 ' Yh ^22
f \ \g*S
\54 Y®° \Г~°" /
S7o&ss«°\\3S 13 У
<=>24 e7e о 3 •
00°
5
О
vV
4
О
Рис. 58. Ассоциации и скопления горячих гигантов в М 33 (по Б. А. Ворон¬
цову-Вельяминову).
звезд, образуемых вследствие перспективы в Млечном Пути. На
рис. 60 показано также сходство форм пылевых образований и
групп горячих гигантов. На рис. 61 показано расположение пы¬
левых каналов в М 33. Их волнистая форма и разветвления уди¬
вительно напоминают распространение линейной молнии. С та¬
кой детальностью расположение пылевых волокон в более дале¬
ких галактиках еще не удалось проследить. Каналы частично рас¬
пространяются на внутренней, частично на внешней стороне вет¬
вей, но также и внутри ветвей и вдоль них.
§ 3. СПИРАЛЬНЫЕ ГАЛАКТИКИ
215
Б. А. Воронцов-Вельяминов привлек внимание к загадочным
случаям, когда в М 33 и М 101 темный канал как бы обтекает плот¬
ное сгущение4 горячих звезд. Здесь канал временно отклоняется
Рис. 59. Цепочки горячих гигантов в М 33 (по Б. А. Воронцову-Вельямино¬
ву). Одна из них увеличена (справа).
Рис. 60. Сходство форм и размеров пылевых образований (а) и групп горячих
гигантов (6) в М 33 (по Б. А. Воронцову-Вельяминову).
от своего общего направления. Таким образом, сгущения горя¬
чих гигантов и пыль связаны друг с другом, но они находятся ско¬
рее в соседстве, а не во взаимном проникновении. Может быть,
216
ГЛ. 1У. МЕСТНАЯ ГРУППА ГАЛАКТИК
поэтому и в нашей Галактике пылевые отражательные туманности
не встречаются вокруг звезд О и ВО, а связаны с более холодными
звездами. В упомянутой работе проводятся более глубокие срав¬
нения и параллели с распадом газопылевых каналов в нашей Га¬
лактике на цепочки глобул и с распадом темных облаков на груп-
ны глобул, сходные по струк-
Чг тУРе с рассеянными звездны-
^ ми скоплениями.
В работе [200] Б. А. Во¬
ронцов-Вельяминов исследо¬
вал подробнее ядерную об¬
ласть МЗЗ, пользуясь репро¬
дукциями с негативов, полу¬
ченных с крупнейшими теле¬
скопами США.
Ядерная область МЗЗ
резко отличается от таковой
в М 31 и даже во многих
галактиках типа Sc. Под
ядерной областью мы пони¬
маем центральную область, в
которой яркие спиральные
ветви не видны,— область,
из которой эти ветви выхо¬
дят. Хотя она и несколько
увеличивает яркость к цент¬
ру, но мало, и представляет
собой не балдж или эллипсо¬
ид, не линзу, как в М 31, а
скорее ядерный диск, и, ви¬
димо, тонкий. При рассмат¬
ривании с ребра М 33 ее ядерная область не выдавалась бы за
пределы большого диска, содержащего спиральные ветви. В са¬
мом деле, диаметр этой ядерной области около 100"=250 пс, а
толщина ветвей по z-координате едва ли меньше. Следовательно,
если бы даже ядерная область имела толщину, равную диаметру,
то и в этом случае с ребра она выдавалась бы над диском, со¬
держащим ветви.
Линза М 31, сфотографированная без передержки, обнаружива¬
ет пылевые волокна, которые астрономы обсерватории Маунт
Вилсон считают началом спиральных ветвей, но в форме пыли.
Нам это не очевидно, хотя волокна разных направлений в линзе
М 31 действительно есть.
В ядерном диске М 33 тоже есть пылевые волокна и темные
клочки, которые его испещряют, но назвать их началом спираль¬
ных ветвей невозможно. Самое мощное темное волокно имеет
Рис. 61. «Каналы» темной пыли в М 33
напоминают разветвления молнии (по
Б. А. В оронцову-В ельяминову).
§ 3. СПИРАЛЬНЫЕ ГАЛАКТИКИ
217
толщину до 50 пс и проходит по хорде, отстоящей от центрального
звездообразного ядра всего лишь на 50 пс. Края клочков пыли от¬
стоят кое-где от края звездообразного ядра только на 15 пс\ Ли¬
шена большого количества пыли только средняя часть ядерного
диска с наименьшим диаметром 60 пс. Более или менее лишенная
пыли ядерная область имеет диаметр в 250 раз меньший, чем
полный диаметр М 33.
Если в этом отношении между линзой М 31 и ядерным диском
М 33 есть сходство, то последний резко отличается тем, что в нем
находится компактное сгущение ярчайших голубых гигантов
(рис. 62), которые считаются типичными лишь для областей, дале¬
ких от ядра. Диаметр этого неправильного скопления с нечет¬
кими границами составляет около 17" или 50 пс. До предела види¬
мости здесь находятся от 40 до 60 сверхгигантов ярче чемсМ=
= — Ът. Три ярчайших из них имеют т=16т,5, что соответствует
М=—7т,5. Фон внутри скопления не ярче, чем в других местах
диска, т. е. звезд меньших светимостей в скоплении немного.
Интегральная абсолютная величина этой группы сверхгигантов
составляет — 10т или —11т. Ее центр отстоит от центра ядра
всего лишь на 120 пс, а край — на 95 пс. Отдельные же сверхги¬
ганты внутри диска встречаются до расстояний в 15 пс от ядра! Ги¬
гантская переменная № 21, по-видимому, цефеида с малой ампли¬
тудой, отстоит от ядра на 18"=50 пс.
Описанное выше скопление горячих сверхгигантов является
северо-западной, уплотненной частью облака сверхгигантов мень¬
шей плотности с диаметром около 270 пс. I (сев.-вост.), III (се¬
верная, короткая) и VI (южная) ветви вторгаются в диск ядерной
области в форме полос рассеянных сверхгигантов, но пыли в них
нет. Ветви I и IV упираются в описанное выше скопление голубых
гигантов. На рис. 62 дана фотография центра и одного из квад¬
рантов через интерференционный фильтр в лучах На. Практиче¬
ски видны лишь области Н II, имеющиеся даже вблизи керна.
Ядерная область М 33 густо заселена крайним населением ти¬
па I, населением ветвей. Если население типа II там и есть, то
его роль не больше, чем в БМО. Это тем более вероятно, что в М 33
обнаружено очень мало скоплений, похожих на шаровые, но в дей¬
ствительности рассеянных, крайне мало новых звезд, и пока еще
не обнаружено планетарных туманностей.
Функция светимости сверхгигантов всех спектральных клас¬
сов совместно была определена для М 33 Вокулером по 18 фотогра¬
фиям, полученным в синих лучах на 20-дюймовом астрографе Лик-
ской обсерватории. Экспозиции делались от 0я*,5 до 240® с предель¬
ной величиной от 14т,8 до 20т,6. На площади 100'Х80' подсчеты
велись для составления карт распределения звезд разной светимо¬
сти (они все еще не опубликованы). Ярчайшие звезды 14я*,5 с
М=—9^,7, а до 15я1,6 (М=— 8я2,6) насчитано 45 звезд. До 17я1,1
218
ГЛ. IV. МЕСТНАЯ ГРУППА ГАЛАКТИК
Рис. 62. Центральная часть и один квадрант М 33, снятые через интерференционный светофильтр в лучах На (груп¬
па Куртэ, Франция). Практически видны только области Н II,— даже вблизи керна!
§ 3. СПИРАЛЬНЫЕ ГАЛАКТИКИ
219
(М=—7^,1) — 180 звезд, до 18'л,7 (М=— 5т,5) — 1020 й до
20^,2 (М=— 4я2,0) — 2130 звезд. Экстраполируя, можно оценить,
что половину светимости М 33 создают звезды ярче, чем с \М=
= +Зда(~27/7*,25), как и в Большом Магеллановом Облаке.
Распределение ярчайших звезд разных типов по всей М 33
подробно исследовал Уокер, применив в 1964 г. метод составной
фотографии. В 1967 г. он получил и воспроизвел в печати [15]
двуцветную фотографию М 33, подтверждающую прежние выво¬
ды. На ней основные черты распределения красных и бело-голу-
бых сверхгигантов и красных гигантов населения II типа видны
отлично. Эта фотография была получена с двух негативов, снятых
в синих и в инфракрасных лучах, как это пояснялось в § 2 с гл. I.
На наш взгляд, такая фотография и нагляднее, чем составная,
и лишена дезориентирующих особенностей последней.
Уокер полагает, что основное население в промежутках между
ветвями, концентрирующееся к ядру, представляют красные ги¬
ганты населения II, как и звезды, открытые Бааде в центральной
области М 31. Поэтому Уокер полагает, что различие форм М 31
и М 33 представляет скорее результат различия начальных усло¬
вий, чем разные стадии эволюции. Распределение красных гиган¬
тов населения II по диску очень плавно. Они видны на инфракрас¬
ных снимках и на фоне темных облаков, и сквозь них. Но среди
них могут быть и старые звезды населения типа I, как в М 67.
Чтобы установить, так ли это, нужны более детальные поиски.
Уокер допускает, что спиральные ветви могут иметь временное
существование, и М 33 по временам может походить на галактику
Е или S0 с полосами пыли. (Мы не можем себе представить, чтобы
М 33 действительно стала сходна с ними, стоит лишь убрать спи¬
ральные ветви.) Если же спиральные ветви поддерживаются и
прежние звезды из них уходят, а молодые в них появляются, то
вдоль или поперек ветвей должно было бы наблюдаться разли¬
чие возрастов звезд, которого Уокер так и не нашел.
На снимках видно, что в облаках спиральных ветвей отноше¬
ние числа голубых сверхгигантов к красным сверхгигантам убыва¬
ет от 17 до 2 по мере удаления от ядра с 50" до 800". Реальность
этого факта подтверждена, но однозначного толкования ему дать
нельзя. Уокер нашел полное сходство между размером, возра¬
стом, функцией светимости голубых и красных сверхгигантов на¬
селения I у облака в М 33 (на 212" к западу и на 492" к югу) и
областью % и h Персея в нашей Галактике.
К 1975 г. в М 33 стали известны 54 звезды Вольфа — Райе —
ярчайшие. Среди 75 ярчайших звезд с МВ<С~4т,5 одна является
звездой WR. Отношение чисел углеродных звезд WC и азотных
WN, по работе Корсо [205], составляет 1:3. Звезды WN домини¬
руют во внешних частях спиралей, a WC — во внутренних. 52%
звезд WC и 38% звезд WN являются членами ассоциаций. 19%
220
ГЛ. IV. МЕСТНАЯ ГРУППА ГАЛАКТИК
звезд WC и 63% звезд WN находятся в газовых туманностях.
Многие звезды WR связаны с пылевыми облаками. По ним лучше
всего видны локальные вариации химического состава.
Асимметрично внутри центрального диска ядерной области
М 33 находится звездообразное ядрышко, или керн. Мэйолл и Ал-
лер нашли у него спектр А7 — необычайно вранний для ядер даже
поздних спиралей. Уокер при дисперсии 65 А /мм подтвердил класс
А5—А7 по отношению интенсивностей линий водорода и К Са II,
которые только и видны. При диафрагме 6",4 Сэндидж нашел у
керна B—V=0^,65, и Уокер получил близкие к этому значения:
Диафрагма
У
В-У
и-в
24"
13^68
0™56
+0™01
13,9
14,16
О* 62
-О* 06
10,4
14,54
0,68
+0,05.
При измерениях учитывался фон вблизи керна.
По отношению к фону избыток цвета керна составляет 0я*,39—
0W,51, тогда как Сэндидж считал, что в направлении М 33 избыток
цвета вследствие поглощения света в нашей Галактике составляет
всего лишь 0я* ,09. Из двухцветной диаграммы для керна следует
возможность того, что он состоит из сильно покрасненных звезд
В8. Тогда линия К может быть вызвана межзвездным кальцием
внутри М 33.
Уокер, пользуясь электронной камерой Лаллемана, не обна¬
ружил у керна вращения, которое превышало бы 10 км/сек отно¬
сительно центра. Следовательно, ядрышко М 33 этим резко отли¬
чается от крайне быстро вращающихся кернов М 31 и М 32. Уокер
допускает и другую возможность. По его впечатлению, керн М 33
имеет диаметр 1",5,—едва больше, чем турбулентный диск, а у
столь малого изображения даже быстрое вращение может быть не
замечено. Однако, как мы уже отмечали в § 11 главы III, звездо¬
образные керны могут иметь достаточно расплывчатую границу и
«истинный диаметр» керна может быть условным. Это вносит труд¬
ность в сравнение размеров и яркости кернов различных галактик.
Б. А. Воронцов-Вельяминов [153] отмечал, что на большинстве
фотографий, полученных с разнообразными телескопами при не
слишком малых экспозициях, в центре М 33 всегда выделяется об¬
разование в виде керна диаметром около 5"=20 пс, т. е. это нечто
реальное и, по-видимому, резко ограничено по яркости на фоне
центрального диска М 33. Если керн состоит из звезд В8, то такое
скопление белых звезд по размеру и по абсолютной величине (Mv~
- 9я*,5) вполне сходно с рассеянным скоплением. К тому же
керн находится не точно в середине центрального диска. Может
быть, близкое к центру положение этого не вращающегося скоц-
ления случайно и истинного керна у М 33 вообще нет? Уокер от¬
§ 3. СПИРАЛЬНЫЕ ГАЛАКТИКИ
221
мечает другое скопление, отстоящее дальше от центра, также с
диаметром 5".
Во всяком случае, ядерная область М 33 резко отличается от
ядерной области М 31 тем, что ее состав примерно одинаков с
составом ее спиральных ветвей. О распределении в М 33 голубых
и красных гигантов см. также в главе V.
Массу М 33 определяли неоднократно, начиная с 1942 г., когда
Аллер и Мэйолл впервые измерили скорость ряда областей Н II,
а с 1959 г. радиоастрономы стали измерять вращение М 33 по
линии Я=21 см. Последней и наилучшей является работа Брандта
[206]. По линии На Брандт заново получил скорости областей
Н II по 39 спектрограммам с точностью,- значительно большей,
чем в работе Мэйолла и Аллера. Прежние наблюдения делали
произвольным и трудным проведение по ним кривой вращения,
которая иногда получалась совсем не похожей на обычные. С прив¬
лечением прежних радионаблюдений Брандт применил свой метод
вычисления плотностей в проекции на плоскость экватора М 33,
считая эту галактику плоской. При расстоянии до галактики
630 кпс он получил распределение плотности и массу 3,4 -Ю10^©-
Для изучения распределения Ш/L по радиусу надо знать , рас¬
пределение яркости. Последнее было взято по фотоэлектрическим
измерениям, реальная точность которых, по мнению Брандта,
Вокулером слишком переоценена.. Для всей галактики
без поправки за поглощение внутри самой М 33, которую Брандт
считает сомнительной. Если не экстраполировать величину 9Л,
а ограничиться областью до г=60', то ЗК=1,8 •1010Ю?о и ^Я/^в=8.
Однако в 1974 г. Болдуин по излучению на А,=21 см нашел, что в
М 33 Ш/L не зависит от расстояния от центра.
Брандт приводит интересную сводку вычисленных масс М 33
по разным определениям. В общем определения сходятся неплохо,
а масса растет с увеличением охваченной области. Оптические на¬
блюдения Брандта простираются до г=30', а радионаблюдения до
г=60'.
На рис. 23Ь (см. стр. 91) в одинаковом масштабе по г даны фо¬
тография М 33 и кривые, характеризующие отношение поверхно¬
стной плотности р к центральной плотности р0, массу, заключен¬
ную внутри радиуса г, и ротационную скорость Vc. Мы видим
опять-таки, что в пределах четкой видимости спиральных ветвей
вращение является почти твердотельным, как и у NGC 300.
Использование лучевых скоростей множества точек, опреде¬
ленных с эталоном Фабри — Перо, о чем мы говорили в начале
описания М 33, позволит, вероятно, детализировать кинематику
и динамику этой системы.
с. Галактика М 31=NGC 224. Общая структура, Это — ти¬
пичная галактика Sb, к сожалению, видимая нами под большим
углом (£=14°) и, вместе с М 33, ближайшая к нам из спиральных
222
ГЛ. IV. МЕСТНАЯ ГРУППА ГАЛАКТИК
галактик. Большой наклон мешает проследить полностью ее
спиральные ветви, и неоднократные попытки трансформировать
ее фотографически в экваториальную плоскость, как, например,
выглядит М 33, не помогает лучше понять ее структуру. Поэтому
не удивительно, что задавался вопрос, не является ли М 31 спи¬
ралью SB, что можно поставить в параллель с таким же подоз¬
рением, высказывавшимся относительно нашей Галактики, а
между нею и М 31 постоянно проводятся параллели. Под этим уг¬
лом зрения, что понятно, проводил ее изучение с 2,5-метровым те¬
лескопом в своей пионерской работе Хаббл: «Спиральная галак¬
тика как звездная система М 31» [207], а затем с 5-метровым теле¬
скопом Бааде [208]: «Насколько сравнимо строение туманности
Андромеды и Млечного Пути».
В 40—50-х гг. возникло нечто вроде соревнования в определе¬
нии максимальных размеров М 31, увеличивавшихся в угловой
и в линейной мере за счет увеличения модуля расстояния, пока
не пришли к тому, что М 31 несколько больше, чем наша Галакти¬
ка, хотя способы определения их размеров не совсем сравнимы.
Пока М 31 остается наибольшей из всех галактик, размеры которых
оценены не по красному смещению, при котором играет роль ве¬
личина принятой постоянной Хаббла.
Выяснилось, что микрофотометром на фотографии, сделанной
светосильным телескопом при большой выдержке или электрофото¬
метром, можно проследить свечение М 31 гораздо дальше, чем
считалось (Стеббинс и Уитфорд достигли диаметра 450'=7°,5). Ча¬
ще всего принимают диаметр 192'—200', измеренный Хольмбергом
до изофоты 26да,5. Джонкэр проследил ее свечение визуально
в бинокль до 310'. Если для М 31 модуль (т—М) с учетом погло¬
щения света равен около 24^,2, т. е. расстояние 690 000 пс, то
максимальный линейный диаметр с угловым диаметром Стеббинса
и Уитфорда получится 90 кпс, или 300 000 световых лет! Для ука¬
занного модуля расстояния имеем следующие диаметры М 31:
по удаленнейшим звездам ОВ и новым звездам 40 и 60 кпс
по контуру Хольмберга (270') 54 кпс
по шаровым скоплениям 60 кпс
Для нашей Галактики диаметр обычно считают равным 30 кпс.
М 31 имеет абсолютную звездную величину Мв=— 21л,0. Это —
самая гигантская из хорошо изученных галактик.
Можно отметить, что по оценке ван ден Берга и Расина [209]
красные звезды II типа населения в линзе М 31 имеют видимую ве¬
личину V=2im,8, а не 21^,2, как считал Бааде. При Mv=—2m,Q
для этих звезд модуль расстояния, не исправленный за поглощение
света, составляет 24^,4, и приходит в согласие с модулями от
24л,5 до 24да,65, определенными по звездам других типов.
§ 3. СПИРАЛЬНЫЕ ГАЛАКТИКИ
223
М 31 неоднократно и тщательно фотометрировалась. В систе¬
ме UBV фотоэлектрическая фотометрия ее с изофотами и разре¬
зами через каждые 10' была выполнена Вокулером. Она покрыва¬
ет область 4 квадратных градуса внутри изофоты 26/я,8 на квад¬
ратную секунду дуги. Учтя поглощение света, Вокулер получил
В=4да,39, B—V=O'®,91, U—В=0т,50. Он нашел, что сфериче¬
ская компонента дает 24% от общей светимости в синем цвете и
преобладает в центре до а=30'. По исследованиям Хольмберга,
свечение спиральных ветвей составляет менее 20% от общего све¬
чения.
Малое ядро — керн — спектрофотометрически исследовал
Спинрад в участке 3800—10 700 А. Инфракрасное ее изл^гче-
ние у 2,2 мк измерили Джонсон и Мейнел и около % 9000 А—
П. В. Щеглов.
О сопоставлении поверхностной яркости Галактики вблизи
Солнца с фотометрической картой М 31 см. в разделе «Наша Га¬
лактика». Поляризация света с целью выявления пылевой ком¬
поненты в М 31 изучалась фотографически Т. М. Мулярчик. Она
нашла поляризацию 10% или 0т,22.
Поляризация света шаровых скоплений в М 31 для изучения
ее пылевой компоненты была найдена (до 6%) у четырех из 21.
Электрический вектор примерно параллелен большой оси. От¬
ношение величины поляризации к величине поглощения для них
равно 0,03, как и в нашей Галактике.
Спиральные ветви в М 31 пытался проследить Бааде. Ему
принадлежала заслуга в доказательстве того, что пыль и газ —
диффузная материя — в экваториальной плоскости галактик рас¬
положена не сплошным слоем, как считали раньше, а концентри¬
руется в области спиральных рукавов. Делая снимки через крас¬
ный светофильтр, Бааде выявил около 700 областей Н И, которые в
синих лучах остались невыявленными Хабблом. Бааде считал,что
будучи в общем хорошими указателями расположения спиральных
ветвей, области Н II отмечают их и там, где звезд не видно. Две
наиболее удаленные из них он отметил в 21—22 кпс от ядра.У Ба¬
аде создалось впечатление, часто повторяемое затем Сэндиджем
в Хаббловском атласе галактик, что спиральные ветви начинаются
вблизи ядра, в аморфной линзе в виде пылевых волокон, вероят¬
но, с газом. Затем в них появляется немного горячих гигантов,
потом и области Н II. По мере увеличения числа двух последних
количество газа и пыли убывает и к периферии, и в ветвях пыли,
по-видимому, не остается.
Описанная выше картина не совсем согласуется с также рас¬
пространившимся, но не всегда верным мнением, что пылевая, а
с ней и газовая материя, концентрируются на внутренней стороне
звездной ветви, а не внутри нее. Можно ли считать, что действи¬
тельно темная пылевая ветвь превращается дальше от ядра в свет¬
224
ГЛ. IV. МЕСТНАЯ ГРУППА ГАЛАКТИК
лую звездную — вопрос еще не ясный, и сам Бааде говорил, что
«надо подождать, когда спиральная структура будет полностью
распутана». Эта его фраза связывалась с тем всегда забываемым
обстоятельством, что Бааде неоднократно говорил о семи установ¬
ленных им спиральных ветвях М 31, хотя в действительности он
даже не пытался проследить их течение из ядра, а называл ветвью
каждую группу голубых гигантов, встречавшихся на линии боль¬
шой оси М 31. В сущности, эти группы (а вовсе не самостоятельные
ветви) Бааде отметил буквами Nb N2, и т. д. к северо-востоку от
ядра, и буквами Sb S2 и т. д. к юго-западу от ядра. Фотография,
приводимая Бааде [208] дезориентирует, так как на ней пометки
N1, N2, . . ., SI, S2 ит. д. не соответствуют описанию его «ветвей».
«Ветви» Бааде выходят далеко не только за пределы явно видимой
спиральной структуры, но и далеко за пределы границ М 31 по
Хольмбергу. По нашему мнению, четкие спиральные ветви долж¬
ны кончаться там, где кончается практически твердотельный ха¬
рактер вращения, т. е. там, где линейная скорость уже не растет
с расстоянием, так как большое дифференциальное вращение
должно вести к быстрому искажению, а затем и к разрушению
спиральной структуры. Сопоставление фотографий галактик с кри¬
выми их вращения, как показал вторично Воронцов-Вельяминов
в [78], подтверждает это. М 31 пока что является исключением из
этого правила, даже если ограничиться ясно видимыми ветвями.
Бааде сам признает, что ему «неясно, связаны ли друг с другом
N1 и S1... Являются ли последующие ветви, скажем, S6 и S7,
следующим оборотом предшествующих... неизвестно». Поэтому
неудивительно, что напрасно делаемые сопоставления семи «вет¬
вей» Бааде с другими данными о распределении в М 31 объектов
населения типа I и нейтрального водорода приводят к разочаро¬
ванию. Отдельные гиганты и даже группы их простираются до
больших расстояний от центра спиральных галактик, но что так
же далеко тянутся их спиральные ветви, в этом Бааде, по-видимо¬
му, ошибается. Для расстояний своих «ветвей» от центра М 31
Бааде дает следующие значения, принимая тп^—М=2^тА
(табл. 20):
Таблица 20
Расстояние «ветвей» М 31 от центра по Бааде
N 1
3'4
0,6 кпс
S 1
1 7
0,3 кпс
N 2
s;o
1,5
S 2
10’, 5
1,9
N 3
25
4,6
S 3
30
5,5
N 4
50
9,2
S 4
47
8,6
N 5
70
12,9
S 5
66
12,1
N 6
91
16,7
S 6
95
17,4
N 7
110
20,2
S 7
116
21,3
.§ 3. СПИРАЛЬНЫЕ ГАЛАКТИКИ
225
Несколько звезд класса ОВ обнаружено на расстоянии 22 кпс
от центра. Настоящими светлыми спиральными ветвями, по-
видимому, являются только S2, N2—S4, N4.
Распределение различных объектов. Еще
Сейферт и Нассау установили, что наивысшая светимость звезд
в разных местах М 31 меняется систематически (табл. 21).
Таблица 21
Ярчайшие звезды в М 31
Область
R, кпс
мв
Ядро
Яркие ветви
Периферия ветвей
Слабая периферия
0—2
2—9
9—16
16—38
—2т1
—7,5
—6,0
-4,8
Более обстоятельную попытку разобраться в спиральных вет¬
вях М 31 сделал Арп [210]. Его попытка трансформировать вид
М 31 к экваториальной плоскости дала мало. Но, сделав комбини¬
рованный отпечаток со сложенных негатива и позитива, Арп та¬
ким способом выявил светлые ветви. Эти детали трансформированы
к экваториальной плоскости на рис. 63; при этом за наилучшее
значение угла наклона к лучу зрения было принято значение i=
=16°, а фактора проекции для малой оси — 3,6. На этой же схе¬
ме помечены спиральные звездные ветви по Арпу, которых всего
лишь две, а не 7. Им лучше всего удовлетворяет логарифмическая
спираль
г = ЗО'.е0’130,
чему соответствует из формулы 0=arctg [х значение [х=83°. В
среднем ветви у галактик закручены меньше: |х=75°. Расстояние
между ветвями — около 4 кпс.
Арп по снимкам Бааде с красным фильтром, выявившим в лу¬
чах На 688 диффузных туманностей, определил их координаты
и убедился, что они преобладают на расстояниях от 8 до 14 кпс
от центра. Кое-где они хорошо очерчивают сегменты ветвей, не
вполне совпадающие с ветвями, образованными звездами. Считая
их лежащими в одной плоскости, нельзя провести через них сплош¬
ных спиралей (см. рис. 63). Наилучший вывод заключается в том,
что в целом М 31 образует с лучом зрения угол 16°, а диск с облас¬
тями Н II на ближнем краю поднят на 11°, и эту деформацию вблизи
М 32 можно приписать возмущающему действию этого спутника.
В согласии с нашими впечатлениями при описании взаимодей¬
ствующих галактик (§ 3, гл. VII), Арп допускает, что это возмуще¬
ние не чисто гравитационное, но частично и плазменно-магнитное.
226
ГЛ. IV. МЕСТНАЯ ГРУППА ГАЛАКТИК
Нам представляется, что заметное различие в распределении
горячих звезд и областей НИ характерно для спиральных галак¬
тик вообще. Безнадежны усилия это различие не признавать.
Бааде указал положение шести объектов, которые он считает
планетарными туманностями. Суоп нашла для них В=22т,3 и
MR=— 2т,55; В—V у них составляет от 0т,6 до 1т,3.
X'
Рис. 63. Области Н II заметно уклоняются от звездных спиралей М 31
(по Арпу).
Внутри М 31 хорошо видно распределение горячих гигантов
по отдельности, по ассоциациям и в целом (рис. 64, взятый из
работы ван ден Берга [211]). Границы его 188 ассоциаций, как
всегда в случае выделения ассоциаций, проводятся произвольно
и часто касаются друг друга вместо того, чтобы объединять их
члены в одну длинную полосу. На рис. 64 видно отчетливо, что
имеет место разветвление ветвей М 31, которое Арпом не было
замечено и учтено, и оно же, вероятно, отражается на рис. 63
в распределении туманностей, не желавших укладываться на две
простые спирали. Ассоциации ван ден Берга доходят лишь до пя¬
той южной «ветви» Бааде и дальше им не отмечены то ли потому,
что он далее их не искал, то ли потому, что он их там не нашел.
Ни об этом, ни о положении спиральных ветвей Бааде ван ден
Берг не упоминает. Большинство комплексов звезд ОВ сосредото¬
§ 3. СПИРАЛЬНЫЕ ГАЛАКТИКИ
227
чено в зоне от 9 до 18 кпс от центра. Ван ден Берг считает, что «мо¬
лодые ассоциации» меньше по размеру, чем «старые».
Шаровые скопления в М 31 (сейчас известно около 270 скоп¬
лений) образуют сферическую систему.
А. С. Шаров [212] исследовал систему шаровых скоплений
подробнее, и для более ярких из них, числом 167, которые уве¬
реннее можно считать именно шаровыми, получил, что система их
Рис. 64. Ассоциации звезд ОВ и М 31 (по ван ден Бергу).
эллипсоидальна с отношением осей 0,66. Пространственная плот¬
ность скоплений в центре М 31 превышает плотность на перифе¬
рии в 600 раз. Градиенты пространственной плотности скоплений в
М 31 и в нашей Галактике почти одинаковы. Сферическую систе¬
му в центре, до расстояния в 5'—7', образуют, по А. С. Шарову
[212], и новые звезды, которых наблюдалось уже около 200
(рис. 65). По Арпу, ежегодно вспыхивает 26 новых звезд, а по
А. С. Шарову — 36, но вблизи самого центра они не наблюдались
и, видимо, не из-за влияния яркого фона ядра галактики. Вне
ядра плотность новых звезд быстро падает. Далее простирается
их корона, в 50—100 раз менее плотная, и в этой части являющаяся
уже промежуточной системой. В 1885 г. в М 31 наблюдалась,
сверхновая звезда — S Андромеды.
Бааде и Суоп [213] исследовали подробнее на переменные звез¬
ды поля одинаковой площади, отстоящие от центра на 15', 35',
50' и 90', причем поле I захватывает линзу М 31, а поле III — «вер¬
шину» спиральной ветви. Всего в М 31 можно было бы обнаружить
более 8000 переменных ярче взятого ими предела. В площадках
228
ГЛ. IV. МЕСТНАЯ ГРУППА ГАЛАКТИК
Рис. 65. Расположение в М 31 новых звезд, наблюдавшихся до 1970 г. (по
А. С. Шарову).
§ 3. СПИРАЛЬНЫЕ ГАЛАКТИКИ
229
Таблица 22
Сравнение числа переменных звезд в двух «нолях» в М 31
Звезды
Поле I
Поле III
Количество
звевд
в %
Количество
звезд
в %
Цефеиды
38
32
237
70
Короткопериодические
30
24
50
14
Алгола
5
4
30
9
Неправильные
32
27
20
6
Миры
8
7
2
1
Новые
7
6
1
0
от центра к периферии число их меняется так: 150, 223, 366
50. В полях I и III есть существенное различие (см. табл. 22).
Ярчайшая переменная звезда в М 31, обозначенная А1, по
спектрограмме, снятой в 1975 г., сходна с новоподобной звездой
ч\ Саг. Три подобных гигантских неправильных переменных в М 31
и переменная С в М 33, имеющие яркую линию На в спектре, на
двухцветной диаграмме находятся в области звезд В и, вероятно,
относятся к типу S Dor.
Долгопериодические красные переменные звезды, открытые
Бааде, имеют периоды от 150 до 250 дней. По этому признаку и по
их светимости (Мв = —2т,4), с учетом того, что немного более
слабые из них уже не могли быть изучены, оказывается, что они
аналогичны долгопериодическим переменным шаровых скоплений,
бедному металлами населению II. Они и цефеиды населения II раз¬
бросаны по М 31, не показывая никакой связи со спиральными
ветвями, в которых, однако, сосредоточены цефеиды населения I.
Хартвик и Сарджент [214] нашли корреляцию между диспер¬
сией лучевых скоростей шаровых скоплений М 31 и фактором их
металличности Q=(B—V)—0J2(U—B). Именно, у скоплений,
бедных металлом, дисперсия скоростей больше, чем у богатых им.
Далекие скопления наиболее бедны металлом.
Распределение пыли и газовой среды.
Темные пятна и волокна, иногда по примеру Бааде «слишком силь¬
но» называемые спиральными ветвями, видны внутри аморфной
линзы М 31 при коротких экспозициях и доходят почти до самого
ее центра (рис. 66). Бааде не раз отмечал, что пыль присутствует
в ветвях и отсутствует? в промежутках между ними, основываясь
на том, что в последних видны далекие галактики, а находящиеся
там же шаровые скопления менее покраснены, чем те, которые он
предполагал видимыми сквозь ветви. Отношение поглощения Av
к величине избытка цвета Ев~у, принимаемое в Галактике за 3,
230
ГЛ. IV. МЕСТНАЯ ГРУППА ГАЛАКТИК
в М 31, по-видимому, ближе к 2,5, иначе покрасненные шаровые
скопления в ней оказываются слишком уж большой светимости.
О наличии в М 31 поляризации света, обусловленной пылью,
сходной по своим свойствам с пылью в нашей Галактике, упомина¬
лось уже выше.
60м
1 d . г ■ *.]
Рис. 66. Пыль в линзе М 31 и пылевые «спиральные ветви». Фото Джонсона с
разными экспозициями на контрастных пластинках.
В 1955 г. Бааде по дисперсии цефеид относительно средней
зависимости период — светимость для области, обозначенной им
III, получил оптическую толщу в фотографических лучах равной
0"М2.
Все подобные расчеты сталкиваются с массой неопределенно¬
стей. Недостаточно точно определены нормальные цвета объектов
уже в нашей Галактике. Могут влиять также различия химическо¬
го состава и возраста объектов у нас и в М 31, неизвестность того,
находится ли объект в ветви М 31, над ней, или за ней.
В обстоятельной работе 1962 г. Ветешник получил для шаровых
скоплений М 31, не подверженных поглощению в ней, избыток цве¬
та Ев-У равным 0т,28 по отношению к нашей Галактике. Он при¬
писал его поглощению света в нашей Галактике. Тогда в направ¬
лении на М 31 получилось поглощение Aph=im,2. С этим расхо¬
дится вывод ван ден Берга о том, что в направлении к М 31 EB-V=
§ 3. СПИРАЛЬНЫЕ ГАЛАКТИКИ
231
=0m,064:0'n,03. Избыток цвета скоплений в М 31 он приписывает
их большему богатству металлами.
Внутри самой М 31 Ветешник в ее плоскости на расстоянии
8 кпс от центра получил поглощение 0т,8 на 1 кпс, и увеличение
этого поглощения к центру до значения 5т на 1 кпс. А. С. Шаров
[212], переработав материалы, полученные Ветешником, пришел
к другому выводу: поглощение света в среднем почти постоянно
вплоть до расстояния 80' от центра. Полутолщина поглощающего
слоя в направлении, перпендикулярном к плоскости М 31, состав¬
ляет около 0^,3 в визуальных лучах. Итак, различие трактовки
одних и тех же показателей цвета шаровых скоплений приводит к
существенно разным выводам, а ван ден Берг избытки цвета при¬
писывает их большему богатству металлами. Но последнее проти¬
воречит многим более надежным доводам о единстве химическо¬
го состава соседних галактик (см. § 8, гл. У).
Итак, необходимо еще много исследований поглощения и в
М31, и в нашей Галактике (в направлении на М 31). Теперь
EB-V= 0m,ll считается лучшим значением.
Реддиш из подсчетов сверхгигантов М 31 в двух лучах нашел,
что оптическая толща поглощающего слоя постоянна на протя¬
жении от 30' до 1°20' от центра. Как ближе к центру, так и дальше
от него, до расстояния 1°50', поглощение как будто иное. Реддиш
считает этот эффект обусловленным в действительности не измене¬
нием оптической толщи, а другими причинами.
К. Шмидт в 1964 г. сделал попытку оценить отношение масс
Н I к пыли в М 31. Он исследовал показатели цвета шаровых скоп¬
лений вдоль большой оси и считает, что изменение избытка цвета
с расстоянием от центра вызвано либо уменьшением концентрации
плотности Н I с расстоянием от центра, либо изменением про¬
порции тяжелых элементов в скоплениях. Он заключил, что
Phi : Рпыли растет от 0 и при R= 8 кпс достигает 10 в соответст¬
вии с его теорией.
В более широком плане распределение в М 31 всех сверхги¬
гантов разных типов ярче Мв=— 4т,5, которых оказалось около
120 000, исследовал Реддиш. Это распределение показано на
рис. 67. Распределение излучения Н I в радиоконтинууме пред¬
ставлено на рис. 68 и 69.
О сопоставлении распределения горячих звезд и областей Н II
мы сказали выше. Налицо явное различие между ними, что стран¬
но, так как последние возбуждаются к свечению именно горячими
звездами и без них светиться не могут.
Эмерсон [215] при разрешении 1',5 X2',2 получил следующие
результаты. В центре до г=4 кпс Н I нет. Дальше от центра он
тесно связан с пылевыми каналами. В SW квадранте Н I был про¬
слежен до г=162' или 32,4 кпс. Поверхностная плотность обла¬
стей Н II и плотность звезд ОВ меняются как p2Hi.
232
ГЛ. IV. МЕСТНАЯ ГРУППА ГАЛАКТИК
Ядерная область. Еще Хаббл заметил керн в центре
линзы М 31. Интегральная величина М 31 /тгв=4т,3, а керн имеет
тпв=13т,2 (приблизительно, так как его граница условна). Вни¬
мание к себе это ядро привлекло только в 60-е годы.
Центр
Число зВездна кбадратн.
минуту дуги
РЛ7-/У
ЩМ-39
Шм-ю
Рис. 67. Распределение 120 ООО сверхгигантов в М 31 (по Реддишу). Звезды
фона вычтены. Подсчет примерно до 19*®,5 фотогр.
В кассегреновском фокусе 82-дюймового рефлектора Джонсон,
уменьшая экспозиции, убедился в том, что керн остается эллицсом
до разрешимого минимума в 0",8. Позиционный угол керна на
15° больше, чем у М 31 в целом. Керн внутри г=2",5 имеет
Рис. 68. Пространственная схема распределения Н I в М 31 (по Робертсу,
1967).
Рис. 69. Сравнение Робертсом распределения областей Н II и Н I в М 31 на
фоне изофот в Х=21 см. Стрелки отмечают максимумы концентрации И I на
кольце.
234
ГЛ. IV. МЕСТНАЯ ГРУППА ГАЛАКТИК
тга л=14я,5 и Mph = — 10'л, т. е. не ярче, чем ярчайшие шаровые
скопления в самой М 31, где они, возможно, достигают М~—Ylm.
Керн резко отличим от фона, составляющего несколько процентов
от центральной поверхностной яркости. Показатель цвета «ph. —
infra red» от края к центру растет на 0Ш,8. Керн краснее и эллип¬
тичнее, чем шаровые скопления и, как некоторые из них, тоже
краснеет к центру. Если
сжатие керна вызвано
вращением, то на его
экваторе скорость вра¬
щения должна быть
170 км/сек. Пылевые
ветви в линзе ядерной
области подходят к
центру до г=6" в виде
двух противоположных
узловатых волокон. Да¬
лее г=60" они так вет¬
вятся, что их трудно
проследить.
Кинман по своим
фотоэлектрическим из-
Расстояние б экваториальной мерениям в системе
плоскости 0 пс UBV с диафрагмой 5";57
Рис. 70. Распределение световой пространст- и по прежним измере-
венной плотности по радиусу в ядре М 31 ниям других авторов
(по Кинману). построил кривые изме¬
нения яркости, а по ним
распределение световой плотности в ядерной области до г=25"
(100 пс). В самом центре он нашел плотное ядро с удельной све¬
тимостью 10 000 Lq в 1 пс3. Послег=2",5 плотность быстро падает,
и при ?*=100 пс она в 1000 раз меньше, чем в центре (рис. 70).
Кинман построил модель ядра из 33 однородных сфероидов
до г=1,6 кпс и вычислил распределение в ней потенциала и сил,
действующих по радиусу и перпендикулярно к нему. С наблюден¬
ными скоростями вращения (см. ниже) не согласуется ни допуще¬
ние круговых орбит, ни изотропное, ни эллипсоидальное распре¬
деление скоростей. Во внешних частях такой системы межзвездной
газ не может быть динамически устойчив. Изотропная диспер¬
сия скоростей могла бы существовать в самом центре системы, что
привело бы к 93i/L=50. Предполагается, что ядро состоит в основ¬
ном из звезд с умеренно эксцентричными орбитами и^что такое
же население определяет наблюдаемое вращение ядра эллиптиче¬
ской М 32.
В 1974 г. астрономы, использовавшие стратоскоп, определили
размер керна М 31 в 1",6.
§ 3. СПИРАЛЬНЫЕ ГАЛАКТИКИ
235
Лаллеман, Дюшен и Уокер [216] установили необычайно быст¬
рое вращение керна М 31 с диаметром 10"—12", которое не увязы¬
вается с общей кривой вращения и характеризует керн как не¬
зависимую динамическую систему.
Вращение керна линейно (?) возрастает по радиусу от нуля до
87 км/сек на расстоянии 2",2, или 6,5 пс, и затем столь же быстро
падает к г=5". После этого, по наблюдениям Бэбкока, оно снова
возрастает, но крайне медленно, по-видимому, опять от нуля до
100 км/сек на расстоянии нескольких минут от центра, а потом
вторично спускается к нулю возле г=9\ Затем начинается еще бо¬
лее медленный подъем лучевой скорости, доходящий на краю га¬
лактики (г=100') до 370 км/сек. Описанное поведение керна совер¬
шенно неожиданно и удивительно.
Из данных о вращении керна с периодом 5,2 *10б лет внутри об¬
ласти диаметром 15 пс вычисленная масса получена равной
1,3 *107 SDl©, 5)Ji/L=3,6 и средняя плотность 5,3-10"*19 г/смъ. Срав¬
нивая эти результаты с данными для шарового скопления М 92,
авторы находят, что керн раз в 20 ярче, раз в 100 массивнее и от¬
личается гораздо большим отношением массы к светимости, кото¬
рое для М 92 составляет около 0,8. Сказанное здесь следует сопо¬
ставить с тем, что говорилось выше о работе Джонсона, основанной
на фотометрии керна.
Уокер в 1974 г. [217] также с камерой Лаллемана исследовал
вращение керна М 31. Он нашел, что скорость Vr растет от 0 в
центре до 104 км/сек у г=1",9, а затем падает как 1 : J/V. У керна
г=1",55, т.е. 5,2 пс. Период вращения 3,1-105 лет и 5Ш=1,6Х
Х108 $Шо* Вместе с предыдущими измерениями других лиц полу¬
чается плавная кривая лучевой скорости, имеющей минимум око¬
ло 20 км/сек у г=20" и затем растущей к пику у г=1',2 вблизи
200 км/сек.
Первоначальное мнение, что ядра галактик состоят из чистого
населения типа И, а газ в составе населения I типа сосредоточен
только внутри плоской составляющей галактики, приходится ос¬
тавить. Речь идет о присутствии в ядрах не только нейтрального,
но и ионизованного газа. При дисперсии 67 А /мм в 1959 г. обна¬
ружены яркие линии дублета X 3727—29 [О И] в ядре и более чем
на 200 пс от него. Они низкого возбуждения.
В 1976 г. с дисперсией 0,7 А/мм найдена дисперсия скоростей
в ядре М 31 <т=130±20 км/сек. На расстоянии от ядра в 10" ее
спектр очень сходен со спектром звезды класса КО III, но спектр
самого керна с ним не сходен.
Спектры дублета [О И] были сняты в М 31 при разных позици¬
онных углах щели. До расстояний 15" (45 пс) от ядра вдоль боль¬
шой оси ширина линий слишком велика для измерений скорости.
Далее скорости оказываются меньше 75 км/сек, и это означает, что
236
ГЛ. IV. МЕСТНАЯ ГРУППА ГАЛАКТИК
газ движется вблизи плоскости галактики. Интенсивности линий
и скорости испытывают резкие скачки, т. е. течение газа не плав¬
но и, по-видимому, связано с темными каналами в ядре. Как ин¬
тенсивности линий, так и скорости газа усиливаются в одном и
том же NE квадранте. На существование движений без ротацион¬
ной симметрии указывает разность скоростей по обе стороны от
большой оси в заданном направлении. Радиальная скорость не по¬
стоянна и не равна скорости ядра, особенно на малой оси, где ком¬
понента вращательного движения равна нулю. На дальней сторо¬
не SE в 200 пс от ядра скорость относительно него равна
+100 км/сек, а в симметричной точке по другую сторону —
40 км/сек. Очевидно, газ истекает из ядра. t
Вблизи ядра в М 31, как и в нашей Галактике, наблюдаемая
скорость вращения газа меньше, чем круговая скорость, обуслов¬
ленная тяготением. Это может быть обусловлено участием в движе¬
нии газа магнитных сил. •
Поверхностная яркость сг в линии [О II] на расстоянии 50 пс
от ядра оценена по ее контрасту с непрерывным спектром с исполь¬
зованием шестицветной фотометрии и распределении яркости в
М 31:
or=10“5 эрг/см2 •сек.
Излучательная способность газа малой плотности, содержа¬
щего кислород, при электронной температуре Т составляет
1,6-Ю-17^1/^-38600*7,^[011] эрг/см*-сек.
При толщине излучающего слоя fe, выраженной в пс, и при обыч¬
ном отношении О/Н, при Т=10 000° величина N\h равна 1. При
h=100 пс Ne= 0,1 см~ъ, что приводит к значению истечения газа
из ядра в размере 0,01 Шо в год. (Более ранняя оценка давала это
значение завышенным на два порядка.)
Вращение, масса и распределение плот¬
ностей. В 1939 г. по линиям поглощения получена кривая
вращения М 31 на большом протяжении (до расстояния 100' от
центра). Вращение внутренних частей, соответствующих аморф¬
ной линзе и ее окрестностям, выявлено по линиям поглощения,
а во внешних частях — по линиям излучения, испускаемым свет¬
лыми диффузными туманностями, попавшими на щель спектро¬
графа. Эти данные позволили определить массу и распределение
плотностей в М 31. В' 1951 г. дополнительно определили лучевые
скорости ряда эмиссионных областей, что позволило уточнить
кривую вращения.
В разделе 2с гл. II мы отметили максимум на кривой вра¬
щения, найденный по линиям поглощения на расстоянии 4' от
центра, после которого скорость вращения падает до нуля. Рубин
[80] примерно на. таком же расстоянии нашла еще больший макси¬
§ 3. СПИРАЛЬНЫЕ ГАЛАКТИКИ
237
мум по линиям излучения N11, хотя до этого наблюдения ставили
под сомнение данный результат.
Рубин и др. [218] детально изучили вращение М 31 (кривую
вращения М 31, полученную Рубин и др. см. на рис. 22, стр. 88).
Вот их результат: первый максимум вращения находится у 2",2
или 7 пс, второй максимум у 400 пс и есть движение расширения
ионизованных газов далее 400 пс со скоростями около 100 км/сек.
В общем движения газа и звезд совпадают и газ вне экваториаль¬
ной плоскости, может быть, падает к ней. Петерсон [219] по линиям
поглощения нашел максимум 60 км/сек у г=2", подъем до 50 км/сек
у г=120". Его вывод расходится с выводом группы Рубин.
В 1975 г. Деханвенг и Пелле [220] при помощи интерферометра
Фабри — Перо определили в лучах На лучевые скорости с ошиб¬
кой ±11 км/сек в 1638 точках. Распределение имеет максимум при
г=1',5 с 7rot=220 км/сек. Затем следует минимум. Внутри г=
=20 кпс они получили ЭЛ=(1,63+0,15) *10п ЯН-©. имеет ми¬
нимум у г=2',5 и максимум у г=25', хотя среднее Ш/Ь=12. И, вме¬
сте с тем, в 1973 г. Болдуин заявил, что по его радиоданным Ш/L
в М 31 и в М 33 вдоль радиуса не меняется.
В 50-х годах начались радионаблюдения нейтрального водо¬
рода Н I в М 31, и с увеличением разрешающей силы и чувстви¬
тельности радиотелескопов стало все детальнее выясняться рас¬
пределение Н I и поле его скоростей. За голландскими измерения¬
ми последовали обширные исследования английские и американ¬
ские. Например, Робертс [221] составил карту внутренних обла¬
стей М 31 (±50' от центра) с линиями равных скоростей. На карте
видно, что в двух диагонально противоположных квадрантах ско¬
рости Н I находятся в согласии с чистым вращением тонкого ди¬
ска при его наклоне £=13°, но скорости в двух других квадрантах
с этим расходятся. Расхождение с вычисленной моделью имеется
и на малой оси, где лучевые скорости должны лежать на прямой и
отражать движение М 31 в целом. Но этого нет. Наблюдаемые ук¬
лонения качественно можно было бы объяснить добавлением рас¬
ширения или сжатия, но разумные оценки скоростей таких движе¬
ний количественно не удовлетворяют наблюдениям. Быть может,
следовало бы отказаться от представления о плоском диске газа и
ввести в него «загибы», какие обнаружены в противоположных на¬
правлениях с двух сторон нашей Галактики. Максимумы концент¬
рации Н I следуют за общим расположением областей Н II. Боль¬
шая концентрация последних имеется в северо-западном квадран¬
те, где найдена наибольшая интегральная яркостная температу¬
ра HI.
Кривая вращения имеет две несимметричные половины, как от¬
мечали и все позднейшие исследователи. Среднее значение массы,
полученное Робертсом по двум квадрантам и по комбинации «отра¬
женных» половин кривых, получается равным 3,1 *10п ЯП©.
238 ГЛ. IV. МЕСТНАЯ ГРУППА ГАЛАКТИК
Для примера на рис. 68 (стр. 233) было дано распределение во¬
дорода Н I в М 31 по Робертсу [221].
Более детальная картина распределения плотностей и других
величин по радиусу галактики, по данным [222], представлена в
табл. 23.
Таблица 23
Распределение поверхностной яркости и плотности в М 31
г
Ьп 2
на пс~2
на пс-2
т/ьв
г
LB
на пс-2
на пс-2
т/ьи
5'0
330
680
2,1
42'5
16,6
330
20
7,3
210
650
3,1
60’, 7
8,9
190
21
11,5
105
600
5,7
75
5,2
130
25
18,5
48
530
И
86
3,0
100
33
27,2
29
450
16
107,5
1,1
64
60
Уменьшение Ш/L к центру, почти как для шаровых скоплений,
может указывать на сходство их состава, хотя скопления беднее
металлами, судя по спектру. По сравнению с Галактикой, отноше¬
ние масс Н II : Н I в М 31 в десять с лишним раз меньше, но если
плотность Н I в М 31 меньше, тогда отношение Н II : Н I может
быть таким же, как в Галактике.
По Робертсу, если сечение кольца Н I описывается кривой Га¬
усса, то отношение радиуса кольца к стандартному отклонению
кривой составляет около 2,5. В М 31 области Н II, обрисовываю¬
щие спиральные ветви, погружены в кольцо Н I и смещены на
1 кпс от максимума в кольце. Этим М 31 отличается от галактик
Sc, в которых ветви лежат внутри пика Н I. В. С. Сизиков [108]
своим методом решения радиокривой вращения голландских на¬
блюдателей получил до видимого расстояния г=180' массу 2,9 X
X1011 9Jt© и для получения полной массы считает нужным иметь
наблюдения вращения до г=4°.
Для большой полуоси а ^30' сфероида его модели он находит
подсистемы с быстрым ростом сферичности к центру (при а^5' —
сферическую). Подсистема с а от 40' до 90' — плоская с миниму¬
мом е=0,17. При а>100' имеем подсистему, переходящую в ко¬
рону. Эффект радиального сжатия в М 31 уже был заподозрен
ранее. Хартвик и Сарджент [214] в 1974 г. применили к скоростям
шаровых скоплений в М 31 теорему о вириале по методу Ломана,
как это делалось применительно к нашей Галактике. Они получи¬
ли 3)t=(3,4±l,4) -1011 SDt© в согласии с результатом, полученным
Рубин и др. по кривой вращения самой М 31. Из лучевых скоро¬
стей эмиссионных туманностей найдено К=— 31 ±15 км/сек на
§ 4. СПУТНИКИ м 31
239
расстоянии 52'+4' от центра. Хотя в нестационарных звездных
системах теоретически радиальный if-эффект можно ожидать, его
наличие в случае М 31 пока не доказано, так как приведенная ве¬
личина меньше реальных ошибок измерения, как мы видели выше.
В еще большей мере это касается М 33, для которой Линдблад и
Оорт [223], полагая Vr=KR, нашли
Z=+4,30+2,25 км/сек на R=1'.
Линдблад считал ветви М 33 раскручивающимися. Если счи¬
тать наоборот, как теперь общепринято, то К будет отрицательно,
т. е. получится, что М 33 тоже сжимается. Но и для нашей Галак¬
тики величина К является неуверенной и опирается лишь на дан¬
ные об окрестностях Солнца. По сводке
К=—2 км/сек на 1 кпс...
Айзу, считая, что такие взрывы, как в М 82, должны происхо¬
дить в каждой галактике, усматривает следы такого взрыва в М 31
7 *106 лет назад. Эту цифру он вывел из анализа изофот непрерыв¬
ного радиоизлучения и на волне Я=21 см, а также из наблюдений
оптической поляризации. Энергия взрыва оценена им величиной
свыше 1056 эрг.
Р ад иоизлучение в континууме показывает
также сложную картину [224]. Один из источников находится
в проекции на расстоянии менее 3', или менее 2 кпс, от ядра. Ра-
диогало у М 31 нет, но обнаружена сложная радиоструктура М 31
и источники-спутники в стороне от нее. Предполагают, что боко¬
вые и южный источники образовывались в результате выбросов из
М 31, так как гипотеза взрывов и выбросов после интерпретации
М 82 стала очень модной.
Ядро М 31 излучает слабый поток рентгеновских лучей: 3 X
XlO11 эрг/см2 •сек.
§ 4. Спутники М 31—
компактная галактика М 32 типа Е
и пекулярная NGC 205
Галактику NGC 205 (рис. 71) Бааде считал эллиптической и
промежуточной между гигантскими галактиками с М=—20т и
галактиками типа Скульптора с М——10w. (Изученные им же
NGG 147 и 185 он почему-то не включил в эту категорию.) Проме¬
жуточность системы он видит не в светимости ее, а в том, что яр¬
чайшие звезды в NGG 205 имеют М=—Зт, как и в шаровых скоп¬
лениях. Анализ подсчетов звезд привел к выводу, 4tobNGC 205
звезды с нормальным содержанием металлов не являются преоб¬
ладающими, как в гигантских эллиптических галактиках. Спин-
240
ГЛ. IV. МЕСТНАЯ ГРУППА ГАЛАКТИК
рад нашел, что по спектру NGC 205 сходна с умеренно бедными
металлом шаровыми скоплениями типа М 5.
NGG 205 значительно отличается от гигантских эллиптических
галактик по цвету. У последних 0Ш,85<СВ—У<1т,0 и U—B>
>0т,4, а у NGG 205 они равны +0т,78 и +0т,18, а в центре
даже 0Ш,60 и 0W,10 соответственно и близки к цвету «голубого»
шарового скопления NGC 2419. По показателям цвета Хольм¬
берга NGC205 голубее (CI=О"1,72) даже, чем карлик NGG 147
(CI=0т,84), а карлики обычно голубее гигантских галактик Е.
Рис. 71. NGG 205— спутник 31, не укладывающийся в классификации.
Обратить внимание на пылевые облака в его аморфной, симметричной массе.
На репродукции цветных фотографий, полученных на много¬
слойной цветной пленке с охлаждением до—80 °С, М 32 выглядит
белой с зеленоватым ореолом, a NGC 205 — голубой. Столь боль¬
шое различие цветов и сами цвета, однако, нельзя воспринимать за
чистую монету. Различие цвета, по-видимому, обусловлено больше
всего передержкой яркой М 32 и недодержкой NGC 205, поверх¬
ностная яркость которой ниже. Цвет NGG 205 на репродукции
сравним с цветом голубых гигантов в М 31, тогда как по количест¬
венным данным она желта, как звезды класса G. У NGC 205 нет
большого ядра — балджа, но есть керн, видимо, не типичный для
эллиптических галактик. Этот керн 15т,5 гораздо слабее, чем у
М 32, а интегральные звездные величины этих галактик (mpv =
=8да,2) одинаковы. Керн погружен в сравнительно слабый туман.
Область вокруг него структурна, по-видимому, из-за многочислен¬
ных, резких темных туманностей, которые по определению «не
допускаются» ни в типе Е, ни в типе S0, из которого пыль «выме¬
тена». Градиент падения яркости к краю у NGC 205 необычайно
мал, и спектр класса А8 аномален и для галактик Е, и для галак¬
§ 4. СПУТНИКИ М 31
241
тик SO. Ряд близких шаровых скоплений относится, вероятно, к
пей, а не к М 31. У NGC 205 на некоторых фотографиях намеча¬
ются зачатки спиральных ветвей и перемычка в сторону М 31.
В NGC 205 есть малые пылевые облака и две дюжины ярких голу¬
бых звезд с Мв около — Ьт,Ь. В скоплении 47 Тукана встречают¬
ся голубые гиганты, но не столь яркие.
В 1973 г. Ходж [225] изучил NGG 205 полнее. Он получил ее
изофоты в UBV, профили и карты распределения объектов I типа
населения, темных облаков, шаровых скоплений. Эксцентриситет
изофот растет от 0,35 в центре до 0,5 на периферии, где они иска¬
жены, может быть, от приливов к М 31. Профили ее по радиусу
как у галактик Е, но центр ее голубее краев от присутствия звезд
О и В. Их центр расположен в 45 кпс от ядра и они занимают об¬
ласть в 340 пс диаметром. У ярчайшей звезды В=19да,42, а у сла¬
бейшей 21^,01, чему соответствует Мв = — 5ОТ,3 и —Зш,7. Их
F(L) дает 9Л=2 «Ю6—2 -10е SOT©- 12 темных облаков распределены
как звезды ОВ. Их диаметр 33 пс и отношение полного поглощения
Ау в F-лучах к показателю цвета (B—V) равно 3,4, т. е. как в ок¬
рестности Солнца. Восемь шаровых скоплений с нормальным цве¬
том дают f(L) на 2т ниже, чем в М 31.
Пекулярна и М 32, считаемая типичной эллиптической. Она
представляет переходную ступень к компактным галактикам.
Яркость ее к краям падает крайне быстро, а поверхностная яр¬
кость основного тела очень велика. Но толщина галактики мала
и средняя плотность ее гораздо выше, чем у нормальных эллипти¬
ческих галактик. Звездоподобный керн 12^,4 имеет, по Хабблу,
диаметр 2" и вдвое ярче, чем керн М 31, которая сама на 4/я,7
ярче М 32. Смит при помощи интерферометра на 100-дюймовом
телескопе не получил полос интерференции и заключил поэтому,
что керн в действительности не «звездного углового размера», а
больше. При наилучших условиях он видел керн диаметром 0",8.
М 32 и NGC 205 — единственные галактики типа Е — S0, у кото¬
рых обнаружено звездоподобное ядро.
Грубая оценка из динамических соображений привела Поведу
к массе М 32 около 5 *109 9Сft©* Бербиджи и Фиш [89] из дисперсии
скоростей звезд, оцененной по профилям линий (138 км!сек), полу¬
чили массу 1,8 -10е Я)?©- Кинг показал, что, применяя теорему о
вириале, надо было учесть энергию вращения системы, но ось этого
вращения неизвестна, теория вычисления этой энергии груба и
значение массы 3,6 «109 Я)?© все же не очень надежно.
Минковский [40] показал и обсуждавшие его доклад согласи¬
лись с ним, что дисперсия скоростей, как ее определяют, плохо
коррелирует со светимостью галактики, и кроме массы, зависит
еще от других причин. Метод этот мало надежен.
Цвет М 32 делает ее подобной довольно богатому металлами
шаровому скоплению.
242
ГЛ. IV. МЕСТНАЯ ГРУППА ГАЛАКТИК
В 1975 г. нашли, что в М 32 (NGC 221) есть И или даже 16 пла¬
нетарных туманностей, судя по наличию линии На в их спектрах.
С учетом условий видимости в ней есть, наверное, еще 34 туманно¬
сти с На более яркой, чем обнаруживаемая или находящаяся на
пределе видимости.
Приняв, что в М 32 ежегодно возникает более 2 -10* планетар¬
ных туманностей и что потеря массы ими будет 6 *10-4 Я)?© в
год, получим, что при таком темпе за 1010 лет более чем
10°50?о газа вернулось в межзвездную среду этой галактики—пер¬
вой эллиптической, в которой обнаружены планетарные туман¬
ности.
Впервые такой расчет был сделан (для нашей Галактики) нами
в 1931 г. [226]. Из этого следовало, что материал для нового звездо¬
образования пополняется и теперь и ведет к химическому составу
вновь возникающих звезд, несколько отличающемуся от состава
звезд, породивших этот газ. Сейчас на эту тему пишется очень
много, но эта наша работа уже забыта, хотя в свое время на нее
обратил внимание Милн. В 1975 г. Оке и Шварцшильд [227J,
спектрофотометрируя М 31 и М 32 в интервале от 3300 до 10660 А,
нашли, что у обеих галактик процент тяжелых элементов растет к
центру менее, чем вдвое, причем в М 31 их вдвое больше, чем в
М 32.
Керн М 32 сходен с керном М 31 и во внешних отношениях, и
динамически. Спектральное его исследование в кассегреновском
фокусе 3-метрового телескопа было сделано при помощи электрон¬
ной камеры Лаллемана. Керн вращается как твердое тело до ско¬
рости 65 км!сек на расстоянии 2",5 от центра, а затем скорость па¬
дает до нуля к г=9". Это динамически независимое образование с
диаметром 17 пс имеет период вращения 500—800 тысяч лет, мас¬
су 6—18 миллионов солнечных масс, плотность 3—7 тысяч масс
Солнца на 1 пс3, и Ш/Ьр}1 =1,1—2,4. Имеются ли подобные керны
у всех эллиптических галактик, до сих пор не известно, так как
керн такой светимости вне Местной системы обнаружить пока не¬
возможно.
Пространственное расположение М 31, М 32 и NGC 205 и их
пространственные скорости, конечно, не известны. Проблема дви¬
жения трех подобных тел еще не решена. Хаббл [228] высказал
об этой системе некоторые замечания. Лучевые скорости всех
трех галактик близки: —35, +17, —8 км/сек. Если бы NGC205
обращались по круговой орбите вокруг М 31 в плоскости послед¬
ней, то она не имела бы радиальной компоненты движения, так как
лежит вблизи направления малой оси, и ее орбитальное движение
почти полностью было бы поперек луча зрения. При круговом
орбитальном движении М 32 в плоскости М 31 можно было бы ожи¬
дать скорости порядка 100 км/сек в сторону, противоположную
вращению М 31, что мало правдоподобно.
§ 5. РАЗРЕЖЕННЫЕ ЭЛЛИПТИЧЕСКИЕ ГАЛАКТИКИ
243
§ 5. Разреженные эллиптические галактики — карлики
типа Скульптора — Дракона, NGC 185 й другие
В четырех из этих систем: в Скульпторе, Драконе, Льве I]
и Малой Медведице наблюдаются переменные типа RR Лиры.
Бааде и Суоп [230, 229] исследовали наиболее подробно систему
в Драконе. Ее диаметр равен 48', но исследовалась только цент¬
ральная область 20'х20'. При модуле т0—М=20w,25 и расстоя¬
нии 118 кпс это соответствует размерам 1630 пс и 680 пс.
Из 134 найденных переменных большинство типа RR Лиры; у
двух-трех периоды более суток. Еще 53 такие переменные обнару¬
жены в круге диаметром 48', что и дает минимальный диаметр
системы. В ней нет звезд с правильными кривыми блеска типа с
синусоидальной формы. В шаровых же скоплениях нашей Галак¬
тики есть и такие переменные и переменные с асимметричными
кривыми. В системе Дракона кривые блеска меняются периодиче¬
ски, что резко отличает ее от шаровых скоплений. Отличает ее и
наличие одного резкого максимума частоты периодов между 0d,55
и 0d,70, а в шаровых скоплениях Галактики — два максимума —
у 0d,52 и 0d,62. Ярчайшие гиганты имеют М=—2/л,5 и диаграм¬
ма светимость — цвет звезд в системе Дракона совсем как у шаро¬
вых скоплений, но и в ней есть отличие в том, что горизонтальная
ветвь диаграммы с «красной стороны» от пробела с переменными
типа RR Лиры «заселена» густо и слабо заселена с «синей» стороны
(противоположно диаграммам шаровых скоплений М3 и М 5).
В системе Дракона есть и голубая звезда с С7= — 0'л,25 и с
М=—Зот. И в других таких системах встречаются голубые звезды.
Богатый звездный фон и большой угловой размер не дают воз¬
можности установить звездную величину и цвзт системы в целом.
Ходж [92] в серии статей опубликовал обширные исследования
многих разреженных карликовых эллиптических галактик:
Скульптор, Печь, Лев I, Малая Медвздица и NGC 185. Где было
возможно, производился подсчет достаточно ярких звезд, по кото¬
рым строились изоденсы. Мы их не приводим как из экономии ме¬
ста, так и потому, что ввиду малой плотности звззд и флуктуаций
эти сзрии кривобоких эллипсоподобных фигур не вызывают эсте¬
тического удовлетворения. Где можно, исследовалось распределе¬
ние яркости и цвета. Определялись эллиптичности и радиусы га¬
лактик для сравнения с динамической теорией.
На рис. 72 дана фотография сфзроидальной разреженной га¬
лактики в созвездии Козерога.
NGG 185 — наиболее плотная, яркая и массивная, имеет сжа¬
тие, растущее к периферии от 0,18 при г=30" до 0,26 при г=350"
(распределение же яркости по радиусу сходно с таковыми в
гигантских галактиках Е, но быстрее и сильнее уклоняется от
формул Хаббла и Вокулера с удалением от центра). Кинг [231]
244
ГЛ. IV. МЕСТНАЯ ГРУППА ГАЛАКТИК
построил эмпирическую модель сферических звездных систем, а
Ходж и Мичи [232] построили теоретическую модель для смеси
изотропных и радиальных орбит. Обе модели при надлежащем
подборе параметров отлично, на наш взгляд, представляют на¬
блюдения.
Рис. 72. Сфероидальная разреженная галактика в созвездии Козерога.
Ван Хорнер [233] предложил теорию, по которой радиус по¬
добной системы должен ограничиваться приливным воздействием
близкой массивной галактики. По Кингу [231], «приливной ра¬
диус» —
§ 5. РАЗРЕЖЕННЫЕ ЭЛЛИПТИЧЕСКИЕ ГАЛАКТИКИ
245
где т — масса скопления, или малой галактики, ЗК — масса воз¬
мущающей системы и, R — расстояние между ними. Для NGC 185
Ходж оценил предельный радиус в 16'±2. Отсюда линейный ради¬
ус 2,9±0,4 кпс. Ожидаемый теоретически «приливной предел» ра¬
диуса оказывается в два с лишним раза больше. Это удовлетворяет
Ходжа ввиду неуверенности в оценке многих величин, входивших
в.оценку. В NGC 185 нет ядра, но есть несколько шаровых скоп¬
лений, несколько ярких голубых звезд и пылевая туманность.
В системе Печи Ходж из подсчетов звезд получил плавные кон¬
туры со сжатием, растущим к периферии от 0,2 до 0,35 и с некото¬
рой асимметрией в центре. Плотность с удалением от центра имеет
ту же особенность, что у NGG 185. В обоих случаях Ходж припи¬
сывает это приливному воздействию Галактики на периферические
звезды. Пыли в системе Печи, по-видимому, нет, распределение
далеких галактик на ее фоне равномерно. Масса системы Печи
оценена в 1,2 «107 9)1© или 2 407 Я)(© при 9Jt/L=2, а для NGG 185 —
1*,5 *108 9К©. Для системы Печи наблюдаемый предельный радиус
3,3 кпс признан не противоречащим приливной теории.
Позднее, в 1974 г., Ходж и Смит опубликовали изоплеты звезд
в галактике Печь и их числа вдоль осей объекта. Фотоэлектриче¬
ская фотометрия этой галактики дала согласие с динамической мо¬
делью Кинга. Фотометрия периферических областей дала другой
наклон, чем звездные подсчеты.
В NGC 147 есть несколько шаровых скоплений, но нет голубых
звезд и пыли. Встречалось указание на наличие у нее ядра. Ходж
в 1975 г. нашел, что NGC 147 имеет структуру, нормальную для
галактик Е, но с малым градиентом яркости. Для нее Mv=
= —14я*, 60, £=0,44, у ядра радиус 67", а приливной радиус 11',
и в среднем в ней B—V=0^,91. Ее четыре шаровых скопления
дмеют невысокую светимость. Вычисляя массу М 31 по наблюдае¬
мому радиусу ее спутников NGC 147 и 185 (2,2 и 2,9 кпс соответ¬
ственно), если их принять за радиусы, ограниченные приливами
iот М 31, Ходж [234] получил массу М 31 в 6 -1012—5,5 4012 3JJ©
(считая, что расстояние от них до М 31 не менялось со временем).
Система Скульптор также имеет видимый эксцентриситет е=
=0,35 и распределение яркости по радиусу, аналогичное преды¬
дущим системам. Ее предельный диаметр 92'=2,2 кпс. Подсчеты
звезд в системе Лев I дали те же характеристики, что и для опи¬
санных выше систем. Нет следов пыли и газа, но много звезд типа
RR Лиры. И для этих Галактик, и для остальных этого типа Ходж
находит приливный радиус втрое большим, чем наблюденный ра¬
диус. '
Три крайне слабые и разреженные сфероидальные системы,
предварительно обозначенные And I, And И, And III были откры¬
ты ван ден Бергом. Все они найдены на площади 700 квадратных
градусов вокруг М 31 и видны между нею и МЗЗ. Они разрешают¬
24G
ГЛ. IV. МЖУШЛН ГРУППА ГАЛАКТИК
ся на звезды, как NGC 147 и 185, находящиеся по другую сторону
от М 31, по-видимому, на одинаковых от нас расстояниях. Кон¬
центрация их к М 31 может быть также обусловлена фрагмента¬
цией ее периферических областей в соответствии с нашей идеей об
отпочковании спутников. Объект And IV возле М 32 и края М 31
является, по-видимому, неправильной карликовой галактикой,
может быть спутником М 31 в ранней фазе его отпочкования (см.
§ 3 гл. IX).
§ 6. «Магелланов поток» и «быстрые облака»
нейтрального водорода
Эта полоса нейтрального водорода прослежена радиоастроно¬
мически от Малого Магелланова Облака к южному полюсу Га¬
лактики и соединяется затем с другим длиииым волокном, откры¬
тым в 1972 г. «Поток» тянется по большому кругу на 180° и прости¬
рается частично в виде обрывков за Большое Магелланово Облако.
Так как БМО и ММО заключены в общее водородное облако, мы
допускаем, что поток исходит не столько от ММО, сколько от их
общего облака и далее идет «наружу» как бы от ММО вследствие
случайной проекции. Поток этот подробно описан и рассмотрен в
[235].
Авторы обзора полагали, что поток мог быть вызван гравита¬
ционным взаимодействием между ММО и Галактикой в период их
сближения до 20 кпс около 5 408 лет тому назад. Однако они на¬
шли невозможным объяснить лучевые скорости от —340 до
+380 км/сек вдоль потока, если не привлечь, помимо гравитации,
другие силы. Приливные взаимодействия стали привлекаться к
объяснению различных явлений в Метагалактике все чаще, осо¬
бенно после приложения их к происхождению искажений у взаи¬
модействующих галактик (см. §3 гл. VII). Другое детальное
объяснение Магелланову потоку дал Линден Белл [236]. Он обра¬
тил внимание на то, что в потоке быстрых водородных облаков
вблизи Галактики находятся карликовые галактики Дракона и
Малой Медведицы, а также сфероидальный карлик в Скульпторе,
отстоящий от Магелланова потока лишь на 3°. Далекое шаровое
скопление Паломар 13 лежит в хвосте потока, а шаровое скопле¬
ние Пал омар 1 лежит в другом значительном северном потоке.
Если учесть параллакс, вызванный расстоянием Солнца от центра
Галактики, то Магелланов поток и поток Сульптора — Дракона —
Малой Медведицы оказываются лежащими в плоскости, вероятно,
являющейся плоскостью орбиты Магеллановых Облаков относи¬
тельно центра Галактики. Расстояние до всех точек потока можно
определить, если потребовать, чтобы все его точки лежали в пло¬
скости, определяемой центром Галактики, скоплением Паломар 13
и центром масс Магеллановых Облаков.
§ 6. «МАГЕЛЛАНОВ ПОТОК» И «БЫСТРЫЕ ОБЛАКА»
247
Комплекс быстрых облаков Н I, если он близок к скоплению
Пал омар 1, отстоящему от нас на 90 кпс, имеет по оценке массу
6 *107 $Шо> ДРУгие комплексы поменьше, но вместе с главной
частью Магелланов поток может иметь массу до 4 -108 3J?©. Столь¬
ко водорода Магеллановы Облака могли потерять «по дороге»
вследствие приливного взаимодействия с Галактикой, но это не
хвост, оставшийся за ними, а подобие спиральных потоков, оття¬
нутых к Галактике и от нее как приливные выступы. Есть и другие
попытки ассоциировать ближайшие карликовые сфероидальные
галактики с далекими шаровыми скоплениями.
Г JI Л И Л V
НАСЕЛЕНИЕ ГАЛАКТИК
ЗВЕЗДНОЕ НАСЕЛЕНИЕ
Сначала мы рассмотрим такие крупные включения в состав га¬
лактик, как звездные скопления, затем отдельные типы звезд и ин¬
тегральные данные о составе галактик. Данные настоящей главы и
предыдущей (о членах Местной группы) взаимно дополняют друг
друга.
§ 1. Звездные скопления
В нашей Галактике известно около 120 шаровых скоплений.
Экстраполяция за счет областей неба, где мешает обилие звезд или
темных туманностей, значительно увеличивает их число. Среди
этих ненадежных экстраполяций встречались значения, доходив¬
шие до 2000, несомненно, сильно преувеличенные.
Много раньше, чем бросающиеся в глаза сверхассоциации и ас¬
социации, Хабблом в М 31 были отмечены шаровые скопления.
Легче они обнаруживаются в Магеллановых Облаках — 35 в
Большом и лишь пять в Малом Облаке. В остальных галактиках
даже Местной системы их обнаружить труднее. На снимках, сде¬
ланных со 100-дюймовым телескопом, Хаббл отметил в М 31 140
объектов туманного вида 15'л,0—18w,0 с диаметрами 4"—10",
которые он считал шаровыми скоплениями. По-видимому, некото¬
рые из них являются все же галактиками фона либо областями
Н II. Еще сотня туманных объектов была открыта позже. Фото¬
графические звездные величины 236 этих объектов определили
Сейферт и Нассау. Спектры более ярких из них, полученные Мэй-
оллом, согласуются с их отождествлением в качестве шаровых
скоплений. В 1960 г. более 70 скоплений измерено в системе UBV.
При фотоэлектрической точности измерений это позволило ска¬
зать, что цвета большинства ярких скоплений М 31, измеренных
Хилтнером, попадают в ту же область двуцветной диаграммы, что
и шаровые скопления нашей Галактики.
Хаббл в свое время в принципе был прав, доказывая существо¬
вание аналогии между М 31 и нашей Галактикой, в частности, тем,
что указывал на существование в М 31 шаровых скоплений при¬
§ 1. ЗВЕЗДНЫЕ СКОПЛЕНИЯ
249
мерно с той же абсолютной величиной, что и в Галактике. Позднее
часто рассуждали о мере близости их абсолютных величин в плане
использования шаровых скоплений как индикаторов расстояния.
Однако дело оказалось сложнее с тех пор, как возросли мощность
телескопов и точность фотометрических и колориметрических из¬
мерений.
Хилтнер измерил величины UBV 23-х скоплений в М 31 и 17
скоплений в М 33, которые были найдены Сэндиджем. Заметим, что
даже 100-дюймовый телескоп позволяет визуально ставить в диаф¬
рагму фотометра объекты не слабее 18й2,0, и на многие скопления
его приходилось наводить по относительным координатам, изме¬
ренным на фотографии (а при спектрографировании слабых объек¬
тов ведущую звезду берут вне оптической оси коллиматора). Если
бы скопления наблюдались в галактиках, повернутых ребром, то
шаровые и рассеянные скопления различались бы в основной мас¬
се своим положением. Тогда поглощение света в галактике не вли¬
яло бы на яркость и цвет большинства шаровых скоплений. Но и
М 31, и М 33; и БМО, в которых лишь и видно порядочное число
скоплений, наклонены к нам так, что скопления проектируются на
их плоскую составляющую. Учет общего и избирательного погло¬
щения для конкретных объектов в других галактиках еще пробле¬
матичнее, чем для нашей Галактики. Не вводя сомнительных по¬
правок и предполагая сходный характер поглощения в М 31 и
М 33, Хилтнер нашел, что вся группа скоплений М 31 более чем
на 2т ярче абсолютно, чем группа скоплений в М 33, причем все
последние значительно голубее, чем в М 31, и голубее (в среднем
B—Vtt0да,3), чем шаровые скопления Галактики. Их абсолютные
величины около —1т или —7^,5. Хилтнер полагает, что эти
скопления М 33 являются, вероятно, рассеянными, а не шаровы¬
ми. В таком случае эта спираль (очень позднего типа), может быть,
даже не содержит населения II, но это было бы странно, так как
даже в неправильных галактиках Ir I, например, в БМО, населе¬
ние типа II все же присутствует. Для М 31 Кинман [60] дополнил
приведенные данные определением я;ркости и цвета еще 121
скопления. Он разбил их на «голубые» {В—F<0OT,5), «белые»
(0OT,5<£—y<l**,0) и «желтые» (B—V>lmfi). Голубые скопления
проектируются на область спиральных ветвей и, вероятно, яв¬
ляются рассеянными, образуя к тому же, видимо, плоскую систе¬
му и имея тенденцию образовывать группы.
«Желтые» скопления, по-видимому, сильно покраснены, отчего
и расположены асимметрично относительно малой оси, а «белые»
распределены равномернее. До расстояния 12 кпс от центра скоп¬
ления образуют эллипс с видимым отношением осей Ъ : а=0,5,
а при наклоне М 31 в 75°,5 (£=14°,5) их распределение эллипсо¬
идально с Ъ : а=0,45. Это сходно с отношениями осей 0,24, 0,60 и
0,84, которые Шмидт нашел для шаровых скоплений Галактики
250
ГЛ. V. НЛСГСЛИИИЕ ГАЛАКТИК
при галактоцентрических расстояниях 4, 9 и 16 кпс. Следователь¬
но, эти скопления в М 31, вероятно, являются шаровыми.
В М 31 ярких беловатых скоплений с Ит относительно
больше, чем в Галактике. Представляют ли собой такие яркие
скопления подобие % и h Персея (Mv= — 8я1,5) или подобие Плеяд,
но более густо заселенные, или они сходны с голубыми «псевдоша-
ровыми» скоплениями в БМО, о которых скажем ниже, остается не
известным. Подчеркнем, что как индикаторы расстояний «шаровые»
(в действительности же, наверное, разнообразные) скопления не
лучше, чем сверхновые звезды. В М 31 их видимые величины лежат
в пределах от 16w,2 до 18'л,2, а в М 33 — от 15^,8 до 19да,2,
т. е. их светимость составляет от —8^,8 до —5Ш,2, тогда как в Га¬
лактике шаровые скопления лежат в интервале светимостсй от
—9я*,8 до —6'л,2 и с дисперсией истинного цвета B—V от 0'я,4
до 0^,9. Итак, даже истинные шаровые скопления с характерис¬
тиками, удовлетворительно исправленными за поглощение света,
имеют слишком большую дисперсию этих характеристик. Вокулер
считает, что светимость ярчайшего шарового скопления в галакти¬
ке эмпирически укладывается в формулу
М = — 10,0 + 0,2 (Мя—21,0),
где Мп — абсолютная величина галактики в системе В.
По снимкам на 120-сантиметровом телескопе Шмидта Ветешник
определил в системе UBV звездные величины и цвета 257 скоплений
в М 31. С одной стороны, этот материал богаче, чем рассмотренный
выше, а с другой стороны, его точность ниже, чем у фотоэлектри¬
ческих измерений. Ветешник, кроме величин F, В—V и U — В,
дает диаметры скоплений, их прямоугольные и сферические коор¬
динаты. Он считает, что отдельные скопления могут быть в дейст¬
вительности не шаровыми, а богатыми рассеянными. С учетом
поглощения света в М 31, определенного им по этому же материалу,
и с исправлением за поглощение света в Галактике, Ветешник на¬
ходит полное совпадение характеристик скоплений М 31 и нашей
Галактики, но при условии принятия поглощения света в том виде,
как это подробно сказано нами в гл. IV при описании М 31 как
члена Местной группы галактик. Вывод об избытке в М 31 ярких
скоплений с сохраняется и у Ветешника.
Данные последнего А. С. Шаров [212] использовал для изуче¬
ния системы шаровых скоплений М 31 в целом. 167 скоплений,
причисленных Ветешником к шаровым, А. С. Шаров разбил на
группы А (яркие) и В (слабые). Скопления, предполагаемые бога¬
тыми рассеянными, образовали группу С. Подсистема А занимает
объем эллипсоида, концентричного и соосного с эллипсоидом га¬
лактики в целом. Отношение истинных осей эллипсоида шаровых
скоплений составляет около 0,65. Имеется явная концентрация к
центру. Были вычислены кривые падения пространственной плот-
§ 1. ЗВЕЗДНЫЕ СКОПЛЕНИЯ
251
мости вдоль радиуса. В системе В концентрация к центру меньше,
и система более сферична, простираясь к тому же дальше от цент¬
ра. Скопления группы С распределены более или менее равномер¬
но по видимому диску М 31 и, следовательно, лежат вблизи ее
плоскости, ассоциируясь со спиральными ветвями.
Несколько скоплений, по-видимому, входящих в состав спут¬
ника М 31 — в галактику NGC 205, фотометрически ближе к груп¬
пе С. NGC 205, скорее всего, следует отнести к типу S0.
Изучать звездные скопления в Магеллановых Облаках гораздо
легче, так как они в 10 раз ближе к нам, чем М 31 и М 33. Их звез¬
ды поэтому при той же светимости в сто раз, или на 5W, ярче по
видимой звездной величине. Спектры ярчайших из них исследова¬
ны с большой дисперсией, а предельно видимые звезды скоплений
(20т) имеют абсолютную величину +1, и для скоплений можно
строить диаграммы цвет — абсолютная величина. Можно даже об¬
наружить в них звезды типа RR Лиры. Но и в Магеллановых Обла¬
ках звездные скопления неожиданно поставили новые проблемы.
Снова демонстрируя многообразие в природе, они в то же время
осложнили картину.
В БМО Ходж довел число известных скоплений до 1600 и пола¬
гает, что всего их там около 2000—2500. Gothh скоплений известны
и так или иначе измерены в ММО.
Непрерывно повышающаяся точность фотометрических и коло¬
риметрических повторных измерений, а также все большая огляд¬
ка на современную теорию внутреннего строения и эволюции
звезд *) приводит по временам к пересмотру классификации скоп¬
лений даже в Магеллановых Облаках.
В ММО Крон и Линдсей выделили и более подробно изучили 97
скоплений с максимумом у 12^,5, которые они считали рассеян¬
ными, и 21 скопление с абсолютными величинами от —4^,5 до
—8да,5, которые они сочли шаровыми. Они считали последние в
яркой подгруппе вдвое меньшими по диаметру и на 0да,6 более сла¬
быми, чем шаровые скопления нашей Галактики. Очевидно, нужно
ввести поправки, после которых это различие исчезнет. Но вообще
поправки за поглощение и в нашей и в других галактиках настоль¬
ко неуверенны, а дисперсия светимостей шаровых скоплений так
велика, что, особенно при небольшом числе их, сравнение никогда
не сможет превзойти точности ±0да,5. Как сравнивать разночис¬
ленные группы объектов, имеющих значительную дисперсию ха¬
рактеристик, если крайние значения не заданы жестко, а распре¬
деление объектов по характеристикам может меняться, и даже нет
полной уверенности в правильности классификации всех объектов
как однородных? В галактике М 33 рассеянные звездные скопле¬
*) Автор считает доверие к этой теории чрезмерным. Часто оказываемое
полное доверие к точности определения возраста скоплений и даже отдель¬
ных звезд (!) только на основании их цвета удивительно.
252
ГЛ. V. НАСЕЛЕНИЕ ГАЛАКТИК
ния четко обрисовывают спиральные ветви. Для ММО нужно
большое желание, чтобы усмотреть в ней спиральные ветви, а тем
более концентрацию в них рассеянных скоплений. В БМО рас¬
пределение рассеянных скоплений немногим более определенно.
В БМО, после нескольких пересмотров вопроса, Ходжем были
выделены 35 шаровых скоплений. На этот раз их принадлежность
к шаровым скоплениям была установлена на основании построения
диаграммы светимость — цвет для наиболее ярких звезд этих скоп¬
лений. Распределение этих шаровых скоплений, в проекции на
Облако довольно равномерно. В некоторых из шаровых скоплений
в обоих Облаках (в NGG 1466, 1978 и 2257 в БМОти NGG 121 в
ММО) открыли переменные звезды типа RR Лиры, что подтверди¬
ло сходство этих скоплений с шаровыми скоплениями Галактики.
Их видимая величина около 19^,5. Это было подтверждением об¬
щего важного заключения о том, что в БМО есть население II типа,
тогда как до этого допускалось, что БМО является представителем
чистого населения I типа.
Кроме шаровых скоплений, в БМО были обнаружены скопле¬
ния, тоже шаровые по форме и тоже очень богатые звездами, но та¬
кие, у которых самые яркие звезды белее, чем в шаровых скоплени¬
ях и ярч:е, в некоторых из них достигая Мв = ~4^,5. Это молодые,
«голубые» или «рассеянные» скопления. В БМО Ходж нашел их 23,
а в ММО Арп еще раньше исследовал такие скопления NGG 458 и
310. По их населенности и внешнему сходству с шаровыми скопле-
йиями они не имеют известных аналогов в нашей Галактике и это
открытие было неожиданностью. Следует, однако, помнить, чтб
рассеянные скопления Галактики нам известны лишь в ближай¬
ших окрестностях Солнца *).
*) К обилию в астрономии терминов, вводящих неискушенных в соблазн
и приводящих к недоразумению, тут прибавляются новые, в которых даже
узкие специалисты сами стали путаться. Есть бедные «шаровые» скопления,
не имеющие вида шаровых, и есть, как мы видим, богатые и шаровые на вид
скопления, причисленные к рассеянным. И те и другие причисляются к соот¬
ветствующей группе теперь лишь на основании характера диаграммы све¬
тимость — цвет для составляющих их звезд. Еще дальше идет Арп, предла¬
гающий называть «шаровыми» скопления большого возраста и бедные метал¬
лами, как М 3, не обращая внимания на то, какими их видит наблюдатель.
Это определение основано целиком на сегодняшней гипотезе эволюции звезд
и никак не связано ~с- данными прямых наблюдений. Среди шаровых скопле¬
ний Галактики стали различать скопления гало, или короны ее, и скопления
диска, и вводить еще более тонкие различия, объясняя их различиями, хими¬
ческого .состава. К'скоплениям, названным выше, применяют термины: «го¬
лубые шаровые»','а к тем, что сходны с М 3, «красные шаровые» й «старые густо¬
населенные», но «голубым шаровым» называли и «законно шаровое» .скопле¬
ние-вроде NGG 7492, которое в интегральном свете голубовато, хотя его
диаграмма светимость — цвет нормальна. Добавим еще продолжающееся
наименование рассеянных скоплений галактическими, даже если они нахо¬
дятся вне нашей Галактики, и наименование галактик внегалактическими
туманностями.
§ 1. ЗВЕЗДНЫЕ СКОПЛЕНИЯ
253
Голубые скопления в М 33 и самые белые в М 31 могут принад¬
лежать к таким голубым псевдошаровым скоплениям.
Арп подчеркивал небольшие отличия некоторых диаграмм све¬
тимость — цвет разных скоплений ММО от сходных с ними в Га¬
лактике. Он приписывал это различиям химического состава, но
другие оспаривали такую трактовку. Мы думаем, что разнообразие;
природных форм даже в одинаковых условиях велико, причины,
этого разнообразия нам еще не полностью понятны и, наконец, в
скоплениях Магеллановых Облаков изучены лишь ярчайшие звез¬
ды, и точность всех наших измерений еще не достаточна.
Гаскойн начал деление скоплений МО, сходных с шаровыми, на
четыре основные группы:
1. Истинные шаровые скопления (NGG 121, 1466, 1841, 1978,
2257). Они сходны с М 3, 13, 15, 92 в Галактике, содержат звезды
типа RR Лиры.
2. Скопления промежуточного возраста (Lindsay 1, Kron 3,
NGG 339, 361, 419). Хотя у этих скоплений 0W,60<CB—У<0да,70,
диаграммы цвет — светимость имеют то свойство, что их ветви
гигантов весьма сходны, нет горизонтальной ветви голубых звезд.
Они сходны с NGC 2158 нашей Галактики. Их возраст около 109
лет. Интересно, что они есть в ММО, но их нет в БМО.
3. Группа скоплений БМО, каких нет в ММО. Пример их —
NGG2209, 2231 и Hodge И. У них слабая ветвь гигантов, мало
звезд с Mv<iIя*,5 и имеется концентрация слабых голубых
звезд — очень голубых около Mv=0т. Быть может, это проэво-
люционировавшие звезды горизонтальной ветви. Возраст этих
скоплений, не имеющих аналогов в Галактике, определить трудно.
4. Тип NGC 1783 в БМО, напоминающий скопления промежу¬
точного возраста ММО.
Из новейших работ 1975 г. следует отметить каталог визуаль¬
ной классификации 330 скоплений ММО Брюка [237], атлас ди¬
аграмм цвет — звездная величина красных и голубых шаровых
скоплений в Облаках Алциано [238], атлас инструментально полу¬
ченных диаграмм этого же рода для 24 скоплений. Сравнение име¬
ющихся атласов показывает, что при недостаточно глубоком пре¬
деле фотометрии «голубое скопление» по диаграмме можно оши¬
бочно классифицировать как желтое или красное.
В ряде галактик Местной группы и более далеких были обна¬
ружены звездные скопления, которые Хаббл считал шаровыми.
Вероятно, скопления, находящиеся возле эллиптических галак¬
тик, и обнаруженные после Хаббла, действительно являются Жа¬
ровыми. Но в неправильных и спиральных галактиках природа
этих скоплений требует изучения. Они изучались Ходжем [239]
в ближайшей карликовой эллиптической галактике разреженного
типа в Печи. В ней четыре скопления 12/я,9—14от,1 и одно 16да,6.
Для двух из них даны классы спектра: F0 и F6. Показатели цвета
254 ГЛ. V. HACKJIKII11E ГАЛАКТИК
Таблица 24
Зооздпыо скопления в галактиках
Галактика
Тип
M
Число скоплений
Из них шаровых
Галактика
Sbc
—20"^:
Тысячи
>120
147
dE4
—13,7
2
2
185
dEO
—14,0
2
2
205
SO
—15,4
8
2
224
Sb
—19,9
>300
Около 200
598
Sc
—17,9
Сотни
?
3031
Sb
—19,6
Несколько
?
3377
E5
—18,0
10
10
3379
El
—18,9
Есть
Все
4278
El
—18,4
Около 50
»
4365
E3
—19,4
Много
»
4374 .
El
—20,1
Есть?
»
4406
E3
—20,2
>25
»
4472
E2
-21,0
Много
»
4486
E0
—20,7
>4000
»
4594
Sa
—21,1
Много
?
4627
E
—
Есть
Все
4636
E0
—19,7
40—50
»
4649
E2
—20,4
Много
»
4697
E6
—19,9
Есть
»
5457
Sc
—19,9
6
?
6822
I IT
—15,4:
10
3?
7743
SBO
—18,6
Есть?
Все?
Печь
dE
—12,7:
5
5
ММО
Irr
—15,9
>100
21 ‘
БМО
SBc Irr
—18,2
>2 000
35
В — V ж U — В у Ходжа получились близкие к таковым для
скоплений в М 31 и чуть (на 0OT,15) голубее, чем у наиболее голу¬
боватых шаровых скоплений галактики по Джонсону. Ходж ссы¬
лается на то, что крайне бедные металлами скопления имеют наи¬
более густо заселенную горизонтальную ветвь диаграммы в «голу¬
бую» сторону от пробела, занятого звездами типа RR Лиры. Это
должно придавать голубизну скоплениям такого рода в целом,
какими и следует ожидать скопления в эллиптической галактике
малой плотности. По абсолютной величине у этих скоплений Mv&
ж—7m,5, если для звезд RR Лиры принять Mv= + O'”,5.
Объекты, принимаемые за шаровые скопления в далеких эллип¬
тических галактиках, находятся вблизи предела фотографий на
200-дюймовом телескопе. Но это едва ли могут быть звезды-сверх¬
гиганты. Там, где они ярче, у них видна дисперсия светимостей.
В таблице 24 мы приводим сводку данных о звездных скоплени¬
ях, пользуясь статьей Сойер [240] и заметкой Б. А. Воронцова-
Вельяминова [241].
§ 1. ЗВЕЗДНЫЕ СКОПЛЕНИЯ 255
Максимальное число скоплений имеет эллиптическая радиога¬
лактика NGC 4486 в Деве (рис. 73). В 1968 г. 360 ее скоплений Ра¬
син [242] профотометрировал до 23л,0, и цвет подтверждает их
принадлежность к шаровым. Это — первые звездные скопления,
Рис. 73. Радиогалактика М 87— NGG 4486 с более чем 4000 шаровых скоп¬
лений.
изученные в столь далеких галактиках. Функция их светимости
сходна с таковой для шаровых скоплений М 31.
В 1975 г. Харрис и Смит [243] определяли поверхностную плот¬
ность слабых звездообразных объектов до 23/я от центра М 87 и
насчитали их 14 ООО до 24я*,5. За вычетом объектов фона по кон¬
центрации к центру остались 4000±1500 объектов — по-видимо-
му, шаровых скоплений. Это — нижний предел, так как при моду¬
ле расстояния т—М=31л,5 предельная величина подсчетов была
256
ГЛ. V. НАСЕЛЕНИЕ ГАЛАКТИК
Мв = —7т, а это — средняя светимость шаровых скоплений, и ав¬
торы видели лишь ярчайшие из них, так как фон вдали мог быть
переоценен, а в неисследованных областях и в центре могут быть
еще скопления, так что всего их может быть до 10 ООО. Из табл. 24
легко видеть, что, вопреки выводу Яшека [244], нет никакой корре¬
ляции числа шаровых скоплений ни со светимостью, ни с типом
галактики, ни, следовательно, с их массами. Конечно, очень кар¬
ликовые галактики имеют мало шаровых скоплений, но многие
гигантские эллиптические галактики, в частности, в скоплении
Девьт, видимо, не имеют их совсем. Карликовая разреженная эл¬
липтическая галактика в Печи имеет пять шаровых скоплений, а
такая же Галактика в Скульпторе их не имеет. Формула, дающая
число скоплений в функции светимости галактик, не оправдывает¬
ся и основана только на наблюдениях в Местной группе галактик.
§ 2. Сверхассоциации, ассоциации и сверхгиганты
В ветви спиралей и в неправильные галактики, как составные
структурные единицы, входят звездные скопления, ассоциации
гигантов и сеёрхассоциации. Термин «сверхассоциации» В. А. Ам¬
барцумян, Р. К. Шахбазян и их сотрудники применили к особен¬
но бо®шим ромплексам горячих гигантов и светлых газовых ту¬
манностей... Другие называют эти же образования «гигантскими
комплексами Н II» или «гигантскими областями Н И». Они, как
наиболее крупные и яркие сгустки, прежде всего бросаются в гла-
зк при рассматривании фотографий галактик позднего типа. Ти¬
пичным примером их является комплекс 30 Золотой Рыбы в БМО
(см. рис. 50, а). Его диаметр равен 600 пс и абсолютная величина
—М5т,0, т. е. он ярче многих карликовых галактик. За нижний
предел светимости сверхассоциаций авторы приняли М=—14^,0.
Среди 68 галактик позднего типа с известными лучевыми скоростя¬
ми сверхассоциации были обнаружены у 12 галактик (одна Sb,
остальные Sc). Все они гигантские галактики с М=—20да,4. Из
другого ряда в 139 галактик среди 16 Sb т-- в трех, а среди 111 Sc —
в 14, были найдены голубоватые ассоциации. Четыре их найдено
в 12 галактиках Ir, но последние — небольшой светимости. Абсо¬
лютные величины сверхассоциаций от —14™,5 до —16т.
В сверхассоциации 30 Золотой Рыбы масса газа оценена Джон¬
соном в 5 *10e SB?© и в нее входят еще непосредственно видимые го¬
лубые гиганты в количестве многих сотен. По аналогии можно
думать, что таков же примерно состав сверхассоциаций в более
далеких галактиках. Их население — это крайнее население
I типа.
Сверхгиганты и ассоциации. В спиральных и
неправильных галактиках Местной группы в наибольшие телеско¬
пы удается регистрировать распределение сверхгигантов и даже
§ 2. СВЕРХАССОЦИАЦИИ, АССОЦИАЦИИ И СВЕРХГИГАНТЫ 257
можно построить верхнюю часть функции их светимости. Иногда
удается определить их цвет, а в Магеллановых Облаках и спектры,
и строить дифференцированные функции светимости. Подобная
функция светимости была построена Вокулером для М 33. Ярчай¬
шие звезды этой галактики имеют М=—9го,7.
Из предыдущего следует, что даже в М 33 позднего типа звезды
ярче, чем с М=—Зт(21т), в фотографических лучах дают всего
лишь 10% всего света.
Для БМО, состав которого близок к составу ветвей М 33, Гар¬
вардская обсерватория приводит осредйенную кривую светимости
для Облака в целом. Как известно, в ММО ярчайшие звезды и сла¬
бее, и число их гораздо меньше, чем в БМО. По Коду и Хауку
[245], в ММО, в среднем, Mv ярчайших звезд на 0^,7 больше. Эти
авторы фотометрировали в трех цветах голубые звезды в ветвях
М 31 до расстояния 75' от центра и сравнили их с цветами и спект¬
рами голубых сверхгигантов в Магеллановых Облаках. Они на¬
шли их в М 31 несколько более слабыми, чем в Галактике, но это
объясняется тем, что они брали для М 31 заниженное значение мо¬
дуля: т—М=23от,8 вместо 24да,8. Звезды там могли иногда ока¬
зываться голубее, чем галактические звезды класса О из-за оши¬
бок в учете галактического поглощения света. В случае сравнения
цветов нельзя забывать большую неуверенность в принимаемой
величине избирательного поглощения света как в нашей Галакти-
ке, так и в других системах.
Вокулер [246] построил кривые изменения градиента G=
=d lg N (m)/dm для числа сверхгигантов в БМО отдельно для об¬
ласти с преобладанием сверхгигантов и для плотного бара. Число
звезд с ослаблением на 1т растет в первом случае в три раза, а во
втором случае в девять раз. Соответственно ярчайшие сверхги¬
ганты появляются при Mph—9т и —4/7/.
Ходж, помимо диаграмм светимость — цвет для скоплений,
построил такую диаграмму и для общего фона БМО по 938 звездам.
На ней точки расположены в вертикальной полосе, и он находит,
что эта диаграмма сходна с диаграммой для окрестностей Солнца.
Однако дисперсия точек на ней огромна. К этой работе примыкает
работа о распределении слабых звезд разных цветов в избранных
площадках БМО. Вестерлунд изучил блеск и цвета 1450 звезд до
16® в 26 рассеянных скоплениях и ассоциациях, причем послед¬
ние, как всегда, выделялись весьма произвольно. Все диаграммы
светимость — цвет вертикальны. Верхний конец их непрерывной
главной последовательности он называет поворотной точкой, и по
ней оценивает возраст, который для всех скоплений и ассоциаций
лежит в пределах 3—10 миллионов лет. Все звезды WR находятся
у поворотной точки, а гиганты классов Of и Be — над нею. Избыт¬
ки цвета оказываются очень малыми. Массы названных систем
оценены от 1000 до 15 000 масс Солнца.
258
ГЛ. V. НАСЕЛЕНИЕ ГАЛАКТИК
Вальравенами [247] для сверхгигантов в Магеллановых Обла¬
ках также построены диаграммы светимость — цвет и двухцветные
диаграммы. Им подобна диаграмма на рис. 74. Они пришли к вы¬
воду о полном сходстве их по структуре с диаграммами для сверх¬
гигантов нашей Галактики и о сходстве химического состава звезд.
Заметно лишь почти полное отсутствие желтых сверхгигантов.
Ввиду большого блеска сверхгигантов БМО их удалось уже
изучить спектрально с большой дисперсией до 15 А!мм(\) что
«27
-
-10
9,0
-
10,0
ж
•
•
•
•
\ -
-9
•
• #
I***:
•
М о щ.
-
-8
11,0
О
Ы ju
w *27 88
Д о ° %t34
•
•
•
ж* / о
74 о •113
— 1а -
-7
12,0
х/7 %/•
•36
ж
/. 8 х
о
13,0
•
•
I I I
/
/ I 1 1 1
1 1 1
1 1
-6
WBA
05 ВО В5 АО А5 F0
F5 GO G5
НО И5
Рис. 74. Диаграмма Г—Р для ярких звезд БМО (точки) и ММО (кружки).
Крестики отмечают наличие эмиссий. Проведены линии, соответствующие
МЬо1=—10^,0 и светимостям классов 1а и Ib. Указаны у цефеид их периоды
в сутках (из работы Фиста, Теккерея и Весселинка).
позволяет определить их химический состав, не говоря уже о том,
что определение светимости по спектру позволяет безошибочно
убедиться в том, что это звезды БМО, а не переднего фона, не звез¬
ды нашей Галактики. Заметим, что Ференбах с сотрудниками вы¬
деляют яркие звезды, принадлежащие Облакам, по их большой
лучевой скорости (около +290 км/сек в БМО и +160 км!сек в
ММО). Снимки получаются с особой объективной призмой и спе¬
циальным методом сразу для целой области. Подобным образом
выделены сотни звезд Облака. По спектрам эти сверхгиганты не
отличаются от известных в Галактике. Лучевые скорости, точно и
в большом числе определяемые для сверхгигантов, позволяют уточ¬
нить параметры вращения Облаков.
Отмечено, что в БМО имеется свыше 600 сверхгигантов ранних
классов М и 400 углеродных звезд, разбросанных по всему Обла¬
ку, и еще больше более поздних сверхгигантов класса М. Ранние
сверхгиганты М группируются в областях горячих звезд, но избе¬
гают газовых туманностей и, вероятно, очень молоды, а углерод¬
§ 2. СВЕРХАССОЦИАЦИИ, АССОЦИАЦИИ И СВЕРХГИГАНТЫ
259
ные гиганты, образуя ассоциации, принадлежат, видимо, к старо¬
му населению I. Большое Магелланово Облако богато звездами
Вольфа — Райе, из которых многие, по-видимому, ярче, чем из¬
вестные нам в Галактике. В нем их известно 58 и лишь 2 (?) в ММО.
В Галактике таких звезд известно около 130, а всего их там долж¬
но быть несколько сотен. По числу звезд WR на единицу массы
Галактика уступает БМО.
О диффузной материи в галактиках мы говорим дальше, но
эдесь отметим планетарные туманности, поскольку каждая из них
должна иметь ядро, т. е. звезду. В нашей Галактике систему пла¬
нетарных туманностей считают промежуточной, т. е. более близ¬
кой к населению II, чем к населению I по их концентрации к цент¬
ру галактики и по умеренной концентрации к ее плоскости.
Однако расстояния до них и их светимости известны очень плохо.
Магеллановы Облака могут в этом помочь, но пока еще нет воз¬
можности, вследствие дальности, безошибочно отделять плане¬
тарные (малые) туманности от диффузных (больших). После мно¬
гих попыток и споров Вестерлунд [183] приводит 42 планетарные
туманности в БМО и около полутора десятков в ММО, а абсолют¬
ную величину самых ярких из них оценивает в —-Зда. В Галактике
открыто уже более 1 ООО планетарных туманностей и, экстраполи¬
руя, ожидают, что всего их тысячи или десятки тысяч. Но и в Ма¬
геллановых Облаках мы видим лишь ярчайшие. О планетарных
туманностях см. также [181].
Гапошкины очень тщательно выявили в Магеллановых Обла¬
ках переменные звезды. Они изучили около 3 500 переменных
звезд. В БМО найдено свыше полутора тысяч переменных звезд.
Особенно подробно изучены цефеиды и их распределение. На
рис. 75, хотя и устаревшем, составленном в Гарвардской обсерва¬
тории, видно, что цефеиды БМО усеивают всю площадь Облака,
сгущаясь там, где оно ярче, но сильнее всего концентрируются в
области главного тела, несомненно, являющегося баром, который
и ярче, и гуще заполнен звездами.
Доказано для М 31 и для Галактики, что средний период цефе¬
ид возрастает со звездной плотностью области, в которой они нахо¬
дятся. Сейчас это связывают с теорией, что переменность цефеид
связана с обилием в них металлов, а последнее в менее плотных
областях ниже, ибо в них слабее темп звездообразования и мень¬
шая доля водорода превращается в металлы. Однако области вы¬
сокой звездной плотности, где преобладают цефеиды, не всегда
совпадают с областями большой плотности газов.
Распределение цефеид разных периодов в БМО, исследованное
в 1974 г., оказалось весьма неоднородным. Концентрацию к бару
показывают лишь цефеиды с lg Р<0,9, причем к западной части
бара средний период возрастает. Отмечены группировки цефеид с
близкими периодами и размерами в сотни парсек. В ММО цефеиды
ГЛ. V. НАСЕЛЕНИЕ ГАЛАКТИК
распределены более однородно и их средний период возрастает к
центру. Поскольку, по Ефремову, период цефеид Р связан с их
возрастом соотношением lg £=8,16—0,68 lg Р, то это означает,
что звездообразование в баре БМО в основном прекратилось около
6 «107 лет назад. Оно охватывает почти одновременно области диа¬
метром в сотни парсек.
Рис. 75. Положения цефеид в БМО (по Гарвардской обсерватории). Показаны
контуры бара и ярчайших скоплений звезд в «спиральных ветвях».
Объяснение различий среднего периода цефеид в разных час¬
тях галактики различиями химического состава Ефремову пред¬
ставляется менее вероятным, хотя этим может объясняться боль¬
ший, чем в Галактике, процент цефеид с периодами короче 3d в
БМО и, особенно, в ММО. Отличия химического состава могут
влиять на размах петель эволюционных треков массивных звезд
и на глубины их проникновения в полосу нестабильности и, сле¬
довательно, на средний период цефеид.
Отмечалось возрастание среднего периода цефеид к центру Га¬
лактики и М 31, что связывалось с возрастанием средней прост¬
ранственной плотности звезд. Однако градиент периодов цефеид в
юго-западной спиральной ветви М 31 можно интерпретировать и
как следствие меньшего возраста звезд у внутреннего края ветви,
что согласуется с теорией воли плотности.
§ 2. СВЕРХАССОЦИАЦИИ, АССОЦИАЦИИ И СВЕРХГИГАНТЫ
261
Изложенное выше — яркий пример того, как одни и те же фак¬
ты обсуждаются в работах и обзорах, посвященных вопросу об
эволюции звезд и галак-
NfaP)
тик, их возрастам, разли¬
чиям химического состава
галактик и тому, соответ¬
ствуют ли результаты наб¬
людений теории волн плот¬
ности. С точки зрения ав¬
тора данной книги это
показывает, что выводы,
делаемые в каждой из этих
отраслей, далеки от обос¬
нованности.
Кроме преобладания
цефеид определенного пе¬
риода в определенной об¬
ласти галактик, установ¬
лено также, что цефеиды
составляют 4% от сверх¬
гигантов 13m—16® в баре
БМО, 2% в среднем и ме¬
нее 0,5% в разреженных
областях. Вопреки выво¬
дам по неполному материа¬
лу до 1942 г., оказалось,
что из 550 цефеид БМО
лишь 1% имеет периоды
короче 2d,l, а в ММО из
670 цефеид такие короткие
периоды найдены у 24%!
(рис. 76 и 77).
В БМО находится неп¬
равильная переменная со
спектром класса А типа Р
Лебедя — S Золотой Рыбы
(ее принадлежность к зат-
менным переменным не
подтвердилась). Она счи¬
талась ярчайшей из извест¬
ных звезд. Как уже гово¬
рилось, ярчайшие звезды
являются ненадежными
индикаторами расстояний.
Но они интересны тем, что
большинство их оказалось
7.0-
6.0-
5.0 -
4.0-
3.0-
2.0-
1.0 г—
-ММО
-Галактика
0,0 0,2 0,4 0,6 0,8 1,0 1,2 1,4 1,6 1,8
igp-+
Рис. 76.- Частота встречаемости периодов
цефеид в ММО и в окрестностях Солнца
(по Арпу и Крафту, 1961 г.). Числа N (lgP)
даны на 108 тгс3.
2,0
АВ(тад)
1,8
0,00,2 0,4
0,8 0,8
Рис. 77. Связь периода и амплитуды в синих'
лучах переменных звезд в Галактике (точ¬
ки) и в ММО (кружки). У звезд в ММО ко¬
роткий период встречается много чаще, чем
в Галактике (Арп и Крафт, 1961 г.).]
262
ГЛ. У. НАСЕЛЕНИЕ ГАЛАКТИК
в БМО как фотометрическими, так и спектральными переменны¬
ми, например, типа Р Лебедя, свидетельствуя о своей нестацио¬
нарное™.
Предсказывали, что у ярчайших сверхгигантов в БМО надо
ожидать пульсации с периодом около 6h. Группа Бока, наблюдая
фотоэлектрически пять сверхгигантов, не обнаружила у них сле¬
дов периодических колебаний блеска.
В М 31 также стало возможно выделение сверхгигантов и О-ас-
социаций. Эту процедуру выполнил ван ден Берг [211] на 52-дюй¬
мовой камере Шмидта, фотографируя с пятью светофильтрами. На
расстояниях от 3 до 25 кпс от центра он выделил 180 ассоциаций
звезд ОВ, т. е. звезд спектрального класса О, и других ранних
звезд. Они оконтурены им на четырех фотографиях М 31, одна из
которых приведена нами на рис. 64. Повторяем, что группировки,
конечно, не выделяют семи «спиральных ветвей», которые насчиты¬
вал Бааде, принимая, по-видимому, за ветвь каждую группу горя¬
чих звезд, пересекаемую большой полуосью этой галактики. Ван
ден Берг не указывает числа звезд в ассоциациях. По-видимому,
лишь несколько ярчайших из них были видны, а остальные вос¬
принимались вместе, как голубоватое пятно. Робертс предполагал
число О-ассоциаций в Галактике равным 800 и среднее число звезд
класса О в каждой ассоциации равным 35, что дает всего около
3 ООО звезд. Но в ассоциации входят еще звезды О — ранние В
и сверхгиганты В — А.
Ван ден Берг нашел, что ассоциации, имеющие более яркие
звезды и светящийся газ, а также более клочковатые, встречаются
чаще, и он считает их самыми молодыми. В кривой частоты встре¬
чаемости для их диаметров он находит внезапный максимум у
0,43 кпс и медленное падение числа до вдвое большего диаметра,
после чего сразу идет резкое падение. Больше всего ассоциаций —
на расстоянии 9—18 кпс от центра. Выделение ассоциаций и их
границ, как всегда, сделано произвольно, и часто границы многих
«ассоциаций» находятся в контакте, образуя, в сущности, сплош¬
ные длинные и узкие цепи горячих гигантов вдоль спиральных
ветвей,— вереницы, как мы их называем.
Распределение горячих гигантов в М 33 ввиду меньшей звезд¬
ной плотности и более благоприятного ее наклона исследовать
легче, чем в М 31. Об этом будет сказано в гл. VI, которая во мно¬
гом дополняет настоящую главу.
Только в 1968 г. изучение распределения звезд различных ти¬
пов в галактиках удалось «вынести» за пределы Местной группы.
Исследована подробно первая из таких далеких спиральных га¬
лактик, NGC 2403, входящая в группу М 81. В ней нашли 59 пере¬
менных звезд, из них 17 цефеид с периодами от 87d,48 до 20d,23.
Для них построены кривые блеска в системах В и У. 17 звезд ока¬
зались красными неправильными и одна — затменной. По полу-
§ 3. НАСЕЛЕНИЕ ЭЛЛИПТИЧЕСКИХ ГАЛАКТИК
263
чопной кривой период — светимость для цефеид получен модуль
расстояния с той же точностью, как в Местной группе. Ярчайшие
голубые звезды имеют 2?=18OT,25, а ярчайшие красные 22^,02.
Измерены диаметры многих областей Н II. Новых звезд не наблю¬
далось. Они вообще редки в галактиках поздних типов.
§ 3. Население эллиптических галактик
и ядер спиральных галактик
В 1944 г. Бааде разложил на звезды на своих фотографиях цен¬
тральную линзу М 31 и эллиптические галактики М 32, NGC 205,
147 и 185. Во всех них ярчайшие звезды оказались красноватыми с
показателем цвета около 1от,5 и абсолютной величиной Mv=
= —Ът. Это очень походило на красные гиганты шаровых скопле¬
ний нашей Галактики и на те звезды, которые, как ему казалось,
уже выявляются в шаровых скоплениях М 31. Обычно предпола¬
галось, что сферические системы, такие, как галактики типа Е и
ядра спиралей, имеют население такое же, как сфероидальные
шаровые скопления.
Гигантских эллиптических галактик — тех, которые и состав¬
ляют основную массу наблюдаемых нами галактик, называемых
просто эллиптическими, поблизости от нас нет. Есть только кар¬
ликовые эллиптические галактики, из которых наибольший инте¬
рес вызвалй крайне разреженные, с трудом даже обнаруживаемые
галактики в Скульпторе и Печи. Их в 1937 г. открыл Шепли. Яр¬
чайшие звезды в них имеют звездную величину соответственно
17^,8 и 19л,3, а интегральные абсолютные величины галактик
—10да,6 и — 12я1,4 по оценке Ходжа. Ходжу удалось даже по¬
строить для 523 звезд в Скульпторе диаграмму звездная величи¬
на — цвет до 19да,5 (рис. 78). Она подтвердила заключение Бааде
и Хаббла 1936 г. о том, что эта система вполне сходна с шаровым
скоплением, так как ее диаграмма действительно хорошо совпала
с верхней частью такой диаграммы для шарового скопления М 3.
Распределение звезд также вполне сходно с таковым для шаровых
скоплений, только крайне разреженно. Тэккери открыл в системе
Скульптора около 350 переменных типа RR Лиры. Они имеют око¬
ло 19^,8 в максимуме, и всего их там, вероятно, около 700. Мо¬
дуль расстояния до них составляет 20/я,1, а расстояние — около
84 кпс. При видимом диаметре 75' линейный диаметр составляет
всего лишь около 2,3 кпс, а масса только 2 *106 масс Солнца. При
среднем периоде звезд RR Лиры 0d,55 химический состав галак¬
тики Скульптора, вероятно, тоже сходен с М 3, так как средний
период связан с химическим составом.
Для системы Печи подобное исследование отдельных звезд не¬
возможно. Но зато в ней есть пять шаровых скоплений, что, как
мы отмечали, не редкость ни для карликовых, ни для гигантских
264
!ГЛ. У. НАСЕЛЕНИЕ ГАЛАКТИК
эллиптических галактик. В Печи ярчайшие звезды на 0^,5 ярче,
чем ярчайшие звезды в ее собственном шаровом скоплении NGG
1049, где они имеют 19^,6. Расстояние до системы в Печи 230 кпс.
В общем обе эти крайне разреженные карликовые эллиптические
галактики оказались состоящими из чистого и крайнего населе¬
ния II типа.
Бааде и Суоп изучили столь же подробно позднее открытую га¬
лактику типа Скульптора в Драконе. Они получили для нее диа¬
грамму светимость — цвет опять-таки такую же, как для старого
Рис. 78. Диаграмма Г—Р для системы Скульптор и переднего фона (по Ходжу).
населения II типа, как у шаровых скоплений в гало Галактики,
которые бедны металлами, но усматривали в ней некоторые отли¬
чия от типичной диаграммы такого рода. Они открыли более*
260 переменных и изучили 133 звезды типа RR Лиры в центре.
Семь из них имеют кривые типа с, остальные типа а. Красных пере¬
менных нет. Для звезд RR Лиры средняя mph=20m,4£>\ Расстоя¬
ние до галактики в Драконе 99 кпс и ее диаметр 138 кпс (при
•^rr = +0/b,5). Менее детально изученные разреженные карлико¬
вые галактики в Малой Медведице и во Льве (их там две) не вызва¬
ли сомнений в том, что они состоят также лишь из старого населе¬
ния II типа.
Далекими спутниками М 31 являются карликовые эллиптиче¬
ские галактики NGC 147 и 185. NGG 185 более яркая из них (Mv=
§ 3. НАСЕЛЕНИЕ ЭЛЛИПТИЧЕСКИХ ГАЛАКТИК
265
= —15^,4, расстояние 690 кпс) и менее разрежена, поэтому Ходж
назвал NGC 185 полукарликовой, хотя М 32, почти такой же свети¬
мости, представляет собой совсем иной компактный тип тоже «по¬
лукарликовой» галактики. В средней части NGC 185 есть дюжина
голубоватых звезд-гигантов, что представлялось совсем необыч¬
ным для эллиптических галактик. Отдельные голубоватые звезды
классов В и даже О имеются в некоторых шаровых скоплениях.
Однако эти звезды там имеют пониженную светимость, они суб¬
карлики. Между тем в NGG 185 они не слабее, чем —Ът,Ъ, и это
явно говорит о принадлежности их к населению I типа. По обе
стороны от центра расположены два больших темных пылевых об¬
лака. По формуле Лилли [248] масса облака
SDt« 8* 10~5Д/лг2.
(В этой формуле Ат — поглощение, г — радиус туманности.)
Ходж оценил массу темных облаков в 15-^25 93?© ПРИ размере
20 ХЗО пс и 120-Г-190 93?© при размере 30 ХбО пс и соответствующей
величине поглощения Ат=0т,3 и 0т, 15. Оценка массы зависит
от оценки Ат, а последняя — от того, лежит ли облако на перед¬
нем краю или в среднем сечении галактики. Если взять отношение
масс газа и пыли по Лилли равным 200, то ожидаемая масса газа в
NGG 185 составит около 4 -104 или V4 от оцененной массы звезд на¬
селения I типа. Последняя оценена в 1,7 -105 ЗЯ©, если взять функ¬
цию светимости ван Райна и принять на диаграмме светимость —
цвет для поворотной точки населения II типа Mv=-\-3^,5. Дело
в том, что показатель цвета NGG 185 оказался уменьшающимся
во внутренней области по мере приближения к центру. Но дюжи¬
ны голубых гигантов, открытых в ней, недостаточно для это¬
го. Опять-таки с применением функции светимости ван Райна
было получено согласие вычисленного цвета с наблюдаемым.
Итак, обладая, по-видимому, в своей основной массе населени¬
ем II типа, эллиптическая галактика NGC 185 имеет в центре за¬
метную долю населения I типа: 1,7 «Ю5 93?©. Масса остальных
звезд ~108 9JI©.
Такое же поголубение к центру отметили у NGC 205, которую
обычно считают галактикой Е, иногда S0.
При сходстве с типичной эллиптической галактикой распреде¬
лением яркости в ней она имеет большое темное облако и немного¬
численные голубые звезды, будучи в этом сходна с NGG 185. Как
мы видели, шаровые скопления также имеются в составе и карли¬
ковых, и гигантских галактик типа Е, а эти шаровые скопления
состоят, по-видимому, всегда из населения типа II, хотя, может
быть, и с разным содержанием металлов.
Анализ спектров галактик Моргана и Мэйолла не включал
эллиптических галактик со слишком малой поверхностной яр¬
костью. Они установили лишь сходство спектров линзы М 31 и
266
ГЛ. У. НАСЕЛЕНИЕ ГАЛАКТИК
гигантских галактик типа Е. По синей части спектра эти галакти¬
ки можно отнести к спектральному классу К. Сравнение со спект¬
рами бедных металлами шаровых скоплений галактического гало
М 15 и М 92 показало, что в этой области свет гигантских галактик
определяется гигантами G8 — К2 III с сильной полосой CN и нор¬
мально обогащенных металлами. Но эти галактики гораздо крас¬
нее, чем шаровые скопления. Был сделан вывод, что в них —
старое население типа I, характерное для рассеянного скопления
М 67 (NGC 2682). Но отношение Ш/L составляет 0,1 для М 67,
0,7 для шаровых скоплений, 1 — для близких окрестностей
Солнца и 3 — для более широких его окрестностей, а для
галактик-гигантов Е и для линзы М 31 оно лежит в обла¬
сти 10—60.
Повышенное отношение Ш/L по сравнению с М 67 нельзя от¬
нести ни на счет диффузной материи, ни на счёт многочисленности
белых карликов, которые выдали бы свое присутствие в фиолето¬
вой области спектра. Очевидно, состав рассматриваемых систем
богат красными карликами. Это подтвердили спектральные на¬
блюдения Спинрада [249].
Из наблюдения спектров 32 галактик с дисперсиями 200 и
500 А /мм на 90-сантиметровом рефлекторе и сравнения со звезда¬
ми Спинрад по линиям Na I, Mg I 5167—5184 А и полосам TiO
нашел, что в центральных частях одних галактик преобладает
свечение звезд-гигантов поздних классов К и ранних М, а в других
галактиках сильнее характеристики звезд-кар ликов. При этом
звездами-гигантами богаче галактики меньшей светимости, а
звездами-карликами (линия D Na I сильна) богаче гигантские
галактики. К сожалению, Спинрад ввел путающие читателя сим¬
волы:
D-галактики-—с карликами, гигантские,
G-галактики—с гигантами, карликовые,
средняя масса пяти галактик типа G 2-1010 UNq,
средняя масса девяти галактик типа D 3 • 1011 SDRq.
Выявление этих различий в основном опиралось на сравнение
галактик в скоплении Девы.
В связи с этим выяснилось, что оценки интенсивности линии D
Спинрадом коррелируют с красным смещением в спектре из-за
наложения эмиссионной линии D спектра ночного неба. Это вызы¬
вает некоторое сомнение в выводе Спинрада о том, что доля позд¬
них карликов растет в ядрах Е-галактик со спектром класса К
как функция светимости или массы.
Спинрад [249] построил грубую модель галактики Е0 NGC 3379
с умеренной светимостью (Af^=—20/л). Он принял SDl/L=15, ис¬
пользовав свою многоцветную фотометрию и данные о спектре
§ 4. СИНТЕТИЧЕСКИЕ СПЕКТРЫ ГАЛАКТИК
267
(рис. 79). Модель хорошо представляет наблюдения при следую¬
щих относительных числах звезд:
F 5 IV—V 3
F 8 V 6
F О III 0,8
М 0,5 V 2000
Эта модель похожа на рассеянное скопление среднего возраста типа
NGG 752, но обогащенное красными карликами.
Пока еще трудно сказать, что надо больше иметь в виду — раз¬
личие спектра и цвета галактик Е или неточности их определения.
Так, в названной работе Спинрад утверждает, что NGC 4486 и
4472 значительно краснее, чем NGC 3379 и их состав должен быть
другим. Между тем другие в то же время считают цвета NGG 3379
и 4486 одинаковыми, а галактику NGC4472 одной из наиболее
красных.
§ 4. Синтетические спектры галактик
Важную информацию дает изучение интегрального спектра раз¬
ных частей галактик. В таком сложном спектре, образованном на¬
ложением спектров звезд разного типа, холодные звезды будут
проявлять себя больше в красной части спектра, а горячие — в
синей части спектра. Там линии их спектра скорее могут выявить¬
ся из фона, созданного непрерывными спектрами других звезд.
268
ГЛ. У. НАСЕЛЕНИЕ ГАЛАКТИК
Впервые в 1956 г. по синей части спектра оценили спектраль¬
ные типы множества галактик. Уже из этих данных было видно,
что спектральный класс становится все более ранним и со все боль¬
шей дисперсией при переходе от Е к Sa, затем к Sc. В среднем он
меняется от G 3,7 до F 6,1, в отдельных случаях доходя до А.
Позднее обнаружили в некоторых неправильных галактиках ли¬
нии поглощения гелия, что доказало присутствие в них звезд
класса В и, может быть, класса О. Всего этого можно было ожи¬
дать по аналогии с результатами изучения ветвей М 31 и М 33
(типов Sb и Sc) и Магеллановых Облаков, где изучены по отдель¬
ности ярчайшие звезды, но установление подобных фактов из ин¬
тегральных спектров было важным расширением возможностей
астрофизики.
Подгонка модели звездного состава заключается, таким обра¬
зом, в том, чтобы подобрать известные нам типы звезд с известным
распределением энергии в непрерывном спектре (зависящем от
температуры и светимости звезды) в таких пропорциях, чтобы сум¬
мирование их спектров дало распределение энергии такое же, ка¬
кое наблюдается в спектре галактики. Но наряду с этим отноше¬
ния интенсивности линий поглощения в синтетическом спектре
должны соответствовать наблюдаемым в галактике.
Подбор модели приходится делать последовательными при¬
ближениями. Осложнения вносят различия в интенсивности неко¬
торых линий у звезд одинаковых типов, но богатых или бедных
металлами. Мало того, взятая смесь звезд должна иметь отноше¬
ние Ш : L такое, какое принято для галактики. Кстати сказать,
оно всегда может быть ошибочно раза в два и больше. Надо учиты¬
вать также межзвездное поглощение света по всему спектру. Его
зависимость от длины волны в разных направлениях еще недоста¬
точно изучена.
Единственную попытку установления описанным способом ко¬
личественного анализа звездного состава плоской системы сделал
Вокулер в 1959 г. Он исследовал эквивалентные ширины линий в
спектре ярчайшей части БМО — его бара. При дисперсии всего
лишь 210 А/мм у Н и К Call для получения спектров потребова¬
лось 15 часов экспозиции в течение трех ночей. (Из этого видно,
как трудно получить даже интегральные спектры спиральных вет¬
вей галактик, которые частовеще слабее, чем бар БМО.) Спектр от
3700—3800 А к 4700—4900 А у бара меняется от класса В до позд¬
него F, и наблюдается линия Не I 3820 А.
Без учета значения Ш/L для БМО Вокулер не мог получить
данных о звездах нижнего конца главной последовательности,
доля которых в суммарном свете невелика.
Попытки представить себе кривую светимости и состав населе¬
ния более плотных эллиптических галактик и ядра М 31 начались
уже с середины 50-х гг. При этом опирались только на многоцвет-
§ 4. СИНТЕТИЧЕСКИЕ СПЕКТРЫ ГАЛАКТИК
269
нуго широкополосную фотометрию. Больше всего этими попытка¬
ми занимался Баум. Спектрофотометрия галактик, выполняемая
для выводов о звездном составе и пр., требует точности и надежно¬
сти, все еще не достигнутой даже современным фотоэлектри¬
ческим сканированием и привязкой к стандартам для абсолютизи¬
рования.
Так, до сих пор является спорным вопрос, существует ли эффект
Стеббинса — Уитфорда. Эффект состоял в том, что еще на рубеже
50-х гг., исходя из абсолютной фотометрии М 32 в нескольких цве¬
тах, эти авторы нашли, что далекие эллиптические галактики по-
краснены вдвое сильнее, чем следует при учете влияния одного
лишь красного смещения. Гипотезы, объяснявшие это, горячо
обсуждались. Работа Уитфорда 1955 г., казалось, окончательно
свела этот эффект к нулю. То же говорил Код, показавший, что
действительный цвет М 32 голубее, чем средний цвет галактик в
Деве и, вообще чем у гигантских эллиптических галактик. Однако
Оке после тщательного сканирования заявлял, что эффект, хотя и
менее значительный, все же существует. После дискуссии он ука¬
зал, что ошибка в 0W,1 в оценке абсолютного излучения Веги
в ультрафиолете может свести эффект Стеббинса — Уитфорда
к нулю. В 1968 г. Оке с Сарджентом снова измеряли цвет в
далеких скоплениях и пересчитали К — поправку за красное
смещение, но работа их 1971 г. показывает сложность про^
блемы.
Баум нашел, что звезды NGG 205 относятся, вероятно, к на¬
селению II, а звезды линзы М 31 в основном к населению I, вопре¬
ки прежним ожиданиям. В М 32 он ожидал найти скорее старое
население I типа с небольшой примесью населения II. Опираясь на
показатели цвета, он заключил, что карликовые эллиптические
галактики состоят в основном из населения II, а гиганты — из
старого населения I.
Позднее Спинрад и Вуд нашли, что полоса MgH 5100—5200 А,
сильная в карликах позднего класса К, в линзе М 31, как и ли¬
ния D натрия, сильнее, чем в спектре любого гиганта, но, в отли¬
чие от последней, ее наблюдению не мешает влияние земной атмо¬
сферы и красное смещение.
Более обстоятельная модель звездного состава была предложе¬
на Спинрадом [249] в 1966 г. для линзы М 31. Она опирается на фо¬
тоэлектрические измерения спектра М Зо1 и многих звезд от 09 V
до М8 в 33 «точках» (в полосках 16—32 А шириною). Точки выбра¬
ны и в непрерывном спектре, и так, чтобы они захватывали харак¬
терные линии спектра (Н, Са II, Mg I, TiO, Na I и другие) от
3880 А до 10 700 А. Спектр М 31 в данном случае относился к са¬
мому ядрышку (керну) в -линзе, ограниченному диафрагмой 9".
В этом керне на 1 псъ приходится в среднем около 10е звезд,
против 1 звезды/гас3 вблизи Солнца. Состав звезд на разных
270
ГЛ. V« НАСЕЛЕНИЕ ГАЛАКТИК
расстояниях от ядра может меняться и потому наблюдения цвета
близких и далеких галактик с одной и той же диафрагмой
могут быть несравнимы друг с другом, даже если галактики оди¬
наковы.
Отношение Ш/L в модели по звездному составу было получено
равным 16,7. В ней резко выделяются по световому вкладу в ви¬
зуальных лучах звезды G8 III, дающие 25,6%, а по массе —
средние М V (79,39$), затем ранние М V (15,9%). Вклад остальных
звезд по массе ничтожен, но иногда велик по вкладу в соответст¬
вующие области континуума или в линии спектра.
Вуд также провел узкополосную фотоэлектрическую фотомет¬
рию в семи точках непрерывного спектра (3400—7300 А) и в пяти
линиях для 20 галактик Е и S0 и для 93 звезд. Модель его для ядер
К построена на основе состава М 67, обогащенного поздними кар¬
ликами и гигантами, и сильной горизонтальной ветвью. Для моде¬
лей спиралей и ядер галактик раннего типа бралась модель, более
близкая к составу молодого скопления. Вуд считает отношение со¬
держания металлов к водороду во рсех галактиках интегрально
близким к существующему в нашей Галактике.
В 1968 г. Мак Клур и ван ден Берг провели в синей части спект¬
ра фотометрию ряда галактик, получив четыре новых показателя
цвета, чувствительные к светимости звезд и к степени их богатства
металлами. Объединив свои данные с упоминавшимися измерения¬
ми Вуда в 12 участках спектра, включая красные лучи, они по¬
строили модели ядер компактного карлика dE М 32 и гиганта gE
М 86, а также ядра и линзы М 31. В галактиках dE полоса циана
слабее, чем в gE. Это интерпретировалось ими как знак того, что
звезды галактик dE беднее тяжелыми элементами. В галактиках
gE звезды ядра, видимо, богаты металлами, а его окружает гало из
звезд бедных металлами. Три галактики gE, находящиеся вне скоп¬
лений, возможно, беднее металлами, чем столь же яркие галак¬
тики скоплений.
Для М 32 подходит модель, состоящая из звезд шарового скоп¬
ления с сильными линиями, обогащенная красными карликами.
В ядре галактики gE звезды тоже имеют сильную полосу циана в
спектре. Керн М 31 должен иметь красные гиганты типа |х Льва с
сильными линиями. В его спектре полоса циана сильнее, чем в лин¬
зе М 31. Мак Клур нашел, что в ядре типичных галактик S и Е
полоса циана сильнее, чем в его окрестностях. Причина этого ско¬
рее всего в том, что звезды этих ядер богаче металлами, чем боль¬
шинство звезд в окрестностях Солнца.
В 1968 г. сообщалось о ряде еще незаконченных подобных ис¬
следований состава М 31, М 32, М 81 и других галактик. Напри¬
мер, Остерброк и Морган нашли, что ядро М 31 сходно с про¬
зрачными областями в облаке Млечного Пути в Стрельце,
а ядро М 51 типа Sbc сходно по составу с шаровым скоплением,
§ 4. СИНТЕТИЧЕСКИЕ СПЕКТРЫ ГАЛАКТИК
271
в спектре которого интенсивность линий металлов промежу¬
точна.
В последующем продолжалось исследование преимущественно
ядер М 31 и М 32 как наиболее ярких и близких. Спинрад и Тэй¬
лор в 1971 г. методом проб строили модель М31, но Фабер в
1972 г. [250] к их измерениям применила метод наименьших квад¬
ратов как более верный при сравнении моделей с наблюдениями и
нашла, что в видимой и близкой инфракрасной области модель с
меньшей пропорцией поздних карликов класса М, чем получалось
раньше, и величина Ш/L получилась у нее равной 15 вместо преж¬
ней 44, что ближе к тому, что получилось из прямых определений
(см. на стр. 237), но все же далеко от них. При этом Фабер исклю¬
чила из модели переобогащенные металлом звезды. Наблюдения
в полосе поглощения А, 9910, не отождествленной, но заметно уси¬
ливающейся в красных карликах, не обнаружили ее в спектрах
пяти галактик. Болдуин и др. [251] в 1973 г. наблюдали сильные
полосы СО, характерные для гигантов в области 2,5 мк в трех га¬
лактиках. Принимая в модели всё звезды класса М гигантами,
Ш/L можно уменьшить до 0,8. В 1975 г. полоса СО наблюдалась
еще в спектрах М 82 и NGC 253, но в эмиссии, вероятно, связан¬
ной с темной материей в них.
Узкополосная фотометрия в ультрафиолете до 3300 А с Земли
и при внеатмосферных наблюдениях 35 галактику 1972 г. обнару¬
жила в распределении энергии минимум у 2400 А, после чего сле¬
довал крутой подъем энергии к коротким длинам волн. Из первых
названных наблюдений делали вывод о наличии в ядре М 31 не¬
большого числа звезд О и В, а вторые наблюдения нельзя было
удовлетворить никакой комбинацией даже самых горячих звезд.
Такие данные получились и для ядра М 31, и для одной из сверх¬
ассоциаций вдалеке от него. Допускают, что результаты обуслов¬
ливаются особенностями межзвездного поглощения.
Из комбинации данных об изменении цвета в диске М 31
с удалением от ядра, с падением интенсивности полосы CN и
неизменности триплета Mg I у 5180 А, по наблюдениям
1969—1972 г. заключают, что процент карликов класса К рас¬
тет наружу.
В 1972 г. Спинрад, а также Смит и Тейлор исследовали узкопо¬
лосной фотометрией полосу CN в ряде галактик разных типов и
нашли, что градиент ее интенсивности круче там, где круче гра¬
диент поверхностной яркости. В ядрах галактик Е и S0 меньшей
светимости М 32, NGC205 и 5195 водородные линии сильны и
включения в синтез сверхметаллических звезд не требуется. Уль¬
рих [252] дала широкий обзор спектральных наблюдений различ¬
ных ядер, кончая 1973 годом.
Как в 60-х годах, так и теперь, нас все еще не удовлетворяет
неоднозначность синтетических решений проблемы.
272
ГЛ. Y. НАСЕЛЕНИЕ ГАЛАКТИК
ДИФФУЗНАЯ МАТЕРИЯ
Диффузная материя по массе во всех известных галактиках
занимает подчиненное положение. На нее приходится не более
30 %, а обычно не более 10 % массы. Тем не менее ее исследова¬
ние чрезвычайно важно для понимания эволюции и происхожде¬
ния галактик, а тем самым происхождения звезд и Солнца. Более
того, оно важно для исследования конкретных галактик — изу¬
чения их вращения и движения вещества в них, масс, определения
расстояния, размера и т. д.
Диффузная материя проявляется в трех видах: 1) в виде темных
полос вдоль экватора галактик, дискретных каналов и темных пя¬
тен в теле галактики, 2) как газ, обнаруживаемый по ярким ли¬
ниям в интегральном спектре или в спектре сгустков и видимый
непосредственно в качестве ярких туманностей — областей Н II,
3) как невидимый нейтральный водород, обнаруживаемый по его
излучению в радиолинии % 21 см, и другие элементы и молекулы,
обнаруживаемые по их радиолиниям. Кроме того, диффузной ма¬
терией можно считать релятивистский газ, являющийся причиной
синхротронного радиоизлучения галактик.
§ 5. Пылевая материя
а. Характер распределения пыли. Мы излагаем эту картину по
обзору [252а], который в виду трудностей иллюстрирования дает
ссылки на объекты «Хаббловского атласа галактик» Сэндиджа.
Внимательное изучение большого количества галактик пока¬
зывает большое разнообразие в расположении пылевых масс. Не
во всех галактиках расположение пыли очевидно, и мы будем го¬
ворить лишь о тех из них, где картина достаточно ясна.
Наличие пыли хорошо видно, когда ее много и когда галактика
имеет большую поверхностную яркость, а спиральные ветви за¬
кручены туго. Конечно, уменьшение наклона экваториальной
плоскости к лучу зрения способствует обнаружению пыли, так
как вызывает увеличение оптической толщи пылевого слоя на луче
зрения и увеличение поверхностной яркости соседних областей
галактики, что повышает контрастность картины. Распределение
пыли указывает и на распределение связанного с нею газа, дру¬
гим путем в далеких галактиках не обнаруживаемого.
Пыль и газ встречаются нередко и в эллиптических звездных
системах, и в эллиптических ядрах спиральных галактик. Поэто¬
му сомнительно безоговорочное причисление газовых и пылевых
облаков к населению I типа по Бааде. Можно сказать, что газ и
пыль лишь преобладают в плоских звездных подсистемах, но, как
будет видно из дальнейшего, они наблюдаются не только в них,
но д сами могут образовывать различные подсистемы.
§ 5. ПЫЛЕВАЯ МАТЕРИЯ
273
b. Эллиптические галактики. Изредка пылевые включения встре¬
чаются как в карликовых (например, NGG 185 и 205), так и в ги¬
гантских эллиптических галактиках.
Они имеют форму небольших неправильных облаков. В
NGC 205, кроме них, есть совсем малое круглое облако диаметром
2' или 300 пс. В NGG 205 масса большого облака пыли составляет
~10Б масс Солнца.
В то время как звезды в этих системах имеют распределение
более или менее сферическое, во всяком случае очень правильное,
концентрируясь плавно к центру, пылевые облака располагаются
не в центре и не на периферии. Таким образом, распределение пыли
и связанного с ней газа в корне отличается от распределения звезд.
Темная широкая полоса, пересекающая по центру радиога¬
лактики NGC5128 и 1316, представляет особое явление. Во вся¬
ком случае, плоский слой пыли в эллиптических галактиках, не
являющихся радиогалактиками, пока не наблюдался.
Произвольное расположение хаотических облаков пыли в эл¬
липтических галактиках можно было бы рассматривать как под¬
тверждение гипотезы о выбросе диффузной материи из ядер галак¬
тик в процессе эволюции. Затруднением здесь является, однако,
то, что в этих галактиках ядро, во всяком случае видимое, не об¬
наружено.
c. Галактики S0. В галактиках подтипа SO 1 пыли не видно.
Возможно, что, как и в эллиптических галактиках, пылевые вклю¬
чения в них изредка бывают. Наклон к лучу зрения шести галак¬
тик SO 1 атласа Хаббла мал.
Хаббл классифицировал как S0pec галактики NGG3718 и
4553. Первая из них классифицирована так потому, что она похо¬
жа на SO 1, если у нее убрать две темные полосы в виде искривлен¬
ных конусов, сходящихся вершинами в ядре. А кроме того, надо
убрать для этого и две совершенно явные спиральные ветви!
Сэндидж считает ее выпадающей из классификации вообще.
Нам представляется, что она сходна с нормальными спиралями, у
которых Сэндидж нашел пылевые спиральные ветви, выходящие из
самого ядра.
NGC 4753 испещрена темными каналами (рис. 80), до некоторой
степени параллельными друг другу. Хаббл относил ее к SO 1,
мысленно убирая эти темные каналы.
Эти два примера прекрасно иллюстрируют недостаточность и,
может быть, ошибочность существующих классификаций галактик
и разнообразие сочетания формы светящегося тела галактики и
расположения в ней диффузной материи. Здесь, как и в случае
эллиптических галактик, нет связи между распределением звезд
и диффузной материи.
Обращаясь к галактикам S0 2 и S0 3 атласа, мы видим, что в
них темная материя в основном располагается в виде дуг, концент-
274
ГЛ. У. НАСЕЛЕНИЕ ГАЛАКТИК
ричных относительно ядра или линзы и расположенных по их т
риферии. В более поздних подразделениях SO темные дуги превр*
щаются в полные кольца, обращая этим галактики в кольцевые
г В NGC5866 слой пылиЧааклонен к экваториальной плоскост
звезд^на 2°, в NGG 4710 в одну сторону*от .ядра^слой темной мат<
рии наклонен несколько больше. Искривление^слоя темной мат<
рии хорошо заметному NGG 891 и небольшой ее^наклон’к плоскост
Рис. 80. Волокна пыли в аномальной галактике NGC 4753.
экватора есть у NGG 4565. Этот наклон очень силен у NGC 540
и 3190, воспроизведенных в атласе взаимодействующих галакти
(№ 307 и 310 по каталогу к нему), но здесь он, видимо, являете
результатом возмущения со стороны соседних с ними галактш
К этим случаям перекоса, отмечавшимся нами неоднократно т
чиная с 1957 г., А. В. Засов в 1965 г. добавил еще несколько. О
обнаружил их преобладание в галактиках групп и неболыпи
скоплениях. Поэтому в большинстве случаев перекос надо считат
результатом взаимодействия галактик, а не «обтекания» межгала!
тической средой.
В особенности может быть интересен вопрос в отношении кол!
цевых галактик: является ли менее яркий промежуток между яр
ром (линзой) и светлым кольцом следствием поглощения света
кольцевой области? Сэндйдж указывает на это, как на альтерш
тиву, но в дальнейшем трактует темные промежутки только ка
§ 5. ПЫЛЕВАЯ МАТЕРИЯ
275
следствие поглощения света. Для бесструктурных галактик SO
его атласа это подтверждается тем, что при сильных наклонах в
подобных галактиках слой пыли проектируется на ядро. Значит,
это может быть так. Но всегда ли это так,— поручиться нельзя.
В случаях, когда кольцо также клочковато, как и спиральные
ветви поздних галактик, может добавляться, преобладать и даже
единственно существовать другой эффект — эффект различия
звездного населения. Правилом, почти не знающим исключения,
является то, что расчлененность, клочковатость структуры во
всех галактиках на периферии больше, чем в центральной области.
Это следует объяснить тем, что горячие гиганты, их скопления и
рассеянные звездные скопления, а также области Н II, распола¬
гаются не в центральных областях. Поэтому даже при непрерыв¬
ном падении средней плотности вещества к периферии яркость по¬
следней может быть больше за счет гораздо большей светимости
входящих в нее объектов. Ввиду этого наличие кольца темной ма¬
терии в кольцевых галактиках поздних типов, позднее SO 3 (назо¬
вем их так), остается не ясным. Достаточно близко к нам галак¬
тик такого типа нет и детали их структуры не видны. По общему
сходству их светлых колец со спиральными ветвями можно думать,
что внутри колец и вблизи них темная материя бывает распреде¬
лена так же, как внутри спи-ральных ветвей и вблизи них.
Во всяком случае, является фактом, что в области промежутка
между светлым кольцом позднего типа и ядром нет таких неравно¬
мерностей в структуре, как в светлом кольце. Отсюда следует вы¬
вод, что если темное кольцо вызвано поглощающей материей, то ее
распределение в нем довольно однородно.
Нужно еще обратить внимание на следующее. Выделяющееся
светлое кольцо чисто кольцевых галактик вызвано существованием
менее яркой зоны между ним и ядром. Но совершенно то же от¬
носится к светлым кольцам и галактикам SB с тем отличием, что у
последних темное кольцо пересечено светлой перемычкой. Но ин¬
тенсивность перемычки меняется до полного ее исчезновения, ког¬
да мы имеем переход от галактики SB к чисто кольцевой. Поэтому
можно думать, что роль пыли одинакова в промежуточной зоне
как кольцевых галактик, так и галактик SB.
Распространенное мнение о том, что в богатых скоплениях
мало спиралей и много галактик типа SO без диффузной материи
потому, что она из них выметена при столкновениях, еще требует
подтверждения. Оно станет вероятнее, если галактики SO в скоп¬
лениях окажутся относительно реже содержащими пыль, чем га¬
лактики SO общего поля. Важным является также вопрос о том,
как скоро спиральная галактика, лишенная пыли и газа, потеряет
свои ветви и потеряет ли она их вообще.
В дискообразных галактиках позднего типа, таких как галак¬
тика NGC 2796, пыль разбросана хаотически в виде пятен и ко¬
276
ГЛ. V. НАСЕЛЕНИЕ ГАЛАКТИК
ротких волокон. Ее называют неправильной, потому что она не
укладывается в классификации. Но она не неправильная, так как
имеет правильную форму и резкий край. Такие галактики мы
встречали не раз.
d. Спиральные галактики. Ии абсолютно, ни относительно ко¬
личество пыли в галактике мы оценить пока не можем. При прочих
равных условиях пыль обнаруживается легче там, где она сильнее
сконцентрирована в темные волокна. Большое количество пыли,
раздробленной на мелкие или большие, но малоплотные облака,
будет незаметно, особенно если яркие спиральные ветви узки и
широко раскрыты, или очень клочковаты. В спиральных галакти¬
ках относительное количество сконцентрированной пыли крайне
разнообразно, независимо от их типа. Так, например, в галакти¬
ках NGC4293, 3623, 4569, 4579 ее очень много, а в NGC3898,
4866, 2811, 4826 пыли видно мало, хотя эти галактики имеют на¬
клон, благоприятный для ее обнаружения. В галактиках NGC
5907, 5194, 5236, 253, 3556 и других сконцентрированной пыли
много, а в NGC 5907, 4321, 1637, 1232, 1087 и других ее гораздо
меньше.
В галактиках Sc и неправильных вследствие их меньшей по¬
верхностной яркости и большой клочковатости пыль выявить
труднее. Судя по результатам изучения Магеллановых Облаков, в
неправильных галактиках I типа (с горячими гигантами и облас¬
тями Н II) пыли относительно мало, но ведь и сами эти галактики
тоньше. Но пыли много в неправильных галактиках II типа:
NGC 3034, 3077, 5195 (без неоднородностей в структуре светлой
компоненты). Между тем эти галактики состоят, видимо, из насе¬
ления II типа, а неправильные галактики I типа — из населения
I типа. В итоге можно считать, что при большом индивидуальном
разнообразии относительное количество пыли, во всяком случае
сконцентрированной, в среднем либо убывает от типа Sa к типу
Ir I, либо ее распределение становится более равномерным и по¬
тому менее заметным. Если последнее верно, то опять-таки рост
этой равномерности идет вразрез с возрастанием клочковатости в
распределении звезд, по крайней мере горячих.
Кроме того, может быть, существует разрыв между малым и
умеренным содержанием пыли в галактиках S0 3 и умеренным и
большим содержанием пыли в спиралях Sa. Между тем явной
границы между классами S0 3 и Sa нет.
Распространено мнение, что пыль располагается, хотя бы пре¬
имущественно, всегда на одной и той же стороне спиральных вет¬
вей, и это пытаются объяснить гидродинамическими эффектами.
Вообще большинству теорий желательно, чтобы пыль была всегда
на внутренней стороне ветвей, и что оно так и есть — стало общим
мнением без объективной проверки фактов. Сэндидж в атласе ча¬
сто подчеркивает, что основные пылевые волокна [располагаются
§ 5. ПЫЛЕВАЯ МАТЕРИЯ
277
на внутренней стороне ветвей, но иногда он отмечает бесйорядоч¬
ный характер расположения темных дуг. Первое из этих утверж¬
дений нам представляется слишком категоричным. В большинстве
спиралей атласа, видимых почти плашмя, ветви очень широки
или промежутки между ними тоже светятся. Подходя объективно,
обычно бывает трудно сказать, идут ли пылевые волокна по вну¬
тренней стороне внешней ветви или по внешней стороне внутрен¬
ней ветви. В этом вопросе много субъективного, и, возможно, что
тут играет роль какое-либо подсознательное соображение. В ряде
случаев пыль действительно расположена, скорее, на внутренней
стороне ветвей. Однако Сэндйдж сам указал один случай, когда
темное волокно совершенно бесспорно располагается внутри спи¬
ральной ветви. Это NGC 3627. Но то же видно у NGG 5194,
5457, 4304 (для верхней ветви). Пожалуй, темная материя часто
присутствует на внешней стороне внутренних, аморфных
ветвей.
В галактике SBa NGC 5566 в двух ветвях тонкие, резкие тем¬
ные волокна расположены почти у самого наружного края.
В NGC 5383 одно главное волокно расположено внутри ветви,
а другие волокна между ветвями. В NGC 3504 прямое узкое волок¬
но на юге «врезается» внутрь ветви, а в NGG 3351 волокно ближе
к внешнему краю северной ветви. Мы указывали, изучая дру¬
гие репродукции, что, по нашему мнению, в ряде галактик (NGG
1068, 2903, 3190, 4216, 4736, 5055 и 7331) пыль преобладает на
внешней стороне. (В атласе Сэндйдж об этих галактиках своего
мнения не приводит.)
В ряде галактик Sc, видимых почти с ребра, сплошной темной
экваториальной полосы не видно. Таковы, например, NGG 4244,
4631. Иногда темные пятна-в них разбросаны по всей ширине свет¬
лого веретена, т. е. до больших высот над экваториальной плос¬
костью (NGC 4631). Иногда же разброс этот невелик. Сопоставле¬
ние таких галактик, у которых пыль есть, но не образует мощной
темной полосы, с теми галактиками, у которых темная экватори¬
альная полоса хорошо видна, является как будто подтверждением
того, что у первых большой пылевой канал идет по внутренней
стороне яркой ветви, а у вторых — по наружной стороне спираль¬
ной ветви (рис. 81).
Таким образом, распределение волокон пыли весьма разнооб¬
разно: они часто расположены между ветвями спиралей, внутри
них, а иногда явно на наружном краю. Хотя они и бывают, может
быть, чаще на внутренней стороне, но это не является четко выра¬
женным правилом.
Весьма интересно изучение галактик SB. Мощные темные пря¬
мые волокна идут вдоль каждой половины перемычки в NGC 1300,
5383, 6951, 1097, 3504. В двух последних они, по Сэндиджу, вхо¬
дят внутрь ядра по спирали, а наружные концы их сливаются со
278
ГЛ. У. НАСЕЛЕНИЕ ГАЛАКТИК
спиральными ветвями. Превращение пылевых спиралей в прямые
перемычки с удалением от центра особенно удивительно. Прямые
части темных перемычек часто касательны к ядру.
Рис. 81. Слой пыли в экваториальной плоскости спиралей (сверху вниз)
NGC 4594, 5746, 4565, 4244 и 5403 (с перекосом пыли от взаимодействия с со¬
седней галактикой).
В NGC 5383 одно прямое волокно перемычки как бы пересекает
ядро спереди, а другое пересекает его сзади относительно наблю¬
дателя, а между тём эта галактика видна не с ребра, а плашмя.
Наконец, если считай, что везде сййральные ветви закручива¬
ются, то в NGC 1300 темные волокна перемычки расположены на
передней по вращению стороне светлой перемычки, а в NGC 5383 —
на задней стороне.
§ 5. ПЫЛЕВАЯ МАТЕРИЯ
279
Таблица 25
Толщина экваториального слоя пыли в галактиках,
видимых с ребра (при £Г=75 км/сек»Мпс)
NGC
Тип
Слой,
nc
Ван ден Берг
Вокулер
Сэндидж
5866
Ебр
SA(s)0°
S03
60:
4710
Е8
SA(rb?)0+
S03
165
891
Sb
SA(s:)b ,
S
110—220
7640
S(B)b + III
SBc(s)
200
4224
Sa/Sb - III
165—430
5907
Sb+ II
SA(s)c
Sc
250—440
681
Sb
330
3190
Sbnt II—III
240—550
3628
Sbnt
260—700
4565
Sb I
SA(s:)bc
Sb
350—1100
4594
Sb-
SA(s:)a
Sa/Sb
660—990
7814
Sb~
< 500
5746
Sb(n?)
SA(s:)b
830
3079
Sbn(t) II:
840
3556
Sc*
Sb(s)cd
Sc
До 950
5128
(E0 + SB)?
(E0 + Sb)?
860—1600
Детали распределения темных волокон лучше всего видны в
М 33 по фотографии Ричи и были детально исследованы Воронцо¬
вым-Вельяминовым. Расположенные в основном между главными
ветвями, они образуют ветвистый узор, напоминающий разветвле¬
ния молний. Очень вероятно, что пылевые волокна располагаются
вдоль силовых линий магнитного поля.
В таблице 25 мы приводим нашу оценку толщины экваториаль¬
ного слоя пыли в галактиках для сравнения с нашей Галактикой,
у которой толщина этого слоя оценивается в 200 пс. Для несколь¬
ких галактик, годных для измерения, не известны расстояния.
Толщины поглощающего слоя можно оценивать только в тех
галактиках, у которых он проектируется на ядро и угол его с лу¬
чом зрения мал. В других галактиках мы за толщину слоя можем
принять его ширину или даже промежуток между спиральными
ветвями.
Таким образом, мы видим большое разнообразие и в относи¬
тельной, и в абсолютной толщине пылевого слоя. Даже не в ано¬
мальной радиогалактике NGC5128, а в нормальных, толщина
слоя иногда доходит до 1000 пс.
е. Особо замечательные случаи.! % NGC 891 от экваториальной
полосы темной пыли перпендикулярно к ней отходят темные мно¬
гочисленные волокна, отмеченные Сэндиджем в атласе. Их высота
доходит до 1000 пс. Спрашивается, что может поднимать пыль и
280
ГЛ. У. НАСЕЛЕНИЕ ГАЛАКТИК
газ в этом направлении на такие высоты и поддерживать их там
при вращении галактики?
Только в 1975 г. появились измерения нейтрального водорода
в NGG 891. Наблюдатели упоминают слой нейтрального водорода
менее 500 пс толщиной, но в континууме радиодиапазона излуче¬
ние заходит за края оптического изображения. Они предполага¬
ют, что наблюдается смесь теплового и нетеплового происхожде¬
ния. Пыль может подниматься над экваториальной плоскостью
газом. По-видимому; в данном случае плотность нейтрального
водорода слишком мала, чтобы ее можно было зарегистрировать
на больших высотах.
Наиболее потрясающим является случай с NGC 3031. Северо-
западную часть галактики — ее линзу и спиральные ветви — пе¬
ресекает ряд прямых параллельных темных полос, из которых
ближайшая к ядру наиболее интенсивна. В частной беседе Сэн-
дидж допускал, что это могут быть темные кольца, плоскости ко¬
торых перпендикулярны к экваториальной плоскости галактики.
Подтверждение этому взгляду можно видеть в том, что яркое
главное тело NGG2685 (S0pec) также пересекает ряд параллель¬
ных темных дуг, явно связанных со светлыми дугами и кольцами
клочковатого строения, большие оси которых перпендикулярны
к большой оси главного тела. В данном случае плоскости дуг, ко¬
лец или спиралей (что бы они собой ни представляли) почти пер¬
пендикулярны к видимой большой оси главного тела (см. рис. 42).
Об NGG2685 см. также на стр. 307.
Упомянутые темные полосы в NGC3031, а также светлые и
темные кольца в NGG 2685, достаточно ярко показывают, как еще
недостаточны наши представления о динамике галактик, о проис¬
хождении и развитии их форм и о месте в них диффузной материи.
Эти исключения слишком красноречивы, чтобы их можно было иг¬
норировать, строя теоретические модели галактик.
f. Пыль в ядрах спиралей. В линзе М31, кажущейся аморфной
при передержках, есть пылевые волокна, доходящие почти до
внутреннего крохотного ядра. Затем мы отметили, что линза М 33
является скорее диском, в котором вокруг маленького ядра раз¬
бросаны не только сверхгиганты, но и пылевые облака. Бааде на¬
считывал в М 31 много ветвей и неоднократно писал, что внутрен¬
ние спиральные ветви — чисто пылевые, и что ветви становятся
яркими и содержащими гиганты только на большом расстоянии от
ядра. Он писал, что пылевые спиральные ветви «превращаются»
в светлые. О том же пишет и Сэндйдж в Атласе галактик. Он обна¬
ружил в линзах одних галактик вблизи центра пятна пыли, в дру¬
гих — хаотически разбросанные дуги и волокна, в третьих — тем¬
ные спиральные ветви, далее «превращающиеся» в светлые.
Следовало бы сказать, чт о в действительности от ядра начинает¬
ся темное волокно, вблизи конца которого появляется начало яр¬
§ 5. ПЫЛЕВАЯ МАТЕРИЯ
281
кой ветви, а пылевое волокно идет дальше по ее краю, но «превра¬
щение» пыли в звезды не имеет места. В своих формулировках Ба¬
аде и Сэндидж, по-видимому, исходили из убеждения, что звезды
ветви возникают из диффузной материи темных волокон.
На сильно увеличенных фотографиях центров галактик в Ат¬
ласе Сэндиджа от ядра отходит множество спиралей, и темных, и
светлых; светлые находятся между темными, или наоборот.
Отмечая здесь «рождение» спиралей внутри линзы прямо из
маленького центрального ядра, мы должны, однако, напомнить,
что существует множество случаев, когда ветви начинаются не из
ядра, а от периферии линзы, диска или кольца, а иногда даже на
значительном расстоянии от них, никак не будучи с ними связаны.
Это большое разнообразие в начале «образования» спиралей, в част¬
ности, пылевых, чрезвычайно характерно и не должно забываться.
В заключение коснемся пылевых волокон в ядре М 31, которые
можно изучать лишь при большом масштабе снимков.
Джонсон изучил ядро М 31 в масштабе 7",4 в мм. Радиус ядра,
выделяющегося из фона особенно резко, он принял равным 2",5,
а пылевые спиральные ветви прослеживаются до расстояния 6" от
центра. Йх толщина всего несколько парсек. На его репродукциях
пыль видна только до расстояния 14" от центра, и в какой мере вет¬
ви действительно образуют спираль, судить невозможно. Они
заворачиваются почти на 90° внутри круга радиусом 60", а далее
слишком ветвятся, чтобы их можно было проследить. Следова¬
тельно, с внешними ветвями они непосредственно не связаны.
С другой стороны, Джонсона можно понять так, что ближайшие
к ядру массы пыли являются пятнами, не зависимыми от темных
спиральных волокон, и где начинаются последние,— остается не¬
ясным. Ничего не сказано о форме и ориентации их, что существен¬
но ввиду того, что внешние ветви очень сжаты проекцией галакти¬
ки на небесную сферу.
Если внутренние пылевые ветви и не связаны непосредственно
с более далекими от ядра, то все-таки можно было бы ожидать,
что все они лежат по крайней мере в одной плоскости. Указание
на это могла бы дать фотометрия волокон.
g. Анализ пылевой материи. Для изучения свойств поглощаю¬
щей свет материи в других галактиках, ван Хутен [137] предпри¬
нял сначала изучение ее в нашей Галактике. Он нашел, что вы¬
воды разных наблюдателей весьма разноречивы, хотя и есть дан¬
ные в пользу того, что альбедо пылевых частиц мало. Поэтому ван
Хутен принял две модели: одну с изотропно рассеивающими час-,
тицами, с альбедо 0,2, и другую — с частицами с альбедо 0,5 и
сильно рассеивающими вперед. Он вывел формулы, дающие для
обеих моделей интенсивность рассеянного света в оптически тон-,
ком слое. Очень благоприятный объект для исследования пылево¬
го слоя в галактиках представила NGG4594 тица Sa, видимая с
282
ГЛ. V. НАСЕЛЕНИЕ ГАЛАКТИК
ребра и имеющая четкую темную полосу вдоль экватора. О том,
как ван Хутен «разложил» систему NGC 4594 на центральную сфе¬
рическую и на плоскую подсистемы, мы говорили в § 4 гл. III. Ис¬
следуя детально распределение яркости в темной полосе, ван Ху¬
тен определил оптическую толщу этого слоя на разных расстоя¬
ниях от центра галактики, а также интенсивность света звезд, на¬
ходящихся в пылевом слое. Решая эту сложную задачу, он нашел,
что если рассеянного света в слое нет, то оптическая толща слоя
пыли вдоль луча зрения составляет 2,55 и тогда соответствующее
значение оптической толщи в направлении, перпендикулярном к
слою, составляет 0,22. Это примерно равно оптической толще по¬
глощающего слоя э окрестностях Солнца. Избыток цвета темного
кольца был установлен в +0^,35 по отношению к цвету центра.
Максимальное истинное поглощение света в темной полосе состав¬
ляет в синих лучах около Ът. Сделать с надежностью выбор между
двумя моделями оптических свойств частиц, однако, не удалось.
Темная материя практически вся расположена между 8 и 33 кпс
от центра, и ближе 8 кпс плотность пыли ничтожна, а распределе¬
ние света в звездном диске имеет максимум у 3 кпс. Можно пока¬
зать, что количество света балджа, дифрагированного пылинками
кольца, мало сравнительно со светом от других источников.
Для NGC 5866 и 7814 ван Хутеном также было оценено макси¬
мальное значение толщины слоя пыли: 110 и 180 пс соответствен¬
но. Это меньше, чем толщина поглощающего слоя около Солнца
(около 200 пс). Яркость в центре темной полосы четырех галактик
(NGC4565 , 4594, 5746, 7814) сходна со средней яркостью неба на
0° галактической широты в Галактике, составляя в среднем 22л,4
на кв. секунду с наибольшим отклонением 0ОТ,65.
Исследования поглощения света в Магеллановых Облаках,
М 31 и других близких галактиках мы осветили в параграфах, по¬
священных этим объектам в главе о Местной группе галактик.
В тех же целях, для изучения поглощения света в отдельных обла¬
ках, в галактиках измеряли поляризацию света и обсуждали с
точки зрения теории чистого поглощения и дифракции Эман и
А. Элвиус. Об этом комплексном цикле работ Стокгольмской об¬
серватории мы уже говорили в § 8 главы I. Надежности результа¬
тов мешают малые угловые размеры галактик и отклонение их
реальной структуры от простых схем.
Для выбора модели магнитного поля в галактиках надо опреде¬
лить угол между направлением спиральных ветвей и направлени¬
ем поля. С этой целью измеряли поляризацию в сильно разверну¬
тых М 81 и М 51. Более точным фотоэлектрическим методом нашли
поляризацию от 0^,02 до 0ОТ,22. Плоскость колебаний, вообще
говоря, параллельна пылевым каналам. Но есть указания на то,
что излучение яркого ядра рассеивается пылью в ветвях и много
добавляет к наблюдаемому поляризованному свету.
§ 6. СВЕТЯЩИЙСЯ ГАЗ. ОБЛАСТИ Н II
283
§ 6. Светящийся газ. Области Н II
а. Интегральные данные. Дискретные диффузные газовые ту¬
манности можно изучать лишь в ближайших галактиках. Общее
свечение газа в интегральном спектре, практически обычно лишь
в ядре, можно обнаружить даже и в очень далеких галактиках по
наличию ярких линий в щелевых спектрограммах. Легче всего об¬
наруживаются на снимках, сделанных для определения лучевых
скоростей, линии 3727 А [О III и На, если снимок охватывает
красный конец спектра. По таким спектрограммам по линии
3727 А как побочный продукт и была выяснена частота встречае¬
мости газов в ядрах галактик. В табл. 26 приведены классические
Таблица 26
Частота встречаемости галактик с излучением в линии X 3727 А
Тип
Е
so
Sa
Sb
Sc
Ir
Все
Маунт Вилсон
0,18
0,48
0,62
0,80
0,85
0,54
Число объектов
(82)
(52)
(37)
(66)
(41)
—
(278)
Ликская
0,19
0,27
0,25
0,54
0,78
0,93
0,58
Число объектов
(31)
(И)
(20)
(52)
(94)
(14)
(222)
результаты просмотра более 200 спектрограмм на обсерваториях
Ликской и Маунт Вилсон.
В таблице приведен процент галактик с эмиссией [О II], а в
скобках — число объектов. Как видим, чем позднее тип галактики,
тем чаще встречается эмиссия в спектре. Встречаются яркие ли¬
нии, такие же, как в спектрах планетарных туманностей, с боль¬
шим разнообразием как числа, так и степени возбужденности.
Ь. Газ в галактиках Б. Внимание к исследованию газа в эллип¬
тических системах привлек в 1957 г. Б. А. Воронцов-Вельяминов.
В 1959 г. Минковский и Остерброк исследовали газ в ядре галакти¬
ки ЕЗ NGC 1052, где X 3727 необычно сильна. Этот дублет вслед¬
ствие расширенности компонент сильной турбуленцией не разре¬
шается на отдельные линии и потому по отношению их интенсивно¬
стей электронную концентрацию пе оценить нельзя (расстояние
между компонентами 2,8 А). Но отношение интенсивностей компо¬
нент влияет на «центр тяжести» бленды, положение которой изме¬
ряется. Измеренную длину волны бленды X 3727-29 А можно
сравнить с положением линии 5007 А [О III] и из этого вывести от¬
ношение интенсивностей, а по нему вычислить пе. Принимая Те=
=10 000°, мы получаем для верхнего предела л*<200 см-3. Если
в ядре есть столько же голубых звезд пониженной светимости, как
284
ГЛ. У. НАСЕЛЕ НИБ ГАЛАКТИК
и в шаровом скоплении М 3, то их достаточно для нужной иониза¬
ции газа. Но энергию ионизации может поставлять диссипация
энергии турбулентных движений, сам же газ мог накопиться в
процессе эволюции звезд с потерей массы или мог сохраниться со
времени конденсации галактики в звезды.
Позднее Остерброк исследовал подробнее галактику Е 1
NGG 4278 и радиогалактику ЕО NGG 4486, которая является,
впрочем, одной из мощнейших радиогалактик и не типична для
нормальных эллиптических галактик. В последней из них X 3727
широкая и двойная, но при раздвоенности в 11 А=900 км/сек
более слабая компонента не является членом нормального дублета
X 3727. Эта компонента, вернее, «плечо» линии, может быть обра¬
зована односторонним истечением из ядра, около которого в пре¬
делах всего лишь 1" и видно излучение газа. Плотность определить
не удалось.
В NGC 4278 X 3727 прослеживалась до 2"=85 пс от центра.
Разброс скоростей уменьшался от 890 км/сек с удалением от цент¬
ра. Наблюдались еще линии Н, [N II], [О III] и [N III]. Хи¬
мический состав получен нормальным, если не допускать аномаль¬
но высокую Те и недостаток тяжелых элементов. Для пе удалось
оценить лишь пределы: 10<тге<300 см~3, и соответственно полная
масса газа 10Ч-106 Позднее нашли, что в ядре М 87 происхо¬
дит скорее выброс в нашу сторону газовых облаков, как в галак¬
тиках Сейферта, со скоростью 200 км/сек.
с. Спиральные и неправильные галактики. Ценную сводку све¬
дений об этих галактиках дали Бербиджи, проанализировав бога¬
тую коллекцию спектрограмм, полученных ими для изучения вра¬
щения и масс галактик. Их данные подтверждают, что наибольшая
ионизация имеет место в неправильных галактиках и постепенно
уменьшается от Sc и Sb к Sa. В Ir и в ядерных областях, а также в
ветвях галактик SBc, Sc и SBc — SBb, должно быть много горя¬
чих гигантов. В ядрах некоторых галактик Sc и Sbc и в ядрах боль¬
шинства галактик Sb ионизованного газа меньше, чем в области
ветвей. Интересно, что отношение интенсивностей линий На и
[N И] 6583 А уменьшается от 3 до 1—0,1 при переходе от области
ветвей к области ядра. Это явление встречается чаще всего в га¬
лактиках Sb и Sa с большими ядрами и хорошо развитыми балд-
жами, но бывает и у галактик Sc с малыми ядрами. Его можно объ¬
яснить недостатком водорода вблизи ядер, либо допустив, что
излучение газа несущественно в тех ядрах, где свет приходит пре¬
имущественно от гигантов К, и что ионизация и возбуждение
столкновением происходят при Те=20 000—40 000°. Но может
быть, что это даже не тепловое возбуждение. Оно может вызы¬
ваться корпускулярным излучением звезд. Более подробно усло¬
вия возбуждения свечения газа в областях Н II в галактиках были
разобраны теоретически.
§ 6. СВЕТЯЩИЙСЯ ГАЗ. ОБЛАСТИ Н II
285
d. Облака Н II. Выявление эмиссионных туманностей было на-
чато в 1942 г. в М 101 Сейфертом, в М 31 и 33 Бааде и Аро, Аллер
предпринял фотометрию их в М 33, а Г. А. Шайн и В. Ф. Газе,
тоже на основе фотометрии, впервые оценили массы эмиссионных
комплексов в М 33, IG 10 и NGC 6822. Эта работа показала, что
массы эмиссионных газовых комплексов достигают в галактиках
позднего типа 104 и даже 10® ЗЛ0 (туманность NGC 604 в М 33).
Рис. 82. Расположение областей Н II в NGC 628 (по Ходжу).
Области Н II в М 33 см. на рис. 57. Они превышают массы вклю¬
ченных в них горячих звезд. Плотности их того же порядка, что
у галактических диффузных туманностей. Ярчайшие планетарные
туманности были обнаружены в Магеллановых Облаках и, может
быть, в М 31. О них см. в описании этих галактик, а также в § 8
настоящей главы.
Интересный обзор для выявления областей Н II в 1967 г. вы¬
полнил Ходж [253] по снимкам через красный светофильтр со
120-сантиметровым телескопом Шмидта и отчасти с 120-дюймовым
телескопом, составив при этом карты расположения облаков. Об¬
ласти Н II Ходж обнаружил в 60 галактиках, общим числом 2000.
Больше 180 их найдено в NGC 628 и 183 (рис. 82), а в некоторых
галактиках их обнаружено лишь по три. На это число больше все¬
го влияют тип (в Sc и Ir их больше всего), светимость галактики и
286
ГЛ. У. НАСЕЛЕНИЕ ГАЛАКТИК
степень разрешения. Например, в М 31 Бааде нашел с 200-дюймо¬
вым телескопом 688 областей Н II, а Ходж с 48-дюймовым
Рис. 83. Неправильная галактика NGG 4490. Вверху слева фотография в лу¬
чах На, справа — снимок в непрерывном спектре, внизу — схема расположе¬
ния областей НИ (по работе французских астрофизиков).
телескопом — 537, но для более далеких галактик различие в
разрешении сказывается сильнее.
Исходя из этих данных и считая, что где много горячего газа,
там идет и энергичное звездообразование, Ходж [253] заключил,
§ 7. НЕЙТРАЛЬНЫЙ АТОМАРНЫЙ ВОДОРОД
287
что оно происходит в узких концентрических кольцах у перифе¬
рии галактик. Там же, где ветви широки и разрежены, звезды фор¬
мируются повсеместно. Облака Н II концентрируются к ветвям,
но вопреки ожиданиям не более, чем звезды вообще. Иногда они
лежат даже между ветвями. В их распределении часто наблюдают¬
ся большие асимметрии, области Н II встречаются иногда лишь на
одной стороне. Есть галактики с ветвями, но без видимого присут¬
ствия горячего газа, и с газом, но без ветвей.
Наконец, детали, формы и распределение областей Н II в круп¬
нейших галактиках при помощи снимков через интерференционный
фильтр за последние годы выявили ученые Франции (рис. 83), а
также Ходж, который в 1975 г. [254] опубликовал еще атлас обла¬
стей Н II в 32 пекулярных галактиках, разбив их на 10 типов, что,
безусловно, чрезмерно. Их фотографии выявили много интерес¬
ного. В NGC 2403 измерены диаметры 75 областей Н II, размеры
которых от 22",4 до 2",0. В М 101 обнаружены области Н II, вытя¬
нутые вдоль радиуса. Авторы считают, что возбуждение линий
Н II в ядерных областях нельзя приписать звездам, и оно произ¬
водится, вероятно, синхротронным механизмом. Образования, на¬
поминающие выбросы из ядер, наблюдаются не только у радиога¬
лактик. Подробнее об их исследовании в М 33 мы скажем в сле¬
дующей главе.
Атлас пылевых волокон и областей Н II в галактиках опубли¬
ковала Линде [257]. Обзорная статья об областях Н II в галакти¬
ках дана Ходжем в [258].
Особое место занимают объекты, которые Сарджент и Сирл в
1970 г. [259] назвали изолированными областями Н II. Так были
мязваны компактные галактики, которые Цвикки обозначил I
Zw 0930+55 и II Zw 0553+03. Это, в сущности, карликовые не¬
правильные галактики, особенно богатые газом. Вероятно, от них
есть все стадии перехода к таким неправильным галактикам-кар-
ликам как Leo А и Reaves 8. Еще две такие галактики изучены в
1975 г.
§ 7. Нейтральный атомарный водород
Всегда можно было ожидать, что среди диффузной материи
должно быть больше всего нейтрального водорода, а иногда может
быть представлен только он, так как для его ионизации должен
иметься достаточно мощный источник энергии. Но нейтральный
водород невидим, и его наблюдать можно лишь радиометодами на
волне А,=21 см. Излучение линии соответствует разности двух
самых низких энергетических, очень близких состояний водород¬
ного атома в холодном межзвездном пространстве, далеко от ис¬
точников возбуждения.
Существование такого излучения было предсказано ван де
Холстом (тогда еще студентом) в 1944 г. Вскоре затем Шкловский
288
ГЛ. У. НАСЕЛЕНИЕ ГАЛАКТИК
в Москве доказал, что в качестве космического излучения оно
должно быть достаточно интенсивным для возможности его наблю¬
дения при тогдашней радиотехнике. В 1951 г. его действительно
впервые наблюдали в нашей Галактике, а в 1953 г.— в Магелла¬
новых Облаках и вскоре в М 31.
Определение масс HI. Из записи интегрального про¬
филя линии Я=21 см можно получить скорость галактики как
целого или скорость ее центра с точностью большей, чем при опти¬
ческих измерениях. Масса водорода определяется указанным
ниже способом. Монохроматическая интенсивность Iv в линии
Я=21 см связана с числом нейтральных атомов Н I в столбе сече¬
нием 1 см2 следующим образом:
00
nHl=6,24.108isJ/vdv. (58)
О
Это справедливо при малой оптической глубине.
Наблюдается непосредственно поток излучения S'v. Для ис¬
точника, малого по угловому размеру в сравнении с лепестком
антенны, получаемый полный поток связан с полным числом ато¬
мов в туманности iVHI так:
00
Whi=6,24. 10»2D2 J S^dv, (59)
о
где D (расстояние до галактики) и S? выражены в единицах CGS.
Переводя Ищ в массы Солнца, D — в парсеки и S'v dv — в
Sv dV, где Sv выражается в вт-м'^-гц'1, а V (амплитуда скоро¬
стей вращения в галактике, определяемая по ширине линии
А,=21 см) в км/сек, имеем
-f 00
ЗИщ/ЯК© = 2,36- 1019Da J SvdV. (60)
— 00
Поток S', измеряемый приемником, меньше потока S, получае¬
мого от источника, вследствие потерь в аппаратуре. Их можно
учесть. Последнее уравнение выражает площадь под графиком
скорости, на котором измеренная и исправленная величина потока
наносится в функции лучевой скорости, т. е. частоты, на которую
принимаемое излучение отличается от излучения HI в непод¬
вижном источнике. Как мы видим, ошибка в определении массы
пропорциональна квадрату ошибки в принятом расстоянии. Для
галактик большого углового размера можно получить по точкам
полную ротационную кривую — лучевую скорость в функции
углового расстояния от центра галактики. Анализ ее дает полную
массу галактики как при оптическом ее определении.
Для галактик, угловой размер которых меньше, чем лепесток
направленности антенны, полную массу можно определить по
§ 7. НЕЙТРАЛЬНЫЙ АТОМАРНЫЙ ВОДОРОД
289
ширине профиля линий 21 см, расширенной эффектом Доплера
при вращении галактики. По формуле Робертса:
m№o=o,iDBV*:smi, (61)
где V — полуширина профиля линии до нулевого потока, a i —
угол между экватором галактики й плоскостью проекции, 0 —
угловое расстояние от центра до места с наибольшей скоростью
вращения, которое Эпштейн принимал равным 0,3 от фотометри¬
ческого радиуса, измеренного Хольмбергом, до изофоты 26т,5
на квадратную секунду. Если V преувеличена на 10%, то полная
масса будет преувеличена на 20%. Полные массы прямо пропор¬
циональны принятому расстоянию.
Из важнейших результатов, полученных Робертсом [255], от¬
метим:
1) галактики с относительно сильным радиоконтинуумом слабы
в излучении HI;
2) в галактиках со слабым радиоконтинуумом величи¬
ны К=Шhi !Lph, не зависящие от расстояния, различаются до
трех раз;
3) принимая индивидуальные расстояния для галактик, можно
получить, что величина меняется до пяти раз;
4) если вычислять g, приняв }=Ш/Ьр/г=const, то эта величина
будет меняться до трех раз.
Французские радиоастрономы пришли к перечисленным ниже
выводам.
Если принять, что Н I распределен с круговой симметрией, то
это распределение таково, что интенсивность его излучения у фо¬
тографической изофоты 26я*,0 на квадратную секунду лишь
в 2,7 раза меньше, чем центральная интенсивность, и падает по
экспоненциальному закону. Н I распространяется далеко за
видимые пределы галактики. Робертс и Эпштейн принимали для
малых галактик тр— расстояние до максимума вращательной
скорости — равным V3 фотометрического радиуса, даваемого
Хольмбергом, а французские радиоастрономы брали отноше¬
ние V6. Если представлять кривые вращения как совокупность
наклонной прямой, переходящей в горизонтальную прямую, то
массу Н I, находящуюся внутри радиуса гр, где происходит из¬
лом, можно назвать центральной массой HI, а остальную —
внешней. Были выведены формулы для их вычисления в случае,
когда объект меньше, чем лепесток антенны. В виде примера по¬
лучено, что у NGC 7331 внутренняя масса Н I составляет 35%
от полной массы Н I.
В большой работе Ругор с коллегами исследовали излуче¬
ние Н I у 30 галактик. Получены массы Н I и полные массы га¬
лактик. Точки, где кривая вращения из твердотельной переходит
в кеплеровскую (точки поворота), лежат в большинстве случаев
ГЛ. У. НАСЕЛЕНИЕ ГАЛАКТИК
3>гпС’Рпй'а^^Ца\Н К? максимумом плотности, отмеченным толстой линией
££е& &у£йзп??йгяйг ."issrissss
круга максимальной концентрации.
§ 7. НЕЙТРАЛЬНЫЙ АТОМАРНЫЙ ВОДОРОД
291
внутри оптического предела галактик, взятого по Хольмбергу, и,
как правило, внутри оптической границы галактики содержится
более половины полной массы и даже больше 2/3 ее, если брать
размеры по Хольмбергу. Все же большая доля массы Н I лежит
в невидимой области. Водород распространяется до 1,3—1,8
оптического радиуса. Точка поворота во многих случаях лежит
посередине радиуса, исчерпывающего массу Н I. Если у галактик
профили радиолинии имеют два пика, то это позволяет отнести
к ним по этому признаку некоторые галактики, считавшиеся
неправильными. Подтвержден вывод Робертса о том, что статисти¬
чески галактикам с большим потоком в континууме соответст¬
вуют меньшие значения отношения 9JtHI/L. Возможно, что при¬
чиной этого является более высокая ионизация там, где больше
поток в частотах континуума. По семи галактикам уве¬
личивается втрое при уменьшении потока в континууме в 3V2 раза.
При наблюдении Н I в галактиках, которые по угловому раз¬
меру меньше, чем лепесток диаграммы направленности антенны,
вычисляя полную массу по оценке максимальной скорости вра¬
щения из ширины профиля линии Я=21 см, Эпштейн и фран¬
цузские наблюдатели пользовались средним значением гр. Они.
выводили его из анализа оптических наблюдений вращения галак¬
тик. В 1969 г. Б. А. Воронцов-Вельяминов [256] сравнил кривые
вращения галактик, полученные радиотелескопами большой раз¬
решающей силы, с кривыми вращения тех же галактик, получен¬
ными оптически. Радионаблюдения простираются гораздо дальше
от центра галактик, чем оптические, и более точны. Во всех слу¬
чаях радионаблюдения показывают, что область твердотельного
вращения простирается в несколько раз дальше, чем считали по
оптическим наблюдениям. Дисперсия значений гр (в единицах
хольмбергского радиуса гн) велика, но величины гр, определен¬
ные по радионаблюдениям, начинаются там, где «оптически» оп¬
ределенные гр кончаются. Среднее значение 7^=0,73 гн, тогда
как Эпштейн принимал гр=0,33 гн, а французы принимали даже
0,2 гн. В результате полные массы должны быть в среднем раза
в три больше, чем принимали Хольмберг и названные радиоаст¬
рономы, а область твердотельного вращения оказалась охватываю¬
щей всю четко видимую систему спиральных ветвей. Заметим,
что средняя величина гр, по-видимому, зависит от типа галактик.
В 60-е годы Робертс нашел, что нейтральный водород распре¬
деляется, грубо говоря, в виде широкого кольца. Если плотность
в кольце представляется кривой Гаусса, то отношение радиуса
кольца к стандартному уклонению кривой составляет около 2,5.
Кольца широки и имеют некоторую структуру (рис. 84). В М 31
спиральные ветви, в которых концентрируется водород Н II,
погружены в кольцо И I и расположены на расстоянии 1 кпс
от области с максимумом концентрации Н I. Но в ряде других
292
ГЛ. У. НАСЕЛЕНИЕ ГАЛАКТИК
галактик, например, в М 33, М 101, NGC 2403 и 1C 342, оптиче¬
ские ветви явно лежат внутри пика Н I, т. е. совершенно иначе,
чем в М 31. У галактик Ir подобных колец нет. Радиоастрономы
в Нанси во многих галактиках колец Н I не обнаружили. Считают,
что правильнее говорить не о «кольце» из Н I, а о том, что в диске
из Н I в центре имеется «дыра».
Эпштейн построил две модели распределения Н I в галакти¬
ках. В одной из них вращение рассматривается как твердотель¬
ное, в другой — как нетвердотельное. Теоретически строились
профили линии 21 см с целью получить профили, сходные с наблю¬
даемыми. Не твердотельно вращающиеся модели лучше представ¬
ляют профили, наблюденные у NGC 224, 598, 4244, 5457 и 1C 342.
Профили линий у остальных галактик (их большинство) лучше
представляются моделями твердотельного вращения. Если эти
модели реалистичны, то средняя оптическая толща в них в %=
=21 см может быть около 1, если они видны с ребра. Развитый
Эпштейном метод, при некоторых допущениях, позволяет разре¬
шать галактики, которые меньше, чем лепесток антенны, относя
отдельные участки профилей к определенным частям галактик.
Такой метод позволил оценить среднюю оптическую толщу мно¬
гих галактик.
По работе Эпштейна 1967 г. у галактик, видимых с ребра*
гало, состоящее из HI, не обнаруживается, так что эти гало,
по-видимому, совсем не существуют.
Детальные сопоставления распределения Н I и Н II делались
многократно для ближайших к нам галактик.
Распределение Н I и горячих гигантов согласуются лишь
грубо (рис. 85).
Совершенно новые возможности для получения очень точных
линий равной поверхностной плотности Н I, ее градиентов и кри¬
вых равной лучевой скорости, с точностью, превышающей опти¬
ческую, открылись после изобретения Райлом и Хьюишем [260]
метода так называемого апертурного синтеза, за что они удостоены
Нобелевской премии. В этом методе изображение источника стро¬
ится с помощью нескольких, даже не гигантских антенн, рабо¬
тающих друг с другом в режиме интерферометра и поворачиваю¬
щихся вместе с Землей. Даже простой радиоинтерферометр значи¬
тельно увеличивает разрешающую силу радиотелескопов. Первый
радиоапертурный синтез проводился в Кембридже (Англия)
системой из восьми параболических зеркал, каждое размером
13 м, расположенных вдоль линии восток — запад, длиной 4,6 км.
За 12 часов работы они позволяют построить радиокарту неба
размером 40"х40" (при разрешении 2") на длине волны 6 см. Вве¬
дение в строй больших радиотелескопов в Англии, Голландии*
ФРГ, Австралии, США и СССР также ведет к бурным успехам
радиоастрономии Метагалактики.
§7. НЕЙТРАЛЬНЫЙ АТОМАРНЫЙ ВОДОРОД
293
Теперь появилась возможность точного сопоставления рас¬
пределения в Галактике областей Н I и Н II, горячих гигантов и
деталей радиоструктуры спиральных ветвей. На этом мы остано¬
вимся в VIII главе. Особенно детально этим способом изучается
сейчас структура радиоисточников.
0Ih30-m
Q]hOOm
00h30m
Од*?
Рис. 85.Изофоты яркости в Х=21 a HI в ММО. Точки — области НИ по
Хинайзе. Заштрихована область наибольшего отношения поверхностных плот¬
ностей звезд и газа.
Теоретические соображения последних лет приводили к вы¬
воду, что молекулярный водород Н2 может по отношению к Н I
иметь концентрацию от 0,1 до 10, и вносить заметный вклад в об¬
щую массу. В Галактике обнаружены межзвездные молекулы ОН.
Из числа других галактик они впервые обнаружены по линиям
поглощения 1665 и 1667 Мгц в 1971 г. в М 82 и NGG 253. Верхний
предел плотности молекул составляет одну миллионную от атомов
водорода.
Недавно стало возможно проводить обзоры в линии Х=21 см
и определять водородное содержание далеких и слабых галактик.
Так, в 1975 г. Фишер и Талли [261] определили массу областей
Н I (а по ней оценили полную массу) в 179 карликовых неправиль¬
ных галактиках. Они оказались наиболее богаты водородом,
уступая лишь «изолированным областям Н II». Французские
астрономы большим телескопом в Нанси измеряли количество
294
ГЛ. у. НАСЕЛЕНИЕ ГАЛАКТИК
областей Н I и красное смещение у галактик Аро, Маркаряна,
Сейферта и компактных видимой звездной величины 141® и слабее.
В 1971 г. Боттинелли измерила профиль линии 21 см в 36 га¬
лактиках, удаленных до 15 Мпс. Она пришла к следующему за¬
ключению: распределение областей Н I часто находят смещенным^
относительно оптического центра. Для всех типов галактик (за
исключением более ранних, чем Sb, где нейтрального водорода
мало и он недостаточно наблюдался) протяжение Н I превосхо¬
дит оптическое протяжение галактик. Наконец, отношение диа¬
метра области Н I к диаметру оптическому значительно возрас¬
тает с типом галактики. Результат показывает, что средний диа¬
метр проекции области Н I имеет почти одинаковое значение для
галактик всех типов от Sb до Ir. По-видимому, нейтральный водо¬
род сконцентрирован и уплотняется к центральным областям
галактик Sb более сильно, чем в галактиках Sm и Ir. Относитель¬
ная толщина слоя Н I возрастает в восемь раз при переходе от
галактик Sb к Ir.
§ 8. Есть ли различия возраста
и химического состава среди галактик?
Точнее всего может быть выяснен вопрос о количественном
химическом составе светящихся газовых туманностей и, прежде
всего, об отношении Н/Не. Но здесь ошибки могут быть вызваны
волокнистостью (иначе, скважностью) туманностей, и требуется
наблюдение многих туманностей в разных местах для «сглажи¬
вания», осреднения результатов.
Изучение газовых туманностей — путь к количественному
химическому анализу, но он не дает сведений о содержании ме¬
таллов, что обычно представляет большой интерес в космогони¬
ческом аспекте. Отношения О/Н и Ne/H определяются менее на¬
дежно, чем Не/Н, так как Ne и О могут существовать в несколь¬
ких стадиях ионизации. В М 31 отношение Не/Н не показало ни¬
каких изменений с расстоянием эмиссионных туманностей от
центра.
В пользу гипотезы различия химического состава Магеллано¬
вых Облаков и Галактики говорит различие в диаграммах цвет —
светимость шаровых и рассеянных скоплений, а также в распре¬
делении частоты периодов и кривых период — светимость цефеид.
В пользу же гипотезы одинаковости химического состава
говорят спектральные исследования, закон покраснения при меж¬
звездном поглощении света, сравнение наблюдаемой функции
светимости в Облаках и начальной функции светимости Сальпе-
тера для Галактики, сходство функций спектр — светимость
ярчайших звезд, сходство цветов одинаковых объектов и посто¬
янство отношения Не/Н. Однако по последнему вопросу дела-
§ 8. ХИМИЧЕСКИЙ СОСТАВ
295
лись противоречивые заключения. Так, Ходж говорил о сущест¬
вовании «аномалии в отношении Не/Н, достаточной для объяс¬
нения различий, заметных при сравнении совокупных диаграмм
светимость — цвет» для скоплений. При этом он ссылался на
работу Аллера и на «окончательный отчет» последнего в 1963 г.,
распространенный частным образом. Между тем Аллер на сим¬
позиуме № 20 в Канберре в 1963 г. говорил (стр. 392) следующее:
«Отношение количества металлов к водороду, отличающееся от
имеющегося в нашей Галактике на 30%, было бы почти невоз¬
можно обнаружить по скоплениям, ..., нельзя определить доста-
. точно точно температуру звезды. Различия такого порядка могут
повлиять на эволюционный путь звезд и создать путаницу при
наших сравнениях. Но мы еще далеки от установления состава
звезд по их эволюционным трекам». А последние тоже еще гипо¬
тетичны (!). В 1962 г. Аллер вообще ничего не говорил о вели¬
чине Не/Н, а позже он подчеркнул не аномальное, а одинаковое
значение отношения Не/Н во всех изученных галактиках.
Представляется естественным думать, что соседние галактики
должны иметь одинаковый химический состав и что если разли¬
чия могут быть, то их скорее надо искать между далекими друг
от друга галактиками.
При изучении спектра газа в эллиптической галактике NGG
4278 с модулем расстояния около 29да,6 Остерброк заключает, что
либо газ в ней имеет ту же пропорцию тяжелых элементов, что и
газ нашей Галактики, либо содержит этих элементов аномально
мало, но имеет температуру необычно высокую. Чаще других
небольшие отличия в составе БМО отмечает Ходж, который с этой
целью приводит интересные сводные сравнительные диаграммы
светимость — цвет для всевозможных типов скоплений БМО и
Галактики. Конечно, сводные диаграммы скрывают дисперсию
точек на исходных диаграммах. Для скоплений БМО диаграммы
более пологи, чем для скоплений Галактики, что некоторые ав¬
торы считали следствием иного химического состава. Ходж более
осторожно считает этот эффект проявляющимся достаточно на¬
глядно лишь при сравнении старых рассеянных скоплений М 11
и М 41 Галактики со скоплениями в БМО NGG 1831, 1866, Anon 12
ж 15. Главные последовательности их очень сходны, но в БМО
гиганты на \т ярче. Они слишком ярки по отношению к поворот¬
ной точке главной последовательности этих скоплений и должны
быть поэтому бедны тяжелыми элементами. В нашей Галактике
известны большие различия в положении ветви гигантов, припи¬
сываемые малым различиям химического состава, так что хими¬
ческий состав звезд Галактики и БМО может различаться не
намного.
Во внешней области М 31 была обнаружена концентрация
гигантов в интервале 0т,5<СВ—У<1ОТ,2, и это ставилось Ходжем
296
ГЛ. У. НАСЕЛЕНИЕ ГАЛАКТИК
в параллель со сходной диаграммой некоторых рассеянных скоп¬
лений в БМО. Так как в этом интервале звезды в известных пока
скоплениях Галактики отсутствуют, то он это также приписывал
различию химического состава М 31 и Галактики.
Наконец, диаграмма светимость — цвет для звезд разрежен¬
ной карликовой эллиптической галактики в Драконе, по Бааде
и Суоп, сходна с диаграммой для шарового скопления. Функция
светимости хорошо совпадает с таковой для шарового скопления
М 3, относящегося к гало Галактики. Однако есть различия в от¬
носительной заселенности горизонтальной ветви и ветви гигантов
и различия в кривой светимости для фотографических величин.
Из этого возможен вывод, что галактика в Драконе бедна метал¬
лами, как и шаровое скопление М 92, поскольку Сэндидж и
Валлерштейн полагают, что превышение ветви гигантов над гори¬
зонтальной ветвью отражает содержание металлов в системе.
Как отмечает в упомянутом обзоре Робертс, подтверждением
низкого содержания металлов в системе Дракона является ультра¬
фиолетовый избыток около — 0й2,34, у гигантов с J5—V около Iя*.
Этот цвет соответствует области диаграммы, не чувствительной
к светимости звезды. Изучение шаровых скоплений подтверж¬
дает, что отклонения от нормальной связи В—'У и U—В при
(В—V)ttlm можно приписать различиям в «замывании линий
в спектре», что является следствием различий в пропорции ме¬
таллов...
Линден Белл [262] перечисляет ряд положений, которые можно
было бы объяснить, предположив, что массивные галактики
очень богаты гелием вследствие проходящих в них взрывов сверх-
массивных тел.
В работе 1970 г. Пеймберт и Спинрад для пяти галактик подт¬
вердили, что отношение чисел атомов Не и Н близко к 0,1. Это
рассматривается нами как подтверждение теории горячей вселен¬
ной (см. § ЗЬ гл. VIII), поскольку она дает для дозвездной, ран¬
ней эпохи расширения согласное с этим значение Не/Н.
За последние годы обзор различий между галактиками был
сделан ван ден Бергом [263].
Как мы уже говорили, по газовым туманностям — молодому
населению — точнее всего определяются различия химического
состава, если они есть. В неправильной карликовой галактике
NGC 6822 по Пеймберту и Спинраду области Н II содержат азота
и кислорода соответственно в 6 и 1,7 раза меньше, чем области
Н II вблизи Солнца. Еще сильнее это сказывается в «изолирован¬
ных областях Н И», в которых Сирл и Сарджент нашли в 1972 г.
тяжелых элементов в 10 раз меньше, чем в туманности Ориона.
Очень четко выявилось из нескольких работ, что разность
абсолютных звездных величин ярчайших белых и красных звезд
и разность числа тех и других растет со светимостью галактик и
§ 8. ХИМИЧЕСКИЙ СОСТАВ
297
с повышением доли содержания металлов. При этом светимость
ярчайших красных гигантов от светимости галактики не зависит.
Затем Уокер в 1964 г. и Мадоре в 1971 г. нашли, что отношепие
числа ярких голубых звезд к числу красных в М 33 уменьшается
от центра к периферии, а Хартвик нашел то же для нашей Галак¬
тики. Выводы из распределения цефеид мы уже приводили в § 3
гл. V.
В ряде работ находили, что металличность шаровых скопле¬
ний в М 31 значительно больше, чем в Галактике, а вокруг М 87
они даже краснее, чем в М 31, отчего заключали (только по этому),
что они еще богаче металлом. С другой стороны, по спектрам га¬
лактик типа Е Фабер в 1973 г. [264] заключила, что у них сред¬
няя металличность коррелирует с абсолютной величиной (а по¬
тому, вероятно, и со средней плотностью), так что, сопоставляя
•это еще с тем, что по шаровым скоплениям получается рост ме-
талличности с ростом плотности системы или ее части, ван ден
Берг в обзоре [263] считает теперь хорошо обоснованными такие
выводы:
1. Между галактиками есть несомненные различия в химиче¬
ском составе.
2. Существует градиент химического состава внутри отдель¬
ных галактик. По-видимому, галактики с большой средней плот¬
ностью имеют большое содержание металлов, а в любой галактике
существует такое же соотношение между плотностью областей и
металличностью объектов в ней.
ГЛАВА VI
ПЕКУЛЯРНЫЕ ГАЛАКТИКИ И ИХ ЗНАЧЕНИЕ
ДЛЯ КОСМОГОНИИ
§ 1. «Голубые» галактики
«Голубые» галактики Аро открыл в 1956 г. по снимкам камерой
Шмидта, применяя свой метод обнаружения голубоватых объектов
Он дал список таких объектов и сообщил, что ряд из них, судя по
снимкам с объективной призмой, или по снимкам, сделанным
в Ликской обсерватории, имеют в спектре яркие линии высокого
возбуждения. Сведения о них очень еще скудны. Две-три ярчай¬
шие из них достигают величины 13я1. В табл. 27 мы даем некото¬
рые данные о них. Более подробные данные для четырех галактик
Таблица 27
Характеристики 15 галактик Аро
JSTe по
Аро
NGG
MCG
mPh
Описание
км/сек
d, nc
D, nc
MPh
1
2415
6—16—21
13,5
(N)
+3789
7700
—19,4
21,6
2
—
9—17—70
14
Е
1374
2400
4000
—16,7
—
3
3353
9—18—22
13,0
(N); Н
862
2300
2500
—16,6
—
5
3991а
6—26—60
(14,1)
F
3298
—
10600
—18,5
21,6
6
—
1—31—30
16
Ne-
1927
—
2300
—15,4
22,4
7
4234
1—31—35
13,4
ВВ; Db; 1 Cd
2024
1800
5900
—18,1
22,3
8
—
1—31—50
14,5
Ne; 1 swwt
1596
900
1900
—16,5
21,4
9
4670
5—30—72
12,6
N; 2 sma; H
1209
2800
5600
—18,9
10
5253
—5—32—60
10,7
E
242
1400
3100
—16,3
—
14
244
_ 3-3-3
13
N; Hap
1021
1500
2700
—17,0
20,4
15
—
—2—3—19
14
F + *?
6592
—
11500
—20,1
21,3
18
1820*)
—5—7—12
13,5
(N); Hb
1389
—
2300
—
—
26
юои )
3510
5—26—40
12,8
L; 1 lwa, 11c
671
1500
7700
—16,3
22,7
27
—
5—28—10
14,5
(N); H
2970
3500
4450
—20,8
28
4218
8—22—88
13,6
(Nc)
1388
—
3300
—17,1
—
d—ди
аметр внутр
>енней,
яркой, a D—,
диамет
p вне]
пней "ч
састи;
средняя поверхностная яркость на квадратную секунду. Описание дано
по MCG.
*) NGC 1820 = NGC 1830.
§ 1. «ГОЛУБЫЕ» ГАЛАКТИКИ
299
Аро опубликовал Дю Пуи. Он обнаружил у двух из них внутрен¬
нюю дисперсию скоростей около 100 км/сек и различия противо¬
положных знаков в сдвиге линий
поглощения и излучения порядка
400 км/сек.
Одна из ярчайших галактик
Haro №9=NGG 4670 подробно
была исследована спектрально в
1973 г. Сакка и др. Они устано¬
вили, что у нее есть повышенное
излучение в ультрафиолете, но
линии излучения не шире 200
км/сек. Это излучение идет от всей
ее массы, а не от ядра. Приведен¬
ная в атласе Арпа ее передержан¬
ная фотография (полученная Мин-
ковским) не отражает ее клочко¬
ватости. Это просто далекая Ir
галактика. Авторы определили
эквивалентные ширины линий и
физические условия в ее газе.
Они такие же, как в обычных об¬
ластях Н II. Сделаны фотометри¬
ческие разрезы через центр.
Даже в масштабе снимков с
5-метровым телескопом структура
галактик Аро выглядит смутно и
классифицировать их трудно. Во¬
ронцов-Вельяминов сделал вывод,
что галактики Аро принадлежат
к различным морфологическим
типам. В основном они образуют
две группы. В одной — галакти¬
ки большой светимости, спираль¬
ные и неправильные, в которых
яркие линии обусловлены огром¬
ными массами газа, находящими¬
ся вне ядра. Ионизует газ, веро¬
ятно, множество горячих гиган¬
тов. В другой группе галактик
Аро находятся яркие карлики с
большой яркостью ядерной об¬
ласти, которая состоит из боль¬
ших газовых облаков, а может
быть, и из горячих гигантов (рис. 86). У них ранний класс спектра,
около А, и кажется, есть даже линия поглощения гелия. Таким
Рис. 86. Фотографии галактик Аро
№ 1 (NGC 2415), № 14 (NGC 244)
и № 18, полученные на 5-метро¬
вом телескопе (Мунч).
300
ГЛ. VI. ПЕКУЛЯРНЫЕ ГАЛАКТИКИ И ИХ ЗНАЧЕНИЕ
образом, галактики этой группы, как и некоторые галактики,
описывавшиеся ранее, имеют пекулярные ядерные области с го¬
рячими пятнами. Линии спектра в них еще более высокого воз¬
буждения. От больших галактик с такими же горячими, но мень¬
шими по размеру ядерными областями, их отличает меньший раз¬
мер плоской составляющей. По-видимому, они входят в ту же
группу, что и «изолированные области Н И». Их поверхностная
яркость по нашей оценке показывает, что они в то же время ком¬
пактны — с большой поверхностной яркостью.
При большом разнообразии размеров, от 11 500 до 1870 пс
и абсолютных фотографических величин, от — 15т,4 до —20^,1,
средние поверхностные яркости галактик Аро в звездных величи¬
нах на квадратную секунду весьма однородны и умеренны. Они
меньше, чем поверхностная яркость обычных ядер.
Данные Кинмана, по-в‘идимому, подтверждают наши выводы.
В поле, совпадающем с полем MCG 8—1, Кинман изучил 12
«голубых» галактик, и, по-видимому, не только те, которые со¬
держатся в списке Аро, так как он указывает, что они имеют звезд¬
ную величину от 14^,4 до 17т,2 с цветами B—V от +0^,34 до
+0т,69. Их z — от 0,010 до 0,167, и при #=100 км/сек *Мпс
фотографические абсолютные величины от —17^,0 до —21^,7.
Возможно, что при учете поправки за покраснение, вызванное
большим z, «голубизна» окажется возрастающей со светимостью.
Измеренный размер их составляет от 3 до 16 кпс. Их пространст¬
венная плотность плавно меняется от 10_3 Мпс~3 для М=—17т
до 10~6 Мпс~ъ для М-— 22т, как у неправильных галактик.
Хилтнер и Ириарте исследовали на присутствие поляризации
фиолетовый конец спектра восьми галактик Аро фотоэлектриче¬
ским методом. Они заключили, что никаких признаков поляриза¬
ции и нетеплового излучения у этих галактик нет. Их некоторая
«голубоватость», по-видимому, целиком объясняется эмиссион¬
ными линиями в спектре.
В 1973 г. Боттинелли, Шамаро, Гугенхейм и Эйдманн изу¬
чили 12 галактик Аро на наличие в них Н I. Они нашли большое
относительное количество Н I и Ш/L и считают эти галактики
отличающимися от неправильных своими интегральными свойст¬
вами, главным образом, дисперсией внутренних скоростей, но
имеющими общие черты с голубыми компактными галактиками,
найденными Маркаряном. Но это то же самое, о чем мы уже го¬
ворили более 10 лет назад, тем более это очевидно из того, что
некоторые из них и Цвикки, и Маркарян включили в свои списки.
Работы Б. Е. Маркаряна [265] выполнены иначе, чем это делал
Аро, который применял тройную экспозицию с разными фильт¬
рами на одной фотопластинке, так что сразу можно было срав¬
нивать изображения всех объектов в трех цветах. Б. Е. Марка¬
рян с 1965 г. применил на метровом телескопе Шмидта объектив¬
§ 1. «ГОЛУБЫЕ» ГАЛАКТИКИ
301
ную призму с дисперсией в сине-зеленой части спектра около
2500 А!мм. Снимки делались без расширения, ниточные, и для
компактных, маленьких галактик они едва отличимы от спектров
звезд. Такие ниточные спектры обозначались s, а спектры галак¬
тик, более размытые по краям, обозначались d, спектры же про¬
межуточного вида — sd или ds. По трехбалльной шкале отмечается
интенсивность ультрафиолетовой части спектра. На впервые об¬
следованной области в 650 квадратных градусов в Большой Мед¬
ведице, Жирафе и вблизи полюса Галактики было выявлено
70 голубых галактик слабее 13я*, половина которых имеет но¬
мера MCG. Из этих галактик 13^—16^ четыре оказались голу-
быми галактиками Аро, одна — голубым объектом Хьюмасона —
Цвикки и одна, NGC4861, пекулярной галактикой. В среднем
получается одна голубая галактика на 12 квадратных градусов,
или 3% от всех галактик относятся к голубым. По Б. Е. Марка-
ряну, для галактик ярче \Ът их процент вдвое больше, вероятно,
вследствие лучшей видимости ядра, и в целом он считает, что
галактик с повышенным ультрафиолетом не менее 5%. Спиралей
среди них мало. Это преимущественно сферические объекты, из
которых многие компактны. У некоторых из них наблюдается оре¬
ол или отросток, а иногда голубой спутник. По мнению Б.Е.Мар-
каряна, эти признаки говорят о выбросах вещества из ядер. На¬
чиная с 1968 г. Б. Е. Маркарян [265] открыл еще множество га¬
лактик с голубоватым цветом. Уже из сказанного выше видно,
что некоторые из них вполне сходны и даже тождественны и с го¬
лубыми из галактик Цвикки, и с галактиками Аро, и с QSS. Раз¬
личие их (когда оно есть) состоит лишь в том, кто данную голубую
компактную галактику включил в свой список. Многие оказались
галактиками типа Сейферта, как показали исследования в СССР
и за рубежом. Значительную часть галактик с резким спектром
и сильным ультрафиолетом Б. Е. Маркарян считает находящи¬
мися в послеэруптивной стадии. Заключение это, может быть, и
верно, но ореол, отросток или спутник не обязательно мыслимы
лишь как следствие эруптивного процесса. По Б. Е. Маркаряну,
спектры с характеристикой s по распределению яркости в конти¬
нууме похожи на спектры ядер классов А и F, в том числе ядер
сейфертовских галактик и галактик с «горячими» ядрами, а также
квазаров. У этих спектров красная часть шире и ярче синей
части, которая «заострена» в далеком ультрафиолете. Для них
характерны B—V>0m,3 и U—5<—0т,3.
Приписать ультрафиолетовый избыток в спектрах конденсиро¬
ванных галактик наличию многих горячих звезд Маркарян не
согласен, так как «в этом случае остается совершенно не объяс¬
ненным происхождение часто наблюдаемых в спектрах бальмеров-
ских линий... Поэтому нам кажется более естественным допуще¬
ние о наличии у ядер таких объектов дополнительного коротко¬
л 302
ГЛ. VI. ПЕКУЛЯРНЫЕ ГАЛАКТИКИ И ИХ ЗНАЧЕНИЕ
волнового излучения необычной природы, т. е. незвездного про¬
исхождения, которое обусловливает... каким-то образом возник¬
новение бальмеровских линий».
Сильное ультрафиолетовое излучение ядер найденных сферои¬
дальных и эллипсоидальных галактик Б. Е. Маркарян называет
одной из форм проявления активной деятельности ядер, на кото¬
рой основывается концепция В. А. Амбарцумяна об эволюции
галактик. «Эта форма деятельности... может привести к образо¬
ванию спиральных рукавов и различных подсистем звезд».
Для спектров с диффузными краями Б. Е. Маркарян наряду
с ультрафиолетовым излучением необычной природы допускает
и звездное излучение. Эти спектры он находит похожими на
спектры сгустков в спиральных ветвях и «горячих» ядер, как
у NGC 3310 и 3351. Горячие гиганты и газ, заполняющие не пло¬
ские, а сфероидальные галактики, создают новый тип молодых
галактик.
К описанным исследованиям Б. Е. Маркарян пришел от об¬
суждения галактик «с противоречивыми спектральными при¬
знаками» и интегральными цветами, о чем мы уже упоминали.
В 1963 г. он дал список 40 таких аномальных галактик ярче 13ст.
Это — желтые галактики со спектрами ядер А — F и иногда
с ультрафиолетовым избытком в спектре ядер. По-видимому,
большинство из них тождественны галактикам с «горячими» яд¬
рами, о которых мы тоже уже говорили. У них аномалия вызы¬
вается нахождением в центре горячих звезд и газа. Б. Е. Марка¬
рян искал незвездные источники ультрафиолетового излучения,
которые, по-видимому, существуют в ядрах галактик Сейферта.
Среди множества голубых галактик, найденных Б. Е. Марка-
ряном, как и надо было ожидать, несколько оказались сейфер-
товскими или даже QSS. Но бывало и так, что из 10 объектов
Маркаряна, заподозренных в том, что это QSO, восемь оказались
близкими звездами-белыми карликами типа DA. Оставляя экстра¬
вагантные объекты в стороне, отметим, что в 1976 г. 10 галактик
(не сейфертовских) наблюдали оптически и в инфракрасных лу¬
чах. Спектры их — как у плотных областей Н II с тепловым излу¬
чением в континууме от звезд и пыли. Эти галактики часто бывают
в парах (60% в физических парах) с расстоянием 50—120 кпс
в проекции, и компоненты пар состоят из голубой и нормальной
галактики, менее концентрированной, чем когда обе они голу¬
бые. По 7 парам средняя разность красных смещений 38—
280 км/сек. 18 пар, состоящих из голубой галактики и компакт¬
ной, исследовали Эйдманн и А. Каллоглян. С другой стороны,
Варданян и Мелик-Алавердян нашли, что в состав физических
пар входит 20 голубых галактик, что, следовательно, «голубую
стадию» большинство их проходит в составе пар. Бернген и А. Кал¬
логлян интересовались морфологией 40 голубых галактик и
§ 1. «ГОЛУБЫЕ» ГАЛАКТИКИ
303
заключили, что более 50% их являются спиралями, большинство
пекулярны. Ранее, в 1973 г. Эйдманн и А. Каллоглян [266] пока¬
зали, что есть много тесных пар, вплоть до расстояния 8', преиму¬
щественно физических с двумя голубыми компонентами. Среднее'
расстояние в них 55 кпс, что в 100 раз меньше среднего расстоя¬
ния голубых галактик в группах. Есть указания на положитель¬
ную энергию в этих парах, дающую их кинематический возраст
108—109 лет, т. е. отмечающую сравнительную молодость этих
голубых галактик.
Несколько раз делались оценки общего процента голубых
галактик в Метагалактике и строились функции их светимости.
Лучевые скорости их определены разными наблюдателями для
всех имеющих яркие линии в спектре, которые видны на спектро¬
граммах даже с минимальными дисперсиями и легко могут быть
получены от слабых объектов с телескопами средней силы *).
Многие из них имеют по два и более определений z. Гораздо хуже
известны лучевые скорости (а следовательно, и плотность в прост¬
ранстве) обычных галактик, с числом которых мы хотим сравнить
голубые галактики. Последняя и наиболее надежная работа —
это работа Хухра и Сарджента. Они использовали 242 галактики
I—IV списков Маркаряна, из которых 70 находятся в области
южного галактического полюса на площади в 800 квадратных
градусов. Найдено, что голубые галактики ярче М=— 21т со¬
ставляют 10% от всех галактик. Более слабые объекты с Mph>.
>—18я1 находятся преимущественно в близких группах и обла¬
ках. Несколько ранее они приводили оценку такую, что 5% га¬
лактик с Мph'>—22m являются голубыми и что среди более ярких
галактик их больше и среди них больше процент сейфертовскйх
галактик.
Сулентик в 1976 г. в большой работе просмотрел на Паломар¬
ском атласе изображения 604 галактик списков Маркаряна и'
нашел среди них V3 типа S и 20% 1г. У этих двух групп —23да^'
^Mph^—15m и —22/л^М/?/г^—1477*. 30% от всех галактик со¬
стоят в тесных парах с р<2'. Большая разнородность этого соб¬
рания подтверждена тут количественно. 30% их типов Е, N-
подобные и компактные. Заметим, что масштаб Паломарского
атласа и передержка его копий мало благоприятны для изучения
морфологии галактик с такой неясной структурой, которая, как
в случае галактик Аро (см. рис. 86) и других, даже в большом
масштабе выглядит смутно. А ведь угловые диаметры маркаря-
новских галактик очень малы.
*) Голубые галактики слабой поверхностной яркости по спектру обна¬
ружить трудно. Легче, вероятно, сделать это, пользуясь методом концентра¬
ции света Аро. Статистика известных сейчас голубых галактик, открытых
в Бюракане, выявляет преимущественно более компактные из них, с большей
поверхностной яркостью^
304
ГЛ. VI. ПЕКУЛЯРНЫЕ ГАЛАКТИКИ И ИХ ЗНАЧЕНИЕ
Как и следовало ожидать, некоторые из объектов Маркаряна
оказались частями галактик, например, достаточно компактными
сверхассоциациями, где голубой конец спектра усилен излуче¬
нием X 3727 от больших масс газа. И действительно, в 1975 г.
Саакян и Хачикян обнаружили, что в 40 случаях именно это и
имеет место. Касини и Эйдманн в 1976 г. занялись морфологией
голубых галактик плотнее и опубликовали изоденсы и фотографии
в увеличенном масштабе восьми пар. По их данным часть голубых
галактик — спирали, часто это пекулярные объекты или «гигант¬
ские 1г». Мы ожидаем, что среди двух последних групп окажутся
взаимодействующие системы, в частности, слившиеся и образую¬
щие гнезда (см. § 3 гл. VII), так как гигантские неправильные
галактики пока не были известны. Наоборот, это системы IV и
V классов светимости, а три и более, даже две слившиеся правиль¬
ные галактики не могут выглядеть как одна правильная га¬
лактика.
Немало наблюдают голубые галактики и на радиотелескопах:
в 1975 г. в Нансё — девять объектов, в 1976 г.—16 объектов, где
отмечены довольно плоские радиоспектры, сходные с таковыми
у BL Lac у одних и с падением энергии по степенному закону
у других, со средним индексом —0,82 у галактик, оказавшихся
сейфертовскими. Но больше всего (604) маркаряновских объектов
обследовал в 1976 г. Серсик. Радиоизлучение отмечено на трех
длинах волн у тех, которые ярче 15^,5. Сейфертовские галактики
среди голубых, найденных Маркаряном, относятся к наиболее
сильным радиоизлучателям. В радиодиапазоне голубые спирали
и неправильные обнаруживаются ^аще, чем в среднем, а галак¬
тики типов Е, N и компактные — слегка реже, чем в среднем.
Средний радиоиндекс 0,75, а связь их оптической концентрации
с радиоизлучением говорит о том, что многие из этих радиоисточ¬
ников компактны.
Голубые галактики, открытые Аро, а потом Маркаряном
в большем числе, по виду ничем особым не выделяются. В несей-
фертовских галактиках голубизна обусловлена излучением
X 3727 А, а причина голубизны других, несмотря на усиленное
их изучение, остается неизвестной. Может быть, в них много
голубых горячих звезд.
§ 2. Пекулярные галактики
Определение того, какие галактики являются пекулярными
(особенными), часто является произвольным. Началось с того, что
автор какой-либо классификации называл пекулярными и сопро¬
вождал символ типа индексом «р» всякий объект, не предусмот¬
ренный его классификацией. Есть, конечно, совсем особенные
галактики, пекулярные с любой точки зрения. До сих пор многие
§ 2. «ПЕКУЛЯРНЫЕ» ГАЛАКТИКИ
305
упорно называют пекулярной галактикой любой объект, который
Б. А. Воронцов-Вельяминов называет взаимодействующей систе¬
мой. Но здесь различие принципиально. Под взаимодействующей
системой подразумевается две или более близкие друг к другу
галактики, возмущающие явным образом форму друг друга,
или окутанные общим туманом. Иногда лишь подозревается, что
данный объект состоит из двух галактик. Конечно, большинство
взаимодействующих галактик из-за возмущений пекулярны, но
не все! С другой стороны, одиночная, изолированная галактика
может быть пекулярной, но она не может быть взаимодейст¬
вующей.
Как уже говорилось, в 1966 г. Арп опубликовал великолепный
атлас фотографий, сделанных наибольшими телескопами. Около
половины их числа — это объекты нашего Атласа взаимодейст¬
вующих галактик, которые Арп отметил в своем списке как W,'
т. е. как впервые открытые автором этой книги. Почти все осталь¬
ные галактики в его атласе были также впервые найдены нами,
и, хотя фотографии их не могли быть опубликованы (мы открыли
тогда их уже около 1200), в 1961—1963 гг. они были каталогизи¬
рованы и занумерованы в трех первых томах MGG. В них они
были описаны как взаимодействующие. Были оценены их звездные
величины, поверхностная яркость, наклон и измерены размеры
(в атласе Арпа этого нет). Чтобы найденные взаимодействующие
галактики не надо было искать в общем каталоге, в конце каждого
тома MCG были еще отдельно напечатаны списки только взаимо¬
действующих. Однако Арп не счел нужным отметить этот при¬
оритет и приписал их открытие либо другим лицам, которые
никогда нигде и ничего о своих находках не публиковали, либо
эти объекты были представлены как впервые сообщаемые его ат¬
ласом. В результате более трехсот взаимодействующих галактик
фигурируют теперь в литературе как «галактики Арпа», среди
которых в действительности есть лишь несколько штук, либо не
отмеченных нами, либо почему-то считавшихся Арпом пекуляр¬
ными. «Случай» этот в истории науки беспрецедентный, так как
речь идет о сотнях объектов.
Арп выделил некоторые типы своих объектов (не взаимодейст¬
вующих), например, такого рода: «с выбросом», «неправильные
с разрешением на звезды», «аморфные ветви», «примыкающие
петли», «концентрические кольца». Некоторые из них поражают
причудливостью своих форм. Они не изучены, не объяснены, но
ведь и в природе «нормальных» галактик мы понимаем пока очень
мало, хотя не все с этой точкой зрения согласны. Некоторые из
таких галактик мы приводили как примеры, говорящие о маг¬
нитоподобных явлениях.
В «Хаббловском атласе галактик» Сэндидж поместил несколько
крайне пекулярных галактик. NGC 128, сходная с S0, видимой
306
ГЛ. VI. ПЕКУЛЯРНЫЕ ГАЛАКТИКИ И ИХ ЗНАЧЕНИЕ
с ребра, имеет главное тело (яркую часть), грубо говоря, прямо¬
угольной формы, но в середине, по большой оси, прямоугольник
сжат. Форма похожа на подушку кавказского седла, рассматри¬
ваемую сверху. Пространственная форма объекта загадочна,
хотя по фотографиям ее исследовали фотометрически и колори¬
метрически, а искажения приписали приливному воздействию
• f
К VV373
f
%
VV405
VV3B7
V
VVM9
Рис. 87 а. Пекулярные галактики. VV 464 и VV 394— галактики с парными
спутниками на «длинных ножках», направленных в одну сторону.
У W 373 и W 367 «ножка» спутника короткая, но «хвостов» нет. W 373 имеет бутылоч¬
ную форму, близкую к апиоиду. У галактик W 405 и W 449 обе спиральные ветви закан¬
чиваются спутниками.
двух близких спутников. Непонятно, как эти небольшие спут¬
ники типов Е и Sa или S0 3 могли вызвать такую форму у NGG 128.
Ее видимая большая ось искривлена. На расстоянии 11 кпс по
каждую сторону от центра находится по полосе поглощения и они
пересекают большую ось! Эта галактика — главная в группе
из пяти или более членов. Ее Mph = —20m,8.
В § 3 о «горячих» пекулярных ядрах мы скажем об NGG 4314
(у которой в центре бара вместо балджа находится маленькая
спиральная галактика тица Sb или Sc) и о других подобных ей
объектах.
§ 2. ПЕКУЛЯРНЫЕ ГАЛАКТИКИ
307
Самой удивительной мы считаем NGC 2685. Сигарообразное
главное тело на одной стороне пересечено тонкими темными ду¬
гами, параллельными друг другу. По-видимому, это части тонких
светлых колец, плоскость которых перпендикулярна к большой
оси «сигары». Их структурности ab по MGG (с легкими сгустками).
Темные дуги на фоне «сигары» — это, по-видимому, пыль,
Рис. 87 Ъ. Кольцевые пекулярные галактики с ядром и без ядра. VV 784—
«эллипс Цвикки» ;II Hz4— объект такого же вида, открытый Герцогом.
содержащаяся в кольцах и проектирующаяся на главное тело*
Заметны четыре кольца, и они похожи на мало раскрытые витки
спирали. Если плоскость колец — это плоскость, перпендику¬
лярная к оси вращения, то главное тело необъяснимо вытянуто
вдоль оси вращения, а не сжато! В центре нашли очень яркое
продолговатое ядро. Его большая ось и большая ось «сигары»
совпадают. Кольца, как и ожидалось, голубоваты и содержат
более голубые звезды, чем «сигара». В 18" от центра в них видна
линия [О И] и она усилена в кольцах больше, чем континуум.
Точки на краях колец вращаются медленнее, чем если бы в своей
308
ГЛ. VI. ПЕКУЛЯРНЫЕ ГАЛАКТИКИ И ИХ ЗНАЧЕНИЕ
плоскости они были твердо связаны с экватором «сигары». Эти
точки, отстоящие от центра на 1700—2200 пс, имеют скорости
от +120 до —200 км!сек и периоды обращения 85—67 миллионов
лет. Ось вращения поворачивается как бы от прецессии.
На северо-западном конце продолговатой линзы М 81 видны
темные параллельные друг другу полосы, пересекающие линзу,
и спиральные ветви. Мы считали их дефектом репродукции, но
Сэндидж в своем Атласе указал, что это — реальные образования.
Арп предполагает, что это могут быть пылевые полосы колец,
плоскость которых перпендикулярна к плоскости М 81. Полосы
проектируются на нее так же, как и в случае NGC 2685. Но здесь
на более темном фоне не видно их светлого продолжения, как
у NGC 2685, кроме того, у последней центры колец расположены
на оси сигарообразного тела, здесь же, в плоскости М 81, никакой
симметрии нет.
Удивительно, что за прошедшие 15 лет никто не попытался
выяснить природу темных полос, пересекающих линзу М 81.
Арп, применив особую технику, выявил на северо-западном
конце видимого тела М 81 слабо светящуюся деталь, которую он
трактовал как кольцо с синхротронным механизмом свечения,
которое он считал образованным релятивистскими частицами,
выброшенными из соседней галактики М 82. Арп в подтверждение
своего мнения приводил профили радиоизлучения, обнаружен¬
ные в области М 81. Мы все же полагаем, что видимая на фото¬
графии деталь — не кольцо релятивистского газа, а состоящая
из звезд гамма-форма, обнаруженная еще ранее нами у многих
галактик. Интересна также NGC 4753. У нее есть яркое ядро.
Основное тело аморфно, но имеет, по исследованию Б. А. Ворон¬
цова-Вельяминова, распределение яркости по радиусу, отличное
от эллиптических галактик. В нем, как будто в одной плоскости,
расположена сложная сеть мощных темных каналов, не распола¬
гающихся ни кольцами, ни спиралями и проходящими вблизи
ядра, но в действительности они в одну плоскость не уклады¬
ваются. В спектре этой галактики ярких линий нет.
Изучение пекулярных галактик помогает лучше понять при¬
роду галактик, как изучение болезней помогает лучше понять
функции разных органов. Вспомним, как перевернуло представ¬
ление о стационарности галактик обнаружение явлений, проис¬
ходящих в одной-единственной галактике М 82.
Пекулярных галактик много: фотографии нескольких из них
приведены на рис. 87 (а и Ь) и 88. Они часто встречаются среди
поздних подтипов S0, которые содержат пылевые облака (как
NGC 4753) и те, которые Хольмберг выделил как Ir II — аморфно¬
хаотические и без главенства голубых горячих звед и ионизован¬
ного газа. Шесть из них исследовано спектрально в работах
1973—1974 гг. NGC 4753 и 5273 наблюдались фотоэлектрически
§ 2. ПЕКУЛЯРНЫЕ ГАЛАКТИКИ
309
л
в 11.цветах. У первой из них B—V=0m,93 и Е(В—У)=0т,23.
Распределение яркости вдоль спектра у обеих галактик одина¬
ково. До г=40" NGC 4753 вращается твердотельно, и в этой зоне
9К=4,4*1010 ЭИ©, т- е# она очень массивна. Ее светимость опре¬
делена уподоблением ее галактикам Е, для которых Фабер нашла
связь интенсивности линий с их абсолютной величиной Mv.
У NGC4753 Mv= —19«,7, WL=12
при г=40", р=5,8 Шо/пс3. Vr наблю¬
дались до 4=300 км/сек при Av=0m,68
и i=90°. По предположению, расстоя¬
ние до нее равно 5,9 Мпс.
У NGG 5273 Mv=-17*,7, Ш/Ь=2,8
при г=40", р=0,9 Ш(Т)1пс3. Так как мы
нашли фотометрическую и пространст¬
венную структуру NGC 4753 отличаю¬
щейся от структуры галактик типа Е,
то определение ее параметров по ана¬
логии с эллиптическими галактиками
не очень оправдано.
У NGC 5360 динамика осталась не¬
ясной. Ее скорость, исправленная за
движение Солнца в Галактике, оказа¬
лась 70=И74 км/сек. NGG 4691 вра¬
щается почти в картинной плоскости и
имеет F0=1102 км/сек. NGG 3067 и
3077 профотометрированы Хромеем в
11 цветах и по анализу результатов у
первой из них звездный состав такой
же, как у ядер галактик типа Sb, а у
второй наблюдается комбинация спект¬
ров околосолнечных звезд и голубых
звезд шаровых скоплений. Из восьми
изученных Хромеем галактик типа Ir II
он считает их скорее индивидуально
пекулярной каждую, чем членами одно¬
го класса. В NGC 4433 и 3955 есть воз¬
бужденный газ с некруговыми движе¬
ниями, как в М 82, а в NGC 3067 об¬
наружено вращение, перпендикулярное
к большой оси. Согласно сказанному
выше NGC 3067 по населению ближе к яд¬
рам спиралей, но анализ осложнен наличием неизвестных количеств
пыли. Спектры NGG 4433, 4691 и 3955 не удалось синтезировать.
С другой стороны, в NGC 3077 обнаружены волокна в лучах
На и голубые области, содержащие пыль и узлы. До г=40" от
центра вращение не обнаруживается.
г
0
Рис. 88. Пекулярная галак¬
тика VV 261 «Человечек»,
снятая Шабановым и Коро-
вяковским с последователь¬
но (сверху вниз) уменьшаю¬
щимися экспозициями на
6-метровом телескопе. По-
видимому, здесь два ком¬
пактных слившихся тела.
310 гл. VI. ПЕКУЛЯРНЫЕ ГАЛАКТИКИ И ИХ ЗНАЧЕНИЕ
Наконец в том же 1974 г. Артамонов и Назарова нашли, что
континуум спектра NGC 3077 сходен с таковым ядра NGC 1068:
он плоский и в ядре отличается от более позднего континуума
периферии. Они измерили потоки излучения от На и Нр в ее
ядре и допускают, что инфракрасное излучение ядра, может
быть, создается планетарными туманностями, если они т&м
есть.
Пекулярными, или активными галактиками часто называют
также такие, у которых пекулярно или активно только ядро. Их
мы рассмотрим дальше, а здесь скажем немного о тех, у которых
есть пекулярности в плоской компоненте. К ним мы не цричисляем
те, у которых есть 7-форма и другие виды ветвей с противополож¬
ными направлениями закручивания, хотя последних много.
У нормальной на вид галактики SBb NGC 3351 (ее вращение
Рубин, Форд и Петерсон подробно исследовали в 1975 г.) горячие
облака в ядре образуют кольцо (см. рис. 7d) вокруг еле видимого
керна или ядрышка. Это кольцо вращается со скоростью 126 км/сек
и, по-видимому, расширяется или сжимается (судя по тому, какой
его край к нам ближе) со скоростью 34+11 км/сек на расстоянии
340 пс от центра. По нашим измерениям у этих горячих облаков
цвет голубой: B — V=0ОТ,83, U — В=0^,02:
Назарова в 1974 г. построила в семи цветах фотометрические
карты области ядра NGC3351, самый керн которого, диаметром
в 3", оказался красноватым. В нем электронная температура
7 *103 град, и электронная концентрация 7гг = 104. Измерены экви¬
валентные ширины эмиссий, энергия в непрерывном спектре и
оценен вклад в него горячих звезд ОВ. Нами опубликована фото¬
метрия всей галактики в голубых лучах.
Яркая двухъярусная галактика Sab NGC 4736 (см. рис. 8)
подробно изучена ван де Круйт. Ее внутреннее кольцо состоит
из областей Н II. В синих лучах она профотометрирована Доста-
лем по фотографии автора в кассегреновском фокусе 125-санти¬
метрового рефлектора. Самое наружное кольцо совпадает с коль¬
цом HI, обнаруженным с помощью апертурного синтеза. Было
получено 22 спектра со щёлыо в 12 позиционных углах и скорости
измерены по ярким линиям На, [Nil], [S II], которые наблю¬
даются лишь у сгустков Н И. По этим данным изучено вращение
в направлении компонент тройного радиоисточника, и оно рас¬
сматривается как выбросы газа из ядра в диск галактики. Кольцо
областей Н II, по-видимому, расширяется со скоростью 30 км/сек.
Ван ден Круйт полагает, что NGC 4736 надо считать галактикой,
сформированной взрывным расширением, а не моделью так назы¬
ваемого дисперсионного кольца. Эта модная идея взрыва в
галактиках, модная после атомных бомб и интерпретации кинема¬
тических явлений в М 82 (см. § 6 этой главы) в 1976 г. была под¬
держана другими.
§ 3. ПЕКУЛЯРНЫЕ И АКТИВНЫЕ ЯДЕРНЫЕ ОБЛАСТИ
311
Оорт считает активными галактиками такие, в которых ядра
выбрасывают огромные массы вещества, формирующего спираль¬
ные ветви: NGG 4258, М 82, NGG 253, 1569 и 5128. О последней
радиогалактике мы скажем в гл. VIII. В карлике Ir I NGG 1569
фотометрия и фотографии в лучах На обнаружили, по исследо¬
ванию Цвикки и Ходжа, волокна. Это навело их на мысль о том,
что в ней был взрыв. Некоторые подтверждают эту гипотезу,
изучая поле скоростей в ней спектрально, по радиоданным и
интерферометрически. Скорости до ±60 км/сек дают время рас¬
ширения всего лишь около 2 -107 лет.
В пекулярные занесена NGC 3310 по данным в радиолинии
А,=6 см и в линии На. Мы считаем вероятным, что она скоро поро¬
дит группы «изолированных областей Н И» (см. гл. VIII). В лите¬
ратуре часто не делается различия между пекулярными галакти-,
ками.и галактиками с пекулярными ядрами. Но у первых пеку-
лярность заметна более или менее сразу, тогда как пекулярность
ядер обнаруживается при более глубоком исследовании, иногда
лишь из спектральных или радионаблюдений.
В NGC2903 и 5194 (М 51), помимо пекулярностей в ядрах,,
есть еще пекулярные движения. Радиальные движения газа у пер¬
вой достигают +175, а у второй +190 км/сек, а такие же движе¬
ния звезд соответственно +110 и +180 км/сек.
\ Выли исследованы на радиоизлучение 60 ядер пекулярного
вида (не активных в радиодиапазоне) по спискам Серсика и най-.
дено, что они излучают как нормальные спирали.
§ 3. Пекулярные и активные ядерные области
Воронцов-Вельяминов подытожил виды пекулярности ядер¬
ных- областей и насчитывает их 8:
1. Ядерные. области галактик Сейферта—
очень маленькие и яркие. Их спектры характерны яркими, очень
широкими линиями, соответствующими скорости в несколько,
тысяч км/сек. Ширина разрешенных и запрещенных линий не¬
редко различна. Некоторые из них принадлежат к радиогалакти-
kslm. По этой причине внимание к ним все возрастает. Подробнее
о них . будет сказано дальше.
2. «Голубые» галактики. Яркие линии, как и у га¬
лактик Сейферта, излучаются в ядерной области, быть может,
более обширной, но линии в большинстве случаев сравнительно
узки и не указывают на быстрые движения. Они описаны в § 1
этой главы (стр. 298). Значительный процент голубых галактик,
найденных группой Маркаряна, позднее оказался принадле¬
жащим к типу Сейферта. Встретились среди них и отдельные
квазары. *
312
ГЛ. VI. ПЕКУЛЯРНЫЕ ГАЛАКТИКИ И ИХ ЗНАЧЕНИЕ
3. Ядра с прямолинейным выбросом. Хо¬
рошо известен только пример радиогалактики NGC4486 = M87.
Автором отмечено восемь случаев, где. подозреваются подобные
реальные выбросы из ядра, но гораздо более мощные в сравнении
с самой галактикой. Это MCG 14-3-7?, 11-21-1, 9-20-100, 8-16-41,
8-40-6, 0-10-13, 0-12-73, -4-5-4, а также ряд галактик, где подобия
радиального выброса видны на большом расстоянии от ядра,
как, например, у NGC 4651. Природа различных выбросов может
быть очень различной. Пока изучена только М 87, и о ней гово¬
рится в разделе о радиогалактиках.
4. Очень компактные галактики и карлико¬
вые компактные галактики Арпа являются пекулярными ядрами,
поскольку плоская компонента, обычно окружающая ядро, либо
отсутствует, либо еле заметна. Еще более пекулярны из них те,
которые имеют ранний спектральный класс или сильные эмиссии
в спектре. Некоторые из последних, по-видимому, тождественны
ядрам галактик Сейферта, другие — квазизвездным объектам,
не радиоизлучающим галактикам, открытым Сэндиджем, и оба
вида объектов образуют «мост» к квазарам.
5. Ядерная область из «горячих пятен».
В центре некоторых галактик, преимущественно типов SAB и
SB, наблюдается клочковатое кольцо или клочковатая спираль,
в центре которой находится очень слабое, размытое и очень ма¬
лое ядро. Клочковатость, цвет и наличие ярких линий в спектре
говорят, что здесь, в центре, вместо сферического желтого ядра
или балджа, имеется плоское образование, состоящее из горячих
молодых звезд и богатое газом — это целая галактика раннего
типа, но в миниатюре, возникшая в лйнзе или в баре другой,
большой и обычной на вид галактики. Происхождение таких
ядер является загадкой. Яркими примерами описанных ядер
являются NGG 1097, 3351, 4314, 4321 (рис. 89). Их известно уже
около 30. Нечто сходное наблюдается даже в центре М 101 Sc.
Процент горячих ядерных областей среди галактик SB и SAB
достигает 30%! Их существование опровергает представления
о том, что процесс звездообразования спиральных галактик про¬
исходил сначала в центре, а затем на периферии.
6. Ядра, окруженные асимметричной
аморфной структурой, обнаружены Серсиком и Пас-
торизой [267]. Подробные данные об этих объектах совсем не
известны. Ядро NGC4051 согласно названным авторам пеку-
лярно в указанном смысле, но на опубликованных фотографиях
оно звездообразно, резко.
В 1973 г. Серсик нашел среди галактик SB и SAB по коллекции
Маунт Вил сон еще ряд ядер, пекулярных по форме.
7. Двойные и кратные ядра. Воронцовым-Велья¬
миновым отмечено 80 слабых и маленьких галактик с двойными
§ 3. ПЕКУЛЯРНЫЕ И АКТИВНЫЕ ЯДЕРНЫЕ ОБЛАСТИ
313
или тройными ядрами. Тройных — 9 или 11. Изредка второе ядро
может быть проекцией звезды. Иногда это могут быть ядра взаимо¬
действующих и слившихся галактик, какие обычно не выде¬
ляются. В* ряде случаев это могут быть разделившиеся ядра со¬
гласно гипотезе В. А. Амбарцумяна об образовании галактик пу¬
тем деления их сверхплотных ядер.
Рис. 89. Пекулярные ядерные области с горячими пятнами и спиральной стру¬
ктурой:
а) NGC 4321; b) NGC 3351 (по фотографии на Крымской станции ГАИШ); с) NGC 1808;
d) NGC 5248; е) NGG 1097 (фото Серсика).
8. Сложные ядра галактик cD с огромным
ореолом. Это кратные ядра галактик, описанных в MCG
как имеющие гигантский ореол и нередко главенствующие в скоп¬
лениях галактик. Позднее Морган обозначил их cD, хотя
в своей же общей классификации символом D он обозначал те
галактики, которые обычно обозначали S0, с явными признаками
вращательной симметрии. Морган полагал, что cD встречаются
лишь в скоплениях и в качестве радиогалактик. В действитель¬
314 м. VI. ПЕКУЛЯРНЫЕ ГАЛАКТИКИ И ИХ ЗНАЧЕНИЕ
ности же они есть и вне скоплений, и преобладания их среди
радиогалактик также не обнаруживается, особенно при объектив¬
ном подходе к классификации.
Наиболее яркий пример таких галактик — радиогалактика
NGG 6166 (о ней см. также в гл. VIII). Она состоит из нескольких
сливающихся Е-подобных галактик и содержит пыль. Можно еще
назвать MCG 2-8-44, 2-7-17, 2-27-4, 2-58-21, 2-59-35, 1-39-9, 5-38-5,
3-41-78, 1-8-16, 1-33-40 и другие. MGG 2-39-35=NGC 7469 имеет
диаметр больше 40 ООО пс и М=— 20^,5 (при Н=75 км/сек •Мпс).
В последнее время к активным ядрам причислили даже ядра
таких обычных и спокойных, как казалось, галактик, как
NGG253, 3031 (М81), 3034 (М 82), 4258, 4736, 5194 (М 51). Это
часто является результатом радионаблюдений. NGG 253 подобно
«взрывающейся» М 82 имеет малый (150 пс) инфракрасный источ¬
ник и в ней есть полоса поглощения СО. Внутри ее ядерной об¬
ласти есть некруговые движения. В галактиках М 31 и М 51
обнаружены изотопы СО в соотношении 13СО : 12СО=0,23. Ядра
с малым центральным радиоисточником М 51, М 81 и другие
исследованы подробно. Результаты таковы: ионизация газа в их
ядрах производится горячими звездами, как показывают относи¬
тельные интенсивности линий различных стадий ионизации кис¬
лорода. Необходимо по крайней мерё 40 очень горячих звезд О
с Т=40 000° для каждого ядра, но их число слишком мало для
того, чтобы линии могли быть обнаружены в спектре.
Азот имеется в количестве, в шесть раз превышающем обычное
содержание. Газ в ядре находится в форме облаков или волокон,
а электронная концентрация в них падает наружу. В ядре М 31
есть лишь протяженный радиоисточник, на порядок более сла¬
бый, чем в Галактике, а в М 51 размер источника 700 пс. Он рас¬
падается на компоненты и на порядок мощнее, чем в Галактике.
В М 81 источник очень мал, менее 2", т. е. менее 35 пс, и имеет
спектральный индекс —0,7. Источник этот (по Крэну) даже
меньше, чем 0",1 (1,6 пс) и оказался переменным. С 1967 по 1975 г.
он возрос, меняясь на 80—120 миллиян, так что М 81 действи¬
тельно активна. За восемь лет (до 1976 г.) источник в М 81 на
v=1415 Мгц изменился не более чем в полтора раза. Обнаружен
малый источник еще в NGC 4594.
У спиралей мощность излучения ядер на частоте 1400 Мгц
в среднем составляет 1019 вт/гц, не зависит от типа галактики,
хотя ван ден Круйт считает, что она сильно растет от S0 к Scd
с видимой и инфракрасной светимостью. В NGC 4258 обнаружены,
помимо нормальных, еще радиоветви в континууме, связанные
с ветвями в лучах На, и хотя Оорт считает это результатом взрыва,
у этой галактики есть лишь слабая радиоактивность. От назван¬
ных выше галактик есть постепенный переход к радиогалакти¬
кам. Так, в NGG 4736, видимой почти плашмя, и в NGG 4631
§ 3. ПЕКУЛЯРНЫЕ И АКТИВНЫЕ ЯДЕРНЫЕ ОБЛАСТИ 315
видимой с ребра, есть по два радиоисточника, симметричных отно¬
сительно ядра, два слабых источника есть в центре эллиптической
галактики NGG 4472, разделенные расстоянием в 7 кпс. Эти ра-
дйоструктуры родственны двойным радиогалактикам. Многие
эллиптические галактики излучают в радиодиапазоне сильнее,
чем . нормальные спирали. Размеры источников очень малы,
а спектры сложны и имеют другое распределение спектральных
индексов.
Первыми были открыты в радиодиапазоне в 1968 г. NGC 1052
и 4278 с источниками, размерами менее 0",001, т. е. менее 0,1 пс.
Известно еще 12 радиоизлучающих галактик типов Е и S0. Автор
этой, книги привлекал особое внимание не только к горячим голу¬
бым пятнам в некоторых ядрах, но в особенности к тому, что они
образуют там формации в виде колец или спиралей — как бы
маленькие галактики в ядре галактик, имеющие свою иную струк¬
туру» как, например, у NGG2903, 4314, 4321. Особенно поражает
NGC 4314: у нее малая спиралька расположена внутри бара (!)
и является ядром галактики. Линде и др. подробно ее фотомет-
рировали в разных лучах. Ее ядрышко, диаметром 5", красно¬
вато, цвет бара однороден и голубее, чем ее центр из голубых
облаков. Пылевые волокна в баре поглощают более 1т. Спираль
голубее бара на O'*,5.
Назарова [268] исследовала со многими фильтрами и спект¬
рально на 2,6^метровом телескопе 11 пекулярных ядер, в част¬
ности, ядра NGC 2903, 4314, 4321 и 3351. У NGC 3077 она нашла
ядро раздвоенным, оценила количество газа в ядрах, степень
ионизации, источники возбуждения, построила цветовые карты и
модели этих ядер. Мы приводим здесь физические параметры
некоторых галактик с горячими голубыми ядрами и с внутренней
структурой из числа изученных Л. В. Назаровой. Данные отно¬
сятся только к ядерной области (е — скважность газовой среды).
• NGG
2903
3310
3351
4314
4321
ЬвЩ -
е
2,9-1038
5.103»
8,4. lO38
2,7-Ю38
1-Ю39
2-10-4
5.10-4
5.10-4
—
1-10“4
9Л (НИ)
6.10S
4,8.10е
10е
10е
6-106
^total
МО»
3-109
2.10»
3.10»
з.ю»
пе, см~3
1,2-104
9 • 10s
Ю4
—
104
'■ Те
1,4. 104
7 - 10s
6-103
—
8.Ю3
Последняя галактика, где также исследовалось ядро, пеку-
лярна, однако, целиком. Мы считали ее одним из примеров того,
когда в одной галактике (помимо форм «гамма») имеются ветви
противоположных направлений. Но, судя по снимкам NGG 2782,
полученным на 6-метровом телескопе Шабановым и Коровяков-
ским в 1976 г., ее сложная, резко асимметричная структура, мо¬
316
ГЛ. VI. ПЕКУЛЯРНЫЕ ГАЛАКТИКИ И ИХ ЗНАЧЕНИЕ
жет быть, происходит от того, что тут слились две галактики.
В голубом ядре NGC 3504 сосуществуют звезды классов ВО и К5.
Физические условия в газах и синтетическая модель спектра
приводятся. Спиралевидное голубое ядро NGC 1097 изучено
в 1975 г. Риккардом.
Линии излучения горячих облаков На, Нр и [N И] изломаны
и смещены вращением ядра, излучающего в основном непрерыв¬
ный спектр. Пылевые волокна от г=350 пс идут наружу до кон¬
ца бара. В 1974 г. Осмер и др. исследовали шесть голубых ядер
NGG 613, 1097,1365,1672,1808 и 2997 из списка Серсика и Пасто-
ризы, а также пекулярную NGC5253 и NGC 2992, взаимодейст¬
вующую с NGG 2993. У всех градиент Бальмера круче, чем в спект¬
рах областей НИ вблизи Солнца, по-видимому, вследствие поглоще¬
ния света пылью в ядрах на 1—-2я*. Ионизация и здесь, несомненно,
вызывается горячими звездами. О кернах ядер, которые должны
быть, авторы ничего не говорят. Каким образом типичное населе¬
ние спиральных ветвей во всех галактиках этого раздела оказы¬
вается в ядрах, да еще вместе с горячим газом иногда образует
кольца или малые спирали, никто из теоретиков еще не пытался
рассмотреть.
§ 4. Компактные галактики
Галактики высокой поверхностной яркости с довольно резким
краем, которые впоследствии Цвикки назвал «компактными»,
впервые были обнаружены автором при подготовке к составлению
Морфологического каталога галактик в конце 50-х годов; мы вы¬
нуждены были отказаться от классификации передержанных изо¬
бражений галактик и вместо этого применили систему кратких
описаний. Основной причиной этого было неожиданное обнару¬
жение того, что в Паломарском атласе среди слабых галактик
около 15я* особенно много совершенно черных, почти круглых
изображений с довольно резкими краями, выглядящих как ядра
галактик. Фотографии компактных галактик, полученные на
5-метровом телескопе, опубликовал Сарджент (рис. 90). В нашей
системе описание спиральных галактик начинается от ядра,
обозначаемого N (Nucleus), после чего следуют символы, описы¬
вающие последовательно наружные ярусы структуры. Поэтому
для описания почти звездоподобных изображений галактик при¬
менялся тот же символ N. Если казалось, что внутри есть какая-то
структура, плохо различимая вследствие передержки, объект
обозначался (N). Индекс е отмечал продолговатость формы такой
компактной галактики, а Н — присутствие тумана (haze) или
гало (halo). Так, (Ne); Н *) означает продолговатое, но звездо-
*) Точка с запятой отделяет один ярус деталей от следующего — см.
предисловие к «Морфологическому каталогу галактик».
§ 4. КОМПАКТНЫЕ ГАЛАКТИКИ
317
образное ядро, возможно, с внутренней структурой, и вокруг
него слабый ореол. В соответствующих столбцах MCG дается
оценка яркости центрального изображения и ореола. Для совер¬
шенно черных изображений в нашей калибровке, описанной
в предисловии к MCG, балл 1 соответствует поверхностной яр¬
кости выше 21я* на квадратную секунду дуги, а гало интенсив¬
ности балла 6 соответствует поверхностной яркости 25 я* ,5 и мень¬
шей на квадратную секунду дуги. Такие описания, как N и (N),
N; Н и (N); Н с интенсивностя¬
ми 1 и 5—6 для ядра и ореола
соответственно, определяют со¬
бой наиболее компактные га¬
лактики. В первых трех томах
MGG в 1961—1963 гг. было ка¬
талогизировано более 2000 та¬
ких, наиболее компактных га¬
лактик. Все они были зануме¬
рованы, были измерены их внеш¬
ние и внутренние раз?г',ры,
оценена интегральная и .иоверх-
ностная яркость. Некоторые
измерения сопровождались при¬
мечаниями: резкие, очень рез¬
кие. В общем, поиски компакт¬
ных галактик с яркостью до
15т—16я* велись везде от 8 =
= +90° до 8=—45°. Было най¬
дено свыше 3200 галактик, не
считая менее компактных га¬
лактик с N интенсивности 2
или с интенсивностью гало
более 5. Это позволило нам
изучить распределение компакт¬
ных галактик по небу. Оно мало
отличается от распределения
всех галактик. Цвикки в 1971 г.
в предисловии к своему катало¬
гу компактных и послеэруптив-
ных галактик писал: «На ассамблее MAG 1964 г. в Гамбурге я пред¬
ставил мой первый список компактных и эруптивных галактик».
Последним термином Цвикки предпочитал называть большую
часть взаимодействующих галактик. В то время, когда Цвикки
представлял свой первый список менее 200 компактных галактик,
в MGG были уже найдены, каталогизированы и измерены более
3350 компактных и более 1000 взаимодействующих галактик,—
всего более 4300,
Рис. 90. Компактные голубые, эмис¬
сионные галактики, сфотографиро¬
ванные Сарджентом в .фокусе 5-мет¬
рового телескопа:
a) MCG 0-10-12 16^,1, Vr=7378 км/сек,
двойная взаимодействующая система;
b) II Zw23 14^,8, V>=8320 км/сек,
c) MCG 4-55-14 12^,7, Vr=3255 км/сек,
вероятно, из нескольких слившихся или
взаимоудаляющихся тел; d) IV Zw 153==
=111 Zwl07 15^,0, Уг=5530 км/сек,
состоит из двух слившихся эмиссионных
галактик с расстоянием всего 3 кпс меж¬
ду их центрами.
318
ГЛ. VI. ПЕКУЛЯРНЫЕ ГАЛАКТИКИ И ИХ ЗНАЧЕНИЕ
Однако ни тогда, ни позже Цвикки не упомянул, что такие га¬
лактики были уже открыты ранее и каталогизированы в MCG
в большем числе. Лишь в предисловии к своему каталогу Цвикки
(всегда первым получавший тома MCG для личного пользования)
уцомянул, что, помимо его необычных номеров, данных им своим
объектам (III Zw 56, IV Zw 18 и т. п.), он приводит номера NGC,
MCG и другие, «если они существуют». Но из многих сотен объек¬
тов, не только «существующих» в MCG, но и открытых до него, им
упомянуты лишь очень немногие. Сарджент в своей работе о ком¬
пактных галактиках Цвикки [269] нашел и привел номера MCG
таких галактик. Они составляют почти половину всех объектов,
значащихся в списках Цвикки. Тем не менее везде стали приме¬
нять термин «компактные галактики Цвикки».
Такова история открытия и каталогизации компактных га¬
лактик.
Цвикки нашел много галактик более слабых, чем наши. Но его
поиски были не систематичны и их нельзя использовать для изу¬
чения распределения компактных галактик на небе и в прост¬
ранстве. Многие яркие компактные галактики, особенно к северу
от 8=+45°, содержащиеся в MCG, отсутствуют в каталоге Цвикки.
Например, М. Ульрих опубликовала список лучевых скоростей
20 компактных галактик, не вошедших в каталог Цвикки.
Половина их числа была опубликована в MCG на 12—14 лет
раньше.
По нашим данным наиболее компактные галактики составляют
10% от всех известных галактик до 15от. Более либеральный их
отбор дает еще более высокий процент. Цвикки после 1964 г.
рассылал свои списки галактик «компактных, с компактными
частями и послевзрывных». В них давались только текущий номер
по данному списку и координаты. Лишь в 1971 г. он соединил эти
списки в каталог того же названия, содержащий около 2000 этих
разнородных объектов. Они расположены в нем по а, но номера
даются в форме: № списка, символ «Zw» и номер галактики в этом
списке. Даны краткие примечания и приведены красные смещения,
если они известны *).
В Паломарском атласе NGC 3994 выглядит как очень резкое,
продолговатое изображение, совершенно черное. В действитель-
*) В разных местах Цвикки давал противоречивые определения компакт¬
ным галактикам. Так, он писал, что считает галактику компактной, если она
«имеет среднюю поверхностную яркость не ниже, чем 21т,5 в фотографиче¬
ской, визуальной или болометрической (?!) шкале». Легко убедиться, что это
правило им не выполнялось. Он писал также о том, что выделяет компактные
галактики в зависимости от размера телескопа, позволяющего отличить их
изображения от изображений звезд. Но это неудачная мысль, ибо тогда по¬
лучается, что компактность зависит от расстояния до нас, линейных размеров
и т. д., а не от истинной компактности.
§ 4. КОМПАКТНЫЕ ГАЛАКТИКИ
319
йости его средняя визуальная поверхностная яркость 19т,5
с квадратной секунды дуги! На фотографии, полученной с 6-мет¬
ровым телескопом, галактику тесно обвивают две спиральные
ветви: одна ниточная, другая массивная. Это гигантская галак¬
тика Sb, главная в группе с Mv=—21от, более 13 кпс диаметром.
Так «очень компактные» (по Цвикки) галактики могут быть
гигантскими спиралями, а не малыми компактными телами, как
можно было бы ожидать.
Спектры компактных галактик, по Цвикки, встречаются всех
спектральных классов от К до О, некоторые — с эмиссиями и
голубоватые. Концентрация «голубых» компактных галактик в
Деве говорит в пользу того, что это — компактные карликовые
галактики, а не далекие квазизвездные гигантские галактики —
квазары.
Эмиссионные линии, встречающиеся в компактных галакти¬
ках, бывают и разрешенные и запрещенные, узкие и такие же
широкие, как в галактиках Сейферта. Так, например, галактика
VV 144 (по «Атласу взаимодействующих галактик» Б. А. Ворон-
цова-Вельяминова) по замечанию Цвикки в 1966 г. имеет яркие
водородные линии шириной до 500 км/сек, а запрещенные ли¬
нии — в четыре раза уже. Но более подробно она исследована
Бербиджами [270] еще в 1964 г. Они дают полуширину ярких
линий ±1500 км/сек, а с учетом крыльев еще больше. В ней есть
и запрещенные линии [О I] и [N II], так что сходство со спект¬
рами галактик Сейферта большое. Бербиджи и Цвикки называют
объекты с такими спектрами «взорвавшимися», «взрывающимися»
галактиками или «галактиками после взрыва», так как столь
большие дисперсии внутренних скоростей приписываются взрывам
чего-то в центре галактик (подробнее об этом мы скажем в гл. VIII
о галактиках Сейферта и о М 82).
К компактным галактикам в «послевзрывной стадии» Цвикки
относит еще и такие, где видны или подозреваются выбросы
либо аномальные придатки, например, у взаимодействующей
VV 324, у которой, по Цвикки, есть компактный сгусток с
эмиссиями в спектре. К сейфертовским галактикам надо
отнести также компактную III Zw 2 (вторая в третьем списке
Цвикки) 0h08m+10°42', имеющую яркие водородные линии
в семь раз шире, чем запрещенные [О III], [Ne III] и [О И], 7500
и около 1000 км/сек соответственно. Указывалось, что она явля¬
ется, по Болтону, слабым источником радиоизлучения с потоком
около 0,25 единицы.
Компактная галактика 16h22m,l+41°12' (1950) имеет звездо¬
образное ядро 15ш,4 с поверхностной яркостью ^16т,6 на квад¬
ратную секунду (по Цвикки) и очень слабое гало шириной менее
0,"5. Весь ее диаметр 2" (^1000 пс) и Mph=—19m,7. В спектре
без линий поглощения континуум очень силен в ультрафиолете.
320
ГЛ. VI. ПЕКУЛЯРНЫЕ ГАЛАКТИКИ И ИХ ЗНАЧЕНИЕ
Яркие линии водорода немного шире, чем линии Не II, [О III],
[N V] и другие очень высокого возбуждения Ширины эмиссий —
от 10 до 30 А, т. е. от 700 до более 2000 км/сек, так что эта галак¬
тика также может считаться галактикой Сейферта.
Наконец, компактная галактика Цвикки 4h30m,0+5°15' (1950)
имеет вид звездного ядра d=5" со слабым туманом вокруг, даю¬
щим впечатление спирали, как ее описывает Сарджент. Он игно¬
рирует MCG и описывает ее как анонимную, тогда как это MCG
1-12-9, и каталог дает для нее сведения, отсутствующие в заметке
Сарджента. Она 15т, внутренняя яркая часть 0',2х0',2, а внеш¬
няя слабая 0',6х0',4. Интенсивности их соответственно 1 и 3,
а ореола — 5. Описание ее: N, 1 sd, Н, т. е. большое ядро, сильно
расчлененная короткая ветвь и ореол. При лучевой скорости
9690 км/сек ее расстояние 97 Мпс и абсолютная величина ядра
около —20т, размер ядра 5 кпс, а полный размер 15 кпс. Это —
источник радиоизлучения PKS 0430+05 с плоским спектром и
сильной поляризацией, его переменность и мерцание говорят
о малом угловом размере.
Цвет объекта голубоватый, и линий поглощения в континууме
нет, как и в спектре сейфертовских ядер. Ширина ярких линий
водорода и [О III] — около 3000 км/сек.
Итак, среди компактных галактик, одной стороной «соприка¬
сающихся» с «голубыми» галактиками Аро, есть и галактики
Сейферта, почти с одним лишь ядром, переходящие в область
радиогалактик, а по своей компактности соприкасающиеся с об¬
ластью квазаров. Так, именно некоторые компактные галактики
укрепляют высказывавшиеся мысли о родстве галактик Сейферта
и квазаров.
Выше упоминалось о существовании групп кратных компакт¬
ных галактик, вероятно, карликовых (см. рис. 90). Иногда они
взаимодействуют, находясь в общем возмущенном тумане, со¬
стоящем, несомненно, из звезд. Такова, например, группа III
Zw 108 23h30m,2 +19°05'. Некоторые гнезда компактных галак¬
тик связаны с обычными скоплениями, например, со скоплениями
llh05m,3+28°35' (Leo А) и llh15m,2+30°13' (Leo В). Голубые
компактные галактики «перекрываются», вероятно, с «квазизвезд-
ными галактиками», открытыми позднее, но независимо, Сэндид-
жем. И те и другие, действительно, неотличимы друг от друга
по цвету и спектру, только объекты Сэндиджа, вероятно, абсо¬
лютно наиболее яркие из них и наиболее далекие, так что их угло¬
вой диаметр неощутим. С другой стороны, и те и другие попа¬
даются среди «слабых голубых звезд» (или «объектов»), сначала
обнаруженных Цвикки и Хьюмасоном в высоких галактических
широтах, а затем в большом числе выявленных колориметриче¬
скими снимками Аро и Лейтена. (Подробнее об этом см. в § 5
этой главы.)
§ 4. КОМПАКТНЫЕ ГАЛАКТИКИ
321
Цвикки в двух работах сообщал более подробные И конкрет¬
ные данные о десятке компактных галактик, замечательных сЬоил*
многообразием, без знакомства с которым нельзя получить о них
правильное представление. Некоторые из данных для краткости
мы сводим в табл. 28. В шестом столбце приведены угловые раз¬
меры ядра галактики (где, возможно, указаны отдельно полные
размеры). Седьмод столбец — поверхностная яркость в звездных
величинах с квадратной секунды дуги. Последний столбец —
линейный размер ядерной области.
Таблица 28
Примеры компактных галактик
№№ н/и
1950
mPh
Vr,
км/сек
d
и
• м
D, пс
а
б
1
12h28™0
+12°46'
14m5
1540
12"
19т6
—15^7
640
2
101,2
+29 52
17,6
24360
2,4; 5
19,2
—19,3
2850
3
120,6
+3419
13,9
6870
7
17,8
—20,3
2200
4
1622,1
+4112
15,4
10250
<0,5; 2
<16,6
—19,7
<1000
(14,4
<2; 7
<15,6
—20,9
1100
5
14 39,2
+53 44
11470
\ 16,3
23х..
-19,0
12700
(15,6]
(2; 7
16,6
—13,8
66
6
9 30,5
+55 27
{
760
{
117,6]
\2; 4
18,6
—11,8
66
7
1108,5
+28 57
18,8
о9Э00
4x3
—
—15,9
—1400
8
019,5
—118
15,1
—
4x4; 18
21,3
9
17 27,1
+5015
15,8 -
—
3
— •
—
—
17,81
1 1
—17,5
—12,7
70
Агр
И 17,6
+5141,2
1330
17,9 J
1 1
—17,5
—12,8
70
М 32
—
—
9,1
—
(170)
20,0
—15,1
(560)
Ядро
М 31
12,8
—
2,5
14,5
—11,4
9
ЗС 273
—
—
12,6
49Э00
<0,2
<10
—26
<500
В та
[блице в с
столбце «d
» первое
! числс
) ОТНОСИТ!
;я к ядру, второе —
полный размер объекта.
№ 1. По-видимому, член скопления Девы — карлик. По оцененной
Цвикки дисперсии лучевых скоростей масса его около 5 -1010 9J1q.
№ 2. Это диск, окруженный слабым ореолом и двумя крайне слабыми
и широкими ветвями. Масса, оцененная по дисперсии скоростей — окбло
1012*то. Средняя плотность 2,6-10-20 г/см*. Для сравнения укажем, что
плотность керна М 31—6«10"19 г/см3.
№ 3. Имеет два ядра. Спектр А7, масса 1012 SQTCq.
№ 4. Звездообразна, с очень слабым ореолом шириною 0",5. Поверх¬
ностная яркость ее больше, чем у всех других галактик с измеримым диа^-
метром. В ультрафиолетовой области спектра сильный континуум без линий
поглощения. Эмиссии: [OilI], НеII, NeV, водород и др. Ширина линий
10 — 30А, но Hv, по-видимому, шире. Толщина гало 100 пс.
322
ГЛ. VI. ПЕКУЛЯРНЫЕ ГАЛАКТИКИ И ИХ ЗНАЧЕНИЕ
№ 5. Двойная с перемычкой. У № 1. ядро меньше 1" и гало диамет¬
ром 7". Линий поглощения нет, а эмиссии [О III], N V и др., сильнейшие из
них —в ультрафиолете. Спутник без ядра (№ 2) на расстоянии 51" имеет сла¬
бую спиральную ветвь к северу.
№ 6. Двойная. № 1— ядро с оболочкой. № 2 — такое же ядро с меньшей
оболочкой. Будучи 150 пс диаметром с ядром в 66 пс, это — наименьшая из
известных галактик. Расстояние компонент 5",5= 210 пс и от них к северо-
западу две светлые полоски длиной по 24", шириной 4", с расстоянием между
ними в 4". В спектре № 1 — эмиссии водорода и [О III]. Разность скоростей
компонент 150 км/сек, что дает массу около 7• 108SD1q и <Ш/£^13,6.
№ 7. На 0',5 к югу от NGG 3561. В. А. Амбарцумян обратил внимание
на ее голубизну, после чего Цвикки обнаружил, что голубизна объясняется
присутствием аномально сильной Х3727 А. Она почти 19/л. Меясду NGC 3561
и этим «узлом» есть еще два голубых объекта 21я2 с Я=3727 А, имеющие
«звездный» вид на снимках с 5-метровым телескопом. Их абсолютная вели¬
чина —13'л,7.
№ 8. № 84 в скоплении 0124—0133 вокруг NGG 541. В тумане находятся
в контакте два очень голубых ядра с диаметрами по 4". Эмиссионные линии
в спектре шириною, может быть, до 100 А не отождествлены и потому красное
смещение неизвестно.
JV® 9. Эта компактная галактика была исследована Оке и другими. По наб¬
людениям в 200-дюймовый телескоп ее диаметр 3" с сильной концентрацией
к центру. Цвикки и эти авторы нашли спектр совершенно непрерывным, без
всяких линий, так что расстояние неизвестно. Оказалось, что в синих лучах
эта галактика переменна! Ее амплитуда 0^,2 по фотоэлектрическим измере¬
ниям. Изменения блеска заметны за промежутки времени около 50 суток. За
трое суток изменений не замечено. Также меняется и цвет, как у квазара
3G 171.
В таблице описана также случайно открытая Арпом тесная
пара карликовых, но крайне компактных галактик. Ее можно
было открыть только на снимках с 5-метровым телескопом. Раз¬
меры обеих галактик и расстояние между ними составляет всего
лишь по 1", а видимые фотографические звездные величины 17т,8
и 17т,9. Они в 10 раз слабее прежде известных нормальных кар¬
ликов и в 100 раз меньше их. Их диаметры всего по 70 пс. Допу¬
щение пекулярной скорости в ±500 км/сек не изменит сущест¬
венно результата. Будучи такого же размера, как ярчайшие ша¬
ровые скопления, но в 10 раз ярче, они радикально отличаются
от шаровых скоплений яркими линиями кислорода [О II] и [О III]
при отсутствии линий поглощения.
Арп открыл еще подобную, но более крупную и яркую галак¬
тику с вдвое большим красным смещением. Ее положение:
llh25m,5 +54°06' (1950). Открытый им же объект 12h10m,7 +13°50'
(1950) имеет ядро, остающееся звездным для 200-дюймового теле¬
скопа, и имеющее слабый отросток. Спектр его эмиссионный, с
красным смещением около 30 000 км/сек.
Связь диаметра и светимости разных объектов представлена на
рис. 91.
В связи с упоминанием компактных частей галактик напом¬
ним, что Цвикки воспроизвел рядом две фотографии скопления
§ 4. КОМПАКТНЫЕ ГАЛАКТИКИ
323
Кома около NGC 4874, сделанные на 200-дюймовом телескопе
с экспозициями 1т (или Зт) и 15т (или 27т). Первая пара из них
(в Ар J) гораздо показательнее. На фото видно, что NGC 4874
не имеет яркого ядра и что при малых экспозициях она на сним¬
ках «ослабевает» гораздо быстрее, чем некоторые соседние, более
слабые галактики, «имеющие более компактные ядра и централь¬
ные диски». Можно также напомнить
предложение В. А. Амбарцумяна
различать галактики типов Е и SO -25
по относительной яркости ядра и
оболочки. В данном случае речь у
Цвикки идет, по-видимому, о раз- -20
личии структур галактик Е и SO, а
не однотипных. Для суждения же о
степени компактности балджей у га¬
лактик SO предлагаем читателю вер¬
нуться к нашим числовым данным,
характеризующим их, в § 4 и И
гл. III.
Среди компактных двойных га¬
лактик встречаются и взаимодейст¬
вующие, конечно, если, кроме ком¬
пактной части, хотя бы у одной из
галактик есть более протяженная,
более разреженная компонента. Так,
Цвикки приводит для примера пару
8h55m,8 +6°26', соединенную тонкой
перемычкой, и у одной имеется по¬
добие ряда коротких выбросов. Одна
из компонент имеет в спектре яркие
линии серии Бальмера. В паре спи¬
ралей, соединенных перемычкой —
NGC 5394-95, у первой ядро — звезд¬
ное, содержит яркие линии водорода
и [О II], а также два ряда линий по
-25
ЗС27Х3 ’ 1 1 /
*— %ЗС48 /
1 17 “
-20
Видимые / /
диаметры А ^ . /
представляют-/fjoumaew-
_ся збездными 1ные ° /
/ • о / ”
/галан-% /
/тики /
45
/ °/
/ • о°/
Поверхн.
1 °0/
А /оПечь
яркость
/ 7
много мень¬
-10
/30. сноп-/ п
/ ления /°Дракон
ше, чем у ~
ночного
5
-/ fl1hскопление
L-Ll 1— 1
неба -
| 1
1 2 3 4 5
1д диам. 6 пс
6 7
Рис. 91. Диаграмма Арпа «све¬
тимость — диаметр» с указа¬
нием положения известных
объектов и ограничения воз¬
можных открытий объектов по
прямым фотографиям. Слева
вверху — QSS. На левой ли-,
нии находятся объекты с 1"
и 18^,0, а линия спра¬
ва соответствует поверхностной
яркости 25т,5 с квадратной
секунды.
глощения — резкие и широкие. Но эта пара известна давно, и
звездообразные ядра у спиралей — не редкость. Такие объекты
«перебрасывают мост» от обычных спиральных галактик к ком¬
пактным.
Цвикки полагает, что ему, по-видимому, удалось у некоторых
компактных галактик подметить огромное эйнштейновское гра!-
витационное смещение линий к красному концу спектра, как
в спектре спутника Сириуса. Это могло бы указывать на огромные
плотности вещества в таких галактиках..
Цвикки приводил следующие «кандидаты» в такие объ¬
екты:
324 ГЛ. VI. ПЕКУЛЯРНЫЕ ГАЛАКТИКИ И ИХ ЗНАЧЕНИЕ
a) Сферическая галактика 12h48m,5 +2866',5, член скопления
Кома. Ядро имеет красное смещение, на 700 км/сек превышающее
красное смещение в спектре его гало. Будем дальше обозначать
эту разность через Д7. V порядка 700 км/сек.
b) У компактной галактики 9h55m,9 +51°45' и ее гало ДУ =
=10 000 км/сек. V ядра 25 290 км/сек.
c) В спектре компактной галактики 0h08m +10°42' различие
между «сдвигами» разрешенных и запрещенных линий АУ=
=1380 км/сек, причем ширина линий Бальмера около 100 А,
а запрещенных — только около 15 А при V около 28 000 км/сек.
Различие смещений разрешенных и запрещенных линий можно
ожидать, так как первые могут возникать в более плотных слоях
ближе к плотному телу, а запрещенные линии требуют разрежен¬
ной среды, которая дальше от такого тела.
В каждом отдельном случае, как сознает Цвикки, может быть
другая причина различия красных смещений, и нужно иметь
больше примеров, более тщательно исследованных, чтобы не
принять желаемое за существующее на деле.
В заключение раздела о компактных галактиках укажем, что,
по мнению Цвикки, предел компактности галактикам ставят гра¬
витационный предельный, радиус Шварцшильда и второй закон
термодинамики, по которому плотность излучения звезд в меж¬
звездном пространстве не может расти беспредельно. Первое
ограничение вытекает из общей теории относительности. Второе
осуществляется при слишком тесном расположении звезд, кото¬
рое должно вести к срыву звездных оболочек, к вспышкам сверх¬
новых, к явлениям взрывающихся компактных галактик, кото¬
рым квазары могут быть родственны. Для галактики, достигшей
предельной плотности путем гравитационного самоуплотнения
или коллапса, предельные характеристики, по Цвикки, таковы:
критический радиус ,0,25 пс,
критическая масса 1,8-4012
критическая плотность 1,6-10_с г/см3.
Известные компактные галактики, однако, по-видимому, чрезвы¬
чайно далеки от этого предела, если не говорить пока о квазарах.
Кроме того, Цвикки ожидает, что компактные галактики, со¬
здавая эффект гравитационной линзы, (т. е. сильно отклоняя к себе
проходящие мимо лучи света), могут производить искаженные
изображения более далеких галактик. Отклонение светового луча по
теории Эйнштейна у поверхности сферы радиуса г и массы SDZ равно
S = 4G9ft:rc2.
Для однородной сферы среднее значение квадрата внутренней
дисперсии скоростей составляет
К2 = ЗШ:5г,
§ 4: КОМПАКТНЫЕ ГАЛАКТИКИ
325
и потому
б = 20V2:3c2.
Величину б можно оценить по (F2)1^, даваемой доплеровской
шириной линий в спектре компактных галактик. 6=1" при
(У*уи=260 км/сек и может составить минуты дуги, при ширине
спектральных линий, соответствующих нескольким тысячам
км/сек. Но это должна быть ширина линий поглощения, отражаю¬
щая хаотические скорости звезд, а не ширина ярких линий, кото¬
рая в галактиках Сейферта,
например, образована истече¬
нием газов из ядра.
Компактная галактика Цвик¬
ки II Zw 0430+05 оказалась ра¬
диогалактикой ЗС 120, а объект
II Zw 1122+54 — взаимодей¬
ствующей галактикой VV 144;
некоторые из них тождественны
радиогалактикам N и QSG или Л1Н11П ПНИп пПГШ 0.
галактикам Маркаряна или (и)
являются галактиками Сейфер¬
та, так что эти типы «проника¬
ют» друг в друга и не разгра¬
ничены резко. Сарджент полу¬
чил спектры для 62-х наиболее
голубых компактных галактик
и для 260, измерив фотоэлект¬
рически цвет, выполнил статис¬
тику (рис. 92). Объекты боль-
50
40
30
20
10
VRRBVB VRRBVB VRRBVB VRR BVBVRRBVB
Т N В Е I uS
Рис. 92. Статистика цвета и морфоло¬
гического типа 260 компактных га¬
лактик. Объекты, у которых домини¬
рует свет ядра (классы Т и N) и кото¬
рые при этом очень «голубые», встре¬
чаются очень редко. Обозначения:
VR — очень красные; R — красные;
В — голубые; У В — очень голубые;
D — диски; Е — Е-галактики; Т —
неправильные и S — спирали.
шой светимости до Му=—2Ът,2
с широкими полосами в спектре попадают на диаграмме UBV
(рис. 93) в область QSS, а с узкими эмиссиями, но без темных
линий, попадают правее и ниже.
В 1969—1971 гг. появились обширные исследования спектров,
цвета и вида многих компактных галактик. Сарджент и Сир л на
примере нескольких компактных галактик показали, что значи¬
тельная доля их массы может приходиться на водород, возбуж¬
даемый горячими звездами. Такие объекты они назвали «изоли¬
рованными областями Н II». По нашему мнению, это относится
и ко многим галактикам Аро и Маркаряна, которые, будучи дальше,
наблюдались бы как компактные, а будучи еще дальше — как
квазаги (см. ниже).
Французские астрономы изучили нейтральный водород в пяти
компактных галактиках. Только для II Zw 40 можно было уста¬
новить верхний предел $ШНi как Ю10Ш1о- Дисперсия скоростей
Н I мала в сравнении с дисперсией скоростей звезд в других ком¬
пактных галактиках. Немногочисленные более поздние наблю¬
326
ГЛ. YI. ПЕКУЛЯРНЫЕ ГАЛАКТИКИ И ИХ ЗНАЧЕНИЕ
и-в
дения были более удачны, но они касались только «галактик с ком¬
пактными частями», а не чисто компактных. Но ведь у каждой
спиральной галактики есть «компактная часть» — ее ядро.
Объект, открытый К. К. Шахбазян в 1950 г., и рассматривав¬
шийся ею как далекое шаровое скопление, по исследованию Ро¬
бинсона и Вамплера оказался объектом нового типа. Это неболь¬
шое компактное скопление компактных галактик (см. рис. 126
на стр. 397). После этого К. К. Шахбазян и ее коллеги сообщили
об открытии ими в Пало¬
марском атласе сотен но¬
вых групп компактных
галактик. Некоторые из
них оказались довольно
красными. В 1975 г.
В. А. Амбарцумян, Арп,
Хоаг и JI. В. Мирзоян
[271] обнаружили, что на
«красных» паломарских
картах все галактики от
17ш, 5 до 18т, 5 являются
компактными. Очень ма¬
лые и компактные галак¬
тики отличать от звезд,
однако, трудно, и когда,
например, JI. В. Мирзоян,
Миллар и Остерброк сфо¬
тографировали спектры
компактной группы Шах¬
базян 123, то из семи объектов три оказались звездами.
Корменди уделил внимание пяти красным компактным галак¬
тикам, которые всеми приносились в жертву голубым с эмиссиями
в спектре, а эти имели спектры поглощения. Фотометрия пока¬
зала, что их компактные ядра имеют распределение яркости сов¬
сем такое же, как галактики типа Е, а их гало, как диски спиралей,
удовлетворяют экспоненциальному закону, только яркость спа¬
дает крайне медленно. В 1974 г. М. А. Аракелян заметил, что у
компактных галактик из каталога MCG процент имеющих яркие
линии в спектре очень высок, и определять их лучевые скорости
при помощи ЭОП легче. С тех пор он и его коллеги определили
лучевые скорости сотен галактик, выбранных из MGG.
B-V
Рис. 93. Двухцветная диаграмма для кваза¬
ров (по Сэндиджу). Изогнутая кривая соот¬
ветствует звездам главной последователь¬
ности, прямая — абсолютно черному телу.
Треугольниками обозначены N-радио-
галактики.
§ 5. Квазизвездные галактики — квазаги QSG
Еще в 1947 г. Цвикки и Хыомасон обнаружили в высоких
галактических широтах очень слабые «голубые» звездообразные
объекты. На них указывал еще и Малмквист в 1927 и 1936 тт.,
§ 5. КВАЗИЗВЕЗДНЫЕ ГАЛАКТИКИ — КВАЗАГИ QSG
327
по тогда они не привлекли внимания. Вместе с Аро Лейтен
в 1962 г.* и другие астрономы, преимущественно мексиканские,
в 1957—1959 гг. выявили и занесли в списки тысячи голубых
объектов. Было измерено много собственных движений, к сожа¬
лению, с недостаточной разностью эпох снимков. К 1965 г. выяс¬
нилось, что среди слабых «голубых» объектов, кроме белых кар¬
ликов, есть субкарлики, звезды со смешанными спектрами, белые
звезды главной последовательности и звезды подобные тем, кото¬
рые населяют горизонтальную ветвь шаровых скоплений. Неко¬
торые из объектов были отождествлены с источниками радиоиз¬
лучения и отнесены к квазарам. Мы. приводим здесь слово «голу¬
бые» в кавычках, потому что, имея отрицательные значения
U — В, они имеют значения показателя цвета В — V положи¬
тельные, в своем большинстве около 0я*,4—0^,5, и лишь изредка
около нуля. Поэтому для глаза они чаще всего отнюдь не голу¬
бые, а в лучшем случае белые.
В 1965 г. Сэндидж [272] выстуцил с сенсационной статьей,
в которой доказывал, что среди «голубых» объектов слабее 16я*
преобладают такие, которые по цвету, спектру, красному смеще¬
нию и вытекающей из него оценке светимости одинаковы с ква¬
зарами. От QSS они отличаются лишь тем, что не имеют замет¬
ного радиоизлучения. Таким образом,— говорил Сэндидж,—
выявлено существование нового вида населения Метагалактики,
который он назвал квазизвездными галактиками QSG. Сокращенно
их называют «квазагами».
Сэндидж в 1963—1965 гг. успешно отождествил ряд источни¬
ков радиоизлучения с «голубыми» звездообразными объектами —
квазарами, с характерным взаимоотношением показателей цвета
5 — V ж U — В. В координатах В — V ж U — В точки, отве¬
чающие этим квазарам, лежат на наклонной прямой (см. рис. 93),
ниже которой располагается кривая, представляющая цветовые
характеристики звезд главной последовательности. Свое открытие
квазагов Сэндидж аргументировал тремя фактами. На такой же
диаграмме «голубые» объекты ярче чем 14я*,5 располагаются
почти исключительно на кривой цветов главной последователь¬
ности. Объекты же слабее 14я*,5 располагаются преимущественно
в области прямой, отмечающей последовательность квазаров.
(Эти данные относились к объектам с цветами, измеренными раз¬
личными методами.) Во-вторых, пользуясь каталогом Аро —
Лейтена 1962 г., содержащим 8746 голубых объектов на 2000
квадратных градусах в области южного галактического полюса,
Сэндидж построил функцию численности этих объектов lg N (т)
ярче данной звездной величины т (рис. 94). На графике между
12я* и 15я* происходит излом кривой числа и от 16я* до 19я* кривая
трансформируется в прямую с тангенсом наклона 0,383. Чтобы
обе части общей кривой определялись звездами одних и тех же
328
ГЛ. VI. ПЕКУЛЯРНЫЕ ГАЛАКТИКИ И ИХ ЗНАЧЕНИЕ
типов, требуются некоторые специальные допущения. Перелом,
связанный с изменением числа после 16*, требует, чтобы он от¬
носился к невероятно большому числу звезд типа U Близнецов
и бывших новых нашей Галактики. Но если большинство этих
слабых объектов находится вне Галактики, то почему с пониже¬
нием предельной звездной величины логарифм их числа растет
с угловым коэффициентом 0,4, а не
0,6, как для обычных не слишком
далеких галактик такой же види¬
мой яркости*)? Сэндйдж объяс¬
нял это тем, что величина
d lg N(т)\ dm
в моделях Вселенной с д0=0 и
q0=1 (см. гл. VIII) будет иметь для
новых объектов значение 0,4, если
их светимости столь же огромны,
как у квазаров. Для подтвержде¬
ния этих соображений, которые
Сэндйдж, исходя из космологиче¬
ских моделей, развил как пред¬
сказание существования больших
красных смещений z у этих объ¬
ектов, надо было определить z по
спектрам.
На 5-метровом телескопе были сняты спектры шести объектов.
Для трех из них были получены z 0,088, 0,131 и 1,241, подтверж¬
дающие, что эти объекты находятся на так называемых космоло¬
гических расстояниях с z того же порядка, что у квазаров. На
этих расстояниях соответствующие объекты оказываются дейст¬
вительно сверхгигантскими по своей светимости. Сами спектры
у пяти объектов очень сходны со спектрами квазаров, имея рез¬
кие эмиссионные линии [О III], [О II] и [N И] и очень широкие
(около 35 А шириной) линии водорода, а в двух случаях и [Ne V].
У одного объекта были широкие эмиссии С III и С IV. У двух
объектов виден лишь голубой континуум без линий.
Сэндйдж подсчитал, что в модели Вселенной с постоянной
q0=+1 у QSG с2?=22'л должно быть z=5! При таком z мы дохо¬
дим до расстояния, составляющего уже 0,63 от расстояния до
«космологического горизонта». В эволюционной модели мы смот¬
рим назад, в сторону «начального момента» на 0,9 от времени
с начала расширения. Изучая красные смещения QSG в связи
. *) Коэффициент 0,6 соответствует, по теореме Зеелигера, равномерному
распределению в прозрачном пространстве объектов, имеющих разнообраз¬
ные светимости. (См. П. П. Паренаго, «Курс звездной астрономий»',
§§ 37—38, Гостехиздат, 1954.)
Рис. 94. Изменение характера за¬
висимости N (т) голубых объектов
слабее 16от (по Сэндиджу).
§ 5. КВАЗИЗВЕЗДНЫЕ ГАЛАКТИКИ — КВАЗАГИ QSG
329
с видимым блеском и численность их как функцию предельного
блеска, можно будет, наконец, сделать решительный выбор
между космологическими моделями. Далее Сэндидж по приве¬
денным скудным данным вычислил, что в единице объема QSG
в 500 раз многочисленнее, чем квазары, являющиеся, вероятно,
их активной, но кратковременной стадией. Ее длительность
5 *108 лет, если время жизни квазаров 106 лет. QSG в 20 ООО раз
малочисленнее, чем обычные галактики. До В=19я* QSG имеют
поверхностную плотность четыре объекта на квадратный
градус.
Открытие Сэндиджа вызвало, конечно, сенсацию, и не столько
обнаружением объектов высочайшей светимости без радиоизлу¬
чения, сколько поражающе большой их численностью по срав¬
нению с QSS. В 1965—1968 гг. было выполнено несколько работ,
проверявших выводы Сэндиджа путем выявления «голубых»
объектов, наиболее слабых в разных местах неба, статистической
обработки таких материалов и их интерпретации. Большинство
исследователей склонялось к тому, что пространственная плот¬
ность QSG Сэндиджем сильно преувеличена. Анализ численностей
и колориметрия не могут дать бесспорного ответа. Убедительнее
всего были бы спектральные данные, но получать спектры столь
слабых объектов надо мощнейшими телескопами, и дело это трудо¬
емкое. Некоторые авторы получили наудачу от единичных объек¬
тов спектры без эмиссий, что оставляло вопрос не ясным. Наиболее
обстоятельна была работа Кинмана, который показал, сняв спект¬
ры, что из 12 слабых голубых объектов, взятых наудачу, семь
оказались белыми карликами, четыре звездами горизонтальной
ветви и один — горячим субкарликом.
Ни одной QSG в выборке не оказалось, а по Сэпдиджу поло¬
вина от этих 12 должны были бы быть QSG. Кинмаи оценил, что
QSG в действительности должны составлять <20%. Кроме того,
он считает, что звезды типа RR Лиры с 15,y*<CB<17"* состав¬
ляют V3 от числа слабых голубых объектов — больше, чем счи¬
тал Сэндидж.
У квазизвездного объекта Аро — Лейтена № 293 эмиссии и
голубой континуум сходны с таковыми у неправильных галактик
NGG 1569, 2366 и Аро 6, у которой ширина эмиссий достигает
750. км/сек. Их размеры и структура еходны с яркими компакт¬
ными областями, которые выглядели бы звездными с рас¬
стояния более 100 Мпс. Правда, их абсолютные величины
—14/я<М<—-17я*,5. Линии водорода у них уже и возбуждение
спектра ниже, но с^ни могут быть родственны QSG.
Вместе с тем некоторые авторы отмечали, что у части объектов
Аро — Лейтена вид не вполне звездный, что это могут быть все же
галактики, а не «сверхзвезды».* У отдельных QSG было обнару¬
жено очень слабое радиоизлучение и они были переведены в раз¬
330
ГЛ. VI. ПЕКУЛЯРНЫЕ ГАЛАКТИКИ И ИХ ЗНАЧЕНИЕ
ряд «слабо излучающих» QSS, а у других QSG специальные по¬
иски радиоизлучения не обнаружили. Цвикки правильно указы¬
вал, что вид, спектры и цвет некоторых из его компактных га¬
лактик совершенно одинаковы с таковыми у QSG и QSS.
QSG — это компактные голубоватые галактики, но очень
далекие и очень высокой светимости.
В 1967 г. Сэндйдж с Лейтеном снова выступили с поддержкой
своих выводов. На этот раз по каталогу Аро и Лейтена исследо¬
вался участок в 40 квадратных градусов с 365 голубыми объек¬
тами, из которых для 103
Лейтен и Смиз определили
собственные движения.
Для них была проведена
фотоэлектрическая фото¬
метрия UBV до того, как
были установлены их соб¬
ственные движения. Это
было сделано и для 21
голубого объекта Рихтера
и К. А. Саакян вблизи
М 3. На диаграмме В — V
ж U — В отчетливо выде¬
лились многие наиболее
желтые объекты, оказав¬
шиеся субкарликами F и
G. Они, а также белые кар¬
лики (выделенные по боль¬
шому собственному движе¬
нию) и QSG оказались наи¬
более многочисленными
объектами. Встретились
также звезды горизонталь¬
ной ветви и переменные
типов U Близнецов и RR
Лиры. 27 объектов, нахо¬
дившиеся па диаграмме в
области цветов QSS и QSC, наиболее голубые и с малыми собст¬
венными движениями, были проверены спектрально. Из них у
трех было измерено z (1,990; 0,298 и 1,847). Эти три имеют в
спектре широкие эмиссии La, N V, SilV, С IV, Mg II и [О II].
Семь других объектов Сэндйдж считает также несомненными QSG,
где видны одна или более широких эмиссий в непривычных мес¬
тах, но z не удалось определить (по-видимому, из-за неуверенного
отождествления эмиссий). У пяти объектов спектр непрерывный;
четыре из них могут быть белыми карликами, а один может быть
QSG по цвету, так как у квазаров 3G93 и ЗС 216 спектры
Рис. 95. Интегральные подсчеты объектов
для всего неба. Левая сплошная кривая —
голубые объекты Аро — Лейтена, преры¬
вистая кривая — для звезд гало нашей Га¬
лактики по расчетам Сэндиджа. Точками
показана кривая для белых карликов и
звезд RR Лиры вместе, которые по отдель¬
ности показаны правее (по Кинману).
§ 6. М 82 И СЛЕДЫ ВЗРЫВА В ИЕЙ
331
тоже непрерывные. Оставшиеся 10 объектов, по-видимому, имеют
спектры, как у белых карликов (рис. 95).
Из этих данных Сэндйдж оценивает теперь поверхностную
плотность QSG в 0,4 на квадратный градус, т. е. в 100 раз выше,
чем плотность QSS до 19т по каталогу ЗС. Эта оценка в пять раз
меньше, чем прежняя. Сэндйдж показал, что для т—М^38
пределом для обнаружения радиоизлучения является поток в де¬
вять единиц. Поэтому он ожидал, что многие QSG в будущем
окажутся более слабо излучающими QSS и тогда указанное выше
отношение станет еще меньше. Действительно, граница между
QSS и QSG уже стерлась. 120 объектов этого рода из каталогов
PHL и LB после изучения их спектров распались на 44 QSS,
семь квазагов с непрерывными спектрами и 69 близких к нам
звезд нашей Галактики.
В последующем интерес к очень слабым голубым объектам
угас.
§ 6. М 82 и следы взрыва в ней
Мало кого привлекавшая до 1963 г. неправильная галактика
М 82=NGC 3034 является членом группы, возглавляемой спи¬
ральной галактикой М 81, одной из ближайших к нам. Радиоиз¬
лучение из этой области сначала приписывалось крупной М 81,
но потом оказалось, что оно принадлежит скромной М 82. Хольм¬
берг взял эту галактику за прототип галактик, обозначенных им
как Ir II: по форме они неправильны, клочковаты, но в то же
время аморфны и желтые и, видимо, не содержат много горячих
гигантов и рассеянных скоплений. Кроме того, у нее было заме¬
чено противоречие между классом интегрального спектра (А5)
и показателем цвета В — F=0W,91. Это противоречие послужило
предметом обсуждения Б. Е. Маркаряна в 1962 г. Морган и Мэй-
олл в 1959 г. нашли свидетельства того, что аномальная желтизна
М 82 вызвана наличием в ней большого количества пыли, причем
пылевые каналы во многих местах видны отлично, а ядра в ней
не видно. В 1969 г. снимки в близких инфракрасных лучах обна¬
ружили вблизи центра сгущение, которое считают ядром галак¬
тики.
В 1961 г. Линде нашел у М 82 спектральный радиоиндекс около
0,2, как у Крабовидной туманности, и приписал ее радиоизлуче¬
ние также синхротронному механизму. Предположим, что этот
механизм ответствен и за оптическое излучение множества во¬
локон, простирающихся преимущественно перпендикулярно к ви¬
димой большой оси М 82. Поэтому для проверки начались новые
поиски поляризации света в М 82, обнаруженной еще В. А. Дом¬
бровским в 1957 г. Они увенчались успехом в 1962 г. Меняясь
от места к месту, поляризация достигает 15%. В том же 1962 г.
332 ГЛ. VI. ПЕКУЛЯРНЫЕ ГАЛАКТИКИ И ИХ ЗНАЧЕНИЕ
Рис. 96. Галактика М 82. а) Обычная фотография: хорошо видны пылевые
каналы. Ь) Фотография в линии На с полушириной полосы светофильтра 80 А.
«Низ» ближе к нам. с) Составная фотография с «вычетом» фотовизуального не¬
гатива из снимка &).
§ 6. М 82 И СЛЕДЫ ВЗРЫВА В НЕЙ
333
на крупнейших телескопах началось изучение М 82 в синих лу¬
чах д лучах На с применением метода Цвикки составной фото¬
графии, а также изучение лучевых скоростей по разным пози¬
ционным углам (рис. 96). В 1963 г. стала ясна вся картина следов
центрального взрыва в М 82, которая впервые доказала наличие
мощных нестационарных явлений в центре галактик. Это откры¬
тие Сэндиджа и Линдса [273] сделало более правдоподобными
гипотезы о взрывах как причинах синхротронного радиоизлуче¬
ния галактик.
Радиальные волокна М 82 оказались в основном излучающими
в линии На и этим усиливающими ее покраснение. Они тянутся на
3—4 кпс. Спектры, полученные при щели, направленной вдоль
малой оси, показывают наклон линии На и говорят о прогрессив*
ном изменении скорости газа вдоль оси (вдоль волокон), в то
время как вращение М 82 происходит вокруг «малой оси» и его
эффект сказывается в спектре при щели, идущей вдоль большой
оси. Из анализа расположения темной материи, экранирующей
светлую, определялось, какая половина малой оси наклонена
к наблюдателю. Отсюда следовал вывод, что вещество волокна
по обе стороны от плоскости галактик движется от центра, и чем
дальше от него, тем быстрее. На протяжении до 100" от центра
скорость увеличивается почти до 150 км/сек, составляя 1,5 км/сек
на 1" по расстоянию. Но экваториальная плоскость, в которой
М 82 вращается, наклонена к лучу зрения на £=8°,4, если при¬
нять отношение ее видимых осей |3/а=0,175, а среднее отношение
истинных осей Ыа за 0,10. Угол i получается из формулы Хаббла:
С0С2 I - *-№/«)*
cos I— !_(fc/a)2 •
С учетом этого наклона движение газа от центра в волокнах,
расположенных по оси вращения, получается с истинной скоро¬
стью до 1500 км/сек и ее истинный линейный градиент равен
0,664 км/сек 'пс. При отсутствии ускорения газы, достигшие кон¬
цов волокон, начали движение из центра 1 х/2 миллиона лет назад.
Это был момент взрыва, пославшего газы преимущественно вдоль
оси вращения, возможно, потому, что в этих направлениях толща
галактики и уже существовавших в ней газов были меньше и
меньше тормозили движение выброшенных газов.
Вращение М 82 было еще ранее обнаружено Мэйоллом по
линиям поглощения при помощи очень длинной щели спектро¬
графа, установленной вдоль видимой большой оси. Из данных
Мэйолла получается минимальная масса галактики 2,7 -1010 SOIq
при расстоянии до нее 9,8 *1021 см=3,3*10® пс. Из определений
количества атомарного водорода по радиолинии 21 см следует,
что в М 82 его около 1*5 *109 8Л.0,- т. е. около 5% от общей массы.
Пыли в М 82 хотя и очень много, но все же по массе должно быть
334
ГЛ. VI. ПЕКУЛЯРНЫЕ ГАЛАКТИКИ И ИХ ЗНАЧЕНИЕ
гораздо меньше, так как она формируется из тяжелых элементов.
Масса же ионизованного водорода, при оцененной плотности
пе=10, составляет, как верхний предел, около 5,6*1063№o-
скорости выброса до 1000 км/сек, по Линдсу и Сэндиджу, это дает
кинетическую энергию 2,4 *1065 эрг.
Бербиджи и Рубин и другие исследовали поле скоростей в М 82
более подробно, особенно в направлениях, близких к большой
оси. Они установили вблизи центра значительные отклонения от
кругового движения и различия в движении звезд (по линиям
поглощения) и газа (по ярким линиям). Выброс газа они нашли
происходящим внутри двух противоположно направленных ко¬
нусов с полным раствором 40° и с осью вдоль оси вращения.
При постоянстве магнитного поля во всем объеме полная маг¬
нитная энергия
ем = 0,085#3#2 = 9,1 • 10е3//2 эрг.
Радиоизлучение М 82 с ростом частоты от 0,158 до 3,2 тыс .Мгц
падает от 12 «Ю-20 до 6,3 *10-20 вт «ж-2 •гц-1. Предполагая, что
это радиоизлучение и даже оптическое излучение волокон в не¬
прерывном спектре синхротронны, Линде и Сэндидж подсчитали,
что полная энергия электронов, требуемая для этого синхротрон-
ного излучения, составляет 3,36 «1047 эрг. Для дальнейшего
подсчета они приняли, что время жизни релятивистских электро¬
нов равно половине возраста взрыва. Это вело к выводу, что ос¬
новная энергия взрыва заключена в кинетической энергии газа,
а в магнитном поле ее мало. Бербиджи и Рубин обращают внима¬
ние на то, что в синхротронных источниках радиоизлучения М 87
и Крабовидной туманности, по рассуждениям теоретиков, про¬
должительность излучения релятивистских электронов намного
короче возраста взрыва. Поэтому со времени взрыва должно
было смениться много поколений электронов. Тогда вместо
1066 эрг энергии, соответствующей напряжению поля 2,5 *10"6 га¬
усс, следует принять энергию частиц не менее 1057 эрг. Она излу¬
чена непрерывно или последовательными взрывами за время,
прошедшее после главного взрыва. Приходится признать, что
такой огромный выход энергии за короткое время нельзя обеспе¬
чить известными нам процессами. Явления, происходящие в нед¬
рах М 82, нам еще совсем не известны.
Расчеты показывают, что наблюдаемое возбуждение оптиче¬
ских эмиссионных линий возможно за счет синхротронного излу¬
чения за пределом Лаймана. Синхротронная природа непрерыв¬
ного (а не звездного) излучения волокон подтверждается обна¬
руженной в них поляризацией света с электрическим вектором,
ориентированным примерно перпендикулярно к направлению
волокон, как и в Крабовидной туманности.
§ 6. М 82 И СЛЕДЫ ВЗРЫВА В НЕЙ
335
Между прочим, в М 82 наблюдаются, кроме водородных,
еще й запрещенные линии N II и кислорода О III. По снимкам
через узкие светофильтры Б. А. Воронцов-Вельяминов и В. Д. Да¬
выдов обнаружили различия в распределении их свечения по
видимому изображению туманности; Это подтверждается и цвет¬
ной фотографией и спектральными данными, и говорит о различ¬
ных условиях — вероятно, о различной плотности в разных
местах М 82.
Бербиджи и Рубин говорили о различии звездного состава
М 82 в центре и на периферии, но конкретных данных не дали.
Мы упоминали, что в спектре М 82 сильны линии поглощения
водорода, делающие ее спектр ранним, класса А5. По мнению
Г. А. Гурзадяна [274], линии Бальмера могут возникать не от
звезд, а от межзвездного газа, если в М 82 много нейтрального
водорода, возбуждаемого синхротронным излучением. В малых
длинах волн доля его в общем излучении должна быть больше,
и больше должна быть поляризация. По галактике это излучение
должно распределяться равномернее, чем звездный свет. Джон¬
сон,'7 поддерживая эту идею Г. А. Гурзадяна, как уже упомина¬
лось,^выдвинул "гипотезу ,v что гкольца пекулярнейшей из галак¬
тик/ NGC 2685, и волокна М 82 имеют сходную геометрию и что
взрыв в М 82 мог придать наклон оси выброшенных колец. Их
вращение тоже может дать изменение знака лучевой скорости
в зависимости от положения петли. Петли (кольца) NGC 2685,
содержащие пыль, могут светиться и от освещения их главным
телом галактики. Разобрав геометрию выбросов и условия про¬
екции газа и скоростей выброса для наблюдателя, авторы нашли
истинную скорость газов, удалившихся дальше всего, только
в 430 км/сек. Соответственно этому и вычисленный момент взрыва
получил оценку в 2—3 миллиона лет назад.
Специального определения меры эмиссии волокон в лучах На
Сэндиджем и Линдсом не было сделано, и вообще количество
светящегося водорода было оценено косвенными путями, как и
объем волокон. С другой стороны, в предположении, что Те =
=104 °К (оценить ее было не по чему), по формуле Мензела было
вычислено излучение 1 см3 водорода в На:
£на = 2,85- 10"2бп| эрг/см3-сек.
Делением среднего излучения 1 см3 волокна (3 -10-23 эрг/сек) на
эту величину была получена средняя плотность водорода в во¬
локнах =10 см~г. Полная масса выброшенного водорода равна
5,8 -10е 9Jto, что составляет 2 «Ю-4 от полной массы М 82. Полная
кинетическая энергия волокон такова:
R
ек = лmH J А (г) пе (г) [v (r)]*r*dr. (62)
0
336
ГЛ. VI. ПЕКУЛЯРНЫЕ ГАЛАКТИКИ И ИХ ЗНАЧЕНИЕ
Здесь “4 (г)гесть.величина, обратная принятой доле. заполнения
объема водородом волокна, v — скорость, г — расстояние от
центра ж R — расстояние вершины волокон. В двух разных до¬
пущениях для пе(г) интегрирование дает около 2,4 «Ю55 эрг,
что должно быть верхним пределом, так как, по-видимому (см.
выше), и скорость движения, и масса волокон взяты завышенные.
Источник колоссальной энергии, нужный для выделения в га¬
лактике 1057 эрг энергии, остается загадочным.
М 82 обладает спектральным радиоиндексом, оцениваемым
в пределах от 0,20 до 0,23. Ее радиоспектр более плоский, чем
у Крабовидной туманности (0,27). Диаметр источника радиоиз¬
лучения по половинной интенсивности, которая аппроксими¬
руется гауссианой, на 1420 Мгц составляет 45". На метровых
волнах радиоизлучение М 82 нормально для галактик, а на 1430
Мгц мощность радиоизлучения повышена. Радиоисточник при¬
ходится на середину галактики, но совпадает ли с ее ядром —
неизвестно, так как ядра не видно. Может быть, ядро скрыто
за мощными пылевыми образованиями, видимыми в этой области,
или же, как рассчитал в своей теории Золингер, ядро могло «вы¬
светиться» за 300 лет. В основу понимания взрыва Золингер кла¬
дет гидродинамическую взрывную волну. Мощность излучения
ядра он исчисляет в 1,5 «1013 эрг!сек — так у типичных галактик
Сейферта, и считает, что М 82 и была таковой до взрыва. Инте¬
ресно, что по идее В. А. Амбарцумяна, высказанной задолго до
обнаружения явлений в М 82, галактики имеют малые сверх¬
плотные ядра, способные взрываться. Другие же авторы, толкуя
о взрыве, умалчивают о том, что же, по их мнению, там взры¬
вается.
Отметим еще, что скорости движения по оптическим и по
радионаблюдениям расходятся, что Элвиус объяснял поглоще¬
нием в ней излучения с А,=21 см.
После обнаружения в М 82 последствий взрыва ряд лиц указы¬
вал на другие галактики, сходные с М 82 своим аморфным видом
и богатством пылью. По преимуществу это были, собственно го¬
воря, галактики типа Ir II. Г. М. Товмасян нашел, что у семи га¬
лактик, имеющих некоторое сходство с М 82 по виду, а иногда и
по соотношению спектра и цвета, есть слабые центральные сгу¬
щения. Среди галактик SB с таким же видом центральной части 50 %
имеют заметное радиоизлучение, свидетельствующее, вероят¬
но, об имевшем место взрыве и в их центральной части.Г. М. Тов¬
масян в поисках результатов взрывов обнаружил на частотах
1410 и 2650 Мгц радиоизлучение около 0,25• 10“2в вт-м-^-гц-1
у NGC 4433, 5363 и 520. (Последняя, по Б. А. Воронцову-
Вельяминову, состоит, вероятно, из двух слившихся взаимо¬
действующих галактик.) Ранее было обнаружено радиоизлучение
у NGC 3067, т. е, всего у пяти из числа семи подозреваемых га¬
§ 7. ГАЛАКТИКИ СЕЙФЕРТА
337
лактик. Спектр у них тоже плоский, как у М 82,— в пределах
О—0,3. Это можно интерпретировать как следствие непрерывной
инжекции релятивистских электронов, или как недавнее явление
взрыва, так что М 82, вероятно, не исключение. Правда, NGC 3077
и другие, как будто сходные галактики, радиоизлучения и струй
водорода не обнаруживают. Но поиски взрывов в галактиках
стали модными и, на наш взгляд, без серьезных оснований, следы
взрывов некоторые астрономы стремятся усматривать повсюду,
даже в М 31.
Шмидт и др. в 1975 г. заново составили карты изофот и поля¬
ризации в М 82 и заключили из них, что свет гало можно припи¬
сать однородной компоненте, симметричной относительно диска
этой галактики и лишь 5% приходится на долю волокон. Плавное
изменение поляризации говорит о том, что рассеивается свет диска,
а не ядра. За вычетом общей поляризации излучение волокон
оказывается поляризованным более чем на 50%. Поляризация
в них происходит от рассеяния вследствие концентрации рэлеев-
ских частиц над главной частью галактического диска. Вельяшев
нашел, что нейтральный водород наблюдается в поглощении
Х=21 см на площади 35"х20" со скоростями от 60 до 360 км!сек
относительно Солнца. Выброс этого газа также происходит из
центра.
Висванатан в 1974 г. нашел, что линейная поляризация во¬
локна в [N И] К 6583 А составила 27% — почти как в линии На
и в континууме, и считает, что поэтому флуоресценция как меха¬
низм свечения На в волокнах исключается. Центральным источ¬
ником он считает область А в М 82 и заключает, что поле скорос¬
тей в М 82, исходя из модели простого рассеяния света с чисто
радиальными движениями, объяснить еще нельзя.
§ 7. Галактики Сейферта
а. Общие данные. В 1943 г. Сейферт сообщил, что в спектрах
звездообразных ядер некоторых галактик он обнаружил яркие
линии не только водорода и [О II], но и более высокого возбуж¬
дения, как в планетарных туманностях. Еще более замечатель¬
ным оказалось то, что яркие линии оказались необычайно ши¬
рокими. Их ширина достигала нескольких тысяч км/сек и у
некоторых галактик загадочным образом эмиссионные линии во¬
дорода намного шире, чем запрещенные линии. В 50-х годах ока¬
залось, что среди отождествленных радиоисточников есть одна
из галактик Сейферта, а именно, NGC 1275 или источник радио¬
излучения Персей А. Распространенное убеждение в том, что
радиогалактики должны и в оптическом отношении как-то отли¬
чаться от обычных галактик, породило заявления, будто бы спектр
338
ГЛ. VI. ПЕКУЛЯРНЫЕ ГАЛАКТИКИ И ИХ ЗНАЧЕНИЕ
сейфертовской радиогалактики NGC 1275 существенно отличается
от спектров остальных галактик этого рода. В 1957 г. Б. А. Во-
ронцов-Вельяминов отверг эти попытки как неверные и попутно
сделал первую, хотя и грубую, попытку оценить количество газа
в конкретных галактиках Сейферта и в некоторых радиогалакти¬
ках. Его утверждение, что радиогалактика Персей А по спектру
ничем существенно не отличается от остальных галактик Сей¬
ферта, в частности, от NGG 1068, т. е. что радиогалактиками
могли бы быть и другие галактики Сейферта, блестяще оправда¬
лось. Обнаружилось, что радиогалактикой (хотя и слабой) яв¬
ляется NGG 1068. В 1964 г. радиоизлучение нашли у NGC4151,
а в 1967 г. была открыта новая радиоизлучающая галактика Сей¬
ферта — MGG 1-12-9. Компактная галактика Цвикки III Zw 2,
с таким же спектром, также оказалась радиогалактикой.
Признавая исключительное значение физического изучения
галактик Сейферта, Б. А. Воронцов-Вельяминов включил их
спектрофотометрию в программу устанавливавшегося в 50-х го¬
дах на Крымской станции МГУ 125-сантиметрового рефлектора.
Эта программа и была выполнена в основном Э. А. Дибаем и
В. И. Проником, но из-за технических задержек лишь к тому
времени, когда интерес к этим объектам стал уже всеобщим. Все¬
общим он стал после 1963 г., когда выяснилось некоторое сходство
их спектров со спектрами только что открытых квазаров и когда
возникли гипотезы, что эти два как будто очень различные вида
объектов родственны друг другу.
Бербиджи пересмотрели спектры галактик, причисленных
Сейфертом к одной группе, и исключили из нее те, у которых яр¬
кие линии в спектре не указывают на высокое возбуждение и не
имеют большой ширины (>1000 км/сек),— наиболее характерных
особенностей галактик Сейферта. С 1943 г. по 1968 г. было из¬
вестно лишь восемь представителей. С конца 60-х годов открытия
слабых галактик Сейферта участились.
Из сотен слабых голубых «галактик Маркаряна» большой
процент оказался «галактиками Сейферта».
Вероятно, немало галактик типа Сейферта окажется и среди
взаимодействующих пар и групп, если их начнут спектрографи-
ровать так, как спектрографируют галактики Маркаряна. Пока
среди взаимодействующих галактик известно восемь сейфертов-
ских, которые находятся преимущественно в цепочках, может
быть потому, что цепочки наблюдатели еще удостаивали некото¬
рым вниманием.
В 1974 г. Б. А. Воронцов-Вельяминов и Г. Иванишевич [275]
опубликовали список 95 известных галактик Сейферта с их ха¬
рактеристиками, а в [276] они дали библиографию наблюдатель¬
ных данных. Видман и Хачикян [277] в 1974 г. составили полез¬
ный атлас спектров 71 сейфертовской галактики с относящимися
§ 7. ГАЛАКТИКИ СЕЙФЕРТА
339
к ним данными, часто опирающимися на их собственные наблю¬
дения.
Статистика галактик Сейферта такова. Известно восемь галак¬
тик Сейферта ярче 13OT, принадлежащих ко всем семействам SA,
SAB и SB и к подтипам от 0 до Ьс. Галактик такой яркости с из¬
вестными спектрами имеется около 350. Это дает 2% галактик
Сейферта от тех типов, среди которых они встречаются. Если же
NGC 3516 и 5548 в действительности не относятся к типу S0,
то их процент, теперь уже среди спиралей, поднимается до 4%.
Если допустить, что каждая галактика этих типов проходит
•неоднократно через стадию, в которой находятся сейчас галактики
Сейферта, и допустить, что полный срок их жизни 1010 лет, то
стадия галактики Сейферта должна длиться в общей сложности
около 108 лет.
Существование галактик Сейферта показывает, что эмиссии
в спектре, и даже очень сильные и необычные, не являются приви¬
легией радиогалактик. По внешнему виду радиогалактики и га¬
лактики Сейферта не имеют таких особенностей, которые отли¬
чали бы их как класс от обычных галактик. Активность ядер
в оптическом и в радиодиапазоне протекает, отражаясь на внеш¬
нем виде галактик.
В самом деле, NGC 1275 является сильным радиоисточником,
другие галактики Сейферта — слабые радиоисточники, третьи
совсем не имеют заметного радиоизлучения, и эти три группы не
отличаются друг от друга ни абсолютной величиной галактик
или их ядер, ни типом галактики, ни шириной линий спектра, ни
относительной яркостью ядра, ни возбужденностью спектра, ни
особым соотношением ширины запрещенных и разрешенных ли¬
ний. Заметим, что большая светимость известных галактик Сей¬
ферта обусловлена тем, что вообще спектрально изучены только
галактики высоких светимостей. Судя по исправленному за меж¬
звездную поляризацию значению, поляризация яд| а радиога¬
лактики NGC1275 лишь немного (на 0т,2) выше, чем у NGG 4151
или 3227. Следует еще проверить наличие радиоизлучения по¬
следней и поляризацию всех ядер, применяя малые диафрагмы.
Мнение об исключительно большой относительной яркости ядер
у прежде известных галактик Сейферта, вообще говоря, преуве¬
личено. Из сравнения со средними значениями Ат для соответ¬
ствующих типов видно, что у галактик Сейферта, известных ра¬
нее, Дт особенно не выделяются. Однако ввиду малых размеров
ядер сейфертовских галактик их поверхностная яркость весьма
велика. У компактных сейфертовских галактик ядро может иметь
очень большую светимость, но их структура часто еще не из¬
вестна, а у очень далеких из них «звездообразный» вид может быть
совершенно отличен от звездообразного вида таких близких ядер,
как у NGC4051 и 4151. На отличие вида их ядерных областей
340
ГЛ. VI. ПЕКУЛЯРНЫЕ ГАЛАКТИКИ И ИХ ЗНАЧЕНИЕ
от ядерных областей NGG 1068 или 1275 уже указывалось в ли¬
тературе (см. также ниже).
Среди галактик Сейферта пока нет очень поздних Sc (а у 1г
ядер вообще нет). Однако они, может быть, все же еще обнару¬
жатся. Поверхностная яркость галактик поздних типов вообще
мала. У ЗС 120 явно видна спиральная ветвь, хотя и слабая, так
что эта компактная галактика, может быть, является Sc.
Подозрение Сейферта, что есть тенденция роста ширины во¬
дородных полос с ростом светимости ядра, не подтвердилось.
Большинство сейфертовских галактик — спирали, многие не
поддаются классификации, как NGC 1275. Сейфертовская взаи¬
модействующая галактика VV 144, судя по распределению яр¬
кости в ней, согласно Бербиджу, похожа на Е или на S0 с
большой осыо 10". От нее отходит яркая полоса 45" длиной и
той же ширины, что видимая малая ось галактики (8"), а посе¬
редине полоски, называемой выбросом, несмотря на ее малую
ширину, проектируется случайная звезда или сгусток в самой
полосе. Длина полоски 15 кпс.
Звездоподобные ядра галактик Сейферта являются источни¬
ками необычных эмиссионных спектров. Однако размер звездооб¬
разных ядер и структура центральной области остаются не яс¬
ными. Сообщения о них противоречивы. Между тем ошибка
в значении диаметра ядра вдвое ведет к ошибке в определении
его объема плотности почти на порядок.
Рис. 97. Микрофотограмма спектра NGC 4151, полученного на Крымской
станции ГАИШ (Москва).
Ь. Физические условия в ядрах. На Крымской станции ГАИШ в
60-е годы были определены по отношению к Нр абсолютные
интенсивности линия и их эквивалентные ширины в спектрах
восьми галактик Сейферта (примеры даны на рис. 97 и 98). Для
всех восьми галактик одним и тем же методом были определены
физические параметры: объем, масса газа, светимость, плотность,
температура, энергия и характерное время жизни. Метод этот
был таков.
Nj 5007
§ 7. ГАЛАКТИКИ СЕЙФЕРТА
341
Электронная концентрация пе и электронная температура Т
определялись методом Ситона, разработанным им для планетар¬
ных туманностей. Из отношения интенсивностейв небулярных
линий [О III] Nx и N2 к авроральной линии X 4363 А, как указы¬
валось ранее и другими авторами, находят электронную темпе¬
ратуру Те и некоторую величину, содержащую электронную
концентрацию.
Из интенсивности аналогичных запрещенных линий [S II]
4069+4076 А и 6717+6730 А определяется пе.
Совместное решение обоих уравнений графическим способом,
в виде поисков точки пересечения кривых, представляемых этими
уравнениями в координатной системе lg Те и lg пе, дает искомые
3889 3933 4072
/NeZ$
ч \ 3727 3869
I 1 1
|
ну
4340
[пещ/
G band) [ОШ]
[НИ] [\\гП]
нр [ОШ]
3969
4101
1
4300 * 4363
III
4659 4686
1 i
4861 4957 5007
I I И
ii
NGC 1068)
NGC 4151!
Рис. 98. Спектры NGC 4151 и 1068 (Оук и Сарджент).
Те и пе. Вместо линий [S II] иногда можно еще, или нужно, взять
линии [Ne III] 3869 и 3968 А, хотя последняя сливается с Не.
Можно использовать также линии [О II] 3727—29 А. Возмож¬
ность применения линий разных ионов важна, так как кривые
взятых ионов иногда не пересекаются, что может быть вызвано
тем, что зоны их существования в галактике различны. При
достаточном числе эмиссий в спектре возможно оценить химиче¬
ский состав газа, который для NGC 1068 и 4151 оказался
нормальным, и позволяет допускать таковой и для NGC 3227
и 3516 и без опаски применять метод Ситона пересечения
кривых.
В настоящее время известно уже много галактик, богатых
газом, и часто приходится находить физические условия в них.
Поэтому пример подобного расчета мы приведем несколько под¬
робнее. Для определения обилия ионов п( берется известное со¬
отношение, выражающее зависимость интенсивности линий дан¬
ного иона /х* по отношению к интенсивности Нр в функции обилия
этих ионов и условий возбуждения:
(63)
где 0 — табулированная функция.
Содержание гелия также определяется по формулам Ситона.
342
ГЛ. VI. ПЕКУЛЯРНЫЕ ГАЛАКТИКИ И ИХ ЗНАЧЕНИЕ
В общем, для NGC 4151 и 1068 было получено:
Ион Обилие (по отношению к водороду)
NGG 1068
О I —
NGG 4151
2,5-10-6
1.10-6-
10-10” 6
О II 3.10-6
О III 1,7.10-4
О >1,7.10-4
Не II 0,08
Не I 0,1
1,4.10-*
—0,0*
0,30 или 0,05
(последние два значения находятся в зависимости от того, берутся
ли интенсивности относительно ядра или относительно полного
профиля Нр).
По Аллеру, в планетарных туманностях обилие кислорода
составляет 4*10“4 и, в общем, химический состав газов в ядрах
галактик Сейферта чблизок к составу областей Н II в нашей и в
других галактиках, так как существенных аномалий в интенсив¬
ностях линий других ионов, по-видимому, нет...
Далее вычисляется F1 — поток энергии в линии Нр, идущий
от соответствующего объема галактики V. Он находится из
эквивалентной ширины Нр, расстояния до галактики А, распре¬
деления энергии в непрерывном спектре ядра, которое бралось
обычно по Сейферту, и абсолютного значения энергии в спектрах
звезд нулевой величины по таблицам Кода:
(Нр) = £Нр(пе, Te)V:4яД*. (64)
Величина Ещ — излучение 1 см3 газа в линии Нр — дается фор¬
мулой Мензела:
серии Лаймана фактор Ь4 (2%) =0,25. Определив F1 из наблюдений
и вычислив ЯНр, а также зная А, можно вычислить объем V.
Но это будет эффективный объем, который, вероятно, меньше
истинного, так как газ может быть сосредоточен в оболочке или
в волокнах, как в Крабовидной туманности. Плотность газа
р=тн -пе1 умноженная на объем, дает массу газа. Знание ско¬
рости движения газов дает теперь их кинетическую энергию.
Различие в профилях и ширине разрешенных и запрещенных
линий авторами трактовалось так, что «в области, где излучаются
ядра водородных линий», существует также и газ, излучающий
запрещенные линии. Область же, излучающая крылья водород¬
ных линий, трактовалась как иная область, где плотность слишком
высока для излучения запрещенных линий. Но без запрещенных
линий нельзя определить пе, Те и другие параметры. Считалось,
9814
22,4- 10~20х/г| К (з/2} а Те .
е
(65)
Для найденных Те и пе в случае непрозрачности газа в линиях
§ 7. ГАЛАКТИКИ СЕЙФЕРТА
343
что нижним пределом плотности зоны, в которой не образуются
запрещенные линии, является пе=107 см~3, а для Те принималось
значение, полученное для зоны «запрещенных линий». В галак¬
тиках, где ширина разрешенных и запрещенных линий одинакова,
модель более проста. Весь газ излучает в одном и том же эффек¬
тивном объеме. Радиус зоны, в которой расположены волокна
ионизованного газа, определить трудно. Он больше, чем радиус
эффективного объема. О неопределенности же размера ядра,
определяемого прямыми измерениями, мы уже говорили выше.
Физические условия были найдены сотрудниками ГАИШ для
восьми галактик. При этом они принимали двухкомпонентную
или трехкомпонентную модель (две или три зоны) для тех из них,
у которых ширины запрещенных и разрешенных линий различны.
Под эффективной скоростью расширения газа принималась доп-
леровская ширина на половине интенсивности. Характеристики
плотных зон были получены и по запрещенным линиям, и по
водороду (как граничные оценки). Время жизни газа в соответ¬
ствующих зонах, получаемое от деления радиуса эффективной
зоны на эффективную скорость в разреженной зоне, во всех слу¬
чаях составляет около 104 лет, а в плотной зоне — около 10 лет,
т. е. все эти зоны нестационарны.
Эти исследователи склонялись к тому, что зоны образуются,
вероятнее всего, при последовательных взрывах, а не путем не¬
прерывного истечения. Скорости движения газа в ядре во много
раз больше, чем параболическая скорость для галактики. Хотя
времена жизни зон определены неточно из-за незнания истинных
размеров зон, для наружных зон они больше. У них больше массы
и светимости, и можно было бы думать, что мощные взрывы про¬
исходят чаще, чем слабые. То, что внешние зоны всегда массивнее,
может быть вызвано присутствием во внутренних зонах нейтраль¬
ного, невидимого газа благодаря суммированию последовательных
взрывов либо «нагребанию» межзвездного газа. Оценка массы Н I
уже проведена по наблюдениям в К=21 см. Линия [01], наблю¬
даемая в спектре ряда галактик, узкая, и этот нейтральный кис¬
лород находится, видимо, не в зоне большой дисперсии скоростей.
Промежутки между последовательными взрывами, конечно, не¬
постоянны и тут проверки не сделаешь. Применение к последнему
механизму закона сохранения количества движения приводит
к выводу, что в ряде галактик этот эффект на 1—2 порядка мень¬
ше, чем требуется из различия в массе двух зон.
Среди перечисленных восьми галактик Сейферта для плотной
зоны получались значения пе порядка 10е—107 см~3, а для раз¬
реженной 103—104 cm~z. Электронные температуры — около
15 000°, массы газовых зон — от нескольких десятков до 10б 9Kq
и кинетические энергии газа — от 1048 до 1064 эрг. Резко выделя¬
ются наибольшие массы газа в NGC 1068 и 1275.
344
ГЛ. VI. ПЕКУЛЯРНЫЕ ГАЛАКТИКИ И ИХ ЗНАЧЕНИЕ
Более подробные исследования ядер наиболее ярких галактик
Сейферта описываются в следующем разделе.
Обширнейший материал о галактиках Сейферта путем иссле¬
дования изменений их излучения в оптическом, инфракрасном и
радйодиапазонах и распределения энергии в них излагался на
специальной конференции в
Аризоне в 1968 г. Там же
подробно обсуждался вопрос
о родстве природы сейфер¬
товских галактик, радиога¬
лактик N, компактных га¬
лактик, QSS и QSG. Отме¬
тим, что, по-видимому, у этих
объектов (а почему-то и у
планетарной туманности N GC
7027), в отличие от обычных
галактик, между оптическим
и радиодиапазоном имеется
мощный максимум в инфра¬
красной области, в районе
нескольких сотен микрон
(рис. 99). Вызывается ли он
синхр отронным излучением,
тепловым излучением пыли,
или плазменными процесса¬
ми,— это является еще пред¬
метом дискуссии.
Все это показывает стре¬
мительное развитие данной
отрасли астрофизики. Все же
мы приводим здесь некоторые
конкретные данные. Алуан,
Рис. 99. Распределение энергии в спект- Андрийа и Суфрен в 1971 —
ре квазара 3G 273, нормальных галак- 1973 гг. в некоторых актив-
тик, галактик Сейферта NGC 1068, NGC TTTTV „„ттттгт,
4151 и планетарной туманности NGC ядрах нашли своим ме-
7027. Четко заметен избыток в инфра- тодом ультрафиолетовый не¬
красных лучах (по Вейману). звездный источник, по-ви¬
димому, теплового излучения
газа.. Сильное инфракрасное излучение в ядрах NGC 1068 и
4151, быть может, колеблющееся (в случае, если колебания под¬
твердятся), непримиримо с его происхождением от теплового
излучения пыли в ядре, и ему надо будет приписать нетепло¬
вую природу. Эти работы 1972—1974 гг. окончательно вопроса
не решили.
Рентгеновское излучение было найдено в 1972 г. у NGC 4151,
1275 и у радиогалактик NGC 5128, М 82; 7-излучение, по-види¬
> Длина волны (микроны)
107ЮВ 10s 104 103 10г 101 10° 10'1 Ю'г
10ш ю12 ю14
Частота (ги,)
§ 7. ГАЛАКТИКИ СЕЙФЕРТА
345
мому, есть у 3G 120. Лучше установлены вариации интенсив пости
ярких линий и их профилей неправильного типа в течение дней
и лет для NGC 1068, 1275, 3516, 4151, 7469.
Очень много в 70-х годах продолжали заниматься модной
темой построения профилей эмиссий у сейфертовских галактик.
На наш взгляд, это дает мало существенно нового и только на¬
блюдения с очень большой дисперсией убедили всех в том, что
очень широкие разрешенные линии в основном происходят всё
же от истечения газов и выбросов облаков из ядра и что электрон¬
ное рассеяние может играть в этом лишь второстепенную роль.
Остерброк обнаружил у многих галактик Сейферта широкие
линии не только водорода, но и Не I, и Не II и даже Fe II. Но
профили их различны. Видмап, определив абсолютные потоки
в линии Иа у 19 сейфертовских галактик и 14 QSO, нашел, что
по светимости эти объекты перекрываются, что говорит об их
родстве, и болометрические светимости их лежат в границах
1042—1047 эрг/сек, т. е. >105 Lq. Все шире начинает применяться
новая техника, например, получение профилей линий при помощи
сканирующего прибора, а для прямых фотографий в большом
масштабе (в кассегреновском фокусе) путем электронографии.
Адамс [278], применяя для этой цели ЭОП, получил фотогра¬
фии 50 сейфертовских галактик и сообщил, что многие из них
входят во взаимодействующие системы или имеют возмущенную
структуру, что подтвердило наше неоднократно высказывавшееся
предположение о том, что если среди взаимодействующих их
известно только восемь, то потому лишь, что их спектры снимают
очень мало. Разрабатывая общепринятую гипотезу взрыва ядер
сейфертовских галактик, Вольф рисует картину нагрева газа до
5 «106 К, создающего горячий ветер с возможностью сверхзву¬
ковых скоростей до 800 км/сек. Излучение лаймановского конти¬
нуума ионизует газ и поддерживает его температуру около 104 К
в облаках газа, видимых в эмиссии на ранних стадиях расширения
газа, а позднее происходит постоянное истечение газа. Во многих
ядрах сейфертовских галактик нашли малые радиоисточники.
с. Подробнее о ядрах галактик Сейферта. Ядро NGrC 1068.
Физические условия в ядре NGG 1068 изучались еще Остерброком
и Паркером. Они ^али наибольший список интенсивностей линий
от % 3346 до 7330 А по отношению к линиям спектра планетарных
туманностей с уже измерявшимися интенсивностями. Фотоэлект¬
рически измерялся и непрерывный спектр в UV (ультрафиолете).
По линиям [OIII1 они нашли Те=10 200°, а по [N II] Ге<8200°,
допуская, что это различие может быть вызвано неодинаковыми
условиями в зонах свечения тех и других линий. Из анализа
интенсивностей запрещенных линий [О II], [S II] и [Аг IV] оценки
получились порядка 7г*~104—10б см~* при значении Гг = 10 000о.
С другой стороны, по величине потока в На, принимая радиус ядра
346
ГЛ. VI. ПЕКУЛЯРНЫЕ ГАЛАКТИКИ И ИХ ЗНАЧЕНИЕ
равным 1"=50 пс, они получили тгв = 1,6'102 смгъ и ионизованную
массу внутри этого радиуса 2*106$Шо- Авторы заключают, что,
по-видимому, ионизованный газ занимает только 10_3 объема
ядра, а остальной (основной) объем заполнен нейтральным газом.
В пользу этого говорят и значительная сила линий [О I] и [N I],
и отсутствие разрешенных флуоресцентных линий О III. Декре¬
мент линий Бальмера оказался круче, чем следует при реком¬
бинациях или столкновениях при 8000°. После подробного
обсуждения проблемы ионизации авторы пришли к выводу, что
ионизация в ядре производится не только ультрафиолетовым све¬
том, но и быстрыми протонами. В спектре наблюдаются [Ne V],
[Fe VII] и даже линии «корония» [Fe X] и [Fe XIV], поэтому
часть ионизации может происходить от столкновения облаков,
которые впоследствии и обнаружил Уокер. Из точных измерений
непрерывного спектра следует, что последний в ультрафиолете
представляется значительно более ярким, чем в случае его обра¬
зования за счет звезд. Следовательно, возможно существование
синхротронного избытка излучения в UV, около % 3600 А, равного
3 -10”26 эрг!см2сек, что в 10 раз больше, чем экстраполированное
синхротронное радиоизлучение этого радиоисточника ЗС71 =
=NGC 1068. Возможно, что синхротронный спектр искривляется
в UV, и у А,<912 А может быть особенно повышенное число кван¬
тов La. А так как угловой диаметр радиоизлучающей области
меньше 10", то плотность квантов может быть достаточна, чтобы
они были главным источником ионизации газа в ядре. Правда,
остается сомнение, поскольку пока не известны еще другие радио¬
источники с подобным спектром. Наблюдавшаяся Уокером боль¬
шая поляризация непрерывного спектра, быстро растущая к UV,
говорила бы в пользу значительности синхротронного излучения
и в видимом ультрафиолете. Однако измерения поляризации, сде¬
ланные в СССР, это не подтверждают. Остерброк и Паркер на¬
ходят, что у X 3500 А ожидаемое двухфотонное излучение водорода
в непрерывном спектре должно составлять 3 «10-25 эрг/см2 •сек •гц,
в согласии с наблюдениями, что вполне объясняет ультрафиоле¬
товый избыток.
Это вызывает возражение Бертолы. Двухфотонное излучение
водорода в непрерывном спектре должно усиливаться вместе с
усилением водородных линий. Между тем форма «ядра» галак¬
тики в непрерывном спектре у % 4150 А отличается от таковой
в лучах линии На. Но Бертола называет здесь ядром, по-види¬
мому, не звездообразное ядро, а нечто более крупное, тогда как
выше речь шла о спектре звездоподобного ядра, поэтому вопрос
о роли двухфотонного излучения в непрерывном спектре ядра NGC
1068 остается открытым.
Мощность световой энергии, излучаемой ядром NGC 1068,
составляет 5 -1041 эрг!сек, а кинетическая энергия газа 2 «1051 эрг
§ 7. ГАЛАКТИКИ СЕЙФЕРТА
347
и мощность в радиодиапазоне — около 7 -lO30 эрг/сек. Итак, яд¬
ро — слабый радиоисточник, хотя и вчетверо более мощный,
чем нормальные галактики. Радиоизлучение, как излучение син-
хротронное, определяется энергией магнитного поля и частиц
высоких энергий. Но в оценке последней существует неясность:
каково содержание быстрых протонов по отношению к числу
электронов и позитронов? Минимум требуемой полной энергии
мы получим при равенстве энергии частиц и энергии магнитного
поля:
Полная энергия составляет в данном случае 4«1055 эрг, если роль
протонов мала. Этой энергии соответствуют магнитные поля с
напряженностями 2*10“4 и 6*10~ь гс соответственно.
Инфракрасные наблюдения дают, что по спектру до 1 мк
NGC 1068 «голубее» обычных галактик, а в интервале 1—3,4 мк
есть большой эксцесс: V — 7Г=4,03, V — L=5,95. Распреде¬
ление энергии здесь сходно с таковым у квазара ЗС 273 (см. рис. 99).
Это необъяснимо никакой комбинацией звезд или обратным эф¬
фектом Комптона, при котором на релятивистских электронах
рассеиваются низкочастотные фотоны. Инфракрасный эксцесс
пытались объяснить излучением пыли в ядре, но проблема излу¬
чения ядер галактик Сейферта, по-видимому, сложнее.
В ядрах NGG 1068 и 7469 имеется как будто лишь одна зона
для свечения всех линий, и ее можно представлять себе сфериче¬
ской, не зная, однако, ее радиуса и доли ее заполнения волокнами
ионизованного газа. В самом деле, размер, яркость и фотометри¬
ческая структура звездоподобных ядер остаются неясными даже
для «близкого» ядра NGC 1068. Неизвестно и взаимоотношение
звездоподобных ядер, наблюдаемых визуально или фотографи¬
чески, с изучаемой спектрофотометрически газовой компонентой.
Автор данной книги уже обращал внимание на противоречи¬
вые описания сейфертовских ядер и на трудности увязки с ними
данных, выводимых из спектральных наблюдений.
Начать с того, что разные авторы, говоря о ядре, подразуме¬
вают под ним разные ядерные формации одной и той же галактики.
Бывают случаи, когда один и тот же автор подчеркивает звездо-
образность ядра и в то же время описывает .его структуру, отно¬
сящуюся тогда уже к более внешним частям. Так, например, одни
говорят, что ядро NGG 1068 меньше турбулентного диска звезд
(1"). По Волтьеру — это ядро наименьшее из всех сейфертовских
ядер, но измеримо. По Минковскому же 3/4 света ядра приходит
из центральной области диаметром 2",5, что составляет 120 пс.
Между тем Уокер говорит, по своим наблюдениям в фокусе кудэ
120-дюймового телескопа, что в «ядре» движутся облака водорода
(66)
348
ГЛ. VI. ПЕКУЛЯРНЫЕ ГАЛАКТИКИ И ИХ ЗНАЧЕНИЕ
размером 3"—4", что требует размера ядра не менее 10"—12"
(рис. 100). Последнее противоречит аморфному виду центральной
яркой области, окружающей в лучах На звездообразное ядро и
имеющей размер около 12". Эта область воспроизведена Бербидж
и Сэндиджем и Бертолой в
синих лучах, в лучах На
и N I. Бертола, по сним¬
кам Вурма на 3-метровом
рефлекторе, описывает эти
снимки подробнее. По Бер¬
тола, звездообразное ядро
диаметром 2"=100 пс ок¬
ружено яркой зоной, до¬
ходящей до г=20". Из
фотометрии ван Хутена
следует, что света во всей
этой области 38 % от света
галактики, и 9% внутри
г=1". По Бертола, виден
узкий «протуберанец» с по¬
зиционным углом (р.а.)
210°, длиной 5". Менее за¬
метный двойной «проту¬
беранец» , отмечавшийся
ранее Сэндиджем, есть у
р.а. 260°. Он одинаково
ярок во всех запрещенных
линиях и в континууме
около % 4150 А. В конти¬
нууме виден и сгусток пер¬
вого «протуберанца». Ве¬
роятно, и он и три узла на
UV снимке состоят из го¬
рячих звезд, так как едва
видимы в На. Образование
у р.а. 210° имеет слабое
продолжение на другой
стороне ядра, отмечавшее-
Рис. 100. Ядерная область NGC 1068: ввер- ся Минковским. Получает-
ху в свете N I, внизу в свете А, 3727 А [О II] с я подобие бара, откото-
(фото Бааде). р0Г0 ОТХОдЯТ две ветви.
Ядро продолговато с боль¬
шой осью по р. а. 30°. Оно сильно светит в запрещенных линиях
и слабее — в континууме. Его структура в лучах На и [О III]
различна. В континууме продолговатость менее заметна, т. е.
звезды не выбрасываются,- а газы, видимо, истекают в
§ 7. ГАЛАКТИКИ СЕЙФЕРТА
349
противоположных направлениях в виде гигантских протубе¬
ранцев.
Бербиджи отмечали различие в распределении яркости в «яд¬
рах» NGC 1068 и 4151, но, очевидно, имели в виду не сами ядра,
а ядерные области. Из данных Минковского о постепенном на¬
растании яркости к центру ядра, имеющего измеримый угловой
размер, следует, что снимки с малой экспозицией выявляют не
истинное «звездное» ядро, а лишь малую его центральную часть.
Тогда к ней, а не к реальному ядру, относится размер всего лишь
Уг" (^25 пс), даваемый Бербиджами и Сэндиджем для ядра
NGC4151.
С баллона на огромной высоте с 90-сантиметровым телескопом
зарегистрирован диск ядра NGC 4151 размером 0", 18, что состав¬
ляет 9 пс по половине интенсивности. Эффективный, притом мини¬
мальный размер газового ядра, полученный Б. А. Воронцовым-
Вельяминовым и Э. А. Дибаем из вычислений, опирающихся на
физическую интерпретацию ярких линий спектра, составил
50 пс. Такой же диаметр (1") получают для этого ядра Оке и Сард¬
жент, опираясь на наклон линий в его спектре, полученном в
фокусе кудэ на 200-дюймовом телескопе. На прямой фотографии
Мэйолла, где ветви NGC4151 едва видимы, на негативе в центре
находится плотный черный диск с резкими краями диаметром 8".
На фотографии с 200-дюймовым телескопом в центре находится
размытый по краям балдж, или линза, диаметром 35". На снимках
с 50-сантиметровым телескопом Д. Д. Максутова Б. И. Горбачев
изучил распределение яркости в резком центральном изображении
NGG 4051 диаметром 8". Считая это образование сферой, он по¬
лучил модель распределения плотностей и оценил массу, о чем
мы упоминали в §11 гл. III.
Распределение яркости в изображении было иное, чем в изоб¬
ражении звезды такой же яркости. Между тем на фотографии в
Ар J 130, 26, 1959 в центре NGC4051 на фоне очень слабой га¬
лактики видно крайне резкое и яркое ядро диаметром 7" (рис. 101).
Возвращаясь к ядру NGC 1068, отметим интересные выводы
Уокера, применявшего электронную камеру на 3-метровом теле¬
скопе и. спектрограф кудэ. Он обнаружил в «ядре» дискретные
облака размером 3"—4" (250—350 пс), движущиеся относительно
центра со скоростями около 600 км/сек и дающие в спектре рас¬
ширение линий вследствие турбуленции внутри облаков со ско¬
ростями такого же порядка. При плотности газа, определенной
Остерброком и Паркером, масса каждого облака порядка 107 ЗК©.
Кинетическая энергия каждого облака — около 1055 эрг, что
равно энергии, излучаемой 3 *105 сверхновых I типа. С учетом
потерь энергии, это соответствует взрыву более миллиона сверх¬
новых. Время расширения облаков он оценивает в 106—10* лет,
а время их ускорения должно быть короче, поэтому, по мнению
350
ГЛ. VI. ПЕКУЛЯРНЫЕ ГАЛАКТИКИ И ИХ ЗНАЧЕНИЕ
Уокера, ни цепная реакция вспышек сверхновых, предлагавшаяся
не раз, ни какие-либо другие известные процессы быстрого вы¬
свобождения энергии, не могут объяснить факты. Вне ядра есть
яркая эмиссионная деталь, прерывающаяся в ядре у г=5" и
обнаруживающая второй максимум от г=10" до 20" и после мини¬
мума у г=30" снова, усиливающаяся. Эти данные Уокера не во
т-
W
*
щ
%
л
*
л *4- С ' ‘
Рис. 101. Звездообразное ядро галактики Сейферта NGC 4051 (фото Бербидж),
всем согласуются с видом и описаниями ядерной области по
снимкам, сделанным с тем же самым телескопом.
У NGG4151 Уокер нашел следы таких же расширяющихся
облаков, и последние, ввиду большей удаленности галактики,
находятся на пределе разрешения. В целом, он считает для га¬
лактик Сейферта характерным выброс облаков, а не изотропную
турбуленцию. Выброс (судя по линиям поглощения Не) из ядра
NGC 4151 подтвердили другие. По-видимому, выброс одного
облака газа из ядра, по Уокеру, наблюдается и в NGG4258, ко¬
торая, хотя и имеет местами несколько расширенные яркие линии,
в число сейфертовских галактик сейчас не включается.
Вращение внутренней области NGC 1068, по-видимому, слож¬
но. Бербиджи и Прендергаст до г=25" получили картину четкого
твердотельного вращения. Дюфло-Ангарде получила кривые вра-
§ 7. ГАЛАКТИКИ СЕЙФЕРТА
351
щеиия до г=50" в других позиционных углах и нашла, что они не
соответствуют круговому движению, но по одной из них вывела
массу 1,5*1010ЗКо и Ш/Ь=1,1. Бертола нашел, что до г=25"
кривые вращения не представляются прямой линией, но у г=25"
находится поворотная точка, так что внутри г=25" находится
почти вся масса. Уокер и Чинкарини заключили, что внутри г=30"
имеет место сочетание движения наружу и вращения, и что внут¬
ренние ветви наклонены относительно наружных, где господ¬
ствует чистое вращение.
Заметим еще, что сложная структура NGC 1068, состоящая
из структурной ядерной области, двух ярусов спиральных ветвей
структурностей «с» и «а», и внешнего широкого аморфного кольца,
имеющего, однако, звездоподобные сгустки, вызывает зависи¬
мость направления большой оси изображеиия от взятой изофоты,
что затрудняет изучение вращения. Диаметр упомянутого коль¬
ца — 23 ООО пс.
Массы ядерных областей, но не самих ядер, определены ди¬
намически из наблюдений вращения их Бербиджами и Прендер-
гастом. Для NGC 1068 внутри радиуса 5",5 (270 пс) они получили
4'1089Jto и P^SDIq/tzc3, $Ш/1/«0,2. Параболическую скорость
в центре они оценили в 410 км/сек. Для NGC 7469 внутри радиуса
2",7 (900 пс) они получили 93t=4-109ifto> p^5SD?o/rcc3, 9Jt/L«0,3.
Эти массы значительно превышают массу газа, светящуюся только
в самом ядре. Поэтому, хотя сведений о массе нейтрального водо¬
рода в том же объеме нет, можно думать, что ядро в основном
состоит все-таки из звезд, а не из газа. По абсолютной величине
масса обеих ядерных областей того же порядка, что и у обычных
галактик подобных типов и светимостей.
Ядро NGC 1275 — радиоисточник ЗС 84 — Персей А. Это
ядро, вместе с ядром NGC4151, является примером наиболее
распространенного типа галактик Сейферта с двумя, а у NGG 1275
даже с тремя зонами свечения. В водородной зоне максимальная
дисперсия скоростей составляет ±3000 км/сек,- в зоне [О III] и
[Ne III] она ±1500 км/сек и в зоне [О II] и [S II] дисперсия ско¬
ростей ±350 км/сек. В последней зоне Те несколько ниже и равна
14 500°, а плотность пе= 4*103. В более ионизованной зоне Те=
=16 500° и пе=3-106. В водородной зоне, судя по отсутствию за¬
прещенных линий, пе^Ю7. Объем и масса зоны [О II] далеко
превосходят их значения для остальных зон.
Если бы под действием центрального взрыва более плотные мас¬
сы, разлетаясь, образовали расширяющуюся оболочку, подобную
той, какая образуется новыми звездами, можно было бы ожидать
раздвоенного профиля линий, которого, по-видимому, нет. То
же было бы и в случае выброса двух масс газа преимущественно
в противоположных направлениях относительно наблюдателя,
что может реализоваться при выбросе газа в направлении полюсов
352
ГЛ. VI. ПЕКУЛЯРНЫЕ ГАЛАКТИКИ И ИХ ЗНАЧЕНИЕ
галактики, где сопротивление движению будет наименьшее. Та¬
кую точку зрения мы предпочли, в отличие от наших коллег,
излагая результаты исследования NGG4151. Возможно, что
промежуток в центре раздвоенного профиля линии как раз за¬
полняется ядром линии, производимым другим источником. Пред¬
положение о наличии двух газовых конусов, направленных к
полюсам галактики, было бы сходным с интерпретацией явлений
в М 82 и в спектрах поздних стадий новых звезд при асимметрии
оболочки. В этом случае менее плотный газ заполняет внутрен¬
ность оболочки, быть может, представляя последующее ослабев¬
шее истечение из ядра. Возможна и обратная модель, когда плот¬
ные газы в центре окружены медленно расширяющейся «атмо¬
сферой» малой плотности. Во всяком случае, явление стратифи¬
кации в зависимости от потенциала ионизации, различие скоростей
разных ионов типичны и для медленно расширяющихся плане¬
тарных туманностей, и для быстро расширяющихся оболочек
звезд Вольфа — Райе и новых.
Оке и Сарджент предпочитают усматривать в наличии крыльев
у сильных разрешенных линий расширяющее действие рассеяния
света на свободных электронах. В пользу этого они ссылаются на
различные случаи соотношения ширин разрешенных и запрещен¬
ных линий и на то, что иногда у водородных линий ядра не видны,
а у запрещенных линий никогда нет крыльев. Более ясного обо¬
снования этой гипотезы и расчетов они не дают.
NGC 1275 — главная галактика скопления в Персее. У нее ра¬
диоизлучение приходится точно на ядро, и по интерферометриче-
ским измерениям радиоядро имеет диаметр менее 0",2, т. е., быть
может, даже меньше, чем диаметр звездообразного оптического
ядра.
Как одну из первых известных радиогалактик, ее спектрально
изучал Минковский. Он обнаружил в ней эмиссионные линии,
смещенные относительно линий ядра на +3000 км!сек. Это, каза¬
лось, подтверждало распространенную в то время гипотезу, что
газ, дающий эти линии, принадлежит другой галактике, столкнув¬
шейся с первой. Бербиджи более подробно изучили поле скоростей
в этом объекте и подробнее исследовали оптическую картину, со¬
поставив ее затем с радиоданными. На расстоянии скопления
Персея (54 Мпс) 1"=260 пс, и звездоподобное ядро, исследованное
в Крыму,' безусловно, больше этой величины. На фотографии с
3-метровым телескопом видна окружающая ядро яркая оболочка,
вытянутая к северо-западу. Интерпретация наблюдений, даваемая
Бербиджами, и даже их постановка, находятся под явным влия¬
нием интерпретации радиогалактики М 82 как галактики, видимой
в состоянии после центрального взрыва. Газ, дающий относи¬
тельную скорость удаления около +3000 км/сек с очень неболь¬
шой дисперсией скоростей, наблюдается в проекции до расстояния
§ 7. ГАЛАКТИКИ СЕЙФЕРТА
353
15 кпс от центра. В предположении, что он был выброшен из ядра
и двигался равномерно, получается, что начало истечения было
более 5 -106 лет назад. Но этот газ виден только внутри конуса
с раствором около 90° при ядре. Лишь у позиционного угла 200°
найдена компонента, приближающаяся к наблюдателю, но лишь
со скоростью около 540 км/сек. По-видимому, истечение (выброс)
газа из центра продолжается еще и сейчас с той же скоростью,
постоянной вдоль конуса. Почему истечение идет лишь в одном
направлении в течение миллионов лет (если интерпретация на¬
блюдений правильна!), понять трудно. Ожидаемый эффект вра¬
щения вокруг оси галактики «потонул» в других, не круговых
движениях, обнаруженных из измерения красных линий На,
[N И] и [О I].
Бербиджи для прикидки величины кинетической энергии
взяли плотность газа 10"24 г!смъ (вероятно, она больше) и размеры
области На 10x1x1 кпс. Это дало Ek=1058 эрг, что уже на три
порядка больше, чем Eth газа в М 82, где и масса газа, и скорость
извержения меньше.
По радиоданным одна компонента радиоисточника совпадает
с галактикой, но есть еще одна малая компонента и одна большая
диаметром 26'. По более поздним данным NGC 1275 представляет
объект с необычным типом радиоспектра. У большинства нетеп¬
ловых источников спектры прямые или искривляются вниз у
см. Но у Per А, как и у квазара 3G 279, они искривляются
вверх от Х=3,75 см. У Per А спектральный индекс (см. § 12 гл. III)
резко меняется от —0,67 у 3200 Мгц к +0,84 между 3200 и 8000Мгц,
а на больших частотах он около нуля. По-видимому, тут нала¬
гаются два спектра — нормальный синхротронный и другой, от¬
ветственный за подъем высокочастотной радиации, также от син-
хротронного источника, со сравнительно плоским спектром, па¬
дающим в сторону низких частот возле 8000 Мгц вследствие само-
поглощения. Каждая из быстрых компонент газа, по Бербиджам,
направлена к одной из двух далеких компонент источника радио¬
излучения. Хотя они и находятся на расстоянии нескольких
десятков кпс от ядра Per А, Бербиджи считают, что совпадение
одного из них с галактикой NGC 1275 случайно и что источники
радиоизлучения — это два облака релятивистского газа, выбро¬
шенные вместе с магнитным полем со скоростью света 3 *106 лет
назад.
Подтвердилось предположение И. С. Шкловского о том, что
Per А радиопеременен, так как для перелома в спектре, вызван¬
ного синхротронным самопоглощением, источник должен быть
мал. И действительно, нашли, что за 4Уъ года на 8000 Мгц ис¬
точник усилился на 68%, но меняется в этом сложном комплекс¬
ном источнике самая высокочастотная компонента, отстоящая
на 12" (^3000 пс) от оптического ядра. Подозревают, что и поля¬
354
ГЛ. VI. ПЕКУЛЯРНЫЕ ГАЛАКТИКИ И ИХ ЗНАЧЕНИЕ
ризация радиоизлучения, обнаруженного у Per А, несколько
меняется.
Объективно говоря, радиогалактика NGG 1275, размытая, с
тонкими рудиментарными отростками, выпадает из всех сущест¬
вующих классификаций и не имеет ничего общего с обнаруженным
нами типом галактик, который Морган обозначил cD. Она совер¬
шенно не похожа на NGC 1068, имеющую внутренние спиральные
ветви структурности «с» и впешиие, аморфные, структурности «а»,
сливающиеся в кольцо.
Линдсу в свете На в 1969 г. удалось выделить в NGG 1275
картину радиальных волокон, сходную с таковой у М 82, и даже
с Крабовидной туманностью (рис. 102).
В NGG 1275, которая, правда, является радиогалактикой,
ядерный источник более чем в 103 раз сильнее, чем в нормальных
ядрах, а в других сейфертовских галактиках они на уровне самых
сильных источников нормальных ядер. Производит сильное впе¬
чатление радиокарта ядра NGG 1275 [279], построенная интерфе¬
рометром с длинной базой при участии больших радиотелескопов
Германии, Канады, Калифорнии и Техаса на Х=2,8 см. Она дает
разрешение 0",00025 (0,13 пс). К сожалению, ее интерпретация
менее детальна. G другой стороны, в радиоспектре NGG1275
обнаружили несколько узких линий поглощения, смещенных на
±8120 км!сек, что на 3000 км/сек больше, чем лучевая скорость
галактики. Облака, их производящие, лежат перед источником
непрерывного радиоизлучения. Предлагались для объяснения
такие модели: две галактики в наложении, ядерный ветер или
радиоактивная потеря массы. В первом случае передняя галак¬
тика должна иметь очень малую массу.
Ядро NGC 4151. Среди галактик Сейферта с обнаруженным ра¬
диоизлучением последнее у NGG4151 наиболее слабо. С резуль¬
татами ее спектрофотометрического изучения, изложенными нами
выше, можно сопоставить результаты, полученные позднее О. Вил-
соном, Оке и Сарджентом [280] с применением 2,5- и 3-метрового
телескопов и дисперсий от 360 А /мм до 9 А/мм в фокусе кудэ
5-метрового телескопа. Микрофотограмма спектра в синей его
части, приведенная выше, взята по Крымским наблюдениям [281].
Надо заметить, что в смысле детализации профилей ярких линий
большие дисперсии по сравнению с дисперсией, примененной в
Крыму, нового не вносят. Интенсивности были измерены фото¬
электрически у четырех десятков линий от 3400 А до 11830 А,
в томв числе у открытых Вилсоном линий корония — красной
6374 A [Fe X] и зеленой 5304 A [Fe XIV]. Правда, их эквивалент¬
ные ширины составляют всего лишь 2,8 и 1,0 А соответственно,
тогда как полная эквивалентная ширина Нр составляет 88 А, а
их интенсивности относительно Нр равны 0,02 и 0,01. В указан¬
ном интервале длин волн был промерен фотоэлектрически
§ 7. ГАЛАКТИКИ СЕЙФЕРТА
355
Рис. 102. Фотография Линдса NGG 1275 через узкий светофильтр, пропуска¬
ющий лишь На. Поразительны выявившиеся водородные волокна, сходные с
наблюдающимися у М 82 и. у Крабовидной туманности (М 1).
356
ГЛ. VI. ПЕКУЛЯРНЫЕ ГАЛАКТИКИ И ИХ ЗНАЧЕНИЕ
и непрерывный спектр. Присутствие корональных линий крайне
интересно не только тем, что они говорят об ионизации, требующей
температуры не ниже 106 градусов, но и тем, что после того как
почти столетие их наблюдали только в спектре Солнца, их нашли
в спектре некоторых коротких фаз эволюции вспышек повторных
новых звезд.
Авторы [280] подчеркивают, что в противоположность спектру
ядра NGC 1068, где видны звездные линии поглощения К Са II
и полоса G, в спектре ядра NGC 4151 звездных линий поглощения
нет. Подозревается о лишь присутствие самообращенных линий
Не I 3889 и 10830 А, которые смещены к фиолетовому концу
относительно центров линий излучения на 150 км/сек. Но упомя¬
нутый спектр NGG 1068 был получен смещением ядра вдоль щели,
и звездные линии в спектре кудэ на 5-метровом телескопе при
неподвижном положении ядра на щели следов почти не дают.
Их давали, очевидно, яркие части, соседние с ядром. Поэтому
авторы обобщают свой вывод: у ядер сейфертовских галактик
линий поглощения, вызванных звездами, нет вообще.
Крылья у Нр авторы прослеживают до ±11 000 км/сек, но,
конечно, эта величина очень сильно зависит от того, как проводит¬
ся уровень континуума. Они принимают, в отличие от упоминав¬
шихся советских астрономов, что широчайшие крылья водородных
линий возникают в той же массе газа, что и ядра линий, а «уши-
рение» линий приписывают рассеянию света на электронах. В поль¬
зу этого они приводят сопоставления, которые мы упоминали
выше. Казалось бы, что если это справедливо, то декремент линий
серии Бальмера должен быть одинаковым и для ядер, и для крыль¬
ев линий. Между тем по данным этих авторов он отличается более
чем вдвое, и это не вяжется с гипотезой о роли электронного
рассеяния.
После всестороннего обсуждения авторы [280], так же как и
для спектра NGG 1068, не находят удовлетворительного теорети¬
ческого объяснения декременту, наблюдаемому в серии Баль¬
мера. Еще не была, однако, применена теория В. В. Соболева о
бальмеровском декременте в газе, расширяющемся с большим
градиентом скоростей и с учетом доплеровского эффекта. Веро¬
ятно, как раз этот случай имеет место в сейфертовских ядрах.
При р : W& 1 и более и при 7^=20 000° декремент получается
очень крутым: (На : Нр)^5,2 (|3 есть доля энергии, выходящей
из газа оболочки наружу, w — коэффициент дилюции — доля
сферы, занятая видимой площадью ядра).
Из анализа запрещенных линий авторы приняли Г* =20 000°,
пе=5000. Для оценки верхнего предела массы принималось, что
линии Бальмера излучают как в случае полной непрозрачности
газа в линиях серии Лаймана при рекомбинации. По интенсив¬
ности Щ были вычислены эффективный объем У=4,5 *10Б8 см*у
§ 7. ГАЛАКТИКИ СЕЙФЕРТА
357
'Ш=1,8‘10б. Ш1о и эффективный радиус сферы — около 100 пс.
С другой стороны, в фокусе кудэ при дисперсии 9 А!мм линии
спектра ядра заметно наклонены, из чего было заключено, что
оно имеет измеримый диаметр в 1"=50 пс и соответствующий объем
1,8 'Ю60 см9. При сравнении с объемом газа, излучающего Нр,
ото дает заполнение им только 1/40 всего объема в форме облаков
или волокон. Как мы видим, все полученные параметры почти
совпадают с параметрами, полученными советскими астрономами.
Корональные линии имеют ту же ширину, что и другие за¬
прещенные линии. Для излучающего их газа, при дополнитель¬
ных предположениях, получен был объем 1,8-10восл*8 (как и
выше). Принимаемая модель такова, что облака «холодного» и
плотного газа с массой 10б 9J?o движутся внутри горячего газа
с пе=100 см-3, имеющего такую же массу. Энергии коронального
газа 4*1052 эрг, излучающего 4*10м эрг!сек, хватит на 3-104 лет
без дополнительного притока энергии.
Оке и Сарджент считают двухфотонное излучение водорода для
NGG 4151 несущественным в непрерывном спектре. В ее спектре
есть бальмеровский скачок в 0да,50 и линейный рост интенсив¬
ности в инфракрасную область. Его нельзя объяснить никаким
рекомбинационным спектром. После вычета последнего остается,
по их мнению, нетепловой спектр в виде прямой линии, пред¬
ставляющей логарифм интенсивности в функции v:
Fv =2,34-10 28e-2'0Sv" эрг-сек^гц, • (67)
где v15 есть частота в единицах 1016 гц.
Обсуждая проблему ионизации и нагрева, авторы поддержи¬
вают выводы Остерброка и Паркера для NGG 1068, объясняющие
их турбуленцией в облаках со сверхзвуковыми скоростями. Но
если ожидается, что видимый непрерывный спектр — синхротрон-
ной природы, то почему это ядро так слабо излучает в радиодиа¬
пазоне? Уже не раз обсуждались возможные причины «подавле¬
ния» низкочастотного радиоизлучения у источников, и ряд таких
причин был указан, но выбор между ними требует измерений
излучения NGC 4151 на миллиметровых волнах и в инфракрасных
лучах. Пока известно лишь, что на 750 и на 1400 Мгц ядро из¬
лучает соответственно 0,6 и 0,4 в единицах потока.
Любопытно неожиданное замечание о сходстве распределения
энергии в непрерывном спектре NGC 4151 и г\ Киля — «перма¬
нентной» новой или, может быть, одного из видов сверхновых
звезд. У нее также находят оптическое синхротронное излучение
и предполагают модель, сходную с предложенной для ядра NGG
4151. Есть общие черты спектра в красной области и с Крабовид¬
ной туманностью, и с квазаром ЗС 48.
Несмотря на все это, мы не допускаем мысли, чтобы в ядре
NGC4151, диаметром хотя бы 50 пс, не было звезд. Подавить
358
ГЛ. VI. ПЕКУЛЯРНЫЕ ГАЛАКТИКИ И ИХ ЗНАЧЕНИЕ
«наложением» синхротронного излучения или любого другого
размытые линии поглощения в спектре галактики нетрудно. Но
если в центре, не будет большой массы сверхплотного вещества
или звезд, то не из чего будет происходить ни истечению, ни взры¬
вам и в каждом ядре, уже через несколько тысячелетий, образу¬
ется вакуум...
Авторы, говорящие о взрывах в ядре галактики, должны по¬
яснять, что же там взрывается, превращаясь, по их мнению, в
разреженный газ,— звезды или очень плотное тело.
Интересна работа Андерсона. Он обнаружил в спектре ядра
NGG4151 линии поглощения, сдвинутые к фиолетовому концу
спектра. Их интенсивность и профили варьируют вместе с вариа¬
циями континуума в ультрафиолете. Эти линии, излучаемые
с метастабильных уровней, очевидно, управляются через фото¬
ионизацию переменной яркостью ультрафиолетового континуума.
В этой области пе> 10е см~3 и- она отстоит от источника конти¬
нуума на 0,025 пс. Андерсон находит, что изменение мощности
лщний поглощения достаточно для создания наблюдаемых вариа¬
ций эмиссии На. Широкие крылья бальмеровских линий должны
исходить из области, внутренней по отношению к области линий
поглощения. В ней пе> 107 см~3 и она оптически толста для элект¬
ронного рассеяния. В NGC 4151 наблюдались запрещенные линии
Fe от II до VI состояния* а линии [Fe X] исчезли за три года.
Сообщалось, что в центре всех восьми наблюдавшихся галактик
Сейферта имеется источник радиоизлучения очень малых раз¬
меров.
.. О сопоставлениях объектов, описанных в этой главе, с радио¬
объектами см. в конце гл. VIII.
ГЛАВА VII
КРАТНЫЕ ГАЛАКТИКИ И СКОПЛЕНИЯ
§ 1. Двойные галактики
Как и в случае двойных звезд, граница между одиночными и
двойными галактиками совершенно условна, что видно хотя
бы из каталога двойных галактик Хольмберга, созданного им
в 1937 г. По снимкам, сделанным на Брюсовском астрографе
Гейдельбергской обсерватории, Хольмберг отобрал 837 систем,
которые он считал двойными или, изредка, кратными. Он ис¬
ходил из произвольного условия, что видимое угловое расстояние
между главным членом и спутником не должно превышать удво¬
енной суммы диаметров компонент. Других ограничений с целью
уменьшить число оптических спутников не делалось. По Хольм¬
бергу, из всех галактик 47% одиночных, 24% двойных, 15%
тройных, 7 % четверных и т. д. и около 1 % семерных. По И. Д. Ка¬
раченцеву (1971 г.), двойные составляют тоже 24%.
Один из недостатков упомянутого условия двойственности
был замечен самим Хольмбергом. Этот недостаток становится
заметнее с увеличением размера главной компоненты. Например,
М 31 имеет диаметр более 3°, следовательно, все многочисленйые
галактики далекого фона в круге диаметром 6° должны быть за¬
числены в ее спутники, из которых почти все оптические. До 20т
таких спутников у М 31 будет больше, чем ярких членов скоп¬
ления галактик в Деве.
Диаметр галактик, особенно эллиптических, при увеличении
светосилы телескопа или экспозиции растет, следовательно, упо¬
мянутый критерий двойственности количественно меняется, и
очень сильно. Подавляющее число слабых галактик являются
далекими гигантскими системами, но некоторые из них — это
близкие, очень карликовые системы. Они бывают как очень низкой
поверхностной яркости — типа Скульптора и неправильные,
так и большой поверхностной яркости — компактные, подобные
двойной карликовой галактике, открытой Арпом. Только кар¬
лики низкой поверхностной яркости можно признать за таковые
по их виду, остальные карлики Е от гигантов внешне неотличимы.
Это затрудняет различение оптических и физических спутников
и в парах, и в группах. Уже на небольших расстояниях слабые
360
гл. Vii. Кратные галактики и скопления
карлики невидимы, и поэтому проблема определения степени
кратности галактик, в особенности конкретно взятых, весьма
неопределенна. Выводы статистического характера из каталогов,
подобных хольмберговскому, нельзя считать опорой для космо¬
гонических выводов *). Наиболее надежным критерием взаимной
близости галактик в пространстве является сходство их лучевых
скоростей.
Статистика двойных галактик не позволяет сделать надежных
космогонических выводов, так как для последних нужны данные,
отнесенные к объемам, а не к поверхности неба и, кроме того,
должны быть отсеяны оптические пары.
В 1972 г. Караченцев сформулировал критерии двойствен¬
ности галактик, учитывающие изолированность компонент пары
относительно соседних галактик. Критерии эти довольно сложны:
цомимо диаметров галактик и расстояния между ними х12 учиты¬
ваются расстояния до второго ближайшего соседа каждой компо¬
ненты. Грубо говоря, требуется, чтобы последнее расстояние в
5—10 раз превышало величину х12. В результате просмотра 30 ООО
галактик Паломарского атласа Караченцев отобрал 603 пары
для северного неба. По нашей статистике пары с ветвями одина¬
ковых и противоположных направлений одинаково часты (рис. 103
и 104). За последние годы систематические определения лучевых
скоростей компонент слабых пар, производившиеся в Крыму
и в США, довели число пар, у которых известны скорости обеих
компонент, до полутора сотен. По данным И. Д. Караченцева
[282] среднее отношение Ш/Ь=27±6, что много меньше, чем
оценка Пейджа. Различие произошло за счет исключения оптиче¬
ских пар и учета ошибок измерения.
Тернер отобрал также по улучшенным критериям 156 пар с
лучевыми скоростями. Он нашел, что динамические модели тре¬
буют для спиралей величину Ш/L, много большую, чем получается
из кривых вращения (что находили и раньше). Он, как и многие
сейчас (см. § 4 этой главы), приписывает это существованию у
спиралей корон с массой, раз в 10 большей, чем масса их диска
и с 2ft/£=65. Но он сам признает, что свидетельства говорят про¬
тив таких больших масс у корон и против размеров много более
100 кпс. Орбиты с умеренными эксцентриситетами согласуются с
наблюдениями лучше, чем круговые орбиты или радиальные
колебания.
Б. И. Фесенко [283] в 1976 г., учтя ошибки лучевых скоростей
и исключая оптические пары, получил величины Ш/L, соответ.
ствующие ожиданиям (при отсутствии «скрытых масс»). Он ука
*) Многие спутники галактик в каталоге Хольмберга оказались в дей¬
ствительности изображениями звезд, размытыми из-за хроматической абер¬
рации астрографа Брюса, или просто дефектами. Они отмечены в MCG.
Зонн дал те же замечания в форме списка.
§ 1. ДВОЙНЫЕ ГАЛАКТИКИ
361
Бывает, что в скоплении Сота значительна примесь галактик
поля, о чем свидетельствует зависимость наблюдаемой лучевой
скорости от морфологического типа галактик, а также асимметрия
Рис. 103. VV 264 (фото Арпа) — «Сегнерово колесо»: короткая соединитель¬
ная перемычка и одинаково закрученные ветви.
Рис. 104. MGG 1-37-34,35,36 открыта в 1963 (фото Арпа 1966 г.) — пара
взаимодействующих галактик с противоположно закрученными ветвями.
Ветвь одной галактики имеет на конце карликового спутника, а у другой га¬
лактики ветвь кончается «выбросом» из сгустка.
распределения скоростей относительно центра. Мы всегда считали
это верным для всех скоплений. Фесенко полагает, что пока этот
факт не учтен, рано говорить о присутствии р Сота значительных
362
ГЛ. VII. КРАТНЫЕ ГАЛАКТИКИ И СКОПЛЕНИЯ
«скрытых масс», т. е. тех, которые не наблюдаются, но желательны
для\устоетиврстй CHCtemi;Vi'-"- ‘
Е. В; 'Звягина статистически, по подсчетам на Паломарском
атласе, применяя теорию вероятности, нашла, что не менее по¬
ловины галактик имеют слабых спутников с tSm^bm относительно
главной компоненты. При анализе близких спутников, отмечен¬
ных в MCG, она нашла, что многие из них должны быть физи¬
ческими.
Цикл работ по определению масс двойных галактик статисти¬
ческим методом выполнил Пэйдж на основе изученных им спектров
[84] (см. об этом § 3 гл. И). Обсуждение вопроса о происхождении
двойных галактик и выделении оптических пар см. у Пэйджа.
§ 2. Группы галактик
Между группой и скоплением галактик в смысле числа членов
нельзя провести четкую границу. Но, с другой стороны, суще¬
ствуют резко выраженные тесные малочисленные группы галак¬
тик, легко отличимые от скоплений. Примеры: квинтет Стефана*
квинтет, вернее, квартет Сейферта, секстет Б. А. Воронцова-
Вельяминова VV 116 (рис. 105). Список широких групп с чле¬
нами, выделенными по их взаимной близости на небе и по бли¬
зости лучевых скоростей, был дан в [39]. Вокулером в [65] опуб¬
ликован подробный анализ ярких членов 54 ближайших групп,
скоплений и'облаков галактик с числом ярких членов 10—100.
Среди них находится и Местная группа. Члены близких групп
служат для калибровки шкал расстояний и изучения свойств га¬
лактик вообще. В список входят группы ближе 17 Мпс с (т—М)<
<31да,2, с ярчайшими членами не слабее 13^. Ближайшей
является группа Скульптора, за нею группа М81. В число 54
групп названного списка входят отдельные части и сгущения
обширного клочковатого скопления Девы и облака Большой
Медведицы — Гончих Псов. Для членов даны звездные величины,
типы, лучевые скорости. Разбиение видимых облаков галактик на
части и наименование их группами или же скоплениями разные
авторы делают по-разному. Есть произвол и в отнесении к данной
группе той или иной конкретной галактики. Расстояние до группы
определяется по ее отдельным членам всеми возможными спосо¬
бами и точнее, чем до отдельных галактик. Но если данная галак¬
тика в действительности не член группы, ее расстояние, опреде¬
ленное индивидуально, может быть ближе к истине, чем если при¬
писать ей среднее для группы. Наиболее надежными признаками
принадлежности галактики к группе являются близость ее в
проекции и близость по лучевой скорости к остальным членам
группы. Однако' за последние годы обнаружены случаи, когда,
6 одной стороны, последний признак ставится под вопрос, а с дру¬
§ 2. ГРУППЫ ГАЛАКТИК
363
гой стороны, вскрываются поразительные факты, приводящие,
быть может, к открытию принципиально новых явлений в природе.
В области Девы 1C 3481 и очень близкая к ней соседка имеют
скорости 7086 и 7304 км/сек, причем обе галактики соединены
перемычкой, т. е. являются взаимодействующими, и их физиче¬
ская связь несомненна. Но от этой пары отходит очень длинный
Е : ^ Щ - "73\
Рис. 105. Секстет VV 116 (фото Арпа).
волнистый хвост, на конце которого находится галактика 1C 3483,
по размеру и яркости очень похожая на 1C 3481 (рис. 106). Од¬
нако ее красное смещение +33 км!сек хотя и мало, но не исклю¬
чает возможность ее принадлежности к скоплению Девы. Раз¬
ность красных смещений более 7000 км/сек в группе галактик
не только очень близких взаимно, но как будто связанных даже
перемычкой, тут встретилась впервые. Случайность проекции
1C 3483 на конец небывало длинного хвоста другой пары крайне
маловероятна. В. А. Амбарцумян использует этот случай как
364
ГЛ. VII. КРАТНЫЕ ГАЛАКТИКИ И СКОПЛЕНИЯ
подтверждение его гипотезы о взрывном характере деления и
возникновения галактик.
В тесном квинтете Стефана у четырех галактик красные сме¬
щения заключены в пределах 5920—7010 км!сек, а у NGC 7320
смещение 1070 км!сек. Хотя раныпе по положению, яркости и
размеру не было сомнений, что она член группы, но теперь появи¬
лись основания в этом усомниться. Эта карликовая галактика
фактически принадлежит к группе NGC 7331 и расположена
Рис. 106. Тройка галактик 1C 3481, 3483 и Anon, соединенных перемычкой и
разлетающихся (фото Цвикки).
гораздо ближе к нам, чем реальный квартет Стефана. Это случай¬
ная проекция. Другой пример — NGC 6166, главная в скоплении.
Она, возможно, типа gEH и ее четыре эллиптические компоненты
сливаются друг с другом. Случайность проекции почти неверо¬
ятна. Тем не менее между ее компонентами В и С разность красных
смещений составляет 2100 км/сек. Система эта должна разлетаться.
Еще пример того же представляет цепочка галактик W 172 (см.
§ 3 данной главы). Около центра скопления Девы, средняя лу¬
чевая скорость членов которого близка к +1000 км/сек9 есть
галактика 1C 3258, имеющая лучевую скорость — 490 км/сек.
У близкой к ней NGC 4406 скорость — 418 км/сек.
§ 2. ГРУППЫ ГАЛАКТИК
365
Среди систем галактик наибольшая средняя плотность веще¬
ства имеется в тесных группах,— больше, чем в скоплениях.
Я
Рис. 107. Гнездо галактик VV 117 (фото Сэндиджа). Кроме эллиптической
здесь 7 карликовых галактик неправильного типа и сильно возмущенных
(они рождаются или разрушаются?). У некоторых из компонент есть зачатки
спиралей. В целом система абсолютно не похожа на неправильную галактику,
да о а еще и непомерно велика для одной неправильной галактики (более
30 ООО гас!).
Между логарифмом средней плотности системы р и логарифмом
ее радиуса R статистически хорошо выражена прямая пропорцио¬
нальность: lg р=—21,7—1,7 (lg .Д—21,7) в системе GGS.
366
ГЛ. VII. КРАТНЫЕ ГАЛАКТИКИ И СКОПЛЕНИЯ
В частности:
R, Мпс
igp
в группе Сейферта
0,008
—23,3
в квинтете Стефана
0,024
—22,9
в скоплении Геркулеса
0,85
-27,15
в Местной группе
1,0
-29,1
В гнездах галактик, открытых автором (рис. 107 и 108), где
их члены находятся в тесном контакте, средняя плотность выше,
Рис. 108. Гнездо 4 или 5 карликовых компактных галактик VV 644 по фото¬
графии на 6-метровом телескопе С АО, полученной И. Д. Караченцевым. Эта
интенсивно голубая группа (27—В=— О1®, 52), открытая нами в 1962 г., была
позднее включена Маркаряном в свой список под № 8. Имеет Уг=
=+3560 км/сек. Размеры главных тел в гнезде 1—3 кпс.
чем в квинтете Стефана. На рис. 108 четыре члена группы образуют
гнездо.
§ 3. Взаимодействующие галактики
а. Наблюдения. Б. А. Воронцов-Вельяминов издал в 1959 г.
атлас и каталог 356 таких систем и привлек к ним внимание. По
его определению, взаимодействующие галактики — это такие
системы, где видны или подозреваются две или более галактики
§ 3. ВЗАИМОДЕЙСТВУЮЩИЕ ГАЛАКТИКИ
367
с искажениями формы, с хвостами (рис. 109), перемычками
(рис. 110), в общем тумане, с перекосом пылевого слоя, слившиеся
(рис. 111) или расположенные в виде цепочки (рис. 112). Назы¬
вать их пекулярными не следует. Конечно, они пекулярны, но
Рис. 109. Взаимодействующие галактики с хвостами VY 224 «Мышки».
Рис. 110. Система VV 34 в Рыбах с тончайшей перемычкой и хвостом (фото
Цвикки).
ведь бывают пекулярны и одиночные, изолированные галактики.
Галактики этого атласа обозначаются номерами, стоящими после
букв W.
В «Атласе взаимодействующих галактик» [16] даны фото¬
графии, координаты, оценки блеска и типа галактик, лучевые
368
ГЛ. VII. КРАТНЫЕ ГАЛАКТИКИ И СКОПЛЕНИЯ
скорости и некоторая классификация форм взаимодействия.
Впоследствии Арп засиял на 5-метровом рефлекторе или подобрал
из коллекции обсерватории Маунт Вилсон фотографии половины
из числа галактик названного атласа, составленного по картам
Паломарского атласа. Эти атласы помогли лучше понять форму
многих галактик и увидеть их с большими деталями, но следует L
Рис. 111. VV 79. Пара слившихся
галактик с тонкими искривленны¬
ми хвостами («антеннами»).
Рис. 112. Система VV 243 «Оса». Ввер¬
ху с длинной экспозицией, с удиви¬
тельными придатками. Похожа на
миницепочку. Ее два главные члена
выделяются при короткой экспози¬
ции (рис. внизу).
еще заснять многие системы с меньшей экспозицией, так как строе¬
ние их внутренних частей осталось неясным из-за передержки.
В «Морфологическом каталоге галактик» описано около 2000 най¬
денных нами взаимодействующих систем. Свыше сотни систем,
открытие которых Арп в своем атласе приписывает различным
лицам, никогда не сообщавшим об этом, фактически были най¬
дены, описаны, измерены, занумерованы и опубликованы в трех
первых томах MCG в 1962—1964 гг.
§ 3. ВЗАИМОДЕЙСТВУЮЩИЕ ГАЛАКТИКИ
369
Бербиджи и Хойл отмечают, что «...тогда, когда Хаббл начал
эру изучения правильных, нормальных галактик, внегалакти¬
ческие исследования сосредотачивались на правильных спира¬
лях... . Новое направление исследований было начато опублико¬
ванием в 1959 г. в Москве «Атласа взаимодействующих галактик
Б. А. Воронцова-Вельяминова»».
Довольно детальное фотографическое и спектральное изучение
многих взаимодействующих пар и групп при помощи больших те¬
лескопов выполнили Цвикки, Хьюмасон, Бербиджи, Сэндйдж и др.
В 1975 г. автор закончил вторую часть своего «Атласа взаи¬
модействующих галактик». Она вышла из печати в 1977 г. и со¬
держит свыше 700 фотографий взаимодействующих пар и трипле¬
тов, миницепочек и гнезд галактик.
Уже из первых своих наблюдений Б. А. Воронцов-Вельяминов
заключил, что процент взаимодействующих галактик не меньше
5% и что в скоплениях галактик нет увеличения этого процента.
Отсюда им был сделан вывод, что такие физические пары должны
иметь общее происхождение и не могут быть результатом случай¬
ных встреч и столкновений. Эти статистические выводы получили
более детальное числовое подтверждение в работах И. Д. Кара¬
ченцева, В. Ю. Теребижа и особенно А. В. Засова. Процент взаи¬
модействующих галактик меняется от области к области в больших
пределах, в частности, среди скоплений, составляя в среднем
около 7%.
Бербиджи не раз указывали, что взаимодействующие системы
являются гигантскими и по светимости, и по массе, и по размерам,
но Цвикки открыл и карликовые системы. Среди спиральных
галактик искажения формы наблюдаются, несомненно, чаще, чем
среди эллиптических галактик. Это является, вероятно,следствием
не только более плоской и характерной структуры спиралей, но
и того, что спирали содержат газ, т. е. сплошную среду.
Все данные говорят о том, что перемычки и хвосты состоят
практически только из звезд, но Арп нашел, что на его снимках
видна поляризация света в очень длинной и тонкой перемычке
системы в Рыбах (см. рис. 110), что говорит о наличии в ней маг¬
нитного поля вдоль перемычки. Толщина перемычки 2000 пс,
а длина в проекции 70 000 пс\ Это поразительное свидетельство
своего рода вязкости. Поляризацию может производить пыль,
смешанная с газом в перемычке. Некоторые хотят видеть в этой
поляризации света доказательства того, что перемычка светится
синхротронным свечением, а не звездным!
«Антенны» у NGG 4038-9 при толщине 1000 пс в проекции
тянутся на 40 000 пс (рис. ИЗ и 114). В 1977 г. выяснилось, что
антенны содержат около половины всего Н I в системе и что на
конце одной из них неожиданно оказались области Н II и горячие
гиганты.
370
ГЛ. VII. КРАТНЫЕ ГАЛАКТИКИ И СКОПЛЕНИЯ
Радиоизлучение, притом очень слабое, отмечено лишь у еди¬
ничных систем.
Одним из видов взаимодействия является перекос экватори¬
ального слоя пыли в галактиках. Полагают, что и в нашей Галак¬
тике экваториальный слой водорода перекошен относительно
экватора вследствие притяжения Магеллановыми Облаками.
Рис. ИЗ. Система VV 245= NGC 4038-9. Видно главное тело в виде петли в
туманной оболочке и выходящие из нее «антенны». Во врезке в верхнем углу
они прослеживаются до конца (крестиком показано место радиоисточника,
обнаруженного в 1973 г.).
Чрезвычайно длинная и слабая перемычка, соединяющая
галактики в системе Рыб W 34 впервые могла быть профото-
метрирована посредством прибора, называемого «дигиконом».
В 1974 г. наблюдатели сделали семь сканов полосками, используя
дигикон из 40 элементов, соединенных с кассегреновским спектро¬
графом 225-сантиметрового телескопа. Ярчайшая точка «моста»
имеет У=25да,9 на квадратную секунду и В — 7=1то,00, со¬
гласуясь с тем, что по наблюдениям Цвикки и Хамасона пере¬
мычки имеют спектр поглощения позднего класса, а эмиссии [О II]
и другие — лишь в узлах. Цвикки нашел эмиссии лишь в спектре
меньшей, северной галактики.
Амбарцумян указал, что за 109 лет со времени своего возник¬
новения мост из-за дисперсии скоростей звезд достиг бы ширины
в 10 кпс, т. е. в 20" вместо наблюдаемых 5" и, следовательно,
мост моложе. По Стоктону, разность скоростей компонент состав¬
ляет только 100 км/сек ±20 км/сек, что попадает в область скоро¬
стей для перманентных перемычек в связанной, устойчивой си¬
§;з. ВЗАИМОДЕЙСТВУЮЩИЕ ГАЛАКТИКИ
371
стеме, какую для данного случая предложили братья Тумре в их
приливной модели (см. о ней ниже). Затруднение с узостью пере¬
мычки Стоктон хочет преодолеть допущением, что она образова¬
лась из газа большей компоненты (хотя в нем по спектру газа
очень мало) уже после прилива (но если мост перманентен, то
Рис. 114. Петля главного тела VV 245, распавшаяся на гигантские области
Н II (справа). Подобная же петля областей Н II в центре VV 249= NGG 3995
(слева). Внизу — три фазы прйливной модели Тумре для VV 245. Числа —
моменты времени в условных единицах.
начала у прилива нет!) и при малой дисперсии скоростей в газе
перемычка может остаться узкой. Однако, по Стоктону, должен
быть еще и гораздо более слабый и широкий мост из старых звезд
большей компоненты. Он будет красноватым, и Арп заметил, что
на снимке в красных лучах в Паломарском атласе мост кажется
шире. По Стоктону, приливной модели противоречит только то,
372
ГЛ. VII. КРАТНЫЕ ГАЛАКТИКИ И СКОПЛЕНИЯ
что Ард нашел в перемычке поляризацию света, но ввиду малости
этого эффекта его надо проверить. С последним мы согласны
на репродукции этот эффект не заметен. Однако показатель цвета
узкой перемычки отвергает гипотезу газового хвоста, если только
в дело не замешано магнит¬
удам ное поле, которое в прилив-
ч ной теории не предусматри¬
вается, поскольку эта теория
чисто механическая.
Таким образом, сущест¬
вуют перемычки с отноше¬
нием длины к ширине от
50 : 1 (в системе Рыб, по
Стоктону) до почти 1:1, как
у пары бесспорно эллиптичес¬
ких (!) радиогалактик NGG
4782—83. Волокна изогнутые
и прямые, как струна, встре¬
чаются слишком часто. Это
нельзя объяснить их наблю¬
дением точно в их плоскос¬
ти. Встречаются также во¬
локна с изломом (во II части
нашего Атласа). Столь же
разнообразны и мосты. Су¬
ществуют двойные перемыч¬
ки, например, в VV 21
(рис. 115) ив других систе¬
мах. Иногда ярче бывает
хвост, иногда — перемычка.
Наше замечание, сделанное
по первым впечатлениям, что
хвосты встречаются чаще
перемычек (что обрадовало
создателей приливной теории,
находящих хвосты устойчи¬
вее и долговечнее) следует
проверить статистически. На
рис. 116 VV 33=NGC 5216-
5218 видна длинная тонкая перемычка от большой спиральной
галактики к малой, по всей видимости, эллиптической. Однако,
вопреки всем ожиданиям, у эллиптической галактики, не имею¬
щей газа, хвост яркий и тонкий, а у «спиральной» хвост вообще
отсутствует.
Большинство публикуемых репродукций перепечатаны и важ¬
ные детали внутреннего строения на них не видны. В паре W 33
Рис. 115. Взаимодействующая пара га¬
лактик VV 21=NGC 5426-27 с двумя
параллельными друг другу, очень тон¬
кими перемычками, которые не могут
быть созданы приливами.
§ 3. ВЗАИМОДЕЙСТВУЮЩИЕ ГАЛАКТИКИ
373
с перемычкой, идущей из середины спиральной галактики, меня
много лет смущали непонятные «скобки» с двух сторон от спирали.
Изучение фотографии, полученной И. Д. Караченцевым на
6-метровом телескопе, показало, что то, что ранее принималось за
одну спиральную галактику «в скобках», в действительности
Рис. 116.. Системы, противоречащие приливной теории.
В некоторых парах видны хвосты у эллиптических галактик без газа и отсутствие их у спи¬
ральных галактик. У YY 19 и TV 20, помимо дугообразных перемычек, возможно прилив¬
ной природы, есть прямые, которых приливная теория не предусматривает.
является гнездом неправильной формы, состоящим из неправиль¬
ной продолговатой полоски, соприкасающейся с тесной группой
четырех компактных галактик и еще меньшей немного в стороне.
В целом это гнездо из 4—6 объектов (смотря по тому, что в них
включать) и хотя там есть два спиральных волокна, там нет ничего
похожего на диск или линзу с ядром в центре и исходящие от
диска спиральные ветви. Длинная тонкая перемычка, идущая от
галактики, оказавшейся компактной эллиптической, «приклеена»
не к предполагавшейся спиральной галактике, а к одной из ско¬
бок! Эта картина поставила в тупик и меня, и Тумре: какими про¬
374
ГЛ. VII. КРАТНЫЕ ГАЛАКТИКИ И СКОПЛЕНИЯ
цессами можно объяснить эти загадочные образования? Чем
детальнее изучаются взаимодействующие галактики, тем сложнее
часто оказывается их структура.
В 1974 г. мы сообщили о наших новых находках в мире вза¬
имодействующих галактик (см. рис. 87а). Мы обнаружили спут¬
ники на «ножке» и отсутствие хвостов у них и у главных галак¬
тик. Еще загадочнее парные спутники на «ножках» *). Выбросы
ли это? Они голубые. Что-то сходное с этим видно в ядре NGG 5194
и в недрах сверхассоциации Тарантул в БМО. Большая, по-
видимому, эллиптическая галактика соединена тонкой перемыч¬
кой, как горлышко у бутылки, с малым бесхвостым спутником.
Фигура напомииает знаменитый апиоид Джинса, фигуру вращения,
приводящую к образованию двух независимых тел, как Земля
и Луна. Но у эллиптических галактик вращение, вероятно,
слишком медленно для этого *). Довольно многочисленную раз¬
новидность галактик, соединенных перемычкой, представляют
такие, у которых спиральная ветвь соединяет галактику со спут¬
ником, как в М 51. Таких галактик, не слабее 15w, мы обна¬
ружили 160 — около 10% от взаимодействующих всех видов.
Это очень много и исключает всякую возможность того, чтобы
спутник, а тем более случайная галактика проектировалась на
конец спиральной ветви.
Чем спутники относительно меньше, тем чаще они встречаются.
Меньшие из них представляют собой то же, что одни называют
сверхассоциацией, а другие — гигантской областью Н II, но на
периферии способную, по-видимому, иногда оторваться от спирали
и стать спутником, уже не связанным материальной перемычкой.
Наибольший интерес теперь представляют собой гнезда галак¬
тик, чаще всего по три, а то и более (см. рис. 107 и 108). Группы
типа VV 116 и Стефана (наименее тесные из них), вероятно, ре¬
зультат расширения гнезд, результат фрагментации, т. е. грави¬
тационного распада больших систем уже в нашу эпоху. Никто
еще не исследовал движения в таких системах, за исключением
VV 117 и VV 172 (рис. 117) — гнездо в форме цепочек, члены
которых находятся в контакте. Цепочки, намечавшиеся наблюда¬
телями ранее с большими расстояниями между членами, по-
видимому, не реальны, а являются довольно плоскими системами,
видимыми почти с ребра.
Чаще всего встречаются «миницепочки» из трех галактик в
контакте, как, например, изображено на рис. 112, где две экс¬
позиции VV 243, полученные Шабановым и Коровяковским на
6-метровом телескопе, показывают структуру этой «осы».
*) Не менее удивительно, чем эти факты, то, что никто из наблюдателей
на больших телескопах за прошедшие три года, получив от меня эти изобра¬
жения, ничего еще не предпринял, чтобы их подтвердить или опровергнуть.
§ 3. ВЗАИМОДЕЙСТВУЮЩИЕ ГАЛАКТИКИ
375
т
В замечательной цепочке VV 172 из пяти галактик (см. рйс. 117)'
с абсолютными величинами членов —19т 20т по Сардженту
четыре члена имеют скорости около 16 ООО км/сек, но меньшая на
вид (а в проекции они проникают друг в друга) имеет скорость
около 37 ООО км/сек. Если это не маловероятная случайная про¬
екция, то эта компонента вы¬
брошена из системы и имеет
чудовищную энергию 1060—
ДО62 эрг.
Единственной в своем ро¬
де является VV 245=NGC
4038—9, двойная, как счи¬
тается, галактика с длинней¬
шими «антеннами», или уса¬
ми, какие бывают у насеко¬
мых (см. рис. ИЗ). Здесь дана
фотография, приводимая Бер-
биджами в [284], показываю¬
щая как бы две оболочки га¬
лактик и проглядывающую
сквозь них в форме петли с
крючком цепь гигантских
областей Н II. Масса каждой
из них по исследованию
В. Г. Метлова в 1977 г. сос¬
тавляет около 108 3J?o* Поле
скоростей в ней, изучавшее¬
ся дважды по спектрам этих
сгустков, трудно интерпретировать, и (обращаем на это осо¬
бое внимание) мы не видим ни одного ядра и балджей или ди¬
сков, характерных также для спиральных галактик. Другая
фотография выявляет очень длинные антенны, расходящиеся в
стороны. Это слабая радиогалактика, одна из немногих среди
взаимодействующих. По Хучмейеру и Богенштенгелю более у3
всего нейтрального водорода связано с антеннами: 1,2 -Ю® .9№q,
а при расстоянии 14 Мпс (правильно было бы 20 Мпс) полная
масса составляет 2,8 *109 3Kq.
Особое место занимают неправдоподобные кольцевые галак¬
тики без ядра. Долго был известен только «объект Мэйолла» VV 32
(см. рис. 87, Ь). В 1962 г. нами была открыта MCG 0-9-15, также
состоящая из клочковатого кольца и продолговатой галактики с
такой же почти лучевой скоростью.
Третий объект был открыт Девристом и опубликован Арпом в
его Атласе. В 1974—1976 гг. три группы астрономов присоеди¬
нили к этим пустым-внутри кольцам с газовым спектром в их
сгустках еще три эллиптических кольца с нецентральным ядром в
Рис. 117. VV 172— цепочка далеких га¬
лактик в контакте (фото Сарджента).
Их красные смещения одинаковы, но у
наименьшей оно на 20 000 км/сек боль¬
ше. Если это не случайная проекция
далекой галактики, то ее красное сме¬
щение не космологической природы.
376
ГЛ. VII. КРАТНЫЕ ГАЛАКТИКИ И СКОПЛЕНИЯ
каждом, а также некоторые объекты, напоминающие неправиль¬
ные кольца.
По гипотезе Фримэна и Вокулера плоские галактики с ядром
налетают «в лоб» на межгалактические облака Н I и превращают
их в кольца. Кольцеобразный слой Н I набирает затем межзвезд¬
ный водород, которым он тормозится, а бывшее ядро пролетает
насквозь дальше. Другие два варианта столкновения «в лоб»
двух галактик для объяснения названных кольцевых структур
выдвинули Шпигель и Тейс, а также Линде и Тумре.
Для объяснения исчезновения ядра в некоторых случаях
упомянутые исследователи предполагают такие ядра случайно
проектирующимися на кольцо или застрявшими в нем и видят
такую ситуацию в односпиральных асимметричных галактиках
с ветвью, возвращающейся к другому концу главного тела при
наблюдении его под углом. Таково мнение и автора этой книги.
Кроме того, все эти исследователи игнорировали факт, открытый
нами еще в 1960 г.: существование последовательности кольцевых
галактик с ядрами, но без бара и без спиральных ветвей. Они
представляют все стадии перехода от чисто кольцевых к обычным
SB и к трем эллиптическим кольцам, привлекшим внимание лишь
сейчас. Мы думаем, что поскольку в наборе известных уже форм
эллиптические кольца с ядром переходят постепенно в галактики
SB и явно имеют некатастрофическое происхождение, то и в дан¬
ном случае нет оснований прибегать к теории столкновений.
Статистика чисто кольцевых галактик, зарегистрированных в
MCG, и расчеты вероятности лобовых столкновений дисковых
галактик с другими при самых для этого благоприятных условиях,
как доказали В. Досталь и В. Г. Метлов в 1977 г., также делают
столкновительную природу колец совершенно невероятной.
Колец наблюдается в 103 раз больше, чем можно было бы
ожидать.
Ь. Интерпретация. Общее впечатление после первого изучения
форм взаимодействия было в основном таким, что «вещество»
галактик обладает большой вязкостью. Однако это вещество —
звездная масса, а сплошная среда в них (газ) составляет лишь
проценты в спиралях и отсутствует совсем в эллиптических га¬
лактиках, которые также бывают соединены перемычками и имеют
«хвосты». Это заключение Воронцова-Вельяминова согласуется
с его мнением о магнитоподобных структурах и у одиночных
галактик. Другие авторы стали потом говорить прямо о магнитной
природе всех таких форм. Но поскольку в современных галак¬
тиках газа мало или совсем нет, им приходится рассматривать
теоретически гипотетические, чисто газовые спиральные галак¬
тики, относить искажения форм в далекое прошлое и полагать,
что звезды возникали из газовых струй, не рассеиваясь почему-то
значительно, так как магнитное доле, удерживавшее струю, не
§ 3. ВЗАИМОДЕЙСТВУЮЩИЕ ГАЛАКТИКИ
377
могло сдерживать возникшие звезды. Отодвигание возникновения
искажений форм в далекое дозвездное прошлое галактик проти¬
воречит распространенному мнению тех же авторов, что перемычки
и хвосты — молодые, неустойчивые образования.
У автора этой книги всегда было сомнение в неизбежности
вывода о крайней молодости перемычек, хвостов и т. п. В част¬
ности, существование многих взаимодействующих пар с перемыч¬
ками и типа М 51, когда спиральная ветвь соединяет одну галак¬
тику с другой и сама является, таким образом, перемычкой, не
вяжется с тем, чтобы они были короткоживущими. Когда-то
спиральные ветви часто объявляли недолговечными образования¬
ми, но это время как будто уже прошло. Во всяком случае, пере¬
мычки должны быть того же возраста, что и спиральные ветви,
потому что, как было впервые указано автором в 1958 г., у М 51
спиральная ветвь ее в то же время является перемычкой, соеди¬
няющей ее со спутником. Опираясь на этот же факт, автор впервые
доказал (вопреки распространенному тогда предположению, что
перемычки — чисто газовые образования), что перемычки состоят
из того же, из чего состоят спиральные ветви, т. е. преимущест¬
венно из звезд, хотя содержат и газ. А. В. Засов привел сообра¬
жения в пользу того, что время жизни таких образований может
быть сравнимо со временем жизни самих галактик, если в них
происходит непрерывное образование звезд из газа, поступающего
путем аккреции из межгалактической среды с плотностью около
10-27 г!см*.
Б. А. Воронцов-Вельяминов подчеркивал, что приливная (а
следовательно, гравитационная) природа многих наблюдаемых
деформаций невозможна. Это длинные тонкие и даже двойные
параллельные перемычки, прямолинейные хвосты, напоминающие
об отталкивании, а не тяготении, случаи, когда спиральная ветвь
одной галактики является в то же время перемычкой к меньшей
галактике. Магнитогазодинамическая природа искажений автору
также кажется сомнительной из-за того, что хвосты и перемычки
бывают и у эллиптических галактик, лишенных газа, и считаемых
очень старыми системами, давно утратившими свободный газ.
Тем не менее предложен ряд популярных магнитогидродинами¬
ческих гипотез. Эти гипотезы, считающие галактики газовыми,
требуют очень быстрой конденсации газа в звезды, из которых
и состоят преимущественно, а иногда и исключительно, перемычки
и хвосты. На звезды магнитное поле не действует и за большой
срок они бы рассеялись, и в перемычках мы бы их уже не видели.
Хойл и Харвит рассмотрели судьбу перемычек с учетом действия
гравитационной неустойчивости в магнитном поле и заключили,
что перемычка превратится в цепочку карликовых галактик вида
VV 172 (см. рис. 117). Б. А. Воронцов-Вельяминов указал, что
галактик, перемычкой между которыми, по мысли Хойла и
378
ГЛ. VII. КРАТНЫЕ ГАЛАКТИКИ И СКОПЛЕНИЯ
Харвита, была ранее VV 172, нигде не видно и члены W 172 не
карлики.
По Р. Е. Гершбергу, если существует межгалактическое маг¬
нитное поле и сильная ионизация предполагаемого межгалакти¬
ческого газа, то между ним и вращающимися газовыми массами
с закрученными линиями магнитного поля (так он представляет
себе галактики) возникает взаимодействие. Предполагается, что
«закручивающееся» поле сжимает газ и порождает волокна,
соединяющие галактики. Пинч-эффект в волокне сгущает пере¬
мычку. С. Б. Пикельнер считал перемычки распространяющейся
волной конденсации газа вдоль линий предполагаемого магнит¬
ного поля. Галактика возникает из газа и сжимает трубку силовых
линий. Возмущение распространяется вдоль трубки, стимулируя
конденсацию газа. Спиральные ветви возникают в результате на¬
чального сжатия центральной конденсации. Эта гипотеза — часть
его общей работы об образовании галактик в магнитном поле.
В. А. Амбарцумян считает перемычки результатом взаимо-
удаления галактик после расщепления начального сверхплот¬
ного ядра.
Все эти гипотезы, даже при более подробном описании, яв¬
ляются словесными, и возможность описываемых ими явлений
пока недоказуема.
Интерпретация взаимодействующих галактик разнообразна
и в других отношениях. В [285] и [286] Бербиджи, Хойл и Сэндидж
обсуждают природу гнезд галактик VV 117 (см. рис. 107) и W 123.
Первые считают, что здесь могло быть либо разрушение спираль¬
ной галактики при ее столкновении с эллиптической либо «воз¬
никновение новой галактики («in the wake») под воздействием
другой, более старой системы,— идея, соответствующая рамкам
стационарной космологии и образования галактик по представ¬
лениям Сцияма и Хойла». В [285] Хойл и Бербиджи возвращаются
к проблеме, нельзя ли на примере некоторых взаимодействующих
галактик видеть подтверждение стационарной космологии Голда
и Хойла — рождение материи из ничего. К определенному вы¬
воду они не пришли. Сэндидж трактует связанное с эллиптиче¬
ской галактикой образование в VV 117 как неправильную галак¬
тику. Автору же этой книги ясно, что тут не одна неправильная
галактика, а гнездо их числом 6—7 (если не более), с четкими
ядрами и со следами спиралей у некоторых из них. Диаметр
гнезда — более 30 ООО пс — размер, которого далеко не дости¬
гает ни одна известная неправильная галактика.
Приливная теория межгалактических волокон (перемычек,
или «мостов» и хвостов) между галактиками развилась благодаря
возможности числовым способом быстро решать теперь на элект¬
ронных машинах ограниченные задачи трех тел и даже задачи
многих тел, получать картины их движений за колоссальные
§ 3. ВЗАИМОДЕЙСТВУЮЩИЕ ГАЛАКТИКИ
379
периоды времени и представлять их даже в наглядной форме,
вплоть до кинематического воспроизведения с ускорением собы¬
тий, сводя миллиард лет до одной минуты. Качественно еще
Джинс полагал, что при сближении двух плоских вращающихся
галактик у них должно возникнуть по паре спиральных ветвей.
Новый толчок этому дали Пфлейдерер и Зидентопф в 1961 г.
Приливное возмущение отдельных частиц при встрече галак¬
тик путем расчета показал в 1961 г. Лйндблад. Однако обратили
на себя внимание лишь почти одновременные работы Райта,
Клаттона-Брока и братьев А. и Дж. Тумре [287].
Во всех этих случаях рассматривалась в принципе одинаковая
ограниченная задача трех тел: движение «пробной частицы»,
обращающейся около точечной массы (галактики) под действием
притяжения точечной массы другой галактики. Варьировались
отношения (всегда сравнимых) начальных масс, положение ор¬
биты возмущающего тела относительно начальной плоскости
орбиты плоских частиц, образующих диск возмущаемой галак¬
тики. Здесь нет места входить в подробности и в различия назван¬
ных работ.
Клаттон-Брок, вводивший в рассмотрение, кроме «звезд», еще
частицы без дисперсии, имитировавшие газ, не смог в плоскости
двия^ения получить тонкие перемычки и заключил, что во взаи¬
модействии, кроме приливов, должны, по-видимому, играть роль
еще магнитные поля.
Работы Тумре привлекли наибольший интерес, потому что они
построили модели пролетов галактик с так остроумно подобран¬
ными параметрами, что им удалось удачно имитировать казав¬
шиеся загадочными деформации в нескольких «прославленных»
взаимодействующих системах. Наиболее эффектными из них
были модели М 51 — большой спутник на конце спиральной ветви
(рис. 118), W 224 «Мышки» (см. рис. 109) и система с длинней¬
шими «антеннами» NGG 4038—39=VV 245 (см. рис. ИЗ). Тонкие
перемычки и хвосты Тумре моделировали, помещая наблюдателя
в плоскости движения (по законам Кеплера) пробных частиц,
которым они не придавали дисперсии начальных скоростей. Почти
во всех случаях приливные волокна располагались в плоскости
вращения диска «жертвы», как называют Тумре модель галак¬
тики, из которой вытягиваются'ветви. Результатами Тумре моло¬
дежь очень увлеклась, как, например, Талли в его работе о ки¬
нематике М 51. Уже без всяких расчетов, в любом случае иска1-
жений видели проявление приливов. Вместе с тем, отчасти еще
под влиянием Райта [288], который нашел, что процент радиоиз¬
лучающих систем среди взаимодействующих не намного выше, чем
у обычных галактик, интерес к взаимодействующим галактикам
упал. Необходимо учитывать, что не все взаимодействующие
системы одинаковы. Например, сейфертовские спектры чаще
380
ГЛ. VII. КРАТНЫЕ ГАЛАКТИКИ И СКОПЛЕНИЯ
Рис. 118. Система М 51. а) Помимо спиральной ветви, соединяющей большую
галактику со спутником, видны прямые потоки звезд и пыли, тянущиеся меж¬
ду ними как у VV 19 и VV 20 на рис. 116. Они гораздо мощнее, чем приливные
придатки. Ъ) Фотография с большой экспозицией показывает туман, в кото¬
рый погружены обе галактики, вероятно, с древних времен.
§ 3. ВЗАИМОДЕЙСТВУЮЩИЕ ГАЛАКТИКИ
381
Вид на небе
5 *■***
Рис. 118. с) Проекции приливной модели М 51, вычисленной Тумре, в которой
спутник на 11 ООО пс «ниже» спиральной ветви и лишь случайно проектирует¬
ся на ее конец. Одна проекция дана на картинную плоскость, а другая — вид
с запада.
382
ГЛ. VII. КРАТНЫЕ ГАЛАКТИКИ И СКОПЛЕНИЯ
встречаются среди членов истинных цепочек. Сам Тумре в письме
ко мне выразился по поводу чрезмерных увлечений очень трезво.
В 1976 г. он мне писал: «Я сам замечал, что слишком много аст¬
рономов, которые, по-видимому, уже убеждены, что все мосты,
хвосты и волокна и т. п. происходят от приливов потому лишь,
что некоторые действительно поразительные случаи, вероятно,
объяснимы этими приливами. Я продолжаю подозревать, что
большинство таких явлений в том или ином смысле приливной
природы. Но я всегда соблюдал осторожность, чтобы никогда не
утверждать это о них всех. Признаки этой осторожности вы уви¬
дите в конце даже полупопулярной моей статьи».
Получение красивых нормальных спиралей в результате
приливов, вызываемых проходящими «бродягами», неприемлемо
и из-за статистики сближений, и из-за отличия состава ветвей
от состава диска безгазовых галактик SO.
Систематического критического разбора чисто механических
теорий приливного происхождения межгалактических волокон
в сопоставлении с фактами никто не делал еще потому, что почти
никто внимательно не изучал морфологию взаимодействующих
галактик. Все же наряду с восторгами от урпехов этой теории,
довольно длительные критические высказывания, вопросы, сом¬
нения и дискуссии имели место после докладов Тумре на симпо¬
зиумах MAC № 58 [289] и № 79 1977 года в Таллине и после до¬
клада Райта на конференции по динамике спиральных галактик
в 1974 г. в Париже. В дискуссиях указывалось на трудность до¬
пустить рождение горячих молодых звезд в волокнах через много
времени после выброса газа из галактики или после длительного
их пребывания в волокне, если они были вытянуты из галактики
в этом виде. Ведь эта стадия их недолговечна. Но есть ли горячие
звезды, есть ли газ в перемычках и хвостах? Никто на это ответить
не мог.
Я вместе с Тумре не могу считать очень уж вескими возражения,
основанные на гипотезах происхождения и эволюции звезд. Но
я могу заявить, что состав перемычек и хвостов различен: есть
очень однородные, вероятно, без газа, а есть очень клочковатые
с горячими звездами и с газом, как в примерах, приведенных во
второй части моего «Атласа взаимодействующих галактик».
Рамки этой книги не позволяют войти в необходимое подроб¬
ное рассмотрение всех проблем, и мы ограничимся некоторыми
замечаниями. Мы давно указывали на несомненную вязкость спи¬
ральных ветвей, деформирующихся, вероятно, как целое. В наи¬
более известных приливных моделях галактик это, т. е. самогра-
витация, не учитывалось. Но вот на Парижском симпозиуме
1974 г. Хол показал результаты машинных расчетов эволюции
диска из 100 ООО «звезд» под действием возмущения массы, в
четыре раза меньшей, и при всех тех же параметрах встречи,
§ 3. взаимодействующие галактики
383
какие использовал Тумре. Результат показан на рис. 119. Ни¬
каких красивых тонких ветвей не получилось. Видны лишь мало¬
заметные припухлости. Тут, кроме самогравитации, еще играла
роль и необходимая дисперсия исходных скоростей.
Обратимся к наблюдениям. На дискуссии Е. Бербидж обратила
внимание на то, что в NGC 4038-9 разность скоростей между
двумя ядрами очень мала. Арп предположил, что, может быть,
здесь вместо встречи был распад одного тела на два. Тумре от¬
ветил, что в этом случае при¬
ливы были бы столь мощны¬
ми, что обе галактики стали
бы разрушенными и сплющи¬
лись. Но похоже, что именно
это и было. Никаких остат¬
ков дисков модели Тумре и
тем более даже ядер в VV
245 нет. Наблюдатели, загип¬
нотизированные общеприня¬
тым мнением, что здесь два
тела, приняли за ядра самые
яркие из цепи гигантских
областей Н II, расположен¬
ных в виде петли с крючком.
В середине этой пустоты тем¬
нота. Картина этой причуд¬
ливой петли из сгустков
горячих звезд и газов больше
похожа действительно на раз¬
рушенное образование. Этот
объект является еще слабой
радиогалактикой — свойство
молодых систем.
Очень сходную картину
представляет NGC 3995, изу¬
ченная нами (см. рис. 114)
и классифицировавшаяся
очень разно. В ее центре
тоже гигантская петля областей
Рис. 119. Четыре фазы в модели прилив¬
ного взаимодействия Хола, учитываю¬
щей самогравитацию точек диска при та¬
ких же параметрах пролета возмущаю¬
щего тела, при которых Тумре получи¬
ли тонкие, четкие хвосты, t — эпохи
относительно прохождения через пери-
галактий.
горячих звезд, нет
Перемычки и хвосты
Спутники на ножке
НИ и
нормальных для спиралей ядра и диска,
галактик бывают с переломами, двойные,
и двойные спутники, не имеющие хвостов, приливной теорией не
объяснимы. Например, в W 264 (см. рис. 103) спираль соединена
с эллиптической галактикой перемычкой и здесь же проходит
спиральная ветвь, не реагирующая на соседку. В W13 две
сходные галактики, но у одной только перемычка, а
у другой длинный хвост, а от перемычки лишь зачаток.
384
ГЛ. VII. КРАТНЫЕ ГАЛАКТИКИ И СКОПЛЕНИЯ
Хвост на конце шире и ярче, чего по теории Тумре не долж¬
но быть.
Эллиптические галактики не должны давать тонких перемычек
и хвостов, даже чисто звездных, так как они медленно вращаются
и движения звезд в них происходят во всех направлениях. Непо¬
нятно также происхождение упоминавшейся широкой перемычки
между двумя эллиптическими радиогалактиками с огромной раз¬
ностью даже лучевых скоростей. В VV 301 эллиптическая галак¬
тика не имеет придатков, а у спиральной есть мощная перемычка
и слабый хвост. У VV 247 малая галактика вверху в видимом
или реальном контакте не имеет хвоста под воздействием большой.
Наоборот, у большой появился гигантский загнутый хвост, от¬
ходящий от нормальной яркой спиральной ветви. У VV 19, VV 20
и М 51, помимо спиралевидной перемычки, видно соединение галак¬
тик «на прямую»: у W 19 — широким конусом, у W 20 — тон¬
ким длинным конусом, у М 51 — широким потоком звезд и пыли,
идущим к спутнику перпендикулярно к его северной спиральной
ветви, и это помимо тонкой восточной ветви, соединяющей NGG 5194
с ее компаньоном. Это не вяжется с моделью Тумре, в которой
конец этой тонкой спирали случайно проектируется на спутника,
находящегося в модели на 11 кпс за плоскостью спирали. На
фотографии М 51, полученной путем сложения трех очень «глу¬
боких» ее фотографий, видны предсказываемые моделью Тумре
узенькие «хвост» и «мост» спутника. Но на них видны гораздо
более яркие деформации — ряд «гребешков» от спутника к северу
(см. рис. 118) и упомянутый выше прямой широкий мост между
двумя галактиками. Соединения галактик «на прямую» довольно
частое явление и более резко выраженное, чем некоторые при¬
датки, считаемые приливными. Если бы приливы были основной
причиной возмущений, они должны были бы объяснить эти более
сильные деформации. Обратите еще внимание на то, что у VV 19
(см. рис. 116) большая галактика возмущена сильнее, чем малая,
и что, при наличии перемычки из их соединяющихся спиральных
ветвей, хвостов нет ни у одной. У VV 20 кривая и конусообразная
перемычки гораздо мощнее, чем сама пара выпустивших их га¬
лактик (на фотографии эти малые галактики могут слиться при
репродукции).
Наконец, мы нашли на небе 160 галактик типа М 51 со спут¬
никами на конце ветви. Их размеры очень разнообразны. Многие
имеют небольшие размеры, а следовательно, и малую массу, кото¬
рая никак не может вытянуть к себе мощную спиральную ветвь
из большой галактики. Есть среди них спирали, имеющие сим¬
метричные спутники на конце каждой из ветвей, и невероятно,
чтобы ветви, протянутые к ним, были созданы двумя одновременны¬
ми приливами и чтобы спутники, или случайные галактики, одно¬
временно пришли в столь симметричные положения (см. рис. 87 а).
§ 4. СКОПЛЕНИЯ ГАЛАКТИК
385
В отношении М 51 еще очень маловероятно и то, чтобы начало
приливных ветвей попало как раз на то место диска, где кончи¬
лись исходные, не зависящие от приливов спиральные ветви, что
нужно для того, чтобы ветви одного происхождения продолжили
собой ветви другого происхождения. Непредубежденный наблю¬
датель видит в М 51 только одну пару спиральных ветвей, немного
погнутую на концах, а никак не две пары ветвей.
Мы не отрицаем существования приливных явлений между
галактиками, но нам ясно, что простейшая теория ограниченной
задачи трех тел теоретически не можбт быть достаточным при¬
ближением к взаимодействию самогравитирующих систем со слож¬
ным распределением плотностей, с доказанным существованием в
них магнитных полей, иногда еще необъяснимых потоков радио¬
излучения и других. Некоторые спрашивают: что происходит с
поддержанием спиралей по теории волн плотности, если вмеши¬
вается приливное явление? Нас это меньше беспокоит, так как у
теории волн плотности и без этого есть свои заботы (см. гл. VIII).
§ 4. Скопления галактик
Не выработано единого определения того, что можно считать
нижним пределом для скопления, а также и того, что считать
границами скоплений и как характеризовать степень концент¬
рации к центру. Самые концентрированные скопления галактик
со сферической симметрией на вид гораздо разреженнее и менее
концентрированы, чем нормальное шаровое звездное скопление,
хотя размеры членов по сравнению с расстояниями между ними
несравненно больше, чем в случае звездных скоплений. Сильно
сконцентрированных, богатых скоплений очень мало. Большин¬
ство скоплений — «открытые», иначе — «рассеянные». Их пра¬
вильнее было бы назвать облаками. Их границы неопределенны.
Внутри них часты разные сгущения (рис. 120). Кроме того, скоп¬
ления нередко проектируются друг на друга. Поэтому многие
из них можно объединять или расчленять с еще большим произ¬
волом, чем в случае комплексов диффузных туманностей. Нередко
трудно даже определить, что относится к скоплению и что отно¬
сится к «общему полю». При обилии очень разреженных скопле¬
ний и мелких групп, по нашему мнению, граница между скоп¬
лением и общим полем галактик стерта так же, как в плоскости
нашей Галактики стерты границы между диффузными туманно¬
стями и газопылевой средой. Общее поле галактик, на наш взгляд,
состоит из сходящих на нет по своей четкости скоплений и групп.
В этом, нам представляется, состоит решение спора между перво¬
начальным воззрением Хаббла, что скоплений галактик мало,
и позднейшим взглядом, что почти все галактики заключены в
скоплениях. Следовало бы выяснить распределение галактик по
386
ГЛ. VII. КРАТНЫЕ ГАЛАКТИКИ И СКОПЛЕНИЯ
скоплениям разного богатства и разной концентрации и распре¬
деление самих скоплений по их типам в пространстве.
Общепринятой удачной классификации скоплений галактик
еще нет. Баутц и Морган предложили ограниченную классифи¬
кацию:
I. Скопления, содержащие сверхгигантские Е-образные га¬
лактики с большим галб (gEH, открытые нами в 1962 г.).
И. Скопления, не содержащие таких^ или других ярчайших
галактик (скопление в Деве).
III. «Промежуточный тип» (например, Сота).
Рис. 120. Скопление галактик в Пегасе и окружающее его поле, по Цвикки.
Кружками I и II очерчены вторичные сгущения галактик.
Эйбелл [290] исследовал по снимкам Паломарского атласа 2712
очень богатых скоплений, стремясь к однородности характеристик
и независимости их от расстояния до скоплений (рис. 121). К 1968 г.
Цвикки [7] с сотрудниками в своем каталоге дали очертания и
краткие характеристики нескольких тысяч скоплений на основе
снимков со 120-сантиметровым телескопом Шмидта до 6=— 3°.
По Эйбеллу, скопления делятся грубо на правильные (со сфе¬
рической симметрией и большой концентрацией) и неправильные,
§ 4. СКОПЛЕНИЯ ГАЛАКТИК
387
Рис. 121. Распределение на небе богатых скоплений Эйбелла. Обведена не наблюдавшаяся область неба.
388
ГЛ. VII. КРАТНЫЕ ГАЛАКТИКИ И СКОПЛЕНИЯ
или открытые. Неправильные скопления, иначе облака, содержат
галактики всех типов. С ними в этом сходны мелкие группы вроде
Местной группы, и эти скопления всегда состоят из подгрупп.
Ближайшие к нам их представители — облака Большой Медве¬
дицы, Гончих Псов и Девы. Правильные скопления состоят почти
исключительно из галактик Е и SO, а отдельные спиральные и
неправильные, вероятно, лишь проектируются на них. Они со¬
держат иногда более 10 ООО ярких членов. Ближайшее из правиль¬
ных скоплений находится в Волосах Вероники (Сота). Много¬
численные исследования, на которых мы не можем останавли¬
ваться, сконцентрированы на упомянутых выше скоплениях.
Преобладание в больших скоплениях галактик Е и S0, т. е. без
спиральных ветвей, объясняли тем, что при большой плотности
в скоплении частные столкновения вели к «выметанию» пыли и
газа, важной части спиральных ветвей. Но это объяснение от¬
вергнуто, так как при новой шкале расстояний плотность скоп¬
лений оказывается ниже, а в галактиках S0, и даже Е, бывает
диффузная материя;
Цвикки рекомендует в будущем определять относительные
расстояния богатых сферических скоплений, пользуясь тем, что
их структура и населенность, по-видимому, везде одинакова. Он
характеризует их «структурным индексом», или структурной
длиной а эквивалентной изотермической сферы Эмдена. Цвикки
нашел, что распределение числа галактик по радиусу хорошо
соответствует распределению в проекции на плоскость частиц
газа равной массы, составляющих изотермическую сферу. Но
Эйбелл считает, что это распределение можно представить и дру¬
гими моделями. Шаровые звездные скопления также считались
ранее построенными как изотермические газовые шары. А. С. Ша¬
ров [291], используя подсчеты галактик самого Цвикки в трех
скоплениях, показал, что их нельзя представить изотермическим
шаром. Он нашел у них ядро, зону постоянной плотности и корону.
На рис. 122, иллюстрирующем распределение галактик в
скоплении (Сота) (по А. С. Шарову), тонкие кривые соответствуют
наблюдаемой плотности галактик в проекции F, а толстые — вы¬
численные по ним пространственные плотности, / — число га¬
лактик в единице объема (к ним на оси ординат относится оциф¬
ровка шкалы с правой стороны). Масштаб для плотности / умень¬
шен в 10 раз.
Т. А. Агекян и И. В. Петровская построили теорию образо¬
вания сферической системы тел. Они заключили, что центральная
часть скопления Сота не может быть в изотермическом состоянии.
В 60-х годах был выполнен еще ряд исследований структуры
скоплений Рудницким и его сотрудниками в Польше, а также
астрономами других стран. Рудницкий на материале шести бо¬
гатых скоплений средней компактности заключил, что предель¬
§ 4. СКОПЛЕНИЯ ГАЛАКТИК
389
ными типами являются два скопления. Один тип (Гидра) имеет
плавное падение плотности наружу и сильный эффект сегрегации,
т. е. концентрации ярких галактик к центру. Во втором типе (скоп¬
ление атласа Цвикки 97—8) сегрегация не проявляется, струк¬
тура сложна, с конденсациями, и после зоны пониженной плот¬
ности существует неправильное кольцо с повышением плотности
и со сгущениями. Остальные скопления — промежуточного типа.
Рис. 122. Распределение галактик в скоплении Кома в функции расстояния от
центра (по А. С. Шарову). Кривая I относится ко всем членам скопления,
кривая II— к ярким членам, кривая III— к слабым членам. Расстояния г —
в относительных единицах (радиус скопления принят за 25).
Для суждения об эволюции скоплений важно знать, имеют ли
их члены распределение, соответствующее статистическому равно¬
весию. Если да, то должна существовать упомянутая сегрегация,
т. е. более слабые (а поэтому, вероятно, менее массивные) члены
390
ГЛ. VII. КРАТНЫЕ ГАЛАКТИКИ И СКОПЛЕНИЯ
должны быть более рассеяны по объему, чем яркие. Выше мы
упомянули скопления, обнаруживающие и не обнаруживающие
сегрегацию. Но другая интерпретация подсчетов самого Цвикки
привела - Нунана для скопления Сота к выводу об отсутствии
сегрегации. Ривс (рис. 123), а более обстоятельно И. Д. Кара¬
ченцев и В. Е> Караченцева нашли до 250 сфероидальных кар¬
ликов типа 1C 3475 и получили, что их распределение сходно с
таковым у ярких галактик. Но, видимо, степень приближения к
статистическому равновесию у
г
I
i •
«•
*•
• :г >
■и •• •-
• •
! . *• J
л
| | | | |
25
20°
15°
-10°
разных скоплении разная, и
одно и то же скопление неред¬
ко интерпретируется разными
исследователями различно.
Даже гораздо более простая
задача определения численности
членов, богатства скопления и
его размеров, оказывается, имет
ет спорные решения. Важней¬
шую роль при этом играет
способ учета фона и характер
этого фона. Обусловленный,
по-видимому, проекцией более
далеких скоплений, этот фон по
разные стороны от большого,
близкого скопления различен.
Так, по Цвикки, диаметр скоп¬
ления Сота 12°, по Эйбеллу —
около 5°, по Нунану и по Оме-
ру, Пэйджу, Вилсону — 3°,3.
Но и в последнем случае его
диаметр составляет около 4 ме¬
гапарсек.
По последним авторам, в скоплении — 800 членов ярче 18л,5
(М=—17 т), а по Цвикки их более 3000 до 18л. Карлики в скоп¬
лениях (конечно, ярчайшие из них и малой поверхностной ярко¬
сти), как мы уже упоминали, были за последние годы обнаружены
в ближайших группах и скоплениях. Вопрос о функции свети¬
мости галактик скоплений мы рассмотрим дальше.
В каталоге Цвикки (и его сотрудников) проведены контуры
скоплений, там, где на глаз плотность галактик на единицу пло¬
щади вдвое превышает их плотность в соседнем поле. На карте
(рис. 124) хорошо видны неправильные очертания буквально
всех скоплений, и в богатых ими местах вообще мудрено выделить
фон. По расстояниям Цвикки делит скопления на близкие N,
средней дальности MD, далекие D, очень далекие VD и крайне да¬
лекие ED, соответствующие красным смещениям от 15 *103 до
/Г
12*
Рис. 123. Распределение в скопле¬
нии Девы ярких (кружки) и карли¬
ковых (точки) галактик (по Ривсу).
§ 4. СКОПЛЕНИЯ ГАЛАКТИК
391
>60 -Ю3 кмкек. Число галактик, указываемое для них, конечно,
зависит от расстояния до скоплений, так как в далеких видны
лишь наиболее яркие члены. Систематические ошибки, возникаю¬
щие при этих трудных массовых описаниях скоплений, подробно
разобраны в работах Эйбелла и Скотт. Подсчеты Эйбелла по двум
Близкие скопления галактик
4/5 •' •«. * :•
-А°.
jQh i2h ‘ 8h
< I •- Li
Умеренно далекий, скйрления 2йлаки1ик
•. . • *:*• . а. : .* •.• ;*
• • ».*••. V «:•. • ..
-4° • W* —
1Bh 12
и nh ah
Далекие скопления галантин
''л* u:$•••£• Л • 'л v.v •••.
•* ’* Vs..'.'•. •••
/>л я*
Рис. 124. Участок неба с распределением на нем скоплений галактик разной
дальности (по Цвикки). Размеры кружков соответствуют угловым размерам
скоплений.
первым томам каталога Цвикки дают, например, такие резуль¬
таты, касающиеся числа галактик в скоплениях, находящихся
на разных расстояниях (табл. 29).
Он определял численность ярких галактик ярче'
где т3 — звездная величина третьей по яркости галактики
Ограничиваясь галактическими широтами более 30° (ближе к
Млечному Пути поглощение света сильно влияет на далекие скоп¬
ления), он получил данные, приведенные в табл. 30.
Как самую богатую скоплениями область Цвикки приводит
область llh17m,2 +35°29' (1950). Здесь на 36 квадратных гра¬
дусах наблюдается 113 скоплений и видно около 120 000 галактик
frl. УП. КРАТНЫЕ ГАЛАКТЙКЙ Й СКОПЛЕНИЯ
Таблица 29
Количество скоплений, содержащих данное число галактик щ
по каталогу Цвикки
Компактные
Открытые
п
<100
100—199
200—299
<100
100—199
200—299
N
0
2
2
9
41
27
MD
1
9
10
21
109
33
D
19
36
9
50
104
24
VD
139
143
30
95
97
12
ED
465
132
11
36
18
0
Таблица 30
Статистика скоплений
Населенность
Число
скоплений
50—79
1224
80—129
383
130—199
68
200—299
6
^300
1
до предела снимка со 120-сантиметровым телескопом Шмидта в
красных лучах. Скопления распределены следующим образом:
Скопления
N
MD
D
VD
ED
Открытые
4
3
7
7
1
Средн. компактности
2
3
10
21
22
Компактные
1
0
3
14
15
При равномерном распределении в пространстве, без погло¬
щения света в нем, числа скоплений в сферических слоях, разде¬
ляющих скопления по расстоянию, должны быть пропорциональны
1, 7, 19, 37, 61, но очень далекие открытые скопления обнаружи¬
вать очень трудно, так что должен сказаться эффект селекции.
Очень богатым Цвикки считает скопление 0123—0138, имеющее
около 1000 членов от 13я* до 19®,5. На снимке с 5-метровым
телескопом самое богатое скопление 024—1654 «имеет в центре
плотность 220 032 галактик на квадратный градус».
§ 4. СКОПЛЕНИЯ ГАЛАКТИК
393
Расстояния до скопления определяют по среднему красному
смещению его членов, логарифм которого оказывается линейно
связанным с видимой звездной величиной ярчайшей галактики в
скоплении. Их светимость во всех скоплениях предполагается
одинаковой. При таком условии расстояния до остальных скоп¬
лений можно оценить по видимой звездной величине их ярчайших
галактик. Возможность принятия за них галактики переднего
фона побуждает брать третью или пятую по блеску и т. п. галак¬
тику скопления. Изредка можно использовать вспышки сверх¬
новых звезд в более близких скоплениях. Но предварительно
должна быть установлена связь этих звездных величин с красным
смещением вообще. Для выяснения закона расширения Метага¬
лактики требуется еще учитывать и вычислять К — поправку за
перераспределение энергии в данной области спектра за счет
смещения длин волн вследствие самого красного смещения. Не¬
которые считают нужным вводить еще эволюционную поправку,
считая, что за аберрационное время состав галактики и ее насе¬
ление эволюционируют и меняют интегральный спектр и цвет
галактики. Основанная на меняющихся теориях эволюции звезд
и на плохо еще известном звездном составе галактик, эта неболь¬
шая поправка весьма гипотетична. (Поскольку космология не
входит в наше рассмотрение, отсылаем к статье Мак-Витти [292]
и к сборнику «Наблюдательные основы космологии», «Мир»,
1965.) Повторим еще раз, что на вывод зависимости красного
смещения от звездной величины по близким скоплениям влияет
их пекулярная скорость, большая у скопления в Деве, и что,
как показала Скотт, выбор скоплений для установления шкалы
расстояний может быть подвержен селекции; в частности, могут
отбираться скопления, в которых ярчайшая галактика ярче,
чем в среднем скоплении. Споры по поводу возможности суще¬
ствования различий в светимости ярчайших, как будто неотли¬
чимых друг от друга галактик типа Е в разных скоплениях, уже
затихли, но после того как Б. А. Воронцовым-Вельяминовым
было обнаружено существование особых галактик, вроде NGC 6166,
в качестве главного члена некоторых скоплений, галактик, от¬
личающихся от Е по структуре и большей светимости, осложнение
стало неоспоримо. Эти галактики gEH, обозначенные впоследст¬
вии Морганом как cD, в очень далеких скоплениях не отличимы,
однако, от Е. Из 40 скоплений, содержащих такие галактики,
в 10 есть радиоисточники и у них главная галактика cD всегда
двойная или кратная.
В главе III мы уже приводили функцию светимости, построен¬
ную Цвикки для скоплений. Если общего поля не существует,
то все полученные функции светимости относятся к скоплениям,
но надо различать богатые скопления, состоящие из галактик Е
и S0, и облака галактик с яркими членами в виде спиралей. Эйбелл
349
ГЛ. VII. КРАТНЫЕ ГАЛАКТИКИ И СКОПЛЕНИЯ
по ярким членам богатых' Скоплений получил
для т<Сши
lg*N{^m)=*K2+sjn «для т>ти
что близко к функции Цвикки до М=—16да,7. При т± функция
Эйбеюга-резко меняет-наклон. Обычно т1 на 2—3 звездные ве¬
личины ^больше, чем т ярчайшей галактики; sx встречается от
0,7 до 0*9 и s2 —• от 0,2 до.0;3. Была попытка представить функцию
светимосда; ,богатого скопления , некоторой моделью. Работа по
определениЮлфункции: светимости скопления А 262 хорошо покат
зывает 'встречающиеся при эток* трудности (см. также упомина¬
емую далййе работу Крупна [294]).
Если бы можно!было проэкстраполировать эти функций свег
тимости до светимостей таких карликов, как система Скульптора,
то в скоплении Сота число членов дошло бы до 10б. Но даже эк¬
страполируя до бесконечности, мы получили бы светимость скоп¬
ления всего лишь '6 *1012 Lq, так как галактики слабее 18да,3
Добавляют только 13% света. Они дали бы добавку массы, также
не очень заметную при любом возможном отношении Ш!Ь. Масса
богатого скопления Соша едва ли превосходит .5 -1014 3Jto ПРИ
массах-тлавных членов^ около 5 ■•40113)tg. М. Калинков обнаружил
у скопления'Кома признаки ^ вращения, а Б. И. Горбачев нашел,
что-вращательная скорость соответствует массе 2,5 *1014 9ЭТо-
За последние годы вышло много подсчетов галактик в скоп¬
лениях для определения закона их распределения и структуры
скоплений. Вх работе Пиблса в 1974 г. правильно подчеркнуто,
что нет явного различия между группами, скоплениями и скоп¬
лениями высшего порядка, в Метагалактике. Это было видно уже
из"многочисленных детальных подсчетов, организованных Шепли
в Ликской. обсерватории. К сожалению, ему не удалось обеспе¬
чить нужной однородности, и этот огромный труд был мала: ис¬
пользован. Более строго были проведены ликские подсчеты Шена
и Виртанена. Как выяснилось в 1974 г., пределом их подсчетов
(на снимках, с 50-сантиметровым объективом) были галактики до
18от,90. По их данным точнее выявилась зона избегания галактик
в Млечном Пути, на которую обратил внимание Хаббл. Улуч^
шение техники* позволяет теперь проводить более массовые под¬
счеты галактик в скоплениях. Так, Нунан опубликовал работу
01 семи скоплениях галактикуТафф провел 30 подсчетов в 13 скоп¬
лениях, Эмлер осуществил фотометрию 15 скоплений автоматиче¬
ским прогоном негативов на микрофотометре, Б. И. Горбачев
в 1976 г. исследовал 18 скоплений.
Исследователи обычно находят, что распределение галактик
отвечает распределению плотностей в изотермической газовой
сфере, но выяснение сложности структуры наружных частей
§ 4. СКОПЛЕНИЯ ГАЛАКТИК.
395
скоплений, обнаруженное в СССР, до сих пор их не заинтересо¬
вало. Для выяснения того, есть ли и какая сегрегация, подсчеты
должны опираться на фотометрию скоплений, а это.делЪ трудоем¬
кое. Хоффман, применяя телевизионную схему, учел фон, опре¬
делил поверхностную яркость и кривую светимости в скоплении
0855+327.
В. Е. Караченцева [293] изучила распределение карликовых
галактик типа Скульптора в скоплениях Девы, южного продол¬
жения скопления Девы, Большой Медведицы, Печи и в Местной
группе. Во всех скоплениях их распределение ^сходно с таковым
для галактик ярче 13я* и у них преобладает связь с эллиптиче¬
скими галактиками. Разнообразие скоплений выясняется при
подсчетах и при построении функции светимости. Так, Аустин
и Пич в скоплении Abell 1413 у этой функции светимости нашли
максимум у Mv=— 21/я,30 — на Зда,59 слабее, чем ярчайшая
галактика. Распределение ярких членов имеет сферическую
симметрию, а распределение слабых членов вытянуто вдоль
большой оси ярчайшей галактики. Последнее явление некоторые
астрономы находили и в других местах и придавали этому особое
значение, вплоть до гипотезы выброса слабых галактик из цент¬
ральной. Бакал по 15 богатым скоплениям нашла в среднем около
200 галактик на Мпсъ для галактик в пределах более слабых,
чем третья ярчайшая. Функцию светимости в сводном виде по
богатым скоплениям галактик Е и S0 от 10т до 19т вывел Крупп
[294]. Морфологию скоплений изучали и другие, но даже в Сота
получить надежные выводы трудно. В этой области Тиффт на¬
ходил корреляции между яркостью ядер и их красным смещением
в скоплениях. Это вело к нахождению некосмологических красных
смещений. Видман в 1975 г. обнаружил в Сота явление, сходное
с тем, что находил Тиффт, но в скоплении Щрсея этого нет. В об¬
щем поддержки выводам Тиффта не получилось. В связи со всем
сказанным выше и с последующим очень интересна работа Ри¬
вса, в которой он сопоставил каталоги Эйбелла и Цвикки. Эта
работа выявила не только их неполноту и неоднородность, ной
большие противоречия, особенно в отношении бедных и ирре¬
гулярных скоплений. На рис. 125 показано одно и то же поле
по представлениям Цвикки с промежутком в несколько лет;
четко проявляется ненадежность границ скоплений и даже их
выделения из поля. Работа Ривса побудила И. Д. Караченцева
и др. сравнить эти каталоги подробнее. 314 скоплений Эйбелла
с 6>—3° есть у Цвикки. Согласие каталогов тем лучше, чем
больше населенность скоплений Эйбелла. Класс богатства по
Эйбеллу не коррелирует с населенностью по Цвикки. Ошибки
в оценке расстояний составляют 0,58 от числа скоплений у
Эйбелла и лишь 0,17 у Цвикки, может быть, из-за того, что ему
было известно уже больше красных смещений для скоплений. *
g
/°
0е
г
2°
А
.' /вт /2т дт 4т 10* 56т
+/•
LТ
W
-г
-г
-«г
rm
Рис. 125. Одно из полей каталога Цвикки. Мелкими значками отмечены яркие
галактики. Оконтурены границы скоплений галактик по Цвикки в 1958 г.
(вверху) и в 1961 г. (внизу). Из сравнения видна неуверенность выявления
менее богатых скоплений.
§ 4. СКОПЛЕНИЯ ГАЛАКТИК
397
Много раз поднимался вопрос о наличии светлой материи в
межгалактическом пространстве скоплений, хотя, с другой сто¬
роны, оценивали и количество пылив них по «прикидке» величины
предполагаемого поглощения света на их площадь. По последней
работе Баума наибольшее свечение заметно в Abell 1132, состав¬
ляющее 26^,2 с квадратной секунды дуги. В Abell 802 оно равно
26w,7. Половину такого свече¬
ния могут давать карлико¬
вые галактики, не видимые
в отдельности. Ореолы ярких
галактик дали бы света лишь
на 0W,1 больше, чем интег¬
ральный свет до изофоты 26^.
К множеству скоплений, в
основном состоящих либо из
больших плоских галактик,
либо из разнообразных эл¬
липтических, с 1973 г. при¬
бавились скопления, вернее,
группы компактных галак¬
тик. (Большое число послед¬
них еще раньше Цвикки на¬
шел в обычных скоплениях.)
В уже упоминавшемся нами
ранее скоплении Шахбазян I
нет слабых галактик (рис.
126).Его угловые размеры
100"Х50", z=0,1168 и рас¬
стояние 700 Мпс, что дает
линейные размеры 350 X
X175 кпс. Максимальная дис¬
персия в нем лучевых скоростей 62 км!сек и это меньше, чем ошиб¬
ка их измерений (80 км/сек). Если принять дисперсию скоростей за
0, то по Арпу, Бербиджу и Джонсу получается Ш =5,4 -Ю11 ЗЛ©
для суммы масс 24 членов. Интегрально (при Mv от —22т,2
до —23^,2!) получается $1/1^0,3, что невероятно, но и увели¬
чить это отношение невозможно. По величине Ш/L это как бы
гигантские шаровые скопления. К сожалению, другие группы
этого рода в этом плане все еще не исследованы. Мы обращаем
внимание читателей на поразительно большой процент двойных
галактик в описанном скоплении. Очень много внимания уде¬
ляется радиоизлучению скоплений. Оно бывает и протяженным,
и локализованным в главной галактике скопления gEH, часто
кратной, с протяженной короной, какие мы открыли в 1962 г.
По гипотезе Б. В. Комберга их радиоизлучение может происходить
от массы газа около 1013 ЗЛ© в их короне, нагреваемой до 108 К
Рис. 126. Компактное скопление ком¬
пактных галактик Шахбазян I (фото
Арпа). Цвет ярчайших из них как у нор¬
мальных эллиптических. Визуально у
ярчайшей М=—21т.
398
ГЛ. VII. КРАТНЫЕ ГАЛАКТИКИ И СКОПЛЕНИЯ
ударными волнами при прохождении спиральных галактик через
периферию короны. Рентгеновское излучение сильнее всего из¬
лучается из скопления Персея с его пекулярной центральной
галактикой NGG 1275. Его спектр соответствует степенному
закону и гипотезе, что он производится обратным эффектом Комп¬
тона. Сама NGC 1275 дает от 10 до 25% от протяженного Х-из-
лучения и является компактным источником. По Оуэну, из 10
скоплений с максимальным излучением в рентгеновских лучах,
не менее девяти излучают сильно и в радиодиапазоне. Восемь
из этих 10 содержат по выдающейся галактике. Есть корреляция
рентгеновского излучения с типом скопления по классификации
Руда и Састри.
Больше всего данных о строении и распределении галактик,
о кратных галактиках и их скоплениях дается в работах Цвикки
и в сборнике «Строение звездных систем» (ИЛ, 1962), где эти
работы освещены полнее, чем в нашей книге, но ряд из них уже
устарел.
§ 5. Скопления скоплений и структура Метагалактики
С выявлением множества скоплений стал вопрос о крупномас¬
штабной структуре Метагалактики. Собрал наибольший материал
по этому вопросу и рассмотрел его Цвикки [12]. Цвикки принад¬
лежит самая обстоятельная монография о скоплениях — «Мор¬
фологическая астрономия». Цвикки считает, что скоплений скоп¬
лений галактик не существует и, вместе со своими коллегами,
приводит все новые и новые доказательства в пользу этого. В этой
работе Цвикки всякий раз заключает на основе анализа его ката¬
лога, что с учетом поправок распределение скоплений однородно
до расстояния в миллиард парсек и что диаметры наибольших
скоплений одинаковы на всех расстояниях, составляя около
8 -10е пс. Заключение: Метагалактика состоит из «ячеек», содер¬
жащих наибольший объем неоднородности и включающих экви¬
валент одного большого скопления. Диаметр ячейки, около 40 X
X 10б пс, и есть, по его мнению, диаметр мнимых скоплений скоп¬
лений. Действительно, почти такие же размеры ожидаемых сверх¬
скоплений находят многие авторы, которые в последнее время
статистическими методами находят небольшие скучивания и
считают их сверхскоплениями. Например, Эйбелл с сотрудниками,
многократно возвращающийся к этой проблеме, используя те же
самые каталоги Цвикки, сравнивает с биноминальным (случай¬
ным) распределением число скоплений в ячейках разного раз¬
мера. Распределение Пуассона имеет такой вид:
§ 5. СКОПЛЕНИЯ СКОПЛЕНИЙ И СТРУКТУРА МЕТАГАЛАКТИКИ 399
для случайного распределения взаимно не связанных объектов,
где т — среднее число галактик в ячейке. Наблюдаемое распре¬
деление отличается больше всего от случайного, когда размер
ячеек взят равным шкале скучивания скоплений, т. е. размеру
ожидаемых сверхскоплений скоплений второго порядка. Эйбелл
нашел 17 вероятных сверхскоплений по 11 скоплений в среднем
с массой около 101в SJIq и полагает, что более 100 менее богатых
скоплений тоже могут входить в их состав. Но последнее есть
только гипотеза. И. Д. Караченцев другим методом получил
64 Мпс между центрами сверхскоплений и число скоплений в
них от 4 до 12.
В работе 1975 г. И. Д. Караченцев, Щербановский и Царев-
ская нашли, что средняя населенность мультископления равна
(й+1)=2,10±0,11, а их распределение по населенности (?(А+1) =
=2“(А+1), где с каждым центром сверхсистемы связано к+1
скоплений (к — случайная величина).
С нашей точки зрения это значит, что скоплений скоплений
фактически нет и редки даже кратные скопления (мультископ¬
ления). Практически намечаются лишь двойные скопления. Это
нельзя называть системами высшего порядка, подобными обычным
скоплениям, состоящим из множества галактик. К данным во¬
просам имеет отношение работа Фесенко, изложенная в следующем
параграфе. Она обращает внимание на неучитываемое большое
влияние внутригалактических факторов на видимость далеких
скоплений.
На наш взгляд, группа, состоящая всего лишь из нескольких
скоплений, не заслуживает названия скопления скоплений —
она слишком отлична от того, что мы привыкли понимать под
системами высшего порядка, какими являются скопления звезд
и скопления галактик. По-видимому, в больших объемах Мета¬
галактика (а может быть, и вся она) более однородна, чем в объеме
куба со стороною 107—108 пс. Рудницкий правильно нашел нуж¬
ным рассмотреть, какие определения скопления скоплений воз¬
можны в принципе и нашел их целое семейство (это аналогично
тому, что понятие «устойчивость» в механике может иметь разный
смысл. Уже и бесконечность Вселенной понимают по-разному).
В некоторых смыслах (в некоторых формулировках Рудницкого)
поиски сверхскоплений еще даже не производились. Существующие
сильнейшие из доводов в пользу существования сверхскоплений
он считает основанными на дефектном определении понятия.
Спор о том, существуют или не существуют сверхскопления, в
настоящее время, по-видимому, беспредметен. С этим, видимо,
соглашается и Эйбелл в своем кратком, но ценном обзоре [295].
Мы хотим еще обратить внимание на то, что от облака Большой
Медведицы — Девы на расстоянии много большем, чем 20 «10е пс
по другую сторону от нас, нет ни одного скопления, а до ближай¬
400
ГЛ. У И. КРАТНЫЕ ГАЛАКТИКИ И СКОПЛЕНИЯ
шего богатого скопления (в Сота) 70 -10е пс. Поэтому богатые
скопления как будто расположены реже, чем находят из стати¬
стики далеких скоплений. В связи с подсчетами в статистическую
обработку материалов и в разработку теории распределения
галактик, теории различных влияний на подсчеты и т. д. вклю¬
чились крупные специалисты по математической статистике —
Нейман и Скотт [296]. Многие из более ранних работ и сама про¬
блема изучения распределения галактик освещены подробно в
сборнике «Строение звездных систем» (ИЛ, 1962). Последнюю
работу, рассматривающую весь спектр скучиваний разного по¬
рядка, см. в [297].
Попытка выяснить эволюцию скоплений галактик под дей¬
ствием тяготения была предпринята ван Альбада. Однако он
отмечает, что учет разных факторов и разных моделей Вселенной
весьма труден и ждет будущего.
Трудная попытка выявить общий фон свечения Метагалактики
среди других источников свечения ночного неба привела к вы¬
воду, что эта яркость меньше, чем яркость, создаваемая пятью
звездами 10я* на квадратный градус. Таким образом, интенсив¬
ность фона неба, создаваемого совокупностью далеких галактик,
слишком мала, чтобы ее можно было в настоящее время измерить
в оптическом диапазоне спектра. Однако оценка этой интенсив¬
ности, а также средней плотности вещества, заключенного в га¬
лактиках, представляла бы очень большой интерес для космо¬
логии и теории происхождения галактик. Оценка средней плот¬
ности вещества, по работам ряда авторов, находится в пределах
3 .ДО-31—2 «Ю-30 г/см9 при постоянной Хаббла Н=100 км/сек Мпс.
Неуверенность оценки вызывается главным образом неизвест¬
ностью с достаточной степенью точности среднего значения отно¬
шения массы галактик к светимости, а также функции светимости
галактик поля и скоплений. Однако даже самая высокая оценка
плотности, создаваемой галактиками, на целый порядок меньше
критической плотности материи, при которой соблюдается равен¬
ство кинетической энергии расширения и потенциальной энергии
масс вещества. Это является основной причиной, побуждающей
искать между галактиками невидимую материю, заключающую
в себе большую часть вещества в наблюдаемой Вселенной. Наи¬
более вероятным претендентом на роль такой субстанции является
очень сильно ионизованный газ.
Попытки обнаружить с уверенностью в скоплениях ионизо¬
ванный или нейтральный водород до сих пор безуспешны. Масса
последнего составляет менее 1 % от общей массы. В масштабе
Метагалактики оптическая толща Н I могла бы быть достаточной
для его обнаружения. Постепенно понижаясь, оценки, опираю¬
щиеся на анализ линии поглощения La в спектрах далеких ква¬
заров, приводят к р=10“34 г/см3, или около 10“11 атомов в 1 см3,
§ 6. СВЕРХСКОПЛЕНИЕ - СВЕРХГАЛАКТИКА - СВЕРХОБЛАКО 401
для модели Вселенной с д0=У2 (вычисляемая плотность зависит
от перевода наблюденного красного смещения z в расстояние).
Радиоизлучение нетепловой природы часто ассоциируется с
богатыми скоплениями галактик, но в большинстве случаев оно
обусловливается наличием в них сильной радиогалактики.
И. Д. Караченцев и В. А. Липовецкий попытались установить
статистически из видимого числа далеких скоплений на фоне
близких скоплений оптическую толщу скоплений т из-за присут¬
ствия пыли. Они получили в синих лучах т=0,20 и в красных
лучах т=0,12. Отсюда они нашли коэффициент метагалактиче-
ского поглощения в синих лучах t:z=0,9 и среднюю плотность
пыли в Метагалактике 2 -10“33 г/см3. Эта величина зависит от
принятой модели Вселенной. Но у далеких квазаров покраснение
незаметно. Эту невязку авторы находят возможным устранить,
если считать пыль продуктом накапливания взрывов в галактиках,
а не реликтовой (не остатком первичного вещества).
Что касается напряженности магнитного поля Н0 и электрон¬
ной концентрации пе, то из отсутствия эффекта вращения пло¬
скости поляризации в межгалактической среде для квазаров
даже с z=l и из отсутствия влияния «межгалактического ветра»
на взаимное положение компонент двойных радиогалактик и
соответствующего им оптического объекта, Ю. Н. Парийский
вывел верхние пределы:
#0^5-Ю“10 э, пе< 2хЮ~7 см'3.
За последние годы появилось много новых работ по физике меж¬
галактического пространства.
Этими замечаниями мы заканчиваем рассмотрение систем, боль¬
ших, чем скопление галактик. Вопросы космологии и релятивистс¬
кой астрофизики в нашу программу не входят.
§ 6. Свёрхскопление — Сверхгалактика — Сверхоблако
Представление шведских астрономов, развитое и защищаемое
с 50-х годов Вокулером в большом числе статей о том, что окружаю¬
щие нас галактики образуют гигантскую систему с центром в скоп¬
лении Девы, сейчас популярно, но выбранная терминология не¬
удачна. Следует говорить о Сверхоблаке. Сверхскопление — тер¬
мин, который легко спутать со скоплением скоплений, а Сверхга¬
лактикой, по гипотезе Шепли 30-х годов являлась наша Галактика,
которую он представлял себе как несколько галактик в контакте.
На рис. 127 хорошо видно, что галактики ярче 13да концентри¬
руются вдоль большого круга, проходящего перпендикулярно к
Млечному Пути, и к области скопления в Деве. По Вокулеру, мы
находимся внутри гигантского сплющенного облака, состоящего из
отдельных галактик, мелких групп галактик, облака в Большой
90°
Рис. 127. Распределение галактик ярче 13от в проекции на плоскость галакти¬
ки (по Вокулеру). Заштрихована зона избегания вдоль Млечного Пути. Север¬
ное полушарие вверху.
6. СВЕРХСКОПЛЕНИЕ — СВЕРХГАЛАКТИКА — СВЕРХОБЛАКО 403
Медведице — Гончих Псах и скопления в Деве (рис. 128). Северный
полюс системы находится у ^=15°, Z^+50. Центр системы пред¬
полагается в единственном скоплении, находящемся внутри систе¬
мы — в скоплении Девы, на расстоянии около 10 Мпс, а в цент¬
ре рис. 128 показана наша Галактика. Диаметр системы 30 Мпс,
Рис. 128. Пространственное распределение ближайших групп галактик с
Z< 5 Мпс в проекции на плоскость «супергалактического экватора» (по Воку¬
леру).
а масса Ю1® Ж©. Наша Галактика обращается со скоростью около
500 км/сек вокруг центра. Период вращения от центра к периферии
облака растет до 100 *109 до 200 «109 лет. Вокулер обращает внима¬
ние также на выделяющиеся облака ярких галактик в Гидре, Пав¬
лине — Индейце и в Печи, которые он рассматривает как образова¬
ния, подобные тому, в которое входят Местная группа и скопление
Девы.
По лучевым скоростям галактик Рубин в 1951 г. обнаружила
признаки вращения того, что мыслилось Метагалактикой и даже
«вселенной». Вокулер получил позднее по большему материалу
404
ГЛ. VII. КРАТНЫЕ ГАЛАКТИКИ И , СКОПЛЕНИЯ
сходные, но более уверенные следы вращения, относимого им к сво¬
ему Сверхскоплению.
В 1975 г. Вокулер снова подтвердил свою концепцию сущест¬
вования местного сверхскопления, но в 1976 г. Бакал и Джое
высказали сомнение в существовании сверхскопления. В частности,
они указали на возможную роль поглощения света в Галактике.
Также и Б. И. Фесенко [298] указал, что заметна связь между плот¬
ностью межзвездного водорода в данном направлении и видимо¬
стью ярких галактик. Этот внутригалактический фактор тоже мо¬
жет способствовать иллюзии существования местного сверхскопле¬
ния. Это опасение подкрепляется тем, что при выборочном рассмо¬
трении быстрых облаков Н I с Ь>+40° плотность межзвездного
галактического водорода в направлении на них понижена вдвое
против среднего значения для данной галактической широты. Кро¬
ме того, эти облака, недавно изучавшиеся Вокулером и Корвином,
могут образовывать комплексы, повышая этим вероятность флук¬
туаций в их видимом распределении. Наконец, малая вероят¬
ность случайности распределений, ведущей к защите идеи сверх¬
скопления, у Вокулера и Корвина получена из закона Пуассона.
Необходимое условие для этого закона — независимость взаимных
положений на небе разных галактик. Но галактики образуют
группы и скопления. Поэтому при оценке вероятностей надо брать
группы, а не отдельные галактики и число независимых точек по¬
низится. Возрастет и роль флуктуаций. Авторы учли этот фактор
только для ближайших галактик, т. е. неполностью. Неверно пред¬
положение о тождественности влияния галактического поглощения
на видимость близких и далеких галактик. Для малой поверхност¬
ной яркости далеких галактик галактическое поглощение скажется
сильнее, чем для близких. Фесенко, как и ранее Хольмберг, счи¬
тает, что на видимость скоплений галактик поглощение света влия¬
ет сильнее, чем на отдельные галактики, и в работах Эйбелла,
Пиблса, М. Калинкова, И. Д. Караченцева и др. по поискам скоп¬
лений скоплений полностью игнорируются как названный выше
фактор внегалактический, так и следующий. Характерное угловое
расстояние, на котором происходит существенный спад корреляци¬
онной функции для плотности межзвездного водорода в соседних
направлениях, составляет несколько градусов, что сравнимо с уг¬
ловыми диаметрами обнаруживаемых «сверхскоплений». Малую
распространенность или даже отсутствие других сверхсистем мож¬
но считать аргументом против реальности и Местной сверхсистемы.
§7.0 кинематике групп галактик и скрытой массе
Впервые В. А. Амбарцумян в начале 50-х годов привлек внима¬
ние к тому факту, что кратные галактики в подавляющем большин¬
стве относятся к типу систем, названных им трапециевидными, и,
И. о КИНЕМАТЙКЁ ГРУПП ГАЛАКТИК И СКРЫТОЙ МАССЕ
405
по его мнению, вероятно, неустойчивых с положительной энергией.
Их члены должны разлетаться. (В случае кратных звезд процент
трапециевидных систем гораздо меньше.) Для некоторых систем
возможность неустойчивости он продемонстрировал, применяя тео¬
рему о вириале. (Она была выведена в § ЗЬ гл. И.)
Предполагается, что массы галактик можно представить как
точечные. В таком случае изолированная система находится в ква¬
зиравновесии, если удвоенная полная кинетическая энергия ее Т
относительно центра масс равна абсолютному значению потенци¬
альной энергии Р взаимного тяготения галактик, причем обе энер¬
гии осредняются по времени:
2Т=-Р.
Если система устойчива, то алгебраическая сумма обоих видов
энергии, т. е. полная энергия, должна быть отрицательна:
Т+Р< 0. (68)
При желании применить теорему о вириале к наблюдениям
групп и скоплений галактик мы встречаемся с затруднениями.
Прежде всего, теорема предполагает, что значения кинетической
и потенциальной энергии берутся осредненными за достаточно боль¬
шой промежуток времени. Между тем наблюдения дают нам прак¬
тически мгновенные значения этих величин. Однако чем больше
членов в системе, тем медленнее меняются эти значения и для скоп¬
лений галактик указанным различием вполне можно пренебречь.
С другой стороны, мы не знаем истинных расстояний между га¬
лактиками в группах, а наблюдаем лишь их проекции. Фактор
проекции приходится принимать предположительно.
При подсчете кинетической энергии мы имеем наблюденными
только лучевые скорости, а не пространственные. Иногда приме¬
няют теорему Клейбера, выводимую в курсах звездной астрономии
и звездной статистики для случая беспорядочных движений звезд:
«средняя скорость движения в пространстве равна средней ве¬
личине скорости движения в проекции на какую-нибудь плоскость,
умноженной на 4/я».
Условие (68) дает нижний предел полной массы системы, если
ее считать устойчивой. В применении к галактикам при проверке
того, выполняется ли это условие, мы часто встречаемся с невоз¬
можностью знать индивидуальные массы членов системы, расстоя¬
ния между ними и скорости движения. Измерима только лучевая
скорость, видимы только проекции расстояний, и за эффекты про¬
екции вводятся лишь вероятностные поправки. Однако в большин¬
стве случаев ошибка даже в два раза не меняет существо ответа, а
для скопления галактик среднее расстояние между ними опреде¬
ляется уверенно.
406
ГЛ. VII. КРАТНЫЕ ГАЛАКТИКИ И СКОПЛЕНИЯ
Так как массы галактик, определенные по кривым их вращения,
хорошо коррелируют со светимостями (по данным прямых опреде¬
лений масс), то соответствующие массы можно оценить по свети¬
мости. С другой стороны, можно вычислить, какова должна быть
ласса системы, чтобы ее устойчивость была обеспечена, и найти
соответствующее отношение Ш/L.
Вслед за В. А. Амбарцумяном применением теоремы о вириале
к конкретным системам занялись многие.
Исследовались как широкие группы, вроде М 81, Местной
группы галактик, так и тесные (квинтет Стефана, W 166, 288)
облака галактик (Дева, Геркулес) и богатые концентрированные
скопления (Сота). Почти во всех случаях для стабильности сис¬
тем Ш/L для них должна быть в десятки, и даже в сотни раз боль¬
ше, чем у видимых сочленов, если у них массы нормальные для их
светимости. Для «спасения» устойчивости выдвигались допущения
о наличии невидимых масс: мелких галактик, рассеянных звезд,
космической пыли, нейтрального или ионизованного газа, систе¬
матических ошибок в определении лучевых скоростей, существо¬
вания орбитальных движений в парах и группах внутри скоп¬
лений.
В скоплениях наблюдаются мелкие галактики. Общая слабо
светящаяся материя между галактиками в скоплениях отмечалась
Цвикки и подтверждалась фотоэлектрически Баумом. Облака пыли
в больших скоплениях, скрывающие далекие скопления галактик,
лежащие за ними, отмечались Цвикки и Хофмейстером, но ничто
не оказалось достаточным для обеспечения устойчивости большин¬
ства групп и скоплений. Из исследовавшихся групп только в
группе VV 116 не обнаружено признаков неустойчивости. Как
уже отмечалось, весьма замечательно обнаружение Сарджентом
неустойчивости поразительной цепочки пяти галактик, находя¬
щихся в контакте — W 172. Упоминавшиеся выше случаи
1C 3481—3483 и квинтета Стефана, имеющие член, отличающийся
по скорости на тысячи км/сек, без всяких расчетов иллюстрируют
убегание этих членов из групп с гиперболической, притом чудо¬
вищной скоростью (если эти галактики не проектируются на груп¬
пу случайно, к чему мы сейчас склоняемся).
Конкретно, помимо многих пар и групп, по-видимому, неус¬
тойчивых и распадающихся вследствие положительной энергии у
них, неустойчивость находили у Местной группы галактик, у
скоплений Девы, Геркулеса, Волос Вероники и других. Нагляд¬
но степень отклонения скоплений от условий устойчивости харак¬
теризуется величиной масс галактик, или отношением Ш/L, при
котором скопление было бы устойчиво. Примеры таких расчетов
приведены в табл. 31.
И. Д. Караченцев [299] определил средние характеристики
разных систем галактик и в том числе их вириальные массы
§ 7. О КИНЕМАТИКЕ ГРУПП ГАЛАКТИК И СКРЫТОЙ МАССЕ j 407
Таблица 31
Отношение tyfl/Lpg некоторых скоплений и групп
Скопление
VRiLpg
Ван ден Берг
Лимбер
Караченцев
Кома
900
350
1020
Дева
600
750
665
Геркулес
—
100
755
Местн. группа
—
200
* —
Группа М 81
—
200
—
» Стефана
—
L70
—
» VV 166
350
—
» VV 288
100
—
(табл. 32). (Данные для Метагалактики, конечно, спекулятивны,
рв получена формальным применением к ней теоремы вириала.)
Группа Я. Э. Эйнасто [300] опубликовала ряд работ о коронах
галактик и о гипергалактиках. Так они назвали гигантские га¬
лактики со спутниками, которыми до больших расстояний они
считали видимые вблизи' гигантских большие галактики. Это не
имеет пока подтверждений, а короны, которые давно известны око¬
ло гигантских галактик, как оказалось, не могут иметь массы,
необходимой для «скрытой массы». Любопытно, что как только
намечается возможность повысить оценки масс, так открывается
Таблица 32
Характеристики систем галактик
Система
L
в 1О«®01
N
я
в 10* пс
AVf
(км/сек)
Рн>
Ю-26
г/сма
рв»
Ю-25
г/см3
t
эксп
в
10® лет
Галактики
1,2
1
1,3
8,2 .
Пары
“ 4,2
2
2,9
120
-2,3
1,5
2*,6
Триплеты
4,9
3
8,8
121
0,1
1,0
4,5
Группы
10,5
8
39
. 287
0,002
9;10-2
И
Бедные скопле¬
43 t
35
114
354
4-10-4
2-10” 2
20
ния
Богатые ско¬
270 '*
220
* 271
827
2-10"4
2-10-2
18
пления
Сверхскопле¬
1500
1200
1640
1100
4-10“6
6-10-4
87
ния
Метагалактика
6,5-10?
5-10е
4-109
—
мо-в
1-10-4
130
В столбцах
даны светимость, среднее число 4J
1енов, радиус, де
гспер-
сия лучевых скоростей,
плотности наблюдаемая и вириальная и время
экспансии H/V.
408
ГЛ. VII. КРАТНЫЕ ГАЛАКТИКИ И СКОПЛЕНИЯ
какой-либо другой эффект, снижающий массы, и они в результате
сильно не меняются. Например, как только стали учитывать коро¬
ны, так выяснилось завышение дисперсии скоростей звезд в яд¬
рах галактик, а следовательно, и масс их, когда применялась уже
устаревшая (фотографическая) техника. Теперь массы, оценивае¬
мые по дисперсии внутренних скоростей, меньше, чем прежние
оценки. Заметим еще, что попытки уменьшить противоречия с
массами двойных галактик никак не помогут уменьшить гораздо
большие противоречия в случае скоплений галактик. Скрытой
массе ежегодно посвящается огромная литература, но безуспеш¬
ность попыток остановить расширение, распад скоплений и групп,
обнаруженный впервые Амбарцумяном, не располагает нас задер¬
живаться на них.
§ 8. О динамике галактик.
Гипотезы и теории спиральной структуры
После Чандрасекара с особенной настойчивостью динамику
галактик в течение 20 лет разрабатывал Линдблад. В наше время
классической является монография Огородникова [301]. Им вы¬
двинута также гипотеза о существований иглообразных галактик,
какие могут образоваться при некоторых условиях из эллипсоида
Мак-Лорена при эволюции вращающейся системы. Т. А. Агекян
и его сотрудники в Ленинграде также ведут большую работу по
динамике галактик. В последние годы часто рассматривались во¬
просы устойчивости вращающихся дисков, в частности, газовых,
вопросы их деформации при столкновениях или встречах и пробле¬
мы распределения плотностей.
Необычность и красота спиральных ветвей вызывают постоян¬
ный интерес к их происхождению и степени их устойчивости. Их
стали рассматривать как места продолжающегося рождения звезд
и места концентрации ионизованного газа, а также многих инте¬
реснейших типов звезд. Чтобы прогресс в их понимании стал оче¬
виднее, укажем, что Кэртис еще в 1933 г. привел пять гипотез и
математических теорий, пытающихся объяснить спиральные вет¬
ви. Последующие годы были не менее плодотворны, и только за
последние лет 20 появилось более 100 работ на эту тему. Ни одна
из них не приобрела, однако, и части того доверия, которым поль¬
зовалась сто лет назад гипотеза Лапласа. Вначале бытовали пред¬
ставления о спиралях как о вращающихся трубках вещества. При
этом возникают серьезные проблемы с объяснением устойчивости
спиральных ветвей. Массивные рукава должны неизбежно рас¬
падаться на отдельные сгустки под действием собственного гра¬
витационного поля. Вторая проблема — наличие дифференциаль¬
ного вращения галактики, стремящегося растянуть и закрутить
спираль.
§ 8. О ДИНАМИКЕ ГАЛАКТИК
409
В принципе противостоять разрушительному действию диффе¬
ренциального вращения может вмороженное в ветви магнитное
поле. Его роль, указанная некоторыми авторами, впоследствии
была проанализирована С. Б. Пикельнером, но, видимо, наблюдае¬
мое поле недостаточно для сохранения ветви как целого.
Гидромагнитные волны в диске галактик как причины спи¬
ральной структуры рассматривались в работах Пиддингтона.
Они не приобрели симпатий, так как к этому времени подробно
была развита теория волн плотности, общие положения которой
были разработаны Лином и Шу [302],— теория чисто механиче¬
ская и ставшая сразу популярной. Задача перед теорией состоя¬
ла не в том, чтобы объяснить происхождение спиральных ветвей
(его и до сих пор никто не знает), а в том, чтобы хотя бы объяс¬
нить их существование, так как дифференциальное вращение
должно их быстро изменять и даже уничтожать. Эту-то цель теория
и преследовала и в основном как будто решила. Раньше находили
[303], что во многих случаях вращение практически твердотель¬
ное, а не дифференциальное, там, где спиральные ветви видны
отчетливо, проблема эта, как нам казалось, не возникала.
Линдблад в Швеции в 40-х годах развил теорию (мало кем поня¬
тую из современников) о самоподдержании бароподобных волн
плотности в галактике с умеренным дифференциальным вра¬
щением.
При определенных условиях и звезды и газ могут двигаться
по таким эллипсовидным кривым, что в некоторых местах будут
происходить сближения орбит, создавая временные увеличения
плотности — медленно бегущие волны плотности, а места сгуще¬
ний, создавая спиральные ветви, будут вращаться с постоянной
угловой скоростью и не будут закручиваться, являясь не ветвями
вещества, а перманентным узором из вечно сменяющихся в нем
объектов.
В работах Лина, Шу и их последователей анализируются не от¬
дельные орбиты звезд, а условия распространения продольных
волн сжатия в газозвездном диске. Спиральные ветви в них рас¬
сматриваются как результат коллективных периодических дви¬
жений в самогравитирующей среде. Основная масса вещества дис¬
ка заключена в звездах, поэтому роль звездного населения обычно
считается определяющей в распространении волн плотности, хотя
последние могут существовать и в газовом диске. Но из-за бесстол-
кновительного характера движений звезд образуемая ими среда
не обладает упругостью, и если бы она не вращалась, волны плот¬
ности не смогли бы в ней распространяться. Вращение звездного
диска галактик приводит к появлению сил Кориолиса, играющих
роль силы давления в обычном газе, и распространение волн ста¬
новится возможным. Существует самосогласованное решение урав¬
нений, описывающих распространение волн плотности небольшой
410
ГЛ. VII. КРАТЦЫВ ГАЛАКТИКИ И СКОПЛЕНИЯ
амплитуды, при котором фронты волн имеют форму спиралей, а
их вращение вокруг центра галактики происходит с постоянной
угловой скоростью, несмотря на дифференциальное вращение дис¬
ка, так что и газ, и звезды галактики периодически проходят через
гребни волн. Периодическое изменение гравитационного потен¬
циала в диске, связанное с волнами, при этом не разрушает, а
поддерживает их существование.
Теория позволяет связать ожидаемую форму спиральных
уплотнений и границы их распространения с поверхностной плот¬
ностью диска, с дисперсией скоростей звезд и с кривой вращения
галактики. Вопрос о существовании «генератора» волн при этом
остается открытым. Для более подробного знакомства с теорией
можно рекомендовать главу 7 сборника под ред. С. Б. Пикельне-
ра [333].
С наблюдательной точки зрения спиральные ветви являются
прежде всего областями преимущественного звездообразования.
В теории это объясняется поведением межзвездного газа при про¬
хождении его через фронт волны. «Отклик» газа на периодическое
изменение гравитационного потенциала рассматривался в рабо¬
тах Робертса, Пикельнера и др. Оказалось, что даже если плот¬
ность звездного населения увеличивается волной на несколько
процентов, плотность газа возрастает в несколько раз. Почти по
всей длине спирального рукава может возникнуть ударная волна
в газе. Ее присутствие часто хорошо заметно по тонким пылевым
прожилкам, указывающим на сильное сжатие межзвездной среды,
которые идут вдоль спиральных ветвей. Сжатие и резкое увеличе¬
ние давления газа приводит к быстрому образованию газовых об¬
лаков и массивных газовых комплексов. Это сильно облегчает
гравитационную конденсацию газа в звезды. Процесс звездообра¬
зования оказывается, таким образом, синхронизованным в про¬
странстве вдоль фронта волны сжатия. После прохождения фронта
газ и звезды пересекают спиральную ветвь. Плотность их посте¬
пенно падает до первоначального значения. Яркие молодые звезды
успевают постареть до выхода из спиральной ветви, поэтому между
ветвями их наблюдается мало.
Теперь особенно много наблюдений направлено на проверку и
уточнение этих выводов, теории. Апертурный синтез позволил с не¬
бывалым ранее разрешением (до 30" и точнее) изучать распределе¬
ние в галактиках синхротронного излучения в континууме и
плотности нейтрального водорода, а также его движения, сравни¬
вать их друг с другом и с распределением Н II, горячих молодых
звезд и других объектов. Выявилось четко, что в большинстве спи¬
ральных галактик видимые ветви и ветви, состоящие из НI и из
синхротронного излучения, хорошо совпадают, а образованные из
Н II расположены иначе. Это осложняет наши представления о
природе спиралей. Робертс и Шу исследовали 24 спиральные галак¬
§ 8. О ДИНАМИКЕ ГАЛАКТИК
411
тики и нашли, что там, где теория ударных волн предсказывает
возможность сильных уплотнений, наблюдаются длинные, хорошо
развитые ветви и наоборот. Слишком восторженное описание со¬
гласия приближенных теорий со сложной действительностью нас
обычно настораживает. И в этом случае не успела еще данная ра¬
бота выйти из печати, как Швейцер в своем обзоре 1975 г. указал,
что хорошее согласие модели с наблюдениями это еще недоста¬
точный тест для теории. Например, радиус так называемой коро-
тации (места, где скорости вращения узора ветвей и звезд с газом
уравниваются) для М 33 от 6,8 кпс (в первой работе Робертсов и
Шу) снизился до 2,8 (во второй работе), не изменив существенно
согласия теории с формой спиральных ветвей. В волнах плотно¬
сти газа по теории должны возникать молодые горячие звезды и
возбуждать свечение газа, создавая области Н II. Амплитуда
волны плотности, по-видимому, растет пропорционально расстоя¬
нию от центра. По теории еще должно быть движение поперек
ветвей, смещение узора спиралей относительно возникших в них
объектов. Сравнению с теорией фактического расположения раз¬
ных объектов с учетом их предполагаемых возрастов в середине
70-х годов было посвящено множество работ и на них останавли¬
ваться здесь невозможно. Почти все отмечают с восторгом согла¬
сие с теорией. Помнится, что один автор нашел несогласие с тео¬
рией в области х и h Per, но его тотчас же кто-то покритиковал
за это. Кто из них прав, мы не знаем.
Швейцер, подводя итог, говорит, что лучше всего проверять
теорию по движению поперек спиральной ветви и отмечает спра¬
ведливо, что странно игнорирование теорией параметров Данве-
ра, характеризующих степень закручивания ветвей. Поперечные
движения должны быть малы, меньше современной точности изме¬
рения лучевых скоростей в ветвях. Линде в 1972 г. нашла, что
большая часть областей Н II лежит внутри ветвей, но французские
авторы считают, что многие из них лежат между ветвями. По
Линде, области НII смещены относительно пылевых каналов в на¬
правлении вращения, туда, где, как считают Робертсы, происхо¬
дит основное звездообразование. По-видимому, последовательность
расположения такова: пылевые каналы (с магнитными силовыми
линиями) — области Н II — основная масса звезд ОВ, обрисо¬
вывающих спиральные ветви. В этом направлении наблюдается
градиент их возрастов.
У цефеид период является независимым указателем возраста
(по теории их) и он лучше всего указал бы волны плотности. Все
цефеиды, известные в М 33, находятся между ветвями и, значит,
ни одна из них не родилась внутри ветви, так как за время своей
жизни она не упела бы сюда дойти.
Швейцер заключает, что квазистационарное и твердотельное
вращение спирального узора все еще не проверено непосредственно.
412
ГЛ. VII. КРАТНЫЕ ГАЛАКТИКИ И СКОПЛЕНИЯ
Уивер отмечает, что, помимо неполноты теорий и неопределен¬
ных выводов, имеются фундаментальные проблемы, например:
каково происхождение постулируемого гравитационного поля в
спиральных ветвях? Источник первоначальной спиральной волны в
теории Лина — Шу является главной проблемой. Если ветви рас¬
сматриваются как следствие джинсовской гравитационной конден¬
сации, то критическая длина волны, по Джинсу, для нашей Галак¬
тики намного превышает расстояние между спиральными ветвями
в ней. Следовательно, последние не могут быть следствием джин¬
совской неустойчивости.
Вторая трудность относится ко всем теориям, из которых вы¬
текает, что спиральные ветви должны быть только закручиваю¬
щимися. Л. С. Марочник и А. А. Сучков, ссылаясь на работы
Б. А. Воронцова-Вельяминова, указывают, что существуют в при¬
роде ветви'и закручивающиеся, и раскручивающиеся, иногда даже
сосуществующие в одной и той же галактике. Они считают, что
это является наиболее важным результатом, полученным за по¬
следние годы в области изучения спиральной структуры.
Имеется также еще одна трудность. Тумре показали, что даже
самоподдерживающие себя спиральные волны плотности не могут
существовать бесконечно долго. Они будут распространяться ра¬
диально й исчезнут через миллиард лет. Они требуют довольно
быстрой регенерации посредством механизма, который еще остает¬
ся найти. Среди рассматривавшихся механизмов можно назвать
внешнее воздействие на галактику (состороны спутника), возму¬
щение поля галактики сгусткамй, возникшими на периферии из-за
роста джинсовской неустойчивости, возбуждение волн вращением
небольшого «бара» из звезд в центре галактики, выбросы вещества
из ядра. Возможно, что нет единого механизма генерации волн в
галактиках, в разных случаях они могут быть различными. Мно¬
гообещающие поиски решений уже были сделаны (в частности,
Марком).
Важным затруднением является еще существование галактик с
одной лишь и с 3—4 ветвями, а также поперечные перемычки меж¬
ду ветвями, как у М 51, что мы отмечали давно и теперь то же гово¬
рит Уивер. Однако, может быть, решением последних трудностей
является работа Ю. Н. Мишурова и А. А. Сучкова [304]. Учитывая
существование разных типов населения, они могли объяснить вол¬
новой теорией многорукавные спирали и другие детали, а в работе
[305] найти, что ответвления ветвей, перемычки и т. д., по-види¬
мому, в большой степени вызваны неустойчивостью ударных спи¬
ральных волн. В работе Ю. Н. Мишурова, В. Пефтиева и А. А. Суч¬
кова показано, что и кольцевая структура в спиралях может воз¬
никать на ранней стадии эволюции, когда развивается гравита¬
ционная диссипативная неустойчивость, связанная с турбулент¬
ностью галактического газа.
§ 8. О ДИНАМИКЕ ГАЛАКТИК]
413
Магнитное поле галактик оставалось в стороне от теории волн
плотности. Ю. Н. Мишуров, В. Пефтиев и А. А. Сучков [306] в
1975 г. показали, что прохождение ударной спиральной волны
действует как механизм, генерирующий магнитное поле. Выска¬
зывалась и даже сейчас поддерживается гипотеза, что спираль¬
ные ветви возникают от взрывов — выбросов из ядра. По мнению
Воронцова-Вельяминова, образование спиральных ветвей путем
выброса очень плотных тел из ядра неправдоподобно. Во-первых,
это требовало бы того, чтобы выброшенное твердое тело приобре¬
тало определенный вращательный момент, одинаковый с другими
такими телами, выброшенными в другое время. Во-вторых, на
всем своем пути это тело должно довольно равномерно превра¬
щаться в звезды, чтобы получилась сплошная спиральная ветвь.
В-трётьих, есть много галактик, у которых ветви выходят не из
ядра и не из концов бара, а из любой точки кольца, из середины
бара, касательно к ядру. Есть ветви, оторванные от ядра, и т. д.
Все это противоречит идее происхождения спиральных ветвей за
счет вещества ядра путем выброса или истечения. С помощью счет¬
ных машин строят картины эволюции моделей, состоящих из гра¬
витирующих точек (иногда возмущаемых еще извне).
В 70-е г. в СССР возникло несколько групп активных исследо¬
вателей в области динамики галактик: в Ленинграде (Т. A. Are-
кян, В. А. Антонов и др.), в Алма-Ате (Т. Б. Омаров, И. Л. Ген*
кин и др.), в Ростове (Л. С. Марочник, А. А. Сучков, Ю. Н. Ми¬
шуров и др.), в Иркутске (А. М. Фридман и др.). К сожалению, их
работы мы не имеем возможности здесь осветить.
Развитие электронно-счетных машин позволило ставить число¬
вые эксперименты по эволюции галактик, даже немыслимые ра-
неё. Так, в 1968 г. изучалось движение 100 ООО точек в плоскости
под действием силы, пропорциональной г"2.
Трудность представляли сближения звезд, ведущие к увеличе¬
нию дисперсии их скоростей. Приходилось их искусственно огра¬
ничивать, «подмешивая газ» — в форме частиц с малой дисперсией
скоростей,— получали грубую гидродинамическую модель. В этих
приближениях «газ» в модели галактики постепенно превращался
в «звезды». Компьютер строил серии изменяющихся картин рас¬
положения взаимодействующих точек и получался фильм рожде¬
ния двухрукавной спирали из диска. Она вращалась твердотельно,
но отдельные точки проходили сквозь спирали, слегка меняя свою
скорость. К этим работам примыкают расчеты взаимодействия дис¬
ковых моделей, упомянутые нами в § ЗЬ об интерпретации взаимо¬
действующих галактик.
Ряд обзоров по проблемам динамики галактик дан в [307]
и [308]. Это — механические теории. Большой вклад в динамику
галактик внесли школы японских ученых, школа А. М. Фридма¬
на и другие.
ГЛАВА VIII
ВНЕГАЛАКТИЧЕСКИЕ ИСТОЧНИКИ РАДИОИЗЛУЧЕНИЯ
§ 1. Виды источников радиоизлучения,
их светимости и число
Известно уже более 10 ООО внегалактических источников радио¬
излучения. Основу для их исследований представляют каталоги-
радиообзоры, выполненные на крупных радиотелескопах: Кемб¬
риджские каталоги ЗС и 4С (Англия) и каталоги Паркс (PKS)
(Австралия). Существует множество более частных обзоров *).
Обзоры довольно полны до потоков порядка 10"26 вт •гцг1
на частоте 408 Мгц. Единица радиопотока, равная 10"2в вт/м2»гц,
называется «янский» в честь пионера радиоастрономии Карла Ян¬
ского (1905—1950).
В Кембридже [309] составлен каталог более 200 источников
радиоизлучения на площади всего 4° диаметром, на той же часто¬
те, но до потока в 1,15 *10“28 вт •м~2 •гц-1 и некоторые из них отож¬
дествлены с оптическими объектами. Отождествление источников
радиоизлучения с оптическими объектами — вещь очень труд¬
ная, по большей части из-за недостаточной точности одной или
обеих координат, знание которых необходимо при сравнении
с очень слабыми галактиками или со звездообразными объектами.
Вдали от Млечного Пути все источники радиоизлучения, в особен¬
ности малых угловых размеров, заведомо являются внегалактиче¬
скими, но многие из них могут быть недоступны даже для крупней¬
ших оптических телескопов. За последние годы точность определе¬
ния координат и диаметров источников радиоизлучения резко
возросла. Для измерения последних наблюдают их радиомерцание,
вызываемое межпланетной плазмой, их покрытия Луной, приме¬
няют интерферометры с базой в тысячи км. У ряда квазаров (QSS)
обнаружены диаметры даже меньше 0",001, а у двойных источни¬
ков измерены расстояния между компонентами порядка 0",01. Так,
*) Внегалактическая радиоастрономия развивается столь бурно, что
число работ, посвященных ей за последние годы, больше числа работ по всей
остальной внегалактической астрономии. Даже за один год обзоры ее успе¬
вают существенно устареть. Поэтому в данной книге бесполезно пытаться
осветить детально положение на момент ее написания — года за два до ее
первой встречи с читателем.
§ 1. ВИДЫ ИСТОЧНИКОВ РАДИОИЗЛУЧЕНИЯ, ИХ СВЕТИМОСТИ и ЧИСЛО 415
угловое разрешение в радиодиапазоне стало иногда больше, чем
в оптическом. Большинство внегалактических источников радиоиз¬
лучения не отождествлено. Вслед за радиогалактиками со сред¬
ним и мощным радиоизлучением были открыты квазизвездные
источники радиоизлучения — квазары (QSS), у двух из них наблю¬
даются предельно слабые туманные придатки. Затем были откры¬
ты очень далекие компактные радиогалактики, обозначенные N,
а также объекты типа BL Lac — голубые, переменные в оптиче¬
ском и в радиодиапазоне. При наличии характерных особенностей
различные группы источников радиоизлучения резко не разгра¬
ничены. Сильно излучающие нормальные галактики переходят в
слабые радиогалактики, к которым принадлежат некоторые из
галактик Сейферта (SfG). Последние смыкаются с типичными ра¬
диогалактиками (среди которых спирали редки). Вспомните также
о квазагах, которые, может быть, являются спокойной стадией
QSS. Сделано много сопоставлений свойств разных источников
радиоизлучения и попыток установить родство между ними [310].
Каталог QSS Барбиери и Капаччиоли [311] содержит 412 объек¬
тов, а каталог Вени и др. [312] дает для 202 QSS библиографию
и пр.
Шоломицкий вывел функцию радиосветимости источников ра^
диоизлученйя в такой дифференциальной форме:
dn=1,3 *1023 Р-2>18 dP ,Мпс-3, (69)
где Р — notoK в вт •гц~1 •стер-1 на частоте 178 Мгц. Примерно то
же выражение получил Лонгейр.
Большой интерес представляет изучение зависимости N(S)y
где N' — число источников с плотностью потока, большей S.
В нерасширяющейся евклидовой Вселенной, с постоянной плот¬
ностью источников, N0(S)~S-y, где 7=1,5. В общем случае вид
функции N(S) зависит от характера расширения Вселенной и
эволюции источников, и при отсутствии последней величина
^-(S) меньше 1 и уменьшается с уменьшением S (см. нижнюю
кривую на рис. 129, рассчитанную для модели Вселенной Эйн¬
штейна — де Ситтера). Построенная по наблюдениям зависимость
M~(S) имеет иной характер (верхняя кривая на рис. 129, построен¬
ная Пули и Райлом для частоты 408 Мгц). Для сравнительно ярких
источников радиоизлучения 7^1,85, т. е. число источников с
уменьшением S растет быстрее, чем даже в случае нерасширяющей¬
ся Вселенной. При 5408^10-26 вт/м2*гц кривая -fj-(S) достигает
максимума (т. е. 7^1,5), после чего быстро спадает, так что при
Aoe^lO-28 вт/м2 -гц величина 7=0,8. Таким образом, наблюдае¬
416 ГЛ. VIII. ВНЕГАЛАКТИЧЕСКИЕ ИСТОЧНИКИ РАДИОИЗЛУЧЕНИЯ
мая зависимость (S) указывает на сильное эволюционное изме¬
нение функции светимости источников радиоизлучения со вре¬
менем.
Рекордным красным смещением к 1976 г. обладал QSO 172 с
z=3,53, а наивысшую светимость имеет квазар ЗС 279. По гарвард¬
ским пластинкам до 1975 г. его блеск колебался с амплитудой не
менее 6я*,7 (!) со средним периодом 7 лет. В апреле 1937 г. в ма¬
ксимуме 11я*,27 он имел М=— 31я*,4 (!). Это в 104 раз выше свети¬
мости галактик-гигантов. По-видимому, начиная с некоторой эпо¬
хи, соответствующей красному смещению 2—3, число источни¬
ков радиоизлучения в единице объема пространства начало умень¬
шаться быстрее, чем если бы это происходило только в результате
расширения Вселенной, и быстрее, чем до этого времени.
Рис. 129. Кривая подсчетов N/N0 в функции предельной плотности потока.
N0 — число источников, ожидаемых в статической евклидовой Вселенной. Нижняя кри¬
вая соответствует модели Эйнштейна — де Ситтера в отсутствие эволюционных эффектов.
Кривые нормированы для N0=6,2 на стерадиан при S408=15. 10-2в вт/м2-гц. Пунктирная
кривая является экстраполяцией по закону JVcoS"’0»8®. По оси абсцисс единица составля¬
ет 10“2в вт/м2*гц.
При теоретическом «моделировании» эволюции источников ра¬
диоизлучения и экстраполяции кривой N (S) всегда необходимо
учитывать, что интегральная плотность потока от всех источников
радиоизлучения должна соответствовать наблюдаемой интенсив¬
ности внегалактической составляющей радиофона неба.
В евклидовой Вселенной угловой диаметр источника 0 меня¬
ется обратно пропорционально расстоянию до него. В релятивист¬
ских же моделях он также сначала уменьшается пропорционально
росту z=АХ : Я. Но пройдя минимум, вскоре после z=1 он рас¬
тет в зависимости от параметра замедления расширения
q0=4nGp0 : 3Я2, (70)
где Н0— постоянная Хаббла, р0— средняя плотность и G — гра¬
витационная постоянная. Линейные размеры источников радиоиз¬
§ 2. СТРУКТУРА РАДИОГАЛАКТИК
417
лучения очень различны, и эта дисперсия маскирует отклонение
зависимости 0(z) от прямой линии. Связь z с расстоянием при
больших z могла бы также указать на свойства нашей Вселенной.
Оптические наблюдения указывают, что в пределах точности дан¬
ных q0& 1, т. е. расширение происходит с замедлением.
Источники, наблюдаемые индивидуально, вносят около поло¬
вины всего радиоизлучения фона. Остаток должны вносить мощные
далекие и очень слабые близкие источники. Эти данные, а также
открытие на коротких длинах волн дециметрового и сантиметро¬
вого диапазонов теплового фонового реликтового радиоизлучения
Метагалактики, соответствующего черному телу при температуре
3 К, говорят в пользу эволюционных моделей — против модели
стационарной Вселенной. Радиоизлучение, названное реликто¬
вым, считается следствием существования в прошлом крайне вы¬
сокой температуры в плотной газовой «горячей вселенной» в на¬
чальную эпоху расширения.
Вдали от ярких звезд излучение по своей плотности тоже со¬
ответствует 3 К, но оно в основном находится в области ОД —
1,0 мк, тогда как изотропное излучение соответствует планковско-
му при этой температуре в широком интервале от 0,3 до 50 см.
Поскольку объем, занятый галактиками, мал в сравнении с про¬
странством Метагалактики, общее количество энергии, исходящей
из звезд, составляет лишь малую часть излучения с Т=3 К. Но и
реликтовое излучение в наше время составляет уже лишь ничтож¬
ную часть плотности энергии покоя рс2, где р — плотность, а теп¬
ловая энергия мира имеет еще более низкий порядок.
§ 2. Структура радиогалактик
Важнейшим фактом является то, что 60% всех источников ра¬
диоизлучения являются двойными. Компоненты, часто разной
интенсивности, находятся иногда на неодинаковых расстояниях
от оптически видимого объекта, который иногда содержит более
компактный источник радиоизлучения. Расстояние между компо¬
нентами — плазмоидами — в проекции достигает нескольких ме¬
гапарсек. У одних источников радиоизлучения это расстояние
сравнимо с размером компонент, у других оно во много раз больше
их размеров. Двойная структура наблюдается и у квазаров, где,
например, компоненты в сотые или тысячные доли секунды диа¬
метром разделены расстоянием порядка секунды дуги.
Плазмоид должен нести с собой магнитное поле. Нестабиль¬
ность плазмы в нем должна быть такого рода, чтобы не только по¬
рождать магнитное поле, но и передавать энергию релятивистских
протонов релятивистским электронам. Торможение последних в
магнитном поле и создает синхротронное радиоизлучение, меха¬
низм которого в качестве объяснения и предложил в. 1953 г.
418 ГЛ. VIII. ВНЕГАЛАКТИЧЕСКИЕ ИСТОЧНИКИ РАДИОИЗЛУЧЕНИЯ
И. С. Шкловский. Масса литературы посвящена вопросу, в какой
мере сходны или по своей природе отличаются друг от друга галак¬
тики Сейферта, радиогалактики и квазары. Мы уже отметили выше,
что по оптическому излучению есть непрерывный переход от боль¬
ших радиогалактик к очень малым по своим размерам квазарам.
-Этот разрыв заполнен небольшими по линейному размеру N-ra-
лактиками. По спектру и по виду мало различающиеся галактики
Сейферта занимают в радиоизлучении диапазон от сильного источ¬
ника радиоизлучения Персей A (NGC 1275) через слабый радиоис¬
точник NGG 1068 к таким, у которых радиоизлучение совсем не
обнаружено. Но все радиогалактики — гиганты по светимости,
голубоватые квазары — сверхгиганты, а голубоватые ядра галак¬
тик Сейферта невелики по светимости по сравнению с ними,.
Поэтому Шкловский считал, что «ядра галактик Сейферта — это
карликовые квазары», а другие, не радиоизлучающие — это кар¬
ликовые квазаги. Всем подобным объектам соответствуют «ра-
диоспокойные» объекты, такие, как большинство голубых ком¬
пактных галактик.
Если сопоставить сказанное выше еще с тем, что Г. М. Товма-
сян [313] обнаружил в качестве источников радиоизлучения ядер-
ные области, а Хишен и Вейд — совсем малые источники радиоиз¬
лучения в некоторых обычных галактиках, создается впечатление,
что большая компактность является важным условием радиоизлу¬
чения.
Радиоизлучение, а в меньшей мере и оптическое радиоизлуче¬
ние квазаров и ядер сейфертовских и N-галактик, обнаруживает
поляризацию. Ее существование предсказывает теория синхро-
тронного излучения. Поэтому с 1968 г. стали говорить, что даже
оптическое излучение компактных, упоминавшихся выше объек¬
тов, является, может быть, синхротронным — нетепловым, но не
звездным. Подробнее этот вывод рассмотрен в работе Демулен и
Дж. Бербиджа.
С самого начала делаются попытки найти оптические пекуляр-
ности, по возможности общие, у радиогалактик. По существу, они
безрезультатны. У ряда радиогалактик, часто лишь как плод осо¬
бых ухищрений (например, принимая все меры для выявления
предельно слабых деталей), чем-либо необычные оптические де¬
тали удавалось выявить. Однако не менее, а иногда и более пе¬
кулярные оптические особенности видны и у обычных галактик.
Например, NGC 2685 с ее кольцами поперек шаровидного тела,
почти квадратные или рюмкообразные галактики S0, галактики
с горячими спиральными ядрами *) и т. п. нисколько не менее
пекулярны, а скорее более, чем самые тривиальные галактики
типа Е, без всяких придатков, но с сильным радиоизлучением.
*) См. § 3 гл. VI.
J 2. СТРУКТУРА РАДИОГАЛАКТИК
419
И «особенные» галактики, имеющие вид пары Е, соединенных пере¬
мычкой, и галактики gEH или N известны как с радиоизлучением,
так и без него. Наконец, если признается, что мощное радиоизлу¬
чение может быть кратковременной (порядка 10е—107 лет) или
рекуррентной фазой развития галактик, то каких же оптических
исключительных особенностей можно ожидать? Ведь заметные
изменения видимых форм галак¬
тик за это краткое время про- »
изойти вряд ли могут. ^
То же касается и спект- ^10'
ров. Б. А. Воронцов-Вельями- ^
нов с 1957 г. доказывал отсут-
ствие явных различий между ^
эмиссионными спектрами радио- |10
излучающих и не радиоизлу- |
чающих галактик Сейферта. ^
(Отсутствие подобных различий ^ 2
наблюдается и в случае кваза-
ров — квазагов!) Во всех них ^
яркие линии широки, хотя и в |
разной степени. Интенсивность § '
ярких линий очень различна, |
а у некоторых источников ра- |
диоизлучения не видно ника- |
ких линий — ни ярких, ни аб-
сорбционных (последние ив Ю 100 1000 10000
обычных галактиках видны пло- Частота, Мгц
хо). Тогда их красное смеще- Рис. 130. Спектры радиоисточников
ние, расстояние и многие ха- (по Конвею),
рактеристики остаются неиз¬
вестными. Радиоизлучение галактик (рис. 130) определяется не
внешним видом и спектром, а какими-то другими, неизвестными
нам особенностями галактик.
Одним среди последних открытий внегалактических объектов
было то, что давно известная «переменная звезда» BL Lac оказа¬
лась радиопеременным источником, по всей видимости внегалак¬
тическим. Она отличалась от всех остальных отсутствием линий
излучения и поглощения в ее непрерывном спектре. В лучах V ее
блеск меняется до 1да,5 за 20 минут, при блеске в минимуме 16w,76.
Кинман в 1975 г. привел две фотографии ореола или туманности,
обнаруженной вокруг BL Lac. Из фотометрии ее в UBV с диафраг¬
мами от 7" до 20" он заключил, что распределение яркости в ней
такое же, как у гигантской галактики типа Е с z между 0,07 и
0,02. В том же году было найдено, что три эллиптические галак¬
тики без линий излучения (по наблюдениям в оптическом инфра¬
красном и в радиодиапазоне) промежуточны между обычными
420 ГЛ. VIII. ВНЕГАЛАКТИЧЕСКИЕ ИСТОЧНИКИ РАДИОИЗЛУЧЕНИЯ
f1 # I * С { ■ ( л.
• :йП f '
_mj4^ %,
I • ;г О Л|У у
Ч *1$ -Ж />*!
I ¥ь °Д1
■ С /~aV‘ Щ^'Чс' V -
;у (ощ |Ьде\;
*v 1 l£;WwQ% г
галактиками Е и BL Lac. Еще в 1974 г. в спектре ореола BL Lac
нашли линии поглощения, типичные для гигантских галактик Е
со сдвигом z=0,07. У ее центрального источника спектральный ин¬
декс а=—1,55. Внутреннее поглощение соответствует Е (В—F) =
=0да,28. При Н=60 км/сек »Мпс ее Mv=— 22,w9, а расстояние
г=350 Мпс. В максимуме
центральный источник в
семь раз ярче, чем его
ореол, а по а и светимости
он сходен с квазарами
3G 48, 279 и 345. В сле¬
дующем году Болдуин и
др. опротестовали эти вы¬
воды, не найдя в спектре
BL Lac звездных линий и
заключив, что в этом объ¬
екте нет звезд. Все же Ве¬
рой и Верон в 1974 г. вклю¬
чили BL Lac и еще ряд пе¬
ременных объектов с не¬
прерывным спектром в свой
список 231 QSO. М. Бер-
бидж и др. в 1976 г. нашли
у объекта типа BL Lac
А00235+164 линии погло¬
щения Mg I, Mg II, Fe И,
Mn II, с 2=0,524 и ли¬
нию поглощения, может
быть, с z=0,85 от Mg II.
Это был, как они замеча¬
ют, первый QSO такого
типа с более, чем одной
линией поглощения.
JI. М. Озерной и Сазо¬
нов из анализа перемен¬
ности предложили модель
BL Lac. Она подходит, но
не исключает модели нескольких компонент, вспыхивающих бес¬
порядочно. Однако в свете сказ;анного выше последнее малове¬
роятно.
Другим среди последних открытий было обнаружение Райлом
и Уиндрейтом [314] в 1968 г. необычайной радиоструктуры у радио¬
галактики ЗС 83.1, отождествленной с галактикой NGC 1265
в богатом скоплении галактик в Персее. Сама галактика эллипти¬
ческая, но радиообласти тянутся за ней в виде двух почти парал¬
лельных полос со сложной структурой, ослабевающих по мере
с
Рис. 131. Карта радиоизоконтуров на час¬
тоте в 5 Ггц радиогалактики NGG 1265 в
скоплении Персея. Такие кометообразные
галактики называются в радиоастрономии
источниками «голова — хвост».
§ 2. СТРУКТУРА РАДИОГАЛАКТИК
421
удаления от нее (рис. 131). Поэтому она и другие найденные потом
радиогалактики этого типа, тоже в скоплениях, цолучили назва¬
ние кометообразных галактик. Кометообразные галактики на¬
блюдаются и в оптическом диапазоне. За эллиптической на вид
галактикой NGG 4861 тянется слабый хвост — свечение, богатое
ионизованным водородом. Кометообразных радиогалактик к 1977 г.
стало известно уже 14. Так как NGG 1265 по отношению к скоп¬
лению в Персее имеет скорость, отличающуюся на 3000 км!сек,
то предполагается, что при быстром движении радиогалактики
через относительно плотную среду центральной области богатого
скопления с нее «сдуваются» протяженные радиокомпоненты. Эта
среда тормозит их движение. Длина радиохвоста ЗС 129 в проек¬
ции"^ небо составляет 625 кпс.
Примерами компактных галактик, являющихся радиоисточ¬
никами, является группа N-галактик. Это очень компактные ядра
со слабым ореолом, какие в MCG описаны как N; Н. Таких в MCG
занесены тысячи. Но N-радиогалактики отличаются от них на¬
личием переменности в оптическом и радиодиапазоне и они слабы.
Быть может, среди них в MCG пока еще скрываются другие объек¬
ты такого типа, которых пока известно всего около двух десятков.
Хорошим примером является объект, считавшийся переменной
звездой X Сот. В 1914 г. ее блеск неправильно колебался от 14я*
до 16я*, по фотографиям в Гарвардской обсерватории около 17я* ,5.
11 марта 1911 г. она вспыхнула и ее блеск возрос до 14я*,5 (по
исправленной шкале Вольфа), т. е. до Mph=— 24я*,2. (При оцен¬
ке блеска использовалось современное измерение красного сме¬
щения (27 600 км/сек) в ее спектре, оказавшемся спектром сейфер-
товского типа.) Ее континуум голубой, без линий поглощения с
яркими линиями водорода и кислорода [О И] и [О III]. У На ши¬
рина 4500 км/сек. Свет идет от звездообразного ядра. Авторы рабо¬
ты думали, что при вспышке «в ней вспыхнул ненадолго QSS».
Другой пример N-галактики — радиоисточник ЗС 371. По
Миллеру (в 1975 г.), это сложный объект. Его спектр состоит из
трех компонент: эвездного абсорбционного спектра галактики
типа Е, континуума со спектральным индексом —1,35, и слабого
эмиссионного спектра, как у гигантских радиогалактик типа Е,
что Сэндидж находит типичным для N-галактик. N-галактика
ЗС 371 бедна металлами, свет ее сильно поляризован и колебания
излучения бывают заметны даже за один день. Миллер считает
ее промежуточной между гигантскими галактиками Е, сильно
переменными QSO и объектами типа BL Lac. Мощное радио¬
излучение идет от спиральных галактик, но это тепловое излуче¬
ние и в линии 21 см от нейтрального водорода, которого в них
много. В эллиптических галактиках его почти нет, но в 1968 г.
Хишен открыл малые радиоисточники~в центре NGG 1652 и 4278,
у первой ив них с диаметром менее 0", 001, т. е. менее 0,1 пс.
422 ГЛ. VIII. ВНЕГАЛАКТИЧЕСКИЕ ИСТОЧНИКИ РАДИОИЗЛУЧЕНИЯ
В 1973 г. Экерсы дали список уже 12 галактик Е и SO, в том числе
4G 39.12 ЕО, она же MCG 6—8—64 с Mph = —2lm.
Нетепловое радиоизлучение многих эллиптических галактик
мощнее, чем у неправильных спиралей. Их спектры имеют
совсем другое распределение энергии, другие спектральные
индексы.
Источники излучения этих галактик очень малы. Из них раз¬
решен (менее 0,14 пс) лишь источник в Сеп А, у Vir А источник
излучения менее 0,2 пс. Из 80 исследованных гигантских галактик
Рис. 132. NGG 6166— главная галактика скопления. Она кратная типа gEH и
сильный радиоисточник. Кольцо соответствует диаметру круга по половине
интенсивности радиоизлучения. Приведены три ее снимка с разными экспо¬
зициями.
типа Е 20% имеют радиоисточники с потоками 1038—1042 эрг!сек,
они даже мощнее сейфертовских галактик, которые вопреки рас¬
пространенным мнениям далеко не все являются также и радиога¬
лактиками. Мощность их радиоизлучения растет с их светимостью.
Их радиокомпоненты сложны и часто очень протяженны, мощнее,
чем их ядерные источники. Радиогалактиками, собственно говоря,
надо считать лишь те, у которых радиоисточники мощнее, чем
Ю42 эрг!сек. Часто это ярчайшая галактика в скоплении, и радиоиз¬
лучение скоплений часто определяется именно ими. Оптически
они нередко двойные, соединенные перемычками, т. е. взаимодей¬
ствующие или кратные типа gEH, одним из примеров которых
является NGG 6166 (рис. 132).
Расстояния радиокомпонент в двойных радиогалактиках и рас-
стояния][их от оптического или вообще центрального источника
достигли максимума у радиоисточников DA 240 и 3G.236. DA 240
§ 2. СТРУКТУРА РАДИОГАЛАКТИК
423
имеет в центре два источника диаметром по 1" и с расстоянием 1".
Внешние радиоисточники протяженны и расстояние между ними
34' или 2 Мпс\ Более сильная восточная компонента отождествле¬
на со спиральной галактикой 15т MCG 9-13-66. На % 49 см ее
радиоизлучение 1,5 *1022 втм~2 •гц“1. Центральная же компонента
отождествлена в 1974 г. с MCG 9—13—57, галактикой Е 15т в
диффузной оболочке. Обе галактики имеют одинаковые красные
смещения. В 1975 г. М. Бербидж, Смит и Д. Бербидж опубликова¬
ли фотографии MCG 9—13—66 большого масштаба, на которых у
Рис. 133. Радиоизофоты галактики Лебедь А с оптической галактикой посре¬
дине. Справа внизу — размер диаграммы направленности антенны.
нее виден выброс длиной 17 кпс. У ЗС 236 расстояние вдоль боль¬
шой оси через две протяженные компоненты еще почти втрое
больше: 5,7 Мпс — почти в 10 раз больше, чем от нашей Галактики
до М 31. В центре есть галактика типа Е с V=l5m$7. Типич¬
ной мощной двойной радиогалактикой является Лебедь А
(рис. 133).
Первоначально источник Лебедь А рассматривался как один
объект, со слабой галактикой он был отождествлен позже. Этот
оптический объект Лебедь А некоторые астрономы принимали за две
галактики, столкнувшиеся в лоб, и этой катастрофе приписывали
радиоизлучение. Шкловский объяснял, что две плоские галактики,
как звездные системы, пройдут друг через друга беспрепятствен¬
но, а их газовые компоненты сольются при столкновении и сильно
разогреются, ударная волна вызовет радиоизлучение. Но затем
оказалось, что имеется два радиоизлучающих облака плазмы,
удаленные друг от друга несравненно дальше, чем то, что прини¬
малось за две галактики, и в конце концов радиогалактика
424 ГЛ. VIII. ВНЕГАЛАКТИЧЕСКИЕ ИСТОЧНИКИ РАДИОИЗЛУЧЕНИЯ
Рис. 134. Радиоизофоты галактики Лебедь А по новым измерениям.
§ 2. СТРУКТУРА РАДИОГАЛАКТИК
425
Лебедь А оказалась очень сложной (рис 134). Различают Sf — юж¬
ную последующую и Np — северную предшествующую компоненты,
иначе D и А, причем последняя связана с компонентами В и С, и
обе имеют «хвосты», вытянутые к оптическому объекту. Простая
интерпретация их теперь уже невозможна.
Компактные радиокомпоненты радиогалактик имеют размер
2 кпс и живут не дольше 10б лет. За это время они излучают около
3 -1057 эрг — в сотни раз меньше, чем излучают протяженные ра¬
диокомпоненты галактики Лебедь А, в состав которых они входят.
Линейная поляризация излучения компактных компонент дости¬
гает у галактики Лебедь А 10 %, а направления поляризации у них,
расположенные по обе стороны от оптической галактики Дпочти
совпадают. С оптически видимой галактикой связан слабый радио¬
источник размером менее 2 кпс. Его радиосветимость в 50 раз
меньше, чем светимость его далеких радиокомпонент. Сведения
о них приведены в табл. 33.
Таблица 33
Параметры радиогалактики Лебедь А
Радиокомпоненты
Поток
на Я=6 см
(янск)
Размеры
(кпс)
Расст.
от
Галактики
(Мпс)
Миним.
энергия
(в 10*® арг)
Магн.
поле
(в 10“*
гаусс)
Время
жизни
(годы)
А
38
2,8X2,2
98
32
2,9
5-104
В
8
3x1,3
93
8
2,6
6-104
С
2
3
93
—
—
Np хвост
164
33x16
—
2900
М
18.104
D
60
3x2,2
83
38
3,4
4-104
Sf хвост
160
33x19
—
3300
1,1
21.104
Центральная
компонента
1,1
1,5
Быть может, здесь не две, а одна галактика, повернутая к
нам ребром и имеющая посередине темную полосу, как NGC 5128.
А может быть это одна галактика, делящаяся пополам? Малый
угловой размер ввиду дальности расстояния мешает уверенной ин¬
терпретации. Возможно, фотографии в кассегреновском фокусе
наибольших телескопов при наилучших атмосферных изображе¬
ниях при помощи ЭОП решат эту загадку.
В таблице 34 сопоставлены параметры описанных выше двой¬
ных радиогалактик, а также наиболее близких и замечательных
радиогалактик: Центавр А и Дева А, совпадающие с Е-подобны-
ми*галактиками, NGG 5128 с темной полосой по экватору (рис. 135)
и M87=NGC4486 (рис. 136) — главной галактики скопления
Девы, имеющей исходящий из центра узловатый джет.
Рис. 135. Радиогалактика Центавр А: слева вверху ее вид в оптических лучах.
Слева внизу области радиоизлучения в проекции на ее передержанную фото-
: график). Справа структура радиообластей Центавр А.
Рис. 136. а) Выброс (джет) со сгустками из ядра радиогалактики Дева А (М 87).
Ь) Тот же выброс, сфотографированный особым способом Арпом; здесь его
истинная структура выявлена лучше.' Темные круги на ней не реальны, а'
дефект метода, примененного в 1976 г.
§ 2. СТРУКТУРА РАДИОГАЛАКТИК
427
Величины, приводимые в табл. 34, дают лишь их порядок,
так как они могут колебаться в зависимости от принятых рас¬
стояний.
На рис. 135 дано сопоставление оптического вида радиога¬
лактики Центавр A=NGC 5128 и контуров равных радиоинтен¬
сивностей, а также направлений векторов поляризации (перпен¬
дикулярно к направлению электрического поля волны). Эта ком¬
позиция составлена Мэтьюзом.
Таблица 34
Параметры некоторых радиоисточников
Источник
Диаметр и
разделение
компонент
(Кпс)
эрг/сек
1 еЕ,
(эрг)
lgH,
(эрстп)
Рассто¬
яние
(Мпс)
Радиосвети¬
мость
3G 236
2,4 (5700)
554
2,4-1043
DA 240
2,5 (2000)
—
—
—
206
3,4-lb42
Gy g А
1.7 (100)
44,8
60,0
—3,5
320
3-1042
Сеп А
120 (240)
41,4
57,1
-4,1
320
ЗЛО42
Vir А
1,3 (27)
41,1
58,1
-4,5
20
1.1042
Дева A=NGC 4486=М 87, один из ярчайших членов скопле¬
ния в Деве, является по виду обыкновенной галактикой типа Е.
Только при малой экспозиции в ее центральной области обнару¬
живается «джет» — «выброс». Оказалось, что он состоит из не¬
скольких больших сгустков, свет которых поляризован, но не
совсем так, как ожидалось согласно гипотезе, что «выброс» со¬
стоит из релятивистской плазмы, выброшенной ядром. Кстати ска¬
зать, имеется ли там ядро, и какое,— неизвестно. Во всяком
случае, сгустки в «выбросе» гораздо заметнее ядра. По Вокулеру
с его сотрудниками, промежутки между главными сгустками за¬
няты звездообразными сгустками менее 20 пс диаметром с аб¬
солютной величиной Мв=—13я*,9. Арп, по-видимому, в подтвер¬
ждение своей гипотезы (см. дальше) искал, и нашел у М 87 «про-
тиводжет», как он его называет,— крайне слабую полоску,
направленную в противоположную сторону от «джета». Длина
яркого джета 22", длина едва видимого противоджета 40". Уокер
открыл в единственной эмиссии [О И] X 3727—29 в спектре М 87
веерообразный газовый джет, тоже короткий (17"), но почти пер¬
пендикулярный к выбросу, состоящему из сгустков, который пред¬
полагается плазменным. Надо признать, что мы совершенно еще
не понимаем, какое отношение к радиоизлучению и друг к другу
имеют эти три джета или темная полоса и полярные затейливые
выступы у галактики Центавр А.
428 ГЛ. VIII. ВНЕГАЛАКТИЧЕСКИЕ ИСТОЧНИКИ РАДИОИЗЛУЧЕНИЯ
§ 3. Квазары и эволюция радиоисточников
Различие между квазарами и радиогалактиками видели еще в
том, что у квазаров существует неправильная переменность блес¬
ка, заметная уже за несколько дней или месяцев, что дает, мак¬
симальный размер их — несколько световых дней или месяцев,
около 101Б см —1017 см, менее десятой доли расстояния от Солнца
до ближайших звезд. Но такого же рода переменность к концу
60-х годов обнаружилась и у ядер некоторых галактик Сейферта
и даже у некоторых компактных и N-галактик. В последнем слу¬
чае меняет блеск, вероятно, не сама галактика, а ее ядро, и при¬
чиной переменности является, по-видимому, колебание мощности
синхротронного излучения в оптическом диапазоне. В радиодиа¬
пазоне изменения были обнаружены у многих из них с таким же
характерным временем. И в оптическом, и в радиодиапазоне ам¬
плитуда колебаний зависит от длины волны.
В радиодиапазоне в логарифмической шкале спектры большин¬
ства радиогалактик, дающие величину потока в функции часто¬
ты,— прямолинейные (см. рис. 130). Между тем спектры квазаров
имеют «завал», т. е. уменьшение потока при переходе к низким
частотам (длинным волнам) радиоизлучения. Прямолинейная,
коротковолновая часть радиоспектра представляется обычно уг¬
ловым коэффициентом— 0,8, а в области завала, после возникаю¬
щего максимума на кривой, угловой коэффициент имеет значение
около +2,5. Однако сейчас ясно, что многие источники радиоиз¬
лучения имеют сложную радиоструктуру, помимо геометрической
двойственности. Так, например, ближайший к нам квазар 3G 273
12л,7 (он меняет блеск) состоит из компоненты А с плоским спект¬
ром и компоненты В с необычным спектром, получающимся от
сложения четырех субкомпонент. Его гало дает плоский спектр,
а ядро — спектр с «завалом». Суммарный спектр всей системы —
кривая, выпуклая книзу, в противоположность спектрам боль¬
шинства источников с выпуклостью вверх. При малом разреше¬
нии антенны далекий сложный объект не разложится на свои ком¬
поненты. Его нельзя сравнивать с объектом, изученным детально.
У источников с низкочастотным завалом последний обусловлен
синхротронным самопоглощением во внешних частях. У них на¬
блюдается линейная поляризация и должна быть простая геоме¬
трическая структура магнитного поля.
Зная их угловые размеры и расстояние (по величине z), можно
определить энергию магнитного поля, число и распределение
электронов по энергиям и, наконец, полную энергию источника
радиоизлучения. Когда нет завала (самопоглощения), можно ус¬
тановить лишь нижний предел энергии поля и частиц, оценить
скорость потерь энергии и подсчитать возможное время жизни
источников.
§ 3; КВАЗАРЫ И ЭВОЛЮЦИЯ РАДИОИСТОЧНИКОВ 429
Абсолютная фотографическая. звездная величина квазаров дот
стигает —31я*, на девять звездных величин ярче галактик-сверх¬
гигантов, а полная энергия самых мощных источников радиоиз¬
лучения доходит до 10е1 эрг, что равносильно энергии, освобож¬
дающейся при превращении в гелий массы водорода, равной 109
масс Солнца.
Надежно расшифровывать спектры квазаров трудно, если в них
видны только одна-две яркие линии, а красные смещения так ве^
лики, что в наблюдаемую область иногда попадает далекая уль¬
трафиолетовая линия La водородной серии Лаймана (Х=1215 А).
Но в некоторых квазарах наблюдаются довольно отчетливо и
линии поглощения. Обычно они смещены к красному концу спек*:
тра меньше, чем линии излучения. Это можно объяснить, как в
случае новых звезд, тем, что квазар выбросил поглощающую свет
оболочку или облако в нашу сторону. Это «синее» смещение,
складываясь с космологическим z для квазара, определяемым по
ярким линиям, и дает темным линиям меньшее красное смещение.
Распространена и другая точка зрения, согласно которой ли¬
нии поглощения с красным смещением, существенно меньшим, чем
у эмиссионных линий, возникли при прохождении света от ква¬
зара через не связанные с ним облака очень разреженного газа
(или периферийные части галактик) по пути к наблюдателю. Для
объяснения возникновения таким путем серий линий приходится
считать, что их число в единице объема, или эффективное сечение,
много больше, чем у нормальных галактик. Комберг допускает,
что свет от квазара по пути к наблюдателю может случайно пройти
вблизи далекой галактики так, что она будет действовать как
гравитационная линза. При этом увеличится вероятность того, что
к наблюдателю попадет свет квазара, испытавший поглощение.
Но когда темные линии смещены больше, чем яркие, то прихо¬
дится делать маловероятное допущение, что поглощение проис¬
ходит в облаке газа, откуда-то падающего на квазар с чудовищной
скоростью. Что могло вызвать такое явление — трудно донять.
Еще более осложнилось дело, когда для ряда квазаров при ото¬
ждествлении довольно многочисленных линий поглощения при¬
шлось допустить, что у разных линий красные смещения различные,
притом большие, чем у ярких линий. Мы в 1969 г. предложили ги¬
потезу, согласно которой квазары, дробящиеся на части, состоят
из компонент, каждая из которых дает свои смещенные линии и
имеет свое красное гравитационное смещение, свою пекулярную
скорость. Ко времени написания настоящих строк общепризнан¬
ного решения проблемы различно и чрезмерно смещенных абсорб¬
ционных линий еще нет.
Считая красные смещения линий в спектрах квазаров космоло¬
гическими, можно получить, что расстояния между их двойными
радиоизлучающими компонентами доходят до нескольких сотен
430 ГЛ. VIII. ВНЕГАЛАКТИЧЕСКИЕ ИСТОЧНИКИ РАДИОИЗЛУЧЕНИЯ
тысяч парсек, как и у радиогалактик. При этом есть пары кваза¬
ров, очень сходных по всем характеристикам и отстоящих друг от
друга на небе далеко. Например, ЗС 343 и ЗС 343.1 отстоят на 29'
и очень малы. Отношение этого расстояния к их диаметрам более
200. Маловероятно, что они физически не связаны, но линейное
расстояние их столь громадно, что физическое взаимодействие
между ними практически отсутствует. У некоторых квазаров ис¬
точники радиоизлучения крайне малы. Существует мнение, что с
ростом возраста источника увеличивается его размер или расстоя¬
ние между компонентами. Во всех случаях синхронное радио¬
излучение приписывается выброшенным облакам плазмы. Для
радиогалактики Лебедь А Н. С. Кардашев, А. Д. Кузьмин, и
С. И. Сыроватский, а позднее подробнее Кардашев [315], вычис¬
лили возраст источника радиоизлучения на основе формы его ра¬
диоспектра, допуская, что изменение наклона спектра вызвано
синхротронными потерями. Был получен возраст всего лишь в
10е лет, а если учесть еще потери энергии при расширении, то
еще в несколько раз меньше. Выброс плазмоидов должен проис¬
ходить со скоростью почти световой. Развивая работыИ. С. Шклов¬
ского и Н. С. Кардашева, Пахольчик получил, что радиус плаз¬
моидов меняется как 12/в. Яркость их при этом должна падать.
Заметим, что анализ спектра поглощения квазаров — наиболее
далеких от нас членов Метагалактики — помогает исследовать
диффузную среду в ней, которая слишком разрежена, чтобы быть
выявленной из наблюдения близких галактик. Так, выяснилось,
что плотность атомов межгалактического Mg+ меньше 10"12 см~3,
что плотность атомов нейтрального водорода меньше 10-11 см“3,
плотность Н2 меньше 10-32 г!см2. Достоверных следов рассеяния
или поглощения света в Метагалактике не обнаружено, хотя не¬
которые неравномерности в видимом распределении галактик на
небе Цвикки и другие считают следствием межгалактического по¬
глощения света.
Из распределения энергии в спектрах далеких галактик пол¬
ное поглощение света межгалактической пылью (между скопления¬
ми) получается меньше, чем 2,5 *10-6 звездной величины на Мпс.
Энергия до 10е1 эрг, заключенная в радиогалактиках и в ква¬
зарах, представляет большую трудность для объяснения, как
и энергия, излучаемая за секунду и доходящая до 10 47 эрг, что
равно энергии, излучаемой сотней новых звезд за все время
вспышки. В случае квазаров энергетическая трудность усугубля¬
ется очень малым их объемом. Малость объема следует не столько
из угловых измерений, сколько из длительности их световых и ра¬
диовспышек. Так сильно меняться (иногда в несколько раз) мо¬
жет светимость только одного небольшого тела. В случае квазаров
энергетические трудности могли бы быть несколько облегчены,
если бы их красные смещения имели не космологическую при¬
§ 3. КВАЗАРЫ И ЭВОЛЮЦИЯ РАДИОИСТОЧНИКОВ
431
роду, а иную. Тогда их z не имели бы прямого отношения к рассто¬
янию, к&азары могли бы быть к нам ближе и поток их энергии,
взаимные расстояния их радиокомпонент меньше и т. д. Это по¬
родило так называемые локальные гипотезы происхождения ква¬
заров. Так, допускалось, что они выброшены все из нашей Галак¬
тики либо из другой близкой радиогалактики, либо из разных пе¬
кулярных галактик. Эти гипотезы не указали механизма выбросов
плазмоидов со скоростями, близкими к скорости света. Они не
объясняют изотропию их видимого распределения на небе и
требуют также существования квазаров, приближающихся к на¬
блюдателю. Среди сотен квазаров ни одного такого не обнаружено.
Гипотезы локального происхождения квазаров снижают энер¬
гетические требования, но пока что не заслужили доверия. Если
же их красные смещения признавать за космологические, то и в
этом случае количество гипотез об их природе много больше, чем
надо, чтобы чувствовать, что правильное объяснение уже намечено.
Так, выдвигалось допущение, что в центре источников радиоизлу¬
чения в некоторую эпоху происходят почему-то очень частые
вспышки сверхновых звезд или столкновения звезд при их большой
плотности в ядре. Вначале популярна была идея гравитационного
коллапса при сжатии сверхмассивной звезды с массой около 10®
масс Солнца с привлечением теории критического радиуса Шварц-
шильда при релятивистской трактовке коллапса. Привлекаются
теории стационарной и эволюционной космологии, гипотетиче¬
ские кварки, антиматерия. Допускали, что гравитационная фо¬
кусировка лучей от далеких ядер галактик типа сейфертовских
лежащими ближе к нам галактиками повышает их видимый блеск.
Более подробное изложение этих гипотез необходимо сопроводить
еще и критическим анализом, на что местом мы здесь не рас¬
полагаем.
К настоящему времени совокупность данных наблюдений раз¬
веяла множество скороспелых, мало обоснованных гипотез на¬
чального периода исследования квазаров. Сейчас вырисовывается
следующая теоретическая картина физической природы квазаров
и ядер галактик, в значительной мере созданная работами совет¬
ских исследователей.
В. JI. Гинзбург и JI. М. Озерной, исследуя процесс гравитацион¬
ного сжатия массивного плазменного облака с магнитным полем,
показали, что усиливаемое в ходе сжатия магнитиое поле может
играть важную роль в явлениях, наблюдаемых в квазарах. Раз¬
вивая эту линию, JI. М. Озерной [316] построил модель магни-
тоида — сверхмассивного вращающегося магнитоплазменного те¬
ла как источника энергии в квазарах и ядрах галактик. Основ¬
ным резервуаром энергии является в конечном счете гравитацион¬
ная энергия, которая трансформируется в наблюдаемые формы
активности через вращение, магнитное поле и турбулентность.
432 ГЛ. VIII. ВНЕГАЛАКТИЧЕСКИЕ ИСТОЧНИКИ РАДИОИЗЛУЧЕНИЯ
Магнитоид является источником перманентной генерации реля¬
тивистских частиц, синхротронное и комптоновское излучение
которых проявляется в широкой полосе частот от радиодиапазона
до гамма-лучей. Мощность нетеплового излучения, а также масса
эжектируемой газовой материи, зависят от массы, углового момен¬
та и стадии эволюции магнитоида.
Выброшенные облака релятивистских электронов расширяются
и дают, по Шкловскому, наблюдаемую картину радиопеременно¬
сти. Модель магнитоида объясняет
кв азипериодические изменения
блеска в оптическом диапазоне за
счет вращения (точнее* за счет
более сложного квазивращатель-
ного циркуляционного движения);
ожидается также квазипериоди-
ческая переменность инфракрас¬
ного излучения.
Генерируемые магнитоидом
космические лучи своим давлением
могут ускорять облака намагни¬
ченной плазмы весьма больших
масс. После рекомбинации и ох¬
лаждения выбрасываемая плазма
способна конденсироваться в
звездные системы, так что магни¬
тоид может реализовать эруптив¬
ный путь звездообразования в при¬
роде. И. С. Шкловский указал
ат
Рис. 137. Связь красного смеще¬
ния с видимой звездной величи¬
ной, исправленной за поглощение
света и К — член. Крестики —
компактные источники радиоизлу¬
чения, перечеркнутые кружки —
компактные радиоизлучающие га¬
лактики ЗС 120 и III Zw 2, тре¬
угольники — квазары, черные
кружки — ядра сейфертовских
галактик, колечки — две компакт¬
ные галактики.
на интересную, возможность, от¬
крывающуюся в случае несиммет¬
ричного \ взрыва в магнитоиде:
при этом ’^магнитоид получит им¬
пульс отдачи, который заставит его
вылететь из ядра с большой ско¬
ростью, вплоть до десятков тысяч
км/сек. М. Бербидж, которой при¬
надлежит наилучший обзор про¬
блемы, считает, по-видимому, теорию магнитоида наивероятней¬
шей. Для суждения о возможных связях между разными радиоиз¬
лучающими объектами может помочь их сопоставление на диаг¬
рамме Хаббла (рис. 137).
Продолжительность жизни очень активных радиоисточников в
этом их активном состоянии едва ли больше “10е лет, но если ра¬
диоактивность активных ядер рекуррентна, чередуется с периода¬
ми покоя, то жизнь их будет дольше, но они все же объекты, по-
видимому, молодые.
§ з. квазары и эволюция радиоисточников 433
У компактных ядер радиоинтерферометрами с большим базисом
прослежен процесс их вспышек, рисующийся так: возникает ра¬
диоисточник менее 1 пс диаметром с яркостной температурой до
1012 К, что при излучении, падающем с частотой, подтверждает
его нетепловую синхротронную природу. Его расширение проис¬
ходит со скоростью, близкой к световой. Вначале плотность реля¬
тивистских электронов и магнитной энергии велики. Поэтому в
нем происходит синхротронное самопоглощение, роль которого в
1963 г. была отмечена В. И. Слышем. При большой оптической
толще он излучает лишь с поверхности. Расширение источника
ведет к падению плотности и уменьшению критической частоты.
Максимум в спектре движется к длинным волнам, источник про¬
светляется, излучение идет и из глубины, радиопоток падает.
Его колебания впервые отмечены советскими радиоастрономами.
Энергия вспышки 1062 эрг, а жизнь — сотни лет.
Можно ожидать, что квазары бурно, со вспышками, расходуя
энергию, превращаются в N-галактики, а затем в ядра радиога¬
лактик типа Е или сейфертовских. Многих беспокоит то, как это
при сильных взрывах и выбросах пар плазмоидов последние мо¬
гут преодолевать сопротивление протяженных корон галактик
и удаляться на мегапарсеки от места их выброса. Проще всего
это объяснить тем, что таких плотных корон (каких хотят борцы
за идею существования скрытых масс) просто не существует.
Причина производства громадного числа релятивистских частиц
с громадной суммарной энергией остается основной нерешенной
проблемой. Более подробно это изложено в монографии супругов
Бербидж [317] и Шмидта [318]. Последний же обзор радиогалактик
дан Моффетом в [319].
Г Л ABA IX
О ПРОИСХОЖДЕНИИ И ЭВОЛЮЦИИ
НАСЕЛЕНИЯ МЕТАГАЛАКТИКИ
§ 1. Введение
Под заголовками «происхождение галактик» и «эволюция га¬
лактик» в литературе можно встретить как беглые заметки с мало
обоснованными предположениями, так и объемистые трактаты,
насыщенные математическим аппаратом. Как те, так и другие
нередко не только слабо связаны с данными наблюдений, но часто
даже противоречат им. Наши сведения о современной структуре
галактик, и о процессах в них, даже о степени многообразия их
внешнего вида (!) все еще крайне упрощены и недостаточны. Это
выясняется из постоянно делаемых неожиданных открытий по¬
следнего времени. Лишь доля этих недостаточных сведений при¬
влекает внимание и учитывается некоторыми творцами гипотез о
происхождении и эволюции галактик.
В результате существует несколько резко различных течений.
Это, во-первых, умозрительная теория гравитационной неустойчи¬
вости горячей сплошной среды в исходном состоянии Метагалак¬
тики и проистекающей из этого медленной конденсации газа в
галактики, состоящие в основном из звезд. Такая концепция вос¬
ходит к Джинсу. Во-вторых, В. А. Амбарцумян пропагандирует
гипотезу неограниченной фрагментации первичного, дозвездного
сверхплотного вещества. Оно, по этой гипотезе, превращается в
скопления и группы галактик, ядра галактик распадаются, образуя
путем выброса меньшие галактики, хотя теоретическая физика
и не находит пока еще необходимых для этого источников энергии
и механизмов. И звезды, и газовые туманности возникают из очень
плотного вещества. Эта концепция опирается в основном на те
наблюдательные факты, нестационарные процессы, которые можно
истолковать как распад групп звезд и групп галактик, как выбро¬
сы вещества из ядер галактик.
" 1 В третьей группе высказываний много говорится о взрывах
в галактиках (они стали общепризнаны), но умалчивается о том,
что же, собственно говоря, взрывается: разреженный или плотный
газ (типа звездного) или сверхплотное вещество?
В концепции «горячей вселенной» тоже был взрыв сверхплот¬
ного или плотного вещества, но лишь в начале расширения Мета¬
§ 2. ГРАВИТАЦИОННАЯ НЕУСТОЙЧИВОСТЬ
435
галактики. Теория распада среды, созданной взрывом, на обособ¬
ленные облака (отождествляемые с галактиками) начинает разраба¬
тываться с поры, когда вследствие расширения плотность Метага¬
лактики упала очень значительно. Тогда начинается конденсация.
В существующих гипотезах проблема возникновения вращения
галактик все еще не имеет удовлетворительного объяснения.
С вопросами эволюции звезд в Метагалактике связаны пробле¬
мы происхождения и эволюции химических элементов, а также вы¬
бор космологической модели. Последний вопрос выходит за рамки
нашей книги. Для примера ограничимся указанием, что большин¬
ство ученых придерживаются, по-видимому, эволюционных кос¬
мологий, довольно разнообразных, но существует еще и космо¬
логия стационарной Вселенной. В ней, по предположению, плот¬
ность вещества при расширении Метагалактики поддерживается
возникновением нового вещества. В то время как в эволюционных
космологиях и гипотезах возникновения галактик пытаются соз¬
дать галактики из начального вещества, Хойл и Нарликар, а также
Мак Крэ, предполагают возникновение нового вещества «при по¬
мощи», или «в присутствии» прежде уже существовавшего веще¬
ства, именно галактик. Сначала из последних выбрасываются эм¬
брионы, которые потом обрастают массой вновь возникшего ве¬
щества. Хойл вместе с супругами Бербидж даже предпринимал
наблюдения и анализ пекулярных взаимодействующих галактик
с целью обнаружить, подтверждается ли эта гипотеза. Их вывод
был тот, что из наблюдений ответ не ясен.
Интересный обзор работ, преимущественно японских, связан¬
ных с эволюцией галактик, их радиоизлучением, активностью ядер
и с возникновением, а также со стабильностью спиральных вет¬
вей дан в обзоре, сделанном большой группой японских ученых,—
Такетани и др.
Более современные представления широко освещены в об¬
ширном сборнике под редакцией С. Б. Пикельнера [333].
В большинстве гипотез образование галактик из первоначаль¬
ной массы, а звезд из галактик опирается на теорию гравитацион¬
ной неустойчивости.
§ 2. Гравитационная неустойчивость
как причина фрагментации
Для фрагментации однородной и протяженной гравитирующей
среды на отдельные фрагменты естественно ожидать проявления
гравитационной неустойчивости. Флуктуация плотности р раз¬
мером X будет сжиматься, если потенциальная гравитационная
энергия массы ЗЛ
u = _&№^_Gp2Xb
436
ГЛ. IX О ПРОИСХОЖДЕНИИ И ЭВОЛЮЦИИ ГАЛАКТИК
(где G — гравитационная постоянная) будет по абсолютному зна¬
чению превышать тепловую энергию Wt этой массы. По порядку
величины тепловая энергия
wT« mv* & Pv2sx\
где Vs— скорость звука в этой среде. Из условия | U\^Wt полу- /
чаются соотношения для характерного размера X
и нижнего предела массы
® >р^=(2Й£Г '7”* 1601^ЙртЖо-
где R — газовая постоянная, Т — температура, |х — молекуляр¬
ная масса и п — полная концентрация частиц среды. Числовые
коэффициенты получены в предположении, что [х=2 и показатель
адиабаты при сжатии 7=б/3.
Эти выражения определяют собой критерии гравитационной
неустойчивости по Джинсу. В случае высвечивания при сжатии Т
будет ниже, чем требуется теоремой о вириале, и масса будет фраг¬
ментировать при сжатии. Это вынуждается тем, что при постоян¬
ной температуре критическая длина X убывает быстрее, чем раз¬
мер конденсации, а джинсовская масса делается меньше массы
начального сгущения. Фрагментация прекращается, когда плот¬
ность от сжатия возрастает настолько, что и малые фрагменты
становятся непрозрачными и не высвечивают свою энергию быс¬
тро. Наименьшие фрагменты трактуются как протозвезды. Функ¬
цию их распределения по массе и по скоростям можно получить
лишь при добавочных предположениях.
Если вместо однородности вначале было хотя бы маленькое
уплотнение к центру и есть вращение, то по Ларсену [320] цент¬
ральная часть превращается в диск и он разбивается на части
внутри разреженной короны. Давление р внешней среды связано
с радиусом сгущения R (при котором, по С. А. Каплану и
С. Б. Пикельнеру, начинается коллапс), соотношением
<Ша
р 25Я4 *
Действие внешнего излучения, влияющего на температуру, ус¬
ловия фрагментации, сжатия, коллапса, приливов и магнитного
поля, осложняет теорию процесса.
Если поле вморожено в плоскость симметрии сгущения, то
своим давлением оно увеличивает толщину слоя газа в поле звезд.
Его равновесие неустойчиво. Сгущение, возникшее на некотором
расстоянии от экватора галактики, не удержится давлением газа
§ 3. КОНЦЕПЦИЯ АВТОРА
437
и станет стекать в «магнитные ямы» вдоль силовых линий поля.
Ямы же образуют искривления силовых линий притяжением газа
звездами, поскольку поле вморожено в газ. Для этих условий Пар¬
кер получил критерий неустойчивости Рэлея — Тейлора
V ^ (Уе+Уд)г
ЭФ'" [к5+гё(4 + 8Л»А*)]’
где Va=B • (4яр)-1/2 — альвеновская скорость при движении
газа в магнитном поле, В — магнитная индукция, Vg — дисперсия
скоростей в направлении, перпендикулярном к В (включая теп¬
ловые скорости), к=2яА — волновое число возмущеиии и h —
эквивалентная толщина газа.
Развитие неустойчивости Рэлея — Джинса облегчается струк¬
турой межзвездного газа. Неустойчивыми могут быть только длин¬
ные волны, на порядок превышающие h. Вращение системы и на¬
личие магнитного поля вносят дополнительные осложнения в тео¬
рию и, в основном, она дает лишь общее представление о физиче¬
ском процессе фрагментации.
§ 3. Концепция автора о современной фрагментации
галактик и отпочковании спутников
Отпочкованием спутника мы называем процесс отделения от
периферии сравнительно небольшой массы, тогда как фрагмента¬
ция относится к случаю разделения на массы, сравнимые по вели¬
чине. Нечто подобное мыслится давно, но до сих пор целиком от¬
носится в далекое прошлое, когда происходило обособление масс
галактического порядка из общей гипотетической газовой про¬
тометагалактики. Эволюция протогалактик из газовой фазы в ту,
когда возникают звезды, и как они возникают по распространен¬
ным сейчас представлениям, рассказывается в § 3 и 4. Ог теории
образования звезд мы перейдем к теории образования галактик в
«горячей вселенной» — к более ранней эпохе их развития, все в
меньшей связи с наблюдениями, ко все большему умозрению. На
вершине этой лестницы теоретических построений находятся
теории возникновения и эволюции химических элементов.
С другой стороны, внимательное сопоставление современных
фактов позволяет, как нам кажется, уловить некоторые тенден¬
ции даже очень медленных изменений в природе. Можно убедить¬
ся в том, что и сейчас происходит, пусть в малых дозах, возник¬
новение строительного материала — газа, который до 1931 г.
считался лишь остатком того вещества, из которого когда-то фор ¬
мировались галактики и звезды. Сделанный нами в 1931 г. под¬
счет количества газов, извергаемых разными горячими вспыхиваю¬
щими звездами из своих атмосфер, как материала для нового звез¬
438
ГЛ. IX. О ПРОИСХОЖДЕНИИ И ЭВОЛЮЦИИ ГАЛАКТИК
дообразования, стал общепринятым, однако лишь на 20—30 лет
позднее. В 50-х годах В. А. Амбарцумян подчеркнул интенсивное
звездообразование горячих звезд, происходящее и в нашу эпоху
в О-ассоциациях, хотя он и исходил из идеи о рождении и звезд,
и газа из сверхплотных дозвездных тел. В 60-х и 70-х годах это
было развито в представления о роли ударных спиральных волн
и волн плотности для звездообразования звезд в нашу эпоху в
спиральных ветвях.
Вращение — единственное, что рассматривалось как фактор,
могущий изменять форму галактик и в дальнейшем. В 1958 г. мы
показали на массе примеров, как взаимодействие галактик (еще
неясной природы) меняет форму галактик в нашу эпоху. В конце
60-х и в 70-х годах это открытие побудило теоретиков, используя
появившиеся ЭВМ, выяснить, в какой мере приливные силы (одно
лишь тяготение) могут обеспечить наблюдаемые искажения форм.
Проведена большая работа в этом направлении многими уче¬
ными, особенно братьями Тумре. Их работы, наиболее близкие,
как и заключение Клоттон-Брока, говорят, что приливное, т. е.
гравитационное взаимодействие, даже при применении грубых мо¬
делей, пренебрегающих самогравитацией, объясняет многое, но,
по-видимому, недостаточно для этих сложных явлений природы.
Здесь читателя надо попросить освежить сказанное в § 3 гл. VII
и к сказанному там добавим здесь другую цитату из статьи Тум¬
ре [321]: «Приливные модели в состоянии объяснить некоторые
странные формы галактик,- но они никоим образом не способны
объяснить все. Из таких курьезов, как «Антенны» (NGC 4038-9),
джет у М 87, системы Кинана (NGC 5216-18)... только первый,
вероятно, правдоподобно объясняется приливами. Большинство
других геометрически пекулярных галактик требует своего объяс¬
нения».
Выброс у М 87 (см. рис. 136) может иметь взрывную природу,
но NGC 4038-39, как впервые было высказано нами, не соответ¬
ствует модели двух дисков с взаимодействующими ядрами, хотя
модель дает прекрасные «антенны».
В 1971 г. дальнейшее изучение взаимодействующих галактик,
частично инспирированное их моделями, привело нас к концеп¬
ции, что некоторые взаимодействующие галактики проявляют
признаки фрагментации и отделения спутников путем освобожде¬
ния их периферических подсистем [322]. Этот процесс, хотя и в
затухающем темпе, продолжается и в наше время, и это, рано или
поздно, также придется признать всем. Общая концепция у нас
создалась такая. Вследствие гравитационной неустойчивости (или
магнитной) внутри звездных систем возникают меньшие подсис¬
темы. Это рассеянные и шаровые скопления, ассоциации, большие
области Н II, сверхассоциации и звездные облака. Это общеиз¬
вестно. Но не было обращено внимания на то, что иногда возни-
§ 3. КОНЦЕПЦИЯ АВТОРА
439
*v
га
1
кает гипертрофия сгущения массы звезд и газа или их разреже¬
ния. Симметрия в распределении масс нарушается. Сравнимые по
массе части могут разделиться. Это мы понимаем как спокой¬
ную фрагментацию. Ее результат — двойные галактики. У частей
разделившейся неправильной га¬
лактики края, обращенные друг
к другу, от разрыва массы «раст¬
репаны», и обе они не имеют хвос¬
тов, требуемых теорией приливно¬
го взаимодействия для временно
сблизившихся, ранее далеких друг
от друга систем, но «мост» между
ними вследствие растяжения мо¬
жет возникнуть. Примеры очень
несимметричного распределения
яркости и массы есть у NGC 3027,
7678, MCG 8-17-70, 1-6-62, а кар¬
тина недавнего разрыва — у NGC
4485-90, 3395-6, 4809-10 и у
карлика VV 42 = MCG 7-26-33,34
(рис. 138).
Среди них у некоторых ком¬
понент обнаружены скорости,
близкие к параболическим. Некру¬
говые скорости внутри спиральных
галактик встречаются до ЮОкм/сек.
Менее ясен вопрос с фрагментацией
и отпочкованием спутников у эл¬
липтических галактик. Тройная
(если не четырехкратная) радио¬
галактика NGC 6166, конечно,
не могла возникнуть от случайных
захватов в скоплении (как и дру¬
гие кратные галактики), а про¬
изошла от чрезмерно большой мас¬
сы, и ее радиоизлучение — свиде¬
тельство ее относительной моло¬
дости,— ведь и само скопление
могло произойти только от фраг¬
ментации, а не от захватов. Приз¬
нак молодости — радиоизлуче¬
ние — есть и у «Думбелл» — двой¬
ной массивной галактики W
201=NGC 4782-3. Между ее компонентами есть широкий, яр¬
кий мост, который мог возникнуть лишь при их длительном сосед¬
стве, и хвостов у компонент нет. Масса системы более 101аЯЛо.
Карлик VVb2
I
!
V V356-NSС 3310
Рис. 138. Примеры систем, обра¬
зовавшихся, по-видимому, вслед¬
ствие разрыва или разделения од¬
ной системы. У них не видно ни
перемычек, ни хвостов, требуемых
теорией приливов. VV 356 выдели¬
ла пакеты крупных областей НИ.
440
ГЛ. IX. О ПРОИСХОЖДЕНИИ И ЭВОЛЮЦИИ ГАЛАКТИК
vvm
С ними сходны другие «думбеллы», часто являющиеся радиогалак¬
тиками и главными членами в скоплениях. Естественно, что мае*
сивное ядро скопления фрагментирует последним и сохраняет
еще коллапсировавшее вещество, ответственное за радиоизлуче¬
ние. Эти «думбеллы» сходны с тесными двойными звездами с пере¬
теканием вещества между их атмосферами и с внутренней точкой
нулевых скоростей Лагранжа. Спут-
щ тт ' ники на ножке, упоминавшиеся нами
в гл. VII, происходят из галактик,
при малом масштабе похожих на
эллиптические. Существование пал¬
ковидных галактик, предсказывав¬
шихся К. Ф. Огородниковым, подт¬
верждается открытием нами мини- и
мультицепочек во всех стадиях их
рождения из неоднородностей, неиз¬
бежно возникающих вдоль длины
таких неустойчивых фигур. Члены
их в начале в тесном контакте и
иногда окутаны очень голубым ту¬
маном, состоящим, вероятно, из го¬
рячих молодых звезд и излучения
X 3727 [О И] (рис. 139 и 140).
Нам представляется, что дефор¬
мации галактик, представленные в
§ 3 гл. VII, часто, хотя и при участии
приливных явлений, суть проявле¬
ния самогравитации, вязкости звезд¬
ных систем при их отделении друг
от друга. В этих условиях и возни¬
кают перемычки, а хвостов нет. Про¬
цесс осложняется наложением маг¬
нитных полей, а быть может, плот¬
ностью среды или участием неизвест¬
ных эффектов, связанных с большим
масштабом масс и расстояний. Ги¬
гантская общая оболочка, окутываю¬
щая обе компоненты М 51, больше
соответствует концепции близкого и
давнего существования NGC 5194 и 5195, чем допущению, что
последняя описывает очень эксцентрическую орбиту и лишь
недавно сблизилась со спиралью, да ?и сейчас отстоит от ее
плоскости на 13 кпс.
Возникновение цепочек галактик в контакте, таких как
W 523=NGC 3391 (см. рис. 139), есть лишь частный и наиболее
наглядный случай фрагментации большего тела. Гнезда галактик,
Ф
vvm
vvm
Рис. 139. Объекты, распад ко¬
торых порождает миницепочки
галактик с членами, в начале
находившимися в контакте.
§ 3. КОНЦЕПЦИЯ АВТОРА
441
в которых они находятся в контакте, были представлены в нашем
атласе еще в 1959 г. Такое тесное соседство, конечно, мешает их
развитию. Для фрагментации части целого должны приобрести
некоторые скорости, достаточные для их разделения и некоторого
взаимного удаления. Если оно наступает, возникают группы, ча¬
ще всего из трех галактик (не менее), такого вида, как квинтеты
-
к. ' ■ ■ ''"■■■■ ■
I
—
\4
( _•
Щтм
; */V* *
* ; *
| - . V ч :
| '
♦
♦
VV497
1
Ы VV523 2Ш
Рис. 140. Снимки молодых цепочек VV 497 и VV 523 с последовательно умень¬
шающимися экспозициями.
Стефана, Сейферта, VV 116. Невозможно, чтобы члены этих групп
случайно слетелись в одно место, и движения в них не могут быть
устойчивы. Остается лишь одна возможность: появляться в ре¬
зультате фрагментации большой массы, образования гнезда и раз-
движения его членов. Пока гнезда не были еще известны, прихо¬
дилось начало фрагментации отодвигать в «горячую вселенную».
При раздвижении членов гнезд, как мы видим, возникают часто
и большие галактики, и карликовые.
442
ГЛ. IX. О ПРОИСХОЖДЕНИИ И ЭВОЛЮЦИИ ГАЛАКТИК
Начавшая, фрагментировать масса,, молодое гнездо, конечно,
не имеет вида какой-либо одиночной правильной галактики, но
их не надо называть «неправильными галактиками», так как цос-
ледние представляют собой определенный класс. Гигантом в мире
неправильных галактик считается NGC 4449 с раз¬
мер 4', т. е. около 10 кпс. Первое из открытых нами гнезд VV 117
и по светимости и по размеру гораздо больше. В ней уже выде¬
лилась (см. рис. 107) одна гигантская галактика Е, а остальные
компоненты показывают возникновение вихрей или спиралей.
Общее протяжение группы около 50 тпс. Меньшие гнезда могут
фрагментировать на галактики-карлики, неправильные, но все об¬
разование надо называть неправильной галактикой, а не гнездом,
так как это отвлекает от задачи исследовать его в плане космого¬
ническом.
К представлению об отпочковании спутников нас привело от¬
крытие спутников «йа ножке» и без всяких признаков хвостов, а
также более глубокое изучение систем типа М 51. В 1975 г. мы
показали, что до 15'я севернее —45° существует 160 систем такого
вида. Спутники на концах спиральных ветвей распределены по
всевозможным размерам, начиная с таких, как у М 51, и тем чаще,
чем они меньше. На нижнем конце распределения масс находятся
карликовые галактики, сверхассоциации и гигантские области
Н II, которые в очень далеких галактиках похожи на звезды перед¬
него фона. Что это не звезды, а газопылевые комплексы, действи¬
тельно находящиеся на конце некоторых спиральных ветвей,
было доказано работой Арпа. Спутники столь малых масс, коне¬
чно, не способны «вытягивать» из главной галактики такие ветви,
на конце которых мы их видим. Несомненно, что такой потенци¬
альный спутник возникает на конце спиральной ветви при над¬
лежащих условиях так же, как внутри спиральных галактик «выз¬
ревают» в других местах подобные же сверхассоциации, только им
суждено навсегда остаться внутри галактики, а периферийный
спутник на конце спиральной ветви при соответствующих усло¬
виях может от нее отделиться и даже более или менее удалиться.
Обнаружение в ряде случаев галактик, у которых каждая из двух
спиральных ветвей заканчивается спутником, причем спутники
почти одинаковы и симметрично расположены, также делает не¬
вероятным допущение о случайной встрече спутников с галактика¬
ми. В случае лунных кратеров обе конкурировавшие гипотезы их
происхождения — метеоритная и вулканическая — оказались
правы, но во многих конкретных случаях нельзя решить, какое
событие породило данный кратер. Так может быть и в формах
взаимодействующих галактик: трудно с уверенностью отличить
явления приливные, взрывные и следствия фрагментации.
Для нас существенно, чтобы вследствие фрагментации или от¬
почкования отделяющаяся часть становилась наблюдаемой от¬
§ 4. ОБРАЗОВАНИЕ И ЭВОЛЮЦИЯ ЗВЕЗД
443
дельно, чтобы между объектами образовалась «щель» — проме¬
жуток. Что со спутниками в системах типа М 51 это действитель¬
но иногда происходит, видно из того, что они бывают видны на
некотором расстоянии от конца ветви, которая тогда несколько
выпрямлена, как бы вытянута и отклонена в сторону спутника.
Вероятно, такие отделившиеся спутники и образуют карликовые
галактики, в частности, «изолированные области Н И», как их
назвали Сарджент и Сир л. В большом числе подобные объекты
будут порождены отрывом от VV142=NGG 5579 и W356=?NGC
3310 (см. рис. 138) ряда многочисленных крупных областей Н IIт
сконцентрированных в некоторых периферийных областях этих
пекулярных галактик.
Встречаются иногда возражения, откуда возьмется энергия,
нужная для отделения части галактики, хотя давно уже никого не
беспокоит источник энергии, выбрасывающий массивные плаз-
моиды двойных радиоисточников с почти релятивистскими ско¬
ростями: такой энергии было бы достаточно для полного отделе¬
ния массивного спутника с параболической скоростью. Но для
отделения одной части галактики от другой до образования между
ними «просвета» достаточно небольшого превышения круговой
скорости для увеличения эксцентриситета и большой полуоси
орбиты на небольшую величину. Этот импульс может бытьчдан
сближением с другой галактикой или путем другого вида переноса
момента внутри системы. Например, Старр и Ньюолл [3231 вы¬
числили гравитационный момент кручения между компонентами
именно М 51. Они вычислили происходящее при этом увеличение
углового момента в движении спутника. За 4-109 лет это приво¬
дит к приросту тангенциальной скорости на 100 км/сек. Эти
авторы замечают, что столь же существен и магнитный момент кру¬
чения, вызывающий такой же эффект. Старр и Ньюолл даже посту¬
лируют эмансипацию^Магеллановых Облаков от нашей Галактики.
§ 4. Образование и эволюция звезд сферических подсистем
и галактик типа Б
В этом вопросе из наблюдений почерпнуть что-либо трудно.
Звезды в них сильно концентрируются к центру, так как в цен¬
тральной области сгущаются их очень вытянутые орбиты. Звезды
гигантских галактик Е содержат мало металлов, а сферические
подсистемы спиральных галактик имеют много звезд, относитель¬
но богатых ими. У галактик dE-карликов химический состав ближе
к таковому сферических подсистем. По Пикельнеру, если весь
газ быстро превращается в звезды (при достаточной его плотно¬
сти), то система, став звездной, сохраняет форму начального га¬
зового облака и диска в ней не образуется. Если же образование
звезд медленное, газовое облако сожмется в диск даже при малом
444
ГЛ. IX. О ПРОИСХОЖДЕНИИ И ЭВОЛЮЦИИ ГАЛАКТИК
удельном моменте вращения. Величина этого момента в начале
сжатия тоже очень важна. Превращение облака в диск сопровож¬
дается возникновением'в нем круговых орбит и в нем возможно
образование спиралей.
Для образования звезд нужно охлаждение первично горячего
ионизованного водородного газа. Этому способствуют столкнове¬
ния частиц, ведущие'к излучению, а затем к образованию моле¬
кул Н2. Здесь по расчетам начинается гравитационная фрагмен¬
тация и конденсация, приводящие к появлению звезд «первого
поколения» с массами около 60 Они теперь не наблюдаются,
вероятно, вследствие быстрой их эволюции в прошлом. Но при
учете светового давления возникнут звезды менее массивные с
массами 10 SU?©. Их эволюция сопровождается выбросом газа с
возникновением в их недрах тяжелых элементов {z& 10 ~4). Обо¬
гащенная ими водородно-гелиевая смесь вследствие гравитацион¬
ной неустойчивости и сжатия образует основную массу звезд сфе¬
рических подсистем. Каскадная фрагментация сначала создала
при этом шаровые скопления с массами 10Б—10е ЭЯ©. При их ядре
размером около 100 пс газ, образовавший их, по критерию Джин¬
са имел плотность ~10-23 г •см_3 и Г~700 К. В дальнейшей эво¬
люции звездных скоплений большую роль играет релаксация —
процесс перехода системы в равновесное состояние. Время релак¬
сации связано с длиной свободного пробега звезды в системе,
т. е. с длиной пути, пройденного ею без заметных искажений ор¬
биты, что зависит от размера системы и числа звезд в ней. Релак¬
сация уравнивает среднюю кинетическую энергию звезд и потому
менее массивные звезды получают большую скорость и менее кон¬
центрируются к центру. Те, у которых скорость превысит парабо¬
лическую, вылетают из скопления, а более массивные и яркие в
силу сохранения энергии сильнее концентрируются к центру.
Возникает сегрегация. Если при этом начнутся столкновения
звезд, в центре больших сфероидальных систем наступит коллапс,
быть может, ведущий к активности ядер галактик. Конечно, с дру¬
гой точки зрения, активность ядер галактик может быть связана
с освобождением энергии из остатков сверхплотного дозвездного
вещества. Масса совокупности шаровых скоплений в Галактике
не более 108 -EUt©. В сферической подсистеме Галактики масса сос¬
тавляет более 1010 3)1©, а в диске около 1011 9Jt©. Все они возникали
при последовательных фрагментациях и ранее должны были вхо¬
дить в шаровые скопления, масса которых не могла быть в 100 раз
больше современной. Следовательно, большинство первичных
скоплений распалось. Этот распад могли вызывать приливные силы
ядра галактики при прохождении: скоплений вблизи них. В мас¬
сивные звезды превращается малая доля газа, а звезды малой мас¬
сы эволюционируют медленно, но процесс, темп звездообразова¬
ния должен быстро затухать. Различие химического состава звезд
§ 4. ОБРАЗОВАНИЕ И ЭВОЛЮЦИЯ ЗВЕЗД
445
в системе зависят от их перераспределения в ней и от скорости
звездообразования. При большой скорости газ, обогащенный тя¬
желыми элементами (из газа, выброшенного звездами), превра¬
тится в звезды раньше, чем он опустится к центру системы, и
различия химического состава будут невелики. Флуктуации хи¬
мического состава, по Тальботу и Арнетту, сами себя усиливают,
а скорость звездообразования растет с увеличением содержания
тяжелых элементов z. В шаровых скоплениях содержание тяже¬
лых элементов в 10—100 раз меньше, чем в звездах солнечного
типа, в gE z сходно с солнечным, а в dE меньше, чем в Солнце. Для
объяснения этих различий предполагают, что обогащенный газ,
выбрасываемый сверхновыми звездами, не до конца превратился
в обычные звезды, для чего он должен был быть выброшен из
системы. По Ларсону, газ оболочками сверхновых звезд вымета¬
ется из систем при вспышках. При дополнительных предположе¬
ниях газ из системы в этом противоречивом процессе рассеется и
звездообразование прекратится. Чем система массивнее,тем позже
это наступает и тяжелые элементы в ней накапливаются. Грубые
расчеты совпали с наблюдением зависимости химического состава
от массы системы и даже с существованием концентрации тяжелых
элементов к ее центру. По расчетам обычные звезды выбросили в
шаровых скоплениях газа больше, чем его в них обнаружено, даже
если он выметался при прохождении скоплений через газовый
диск Галактики. Предполагая, что эти расчеты верны, Фолкнер
и Фримэн нашли, что энергии звездного ветра и тепловой энергии
газа достаточно, чтобы он вылетал из малых систем. А в больших
системах он скопится в центре и сконденсируется в звезды-гиган-
ты, либо сколлапсирует в черную дыру, т. е. в объекты, которые
можно было бы считать источниками обнаруженных недавно Х-лу-
чей и у-лучей.
В проблеме звездообразования существенную роль играет маг¬
нитное поле, перераспределяющее момент вращения и влияю¬
щее на движение газа в экваториальном диске. Происхождение
этого поля еще не выяснено.
Несмотря на приближенные представления о формировании га¬
лактик и эволюции звезд, нередко пытаются делать формальные
расчеты эволюции галактик и их населения. Например, принима¬
ют, что функция звездообразования может быть задана в виде
Ф (т) = const хЭЛ1,36,
затем задают долю массы, теряемой звездами разных масс в тече¬
ние эволюции, их конечную стадию, количество возникших тяже¬
лых элементов. По этим данным составляют системы уравнений,
решение которых приводит к модели звездообразования в галак¬
тике в целом и к эволюции ее состава — звездного и химического.
446
ГЛ. IX. О ПРОИСХОЖДЕНИИ И ЭВОЛЮЦИИ ГАЛАКТИК
Таковы расчеты Ларсона и Тинсли. Подбором разных предпо¬
ложений удается согласовать теорию и наблюдения, например,
рост обилия тяжелых элементов к центру ядра Галактики от
от 0,015 до 0,06 вследствие оседания в центре газа, выброшенного
звездами и обогащенного тяжелыми элементами.
§ 5. Динамика газа и образование звезд
плоских подсистем
Как уже говорилось, газ в плоских системах имеет форму диска
с «дырой в центре» и уголщается к периферии (максимум толщины
в нашей Галактике расположен на расстоянии 16 кпс от центра).
Есть еще облака газа и далеко от галактической плоскости. Про¬
исхождение их неясно, так как расстояния до них неизвестны.
Скорости их относительно нас преимущественно отрицательны,
до —200 км!сек. Может быть, они падают на Галактику перманент¬
но и пополняют скудный запас ее газа. В гл. VII давалось поня¬
тие о теории волн плотности, поддерживающих возникшие как-
то спиральные ветви, состоящие из газа и звезд.
Довольно полные обзоры исследования волн плотности есть
в работах Марочника и Сучкова, Каплана и Пикельнера. Поясне¬
ние различия теории для определения параметров волн плотности
для газа, имеющего давление, и для звезд, требует очень много
места и здесь мы этим заниматься не будем. Поддержание , спи¬
ральных волн плотности, по теории стягивающихся к центру за
109 дет, может производиться приливами от близких спутников
или вращением барообразных структур, идущих от центра (Кор¬
чагин, Марочник).
Представление о существовании в нашей Галактике расширя¬
ющегося рукава спирали с радиусом около 4 кпс говорит о воз¬
можности, что природа таких рукавов не волновая, а «материаль¬
ная»: что это скопления вещества в потенциальной яме гравита¬
ционного поля.
Волновая структура спиральных волн плотности исчезает и
на периферии галактик. Мы говорили уже в гл. VII и об обна¬
руженных спиральных волнах плотности, изученных Шу и др.,
С. А. Капланом и С. Б. Пикельнером, Ю. Н. Мишуровым и А. А.
Сучковым.
Звезды не образуют спиральной ударной волны, так как дли¬
на пробега для них слишком велика, но плотность звезд в рукаве
увеличивается, так как звезды им притягиваются, когда прибли¬
жаются к нему с внутренней стороны ветви.
Горячие звезды класса О создают вокруг себя ионизацию га¬
зону Н II, нагреваемую звездами и охлаждающуюся из-за своего
излучения в линиях. Температура их около 104 К, и здесь грави¬
тационной конденсации не будет. Она происходит в облаках Н I
§ 5. ДИНАМИКА ГАЗА
447
при их дальнейшем ржатии ударной волной и охлаждении, в чем
большую роль играет образование молекул и пыли (Филд) — га¬
зопылевых комплексов типа туманностей в Орионе. По-видимому,
космическая пыль в рсновном состоит из силикатов, графита,
кремниевого карбида и льда. Их зародыши и молекулы сейчас счи-
_тают возникающими не в межзвездном пространстве, а в атмос¬
ферах холодных звезд-гигантов, богатых тяжелыми элементами.
Звездный ветер и давление света отгоняют их прочь, где на них
налипают молекулы Н30, NH2, СН4 и др.
Новейшее радиообнаружение сложных молекул привело к от¬
крытию массивных, холодных и плотных газопылевых облаков, на¬
ходящихся, по-видимому, в процессе гравитационного сжатия.
Они, по-видимому, предшествуют образованию звездных скопле¬
ний и ассоциаций. Близкие и наиболее плотные из них наблюда¬
ются как темные глобулы диаметром около 1 пс, плотностью в ты¬
сячи частицв 1 см* и с массой в сотни 2JIq. Их темцература ~7 К.
Ширина радиолиний поглощения в гигантских комплексах говорит
(Пенциас), что в них происходит сжатие со скоростью свободного
падения, около 10 км/сек, и занимает ~105 лет. Обычные меж¬
звездные облака возникают при тепловой неустойчивости, а моле¬
кулярные облака — в комплексах в результате гравитационной
неустойчивости после действия спиральной ударной волны. Газ
скапливается в магнитных «ямах», чему способствует упоминав¬
шаяся неустойчивость в магнитном поле типа Рэлея — Тейлора.
В них, видимо, и возникают холодные звезды Т-ассоциаций,
движения которых к плоскости Галактики в молодой фазе их раз¬
вития соответствуют этой теории.
Образование горячих звезд классов О и В происходит, по-ви¬
димому, в темных фрагментах молекулярных облаков. Они иони-
зуют центральную часть облака, образуя «кокон», окруженный
плотной, непрозрачной оболочкой — остатком фрагмента. За¬
тем ионизуется и рассеивается оболочка, и звездообразование
здесь прекращается. Звезды ОВ эволюционируют быстрее, чем
за время прохождения их через спиральный рукав. В результате
они и образованные ими горячие зоны Н II находятся вблизи фрон¬
та ударной волны, а еще ближе к нему происходит усиление син-
хротронного радиоизлучения. Ударная волна, оптически проявля¬
ющаяся в виде темной полосы, часто окантовывает спиральный
рукав, а области Н II и горячие звезды сопутствуют его средней
части. Значит, ударная волна не всегда образует много звезд, и
во внешней зоне, за фронтом волны, их возникает мало. Этому
могли помешать силы Кориолиса при вращении, кроме того, ам¬
плитуда волны во внешних частях меньше (Пикельнер). Образо¬
вание звезд в одном и том же месте повторяется при каждом про¬
хождении через спираль. По Тинсли, темпы звездообразования
должны меняться как 10е е~^ъ. Сейчас в большинстве галактик
448
ГЛ. IX. О ПРОИСХОЖДЕНИИ И ЭВОЛЮЦИИ ГАЛАКТИК
звездообразование за исчерпаниёк газа уже замирает. В эллип¬
тических галактиках оно проявляется редко, но в NGG 205 есть
облака пыли и несколько молодых голубых звезд. Более богата
пылью радиогалактика NGG 5128 (см. рис. 135) и в ней есть голу¬
бые области, говорящие, по ван ден Бергу, о звездообразовании.
Но в 1976 г. была обнаружена тонкая струя газа (джет), тянущая¬
ся из ее ядра далеко за ее пределы (рис. 141). В конце струи на¬
блюдаются группы голубых молодых звезд, как бы рожденные
Рис. 141. Фотография NGG 5128, показывающая длинный прямой выброс
(влево), состоящий из групп горячих звезд и волокон газа.
этой струей. Сходные с этими выбросы (джеты) узких полосок
газа открыты в 1976 г. в спиральной галактике NGG 1097; давно
известны джет и контрджет, исходящие из ядра эллиптической
радиогалактики М 87. Конкретно связи джетов со звездообразо¬
ванием мы еще совсем не понимаем. В галактиках типа S0 с дис¬
ком, но без ветвей и почти без газа звездообразования сейчас нет
из-за его низкой плотности или большой дисперсии скоростей
звезд, затрудняющей распространение волн плотности (Тумре).
Мы уже упоминали в § 8 гл. VII о том, что вид спиральных ветвей,
связанный с классом светимости галактик,, коррелирует с ожидае¬
мой скоростью газа, т. е. с силой ударной волны в направлении,
§ 6. О ПРОИСХОЖДЕНИИ ХИМИЧЕСКИХ ЭЛЕМЕНТОВ
449
перпендикулярном к ее фронту. Чем выше светимость галактики,
тем более четко выражена светимость спирали. Сегменты ветвей
могут производиться дифференциальным вращением из отдель¬
ных неоднородностей в диске системы.
Чем активнее звездообразование в спиралях и больше горя¬
чих молодых голубых гигантов, тем цвет галактик голубее и ве¬
личина (B—V) четко связана с процентом водородной массы в га¬
лактике (Дин, Дэвис). Поверхностная плотность Н I коррелирует
с числом О-ассоциаций на единице площади в М 31 и ММО, но
кроме плотности газа на образование звезд влияют и другие фак¬
торы. Очаги звездообразования, как «горячие голубые пятна»,
встречаются изредка и вокруг ядер спиральных галактик (§ 3
гл. VI). Газ мог собраться к центру галактики из-за потери им
углового момента.
В неправильных галактиках нет волн плотности, упорядочи¬
вающих звездообразование, и оно там происходит беспорядочно.
В ММО, где Н I составляет до У3 всей массы, плотность его мало
превышает плотность в ветвях Галактики (А. В. Засов). Судя по
возрастам 500 звездных скоплений в БМО, Ходж заключил, что
звездообразование там шло отдельными вспышками в разных
местах и с длительностью около 10е лет.
§6.0 происхождении химических элементов
Межзвездные и межгалактические газ и пыль могут и должны
видоизменяться со временем, как и химический состав звезд,
вследствие их взаимодействия и участия в процессах, связанных
с изменением температуры, от их взаимодействия с излучением
и т. п.
Это общее положение подтверждается анализом химического
состава звезд, о чем мы говорили в § 8 гл. V. Различия этого состава
даже у соседних объектов заставляют думать, что это не могли быть
различия исходного состава, а есть результат различных условий,
имеющих место в течение эволюции звезд, длящейся для некоторых
из них уже почти 1010 лет. Таким путем мы приходим к тому
заключению, что в самую раннюю пору своего существования Ме¬
тагалактика состояла лишь из водорода или из водорода с при¬
месью гелия с отношением числа частиц, примерно обратным их
атомным весам. Эти расчеты сталкивают нас уже с космологией,
с моделью Вселенной, с тем, был или не был «big bang» (большой
начальный взрыв ее). Свечение звезд обычных и сверхновых и взры¬
вы последних требуют термоядерных реакций в их недрах, а эти
реакции требуют температур в десятки миллионов градусов. В про¬
цессе этих реакций рождаются с разной скоростью и в разном ко¬
личестве новые элементы.
450
ГЛ. IX. О ПРОИСХОЖДЕНИИ и эволюции ГАЛАКТИК
Взгляды на течение этих процессов продолжают несколько ме¬
няться в связи с развитием теории и опытов над ядерными превра¬
щениями. Однако, по-видимому, несомненно выгорание водорода с
его постепенным превращением в гелий *).
До недавнего времени происхождение легких элементов D,
Не, Li, Be, В и их изотопов относили к поверхности молодых звезд
типа Т Таи. В 70-х годах теория их образования стала развиваться
в направлении, предложенном советскими физиками В. JI. Гин¬
збургом и С. И. Сыроватским в 1964 г. Происхождение названных
легких элементов в этой теории обязано столкновению космиче¬
ских лучей с межзвездной средой. Термоядерные реакции в звез¬
дах производят более тяжелые элементы, которые при взры¬
вах звезд и их атмосфер в какой-то мере распространяются в
пространстве и идут на формирование звезд позднейших по¬
колений.
В принципе возможно возникновение железных ядер — у звезд,
а на его базе, при обилии нейтронов, даже ядер вроде калифорния
Gf254. Радиоактивные элементы могут возникать на ранних ста¬
диях эволюции. Им недавно приписывали причину вспышек сверх¬
новых звезд. Во всяком случае, коллапс этих звезд приводит их к
уплотнению до состояния нейтронных звезд в форме остатков
сверхновых звезд. Вспышкам многочисленных сверхновых звезд
в ядрах галактик (какие никогда еще не наблюдались так часто)
пытаются приписать чудовищную мощность излучения радиога¬
лактик.
§ 7. Основы теории «горячей вселенной»
и происхождение галактик
Данные наблюдений в сочетании с теорией эволюции. звезд
указывают, что возраст наиболее старых звезд нашей Галактики
(в шаровых скоплениях) не превосходит 10—15 млрд. лет. К тому
же результату приводит простейшая оценка, основанная на хаб-
бловском законе красного смещения: время, протекшее с начала
взаимного удаления систем галактик, приблизительно равно
Я“1»1010 лет, где Н — постоянная Хаббла. Это совпадение вряд
ли случайно: оно показывает, что большинство галактик образо¬
валось на какой-то стадии расширения Метагалактики, когда ее
плотность была много больше современной средней плотности, а
физические условия сильно отличались от сегодняшних. Следова¬
тельно, вопросы образования галактик тесно смыкаются с про¬
блемами структуры, динамики и эволюции всей Метагалактики.
*) Хотя термоядерные реакции в звездах в их современной детализации
стали общепринятым воззрением на источники звездной энергии, продол¬
жают развиваться и другие, мало известные гипотезы.
§ 7. ОСНОВЫ ТЕОРИИ «ГОРЯЧЕЙ ВСЕЛЕННОЙ»
451
Бурное развитие в последние годы релятивистской космологии
и релятивистской астрофизики, основанных на общей теории от¬
носительности Эйнштейна *), позволили вплотную подойти к ре¬
шению этих труднейших проблем естествознания.
Важнейшим результатом релятивистской космологии являются
решения уравнений Эйнштейна, найденные в 1922 г. советским ма¬
тематиком и механиком А. А. Фридманом для модели однородного
и изотропного (в среднем) распределения метагалактической мате¬
рии. Наблюдаемые сейчас неоднородности в масштабах галактик
и даже скоплений галактик не мешают справедливости этой моде¬
ли в еще больших, «глобальных» масштабах, и она хорошо описы¬
вает расширение Метагалактики, проявляющееся в хаббловском
«разбегании» галактик. Что же касается прошлого, то модель
Фридмана приводит к выводу, что метагалактйческое расширение
носило взрывной характер и началось с очень большой, формаль¬
но бесконечной, плотности. По гипотезе Гамова, в этом состоя¬
нии вещество было нагретым до огромных температур (порядка
1010 К в первую секунду расширения) и находилось в тепловом
равновесии с излучением.
Сильнейший аргумент в пользу фридмановской модели и до1-
полнительного физического предположения о «горячем» прежнем
состоянии Вселенной был получен в 1965 г., когда радионаблюде¬
ния обнаружили метагалактйческое тепловое радиоизлучение с тем¬
пературой около 3 К, не зависящей с высокой степенью точности
от направления. По общепринятой ныне интерпретации это излу¬
чение, названное реликтовым, является результатом адиабатиче¬
ского охлаждения Метагалактики при ее расширении. Оно несет
информацию о высокой однородности первичной водородно-гелие¬
вой плазмы в момент, когда эта плазма в ходе расширения стала
холодной и прозрачной для излучения, что произошло, начиная с
плотности 10”20 г/см9. Эта плотность намного превосходит совре¬
менную среднюю плотность галактик. Ясно, что галактики не
могли иметь тогда своей индивидуальности и были «растворены»
(кроме, может быть, их ядер) в однородном фоне. В еще более да¬
леком прошлом степень неоднородности должна оказаться еще
меньшей. Однако она не может стать исчезающе малой. Какие-то
исходные «зародышевые» неоднородности необходимы, чтобы полу¬
чить наблюдаемую картину распределения галактик и их скопле¬
ний.
Следовательно, теория образования галактик должна отве¬
тить в первую очередь на такие вопросы:
1. Какова физическая природа исходных возмущений?
*) Изложение этих вопросов и многочисленная литература содержатся в
книгах Я. Б. Зельдовича и И. Д. Новикова «Релятивистская астрофизика»,
«Наука», 1967, «Теория тяготения и эволюция звезд», «Наука», 1971, и «Строе¬
ние и эволюция Вселенной», «Наука», 1975.
452 ГЛ. IX. О ПРОИСХОЖДЕНИИ и ЭВОЛЮЦИИ ГАЛАКТИК
2. Каков механизм их перехода в галактики различных типов
и скопления галактик?
3. Как произошли сами исходные возмущения?
До открытия расширения Метагалактики и реликтового излу¬
чения объяснение того, как образовались галактики, казалось,
по крайней мере в принципе, несложной задачей. Еще Ньютону
было известно, что однородное распределение вещества гравита¬
ционно неустойчиво: в достаточно большом объеме силы гравита¬
ционного притяжения преобладают над отталкивающими силами
давления, так что однородное вещество должно разбиться на от¬
дельные сгустки.
Джинс, давший математическую трактовку этого явления,
предположил, что галактики образовались путем гравитаци¬
онной конденсации первоначально покоящейся среды, распав¬
шейся затем под действием малых возмущений. Вследствие их
экспоненциально быстрого роста не было при этом необходимо¬
сти искать какой-то специальный источник начальных возмуще¬
ний: благодаря атомарной структуре вещества ими могли быть
даже обычные статистические (термодинамические) флуктуации
плотности вещества.
Однако в расширяющейся Метагалактике закон роста малых
возмущений не экспоненциальный, а степенной. Оказывается, что
уже из-за этой причины статистические флуктуации не успеют
вырасти, чтобы дать начало галактикам. Таким образом, первичные
возмущения, из которых образовались галактики, должны были
представлять собой не «тепловой шум», а определенную началь¬
ную структурность.
К настоящему времени названы, по-видимому, уже все воз¬
можные типы первичной структурности, которые могли бы лежать
в основе теории образования галактик. Они сводятся к следую¬
щим основным типам возмущений:
A) полной плотности (или давления) и соответствующей по¬
тенциальной скорости (т. е. скорости смещения);
Б) вихревой скорости;
B) состава (в первую очередь, энтропии).
Хотя принципиально мыслимо сосуществование в первичной
структурности всех типов возмущений, вряд ли они играли равно¬
правную роль в образовании галактик. Различия в имеющихся
представлениях о происхождении галактик основаны на априор¬
ном предпочтении разными исследователями того или иного типа
исходных возмущений. Такой субъективизм, конечно, возможен
лишь постольку, поскольку игнорируются те или иные требова¬
ния к теории, вытекающие из обширного материала астрономиче¬
ских наблюдений. Поэтому мы попытаемся, схематически очертив
различные подходы к объяснению образования галактик, указать
и на трудности, с которыми они сталкиваются.
§ 8. ЭВОЛЮЦИЯ ВОЗМУЩЕНИЙ ДАВЛЕНИЯ
453
§ 8. Эволюция возмущений давления
Простейшим типом первичных возмущений в «горячей вселен¬
ной» являются неоднородности полного давления (т. е. суммы дав¬
лений излучения и плазмы). Такие возмущения называются еще
адиабатическими, так как плотности квантов и вещества флуктуи¬
руют одновременно при постоянной удельной энтропии.
Тепловое равновесие между излучением и плазмой прекращает¬
ся при 10s, когда температура в ходе космологического расши¬
рения падает до Г^ЗООО К, а плотность — до упомянутой выше
величины 10“20 г/см3; при этом происходит рекомбинация перво¬
начально горячей плазмы. В результате неоднородности давления
переходят в обычные неоднородности плотности. Такие неодно¬
родности могут расти под действием гравитационной неустойчиво¬
сти, и чтобы они превратились в галактики (скажем, к моменту,
когда z~ 10), амплитуда неоднородностей должна на момент ре¬
комбинации z~103 составлять величину 8р/р~1%. При меньшей
амплитуде галактики не успеют образоваться, а при большей их
средняя плотность окажется больше * чем наблюдаемая у нормаль¬
ных галактик. Однако получить нужную амплитуду неоднород¬
ностей теоретическим путем из каких-нибудь простых принципов
до сих пор не удалось.
Привлечение адиабатических возмущений к объяснению про¬
исхождения галактик затрудняется тем, что реликтовое излучение
стремится сгладить неоднородности (за счет диффузии квантов из
областей повышенного давления) с массами вплоть до 1013—
1014 5П?0, что намного больше даже максимальной массы галакти¬
ки. Поэтому из адиабатических возмущений могли бы получиться
галактики разве что за счет дробления неоднородностей гораздо
больших масс, типа скоплений галактик. В таком случае, после
обособления скоплений от расширяющегося метагалактического
фона при плотности, скажем, 10“28 г/см3, галактики должны пре¬
терпеть сильное сжатие, чтобы прийти к наблюдаемым средним
плотностям порядка 10“24 г/см3. Но такую возможность трудно
увязать с известным фактом большого различия (в 10Ч-104 раз)
средних плотностей скоплений различных масс, которое сопро¬
вождается намного меньшим (~30 раз) различием в средних плот¬
ностях самих галактик. Возможное существование сверхскопле¬
ний создает для гипотезы о более раннем обособлении наибольших
масс дополнительную трудность. Неясно, сможет ли теория адиаба¬
тических возмущений объяснить наблюдаемое разнообразие плот¬
ностей в Метагалактике.
Наконец, очень большая трудность состоит в объяснении вра¬
щения галактик и их скоплений. В свое время Хойл предполо¬
жил, что угловой момент галактик приобретен на догалактической
стадии, за счет приливного гравитационного взаимодействия с
454
ГЛ. IX. О ПРОИСХОЖДЕНИИ и эволюции ГАЛАКТИК
окружающими протогалактиками. Пиблз [324], проведший подроб¬
ные расчеты, получил угловой момент Галактики в шесть раз мень¬
ше наблюдаемого. Оорт, независимо проделавший соответствую¬
щие расчеты [325], получил гораздо более низкую оценку приобре¬
таемого углового момента, по крайней мере в 102 раз меньшую
наблюдаемой величины. Данные наблюдений также не поддержи¬
вают гипотезу о приливном происхождении момента вращения у
галактик. Так, плотные скопления галактик, где действие прилив¬
ных сил, казалось бы, должно быть особенно эффективным для
цорождения вращения, состоят преимущественно из эллиптиче¬
ских (Е) и линзовидных галактик, т. е. объектов с намного мень¬
шим, чем у спиральных (S) галактик удельным моментом враще¬
ния. Наоборот, в более разреженных скоплениях, состоящих пре¬
имущественно из S-галактик, обнаруживаются признаки общего
вращения. Против приливных сил как механизма сообщения га¬
лактикам вращательного момента свидетельствуют и физические
пары галактик, т. е. пары, образующие изолированные системы
(вклад в потенциальную энергию от соседних галактик не превы¬
шает, скажем, 30%). Список 87 таких пар приведен, например,
И. Д. Караченцевым [326]. Среди них 30 ЕЕ (34,5%), 23 ES
(26,4%) и 34 SS (39,1%), т. е. количество ES мало отличается от
количества ЕЕ. Это указывает, что угловой момент S-галактик
был скорее врожденным, чем приобретенным. В подтверждение
этому среди SS число пар галактик с противоположно направлен¬
ными ветвями не превышает, согласно Б. А. Воронцову-Вельями¬
нову [327], числа пар с одинаково направленными ветвями. Веро¬
ятно, то же касается направлений их вращения. Гипотеза о при¬
ливном происхождении момента вращения не объясняет, почему
он сосредоточен не в отдельных галактиках, а заключен большей
частью в орбитальном движении пар и групп.
Теория адиабатических возмущений, которая была бы лишена
названных трудностей, разрабатывается Я. Б. Зельдовичем и его
сотрудниками [328].
§ 9. Эволюция энтропийных возмущений
Энтропийными, или изотермическими, возмущениями принято
называть возмущения плотности вещества, не сопровождающиеся
изменением (однородного) распределения квантов. В отличие от
адиабатических, эти возмущения не сглаживаются радиацией столь
катастрофически. К моменту рекомбинации космологической
плазмы затухают лишь возмущения с 9Dt<I10e ЯК©. Однако лучи¬
стое трение очень быстро гасит любые движения энтропийных
возмущений относительно фона излучения, так что к моменту ре¬
комбинации они оказываются практически статическими неоднород¬
ностями. Их судьба окончательно не выяснена. В работе А. Г. До-
§ 10. ЭВОЛЮЦИЯ ВИХРЕВЫХ ВОЗМУЩЕНИЙ
455
рошкевича, Я. Б. Зельдовича и И. Д. Новикова [329] эти возму¬
щения положены в основу многоступенчатой схемы образования
галактик. Предполагается, что первые конденсации с 8)1«10вЭКо
образуют неустойчивые «празвезды», взрывы которых нагревают
окружающий нейтральный газ и увеличивают неустойчивую массу
до 109 Неоднородности, возникшие в результате конденсации
таких масс, авторы отождествляют с квазарами, чьи взрывы про¬
гревают газ еще сильнее и, в свою очередь, создают неоднородно¬
сти типа протоскоплений. Галактики предполагаются последним
поколением, образующимся в результате фрагментации этих про¬
тоскоплений, т. е. аналогично (хотя и в силу разных причин) очер¬
ченной выше схеме с адиабатическими возмущениями.
В другом варианте теории энтропийных возмущений, разви¬
тым Пиблзом и Дикке, также предполагается, что амплитуда
бр/р «уцелевших» от диссипации неоднородностей была тем выше,
чем меньше их масса, так что первыми должны были бы прекратить
космологическое расширение неоднородности с массой $Щ«106 ЗЛ©*
Однако, в отличие от А. Г. Дорошкевича, Я. Б. Зельдовича и
И. Д. Новикова, здесь считается, что первые объекты образуют
не сверхмассивные звезды, а из-за охлаждения на молекулярном
водороде фрагментируют на множество звезд, давая шаровые
скопления. Дальнейшая эволюция мыслится в главных чертах
как объединение шаровых скоплений в галактики, а тех в свою
очередь в скопления, но эти соображения еще недостаточно раз¬
виты.
В обоих вариантах теории энтропийных возмущений не уда¬
лось получить характерного параметра типа массы галактики и
тем более развить сколько-нибудь подробную количественную
схему.
§ 10. Эволюция вихревых возмущений
Еще до открытия реликтового излучения Вейцзеккер высказал
предположение, что первичная структурность, из которой форми¬
ровались галактики, носила характер турбулентности. Однако
высокая в прошлом плотность излучения оказывается несовмести¬
мой с турбулентностью плазмы на невозмущенном фоне излучения:
движения должны затухнуть за время, много меньшее космологи¬
ческого. Чтобы сохранить идею о первичной турбулентности, сле¬
дует рассмотреть совместные движения излучения и связанной с
ним плазмы, носящие вихревой характер («фотонные вихри»). Ос¬
новные фазы эволюции таких вихрей, наложенных на изотропно
расширяющийся космологический фон, рассмотрены в работах
JI. М. Озерного и А. Д. Чернина [330].
В линейном гидродинамическом приближении вихревые (s)
движения не сопровождаются неоднородностями плотности и соот¬
ветствующими потенциальными (р) движениями. Однако во вто¬
456
ГЛ. IX. О ПРОИСХОЖДЕНИИ и эволюции ГАЛАКТИК
ром приближении бр/рoo(z;s/u)2, где vs — скорость вихревых дви¬
жений, а и — скорость звука. На стадии преобладания излучения
скорость звука порядка скорости света (u=d)f 3), vs также не за¬
висит от времени, и если к тому же vs<C.u, то такие дозвуковые вих¬
ревые движения порождают лишь сравнительно малые неоднород¬
ности плотности. Но дозвуковой характер турбулентности возмо¬
жен лишь до момента рекомбинации £рек, когда ситуация качествен¬
но меняется. После завершения рекомбинации скорость звука
будет определяться упругостью газа, а не излучения, в силу чего
она упадет в 104—10браз, в зависимости от точной величины сов¬
ременной средней плотности вещества. Поэтому в масштабах, где
vs>u, вихри генерируют потенциальные движения и соответст¬
вующие им неоднородности в распределении вещества.
Амплитуда неоднородностей, образующихся в некотором мас¬
штабе Z, зависит от соотношения между характерным гидродина¬
мическим временем tTYlJkV=llv и характерным временем космоло¬
гического расширения £расш=(й In p/dt)-1. Обратимся сначала к
масштабам, где ^ГИдр<^расш на момент £рек. Для них в резуль¬
тате нелинейных эффектов в установившейся турбулентности мож¬
но ожидать vp~vs и, соответственно, относительно больших неод¬
нородностей 8р/р~1. Такое равнораспределение между вихрями и
потенциальными движениями не позволяет плоским ударным вол¬
нам «схлопываться» с образованием больших скачков плотности.
Диссипирующие движения воспроизводятся за счет подкачки энер¬
гии из наибольших масштабов, где £Гидр>*расш- Избыточная ки¬
нетическая энергия на момент £рек препятствует также немедлен¬
ному обособлению этих неоднородностей. Отделение от расширяю¬
щегося фона станет возможным, когда кинетическая энергия упа¬
дет до величины, допускаемой теоремой вириала. В работе
JI. М. Озерного и Г. В. Чибисова, в приближении адиабатическо¬
го уменьшения энергии вихревых и потенциальных движений с
расширением Метагалактики, рассчитаны основные космогониче¬
ские параметры образующихся галактик: момент гравитационного
обособления, соотношение радиус — масса, удельный момент
вращения и дисперсия скоростей. Появление спиральных галактик
ожидается в участках среды с преимущественно вихревыми движе¬
ниями, тогда как эллиптических галактик — в участках с преоб¬
ладанием потенциальных скоростей. Доля массы, содержащейся
в областях нулевых линий поля вихревых скоростей, позволяет
оценить относительную численность S- и Е-галактик и долю массы,
вошедшую в шаровые скопления. Численные оценки, в которых
использовано естественное предположение, что характерный мас¬
штаб и скорость в нем на момент £рав равенства плотности массы
вещества и излучения были близки, соответственно, к размеру
космологического горизонта с£рав и uV3tB=c/]/3, приводят к ве¬
§ 10. ЭВОЛЮЦИЯ ВИХРЕВЫХ ВОЗМУЩЕНИЙ
457
личинам, близким к наблюдаемым. Интересно, что теория объяс¬
няет существование верхней границы масс у галактик (как массы
в масштабе, где £ГИдр=*расш в момент £рек); ее численное значение,
близкое к наблюдаемому (~1012 -Ю?©) зависит от фундаментальных
физических постоянных и от удельной энтропии вещества во Все¬
ленной.
Обратимся теперь к судьбе масштабов, где £ГИдр>*расш на
момент £рек. Потенциальные движения и соответствующие неод¬
нородности плотности здесь относительно малы, и, в отличие от
меньших масштабов, их эволюция определяется не гидродинами¬
ческой, а гравитационной неустойчивостью. Если в данном мас¬
штабе потенциальная скорость успела за время £расш вырасти
до величины, достаточной для гашения скорости дифференциаль¬
ного космологического расширения, то соответствующая неодно¬
родность «отключится» от фона с образованием гравитационно¬
связанной системы. Очевидно, возмущения этих масштабов соот¬
ветствуют агломератам (скоплениям) галактик различной числен¬
ности. Связь между скоростью и масштабом в метагалактической
турбулентности приведет к тому, что неоднородности с преоблада¬
нием потенциальных скоростей над вихревыми (эллиптические га¬
лактики) окажутся преимущественно сгруппированными в сфери¬
ческие и притом более плотные скопления, чем скопления непра¬
вильной формы (отражающей наличие общего момента вращения),
которые будут содержать преимущественно спиральные галакти¬
ки и обособятся позднее, т. е. при меньшей плотности фона из-за
относительно меньшей потенциальной компоненты скорости. Прин¬
ципиальным является то, что галактики обособляются от фона не¬
зависимо от завершения формирования их скоплений, которое в
достаточно больших масштабах на сегодняшний день еще не за¬
кончилось.
Разумеется, вихревая модель, хотя и объяснила многие вопро¬
сы образования галактик, сделала лишь первые шаги в решении
этой сложной и многосторонней проблемы. В частности, нуждает¬
ся в разработке теория стадии перехода от протогалактики к га¬
лактике и эволюции последней вплоть до наблюдаемого сейчас со¬
стояния. В разработку этих вопросов сейчас включились многие
исследователи из разных стран. Оорт [325] показал, что образова¬
ние галактик из вихревых возмущений может привести к продол¬
жающемуся и поныне выпадению межгалактического газа на га¬
лактики в количестве, совпадающем с приносимым высокоскорост¬
ными облаками нейтрального водорода. Гаррисон [3311 показал,
что первичные вихри еще на стадии преобладающего излучения ге¬
нерируют магнитное поле. Последующее усиление этого поля га¬
лактической турбулентностью, наложенной на дифференциальное
вращение, могло бы, вероятно, объяснить происхождение галакти¬
ческих магнитных полей.
458
ГЛ. IX. О ПРОИСХОЖДЕНИИ И ЭВОЛЮЦИИ ГАЛАКТИК
В заключение этого беглого очерка теорий образования галак¬
тик в «горячей вселенной» спросим: откуда же произошли первич¬
ные вихри, давшие, по всей видимости, начало галактикам? Проще
всего на такой вопрос было бы ответить: «Так была устроена Все¬
ленная на своей «младенческой стадии». Иными словами, вихри
существовали уже «изначально», полностью определяя метриче¬
ские свойства пространства — времени в резко анизотропной, хотя
еще бесструктурной Вселенной. Но, может быть, вихри не были
«извечной», всегда неотъемлемой частью Вселенной, а сами про¬
изошли за счет каких-то процессов? Лишь будущие исследования
смогут решить эту интригующую дилемму, позволив тем самым еще
дальше заглянуть в прошлое Вселенной.
Происхождение галактик в «горячей вселенной» требует суще¬
ствования неоднородностей плотности, что должно отразиться,
как считали, в современных флуктуациях реликтового излучения.
Эти флуктуации изучались систематически в ряде участков неба
вблизи знаменитого значения температуры Т=3 К, точнее 2,7 К.
Большим радиотелескопом Зеленчукской обсерватории замеря¬
лись флуктуации АТ : Т=10"6 и не более чем 10-5. Между тем
для образования неоднородностей, ведших к концентрации газа в
галактики, требуется величина гораздо большая. Это неблагопри¬
ятное для изложенной теории обстоятельство надеются устранить.
Возможно, что более точный учет шумов, создающих фон при за¬
писи регистрации радиоизлучения (из которого реликтовое излу¬
чение выделяется), даст АТ : Т побольше. С другой стороны, тео¬
ретики надеются снизить свои требования к большой величине
флуктуаций. Это один из примеров того, что истина всегда рож¬
дается в спорах, что не следует спешить с убеждением о непоколе¬
бимости всех наших знаний.
§ 11. Космогонические концепции В. А. Амбарцумяна
Амбарцумян начал пропаганду и аргументацию идеи о фраг¬
ментации сверхплотных тел с рассмотрения происхождения О-ас-
социаций — рассеянных групп горячих звезд и скоплений звезд
в нашей Галактике. Он показал неустойчивость многих из них,
наличие у них положительной энергии, и предположил, что такие
группы должны расширяться. Отсюда он перешел к выводу о не¬
устойчивости групп и скоплений галактик как более ранней фазы
фрагментации дозвездного вещества. Он заключил, что в Метага¬
лактике мы наблюдаем не конденсацию вещества, а его дисперсию.
Этим идеям он нашел подтверждение в открытии мощной, часто
иатастрофической активности ядер многих галактик, существова-
кне которой он предсказывал. Нестационарность многих космиче¬
ских объектов, выводимая из наблюдений активность ядер, при¬
знанная всеми на основе многочисленных примеров (радиоизлуче¬
§11. КОСМОГОНИЧЕСКИЕ КОНЦЕПЦИИ В. А. АМБАРЦУМЯНА
459
ние ядер, мощные истечения газов в галактиках Сейферта, взрыв в
центре М 82), приняты Амбарцумяном как основной космогониче¬
ский фактор. Построение космогонической гипотезы, исходящей из
наблюдений и не боящейся прийти, если необходимо, к противоре¬
чию с современной теоретической физикой есть другое принципи¬
альное отличие воззрений В. А. Амбарцумяна от воззрений при¬
верженцев теории гравитационной конденсации.
Физическая форма существования дозвездного, гипотетически
сверхплотного вещества неизвестна, и механизм крайне быстрого,
если не мгновенного, превращения этого вещества в звезды никем
не описан даже приблизительно. Нет, понятно, и никакой количе¬
ственной разработки гипотезы.
Конечно, желательно, по возможности, объяснить наблюдае¬
мые явления в рамках существующих теорий физики, а не прибе¬
гать к постулированию неведомых процессов. Но законы механики
и физики, известные нам, справедливы лишь в определенных рам¬
ках. Понятия о квантовании энергии, о квантовых переходах, о
ядерных силах возникли, когда в области микромира человечество
столкнулось с явлениями, непонятными в рамках представлений
XIX века. Нет, конечно, никаких гарантий в том, что в масштабе
мегамира галактик и их скоплений проявляются такие свойства
вещества и такие законы, которые в меньших масштабах себя не
проявляют (к примеру, источники энергии квазаров и радиога¬
лактик и даже сверхновых звезд существующими физическими тео¬
риями еще не объяснены). К этой мысли пришел автор этой книги,
столкнувшись с искажениями, обнаруженными им у взаимодейст¬
вующих галактик. Ее развивает и В. А. Амбарцумян. Он приводит
удачный пример того, как ядра галактик мыслились состоящими
только из звезд. Открытие их нетеплового излучения и в оптиче¬
ском и в радиодиапазоне (во многих случаях) привело к заключе¬
нию об их незвездной природе. Этот вывод не был сделан ранее,
из гипотезы происхождения галактик путем конденсации разре¬
женного газа, считавшегося всегда раньше «протоматерией».
В. А. Амбарцумян не пугается возможности того, что объяснение
ряда нестационарных процессов в Метагалактике, толкуемых им
как важнейшие поворотные пункты в эволюции космических объ¬
ектов, могут прийти в противоречие с известными законами физи¬
ки (ограниченными некоторыми рамками их применимости). Ам¬
барцумян приводит еще пример с вынужденностью перехода от
классической механики к механике теории относительности, сколь
ни противна была эта теория привычным представлениям. Он пи¬
шет: «Для объяснения фактических данных, не укладывающихся в
рамки старых представлений, мы уже не раз оказывались вынуж¬
денными обобщать физические законы и теории. Именно такая
потребность возникает при изучении нестационарных процессов в
ядрах галактик и в квазизвездных объектах. Никогда в прошлом
460 Гл. IX. О ПРОИСХОЖДЕНИИ Й ЭВОЛЮЦИЙ ГАЛАКТИК
физика и астрономия не изучали концентрации столь больших масс
вещества в относительно малых объемах, например, порядка 1010
солнечных масс (а иногда и более), сосредоточенных в объемах, во
много раз меньших, чем объем какого-либо звездного скопления.
Здесь уже идет речь о превращениях вещества, при которых плот¬
ность меняется в миллиарды раз, а напряженность гравитационно¬
го поля может достигать неслыханных величин. Нет и не может
быть никакой гарантии, что известные нам законы физики соблю¬
даются и в этих условиях. Поэтому совсем не удивительно, еслй
окажется, что имеющиеся уже сейчас большие трудности теорети¬
ческого толкования ряда нестационарных процессов могут пере¬
расти с течением времени в прямое противоречие с известными
нам законами теоретической физики».
По-видимому, наиболее систематически взгляды В. А. Амбар¬
цумяна изложены в изданном под его редакцией сборнике «Проб¬
лемы современной космогонии» *). (См. там его главу и написан¬
ный JI. В. Мирзояном очерк «Звездная космогония».)
§ 12. Другие взрывные гипотезы
Вывод о неустойчивости, о расширении многих групп и даже
скоплений галактик был вначале подвергнут большому сомнению,
но позднее был подтвержден в ряде работ супругов Бербидж, Во-
кулера, Серсика, Бертолы и других. Предсказание существова¬
ния взрывов в ядрах галактик и связи с ними радиоизлучения бле¬
стяще подтвердилось обнаружением взрыва в радиогалактике М 82
и последовавшим за этим открытием взрывных процессов в ядрах
других галактик (рис. 142). Разными наблюдателями было полу¬
чено много указаний в пользу того, что из галактик выбрасывают¬
ся струи горячего газа. Признание на основе наблюдений сущест¬
вования взрывных явлений столь грандиозного масштаба, явле¬
ний, не предусматривавшихся (и необъяснимых) с точки зрения
современной физики, становится с каждым годом шире. Арп,
производя многочисленные фотографии галактик на 5-метровом
телескопе и измеряя лучевые скорости, пришел к выводу о много¬
численности новых примеров такого рода. Хольмберг статистиче¬
ски рассмотрев близкие спутники ярких галактик, пришел к
выводу, что они, по-видимому, выбрасывались из галактик-роди-
тельниц преимущественно в области полюсов, тогда как Арп
предполагает такие выбросы преимущественно в экваториальной
плоскости.
Серсик на диаграмме масса — радиус нашел деление эллип¬
тических галактик на две группы, что он интерпретирует как ре¬
зультат фрагментации наиболее массивных из них. Им построена
*) «Наука», 1968; 2-е изд., «Наука», 1972.
§ 12. ДРУГИЕ ВЗРЫВНЫЕ ГИПОТЕЗЫ
461
энергетическая модель, описывающая основные свойства галак¬
тик, образующихся при взрыве, которую он находит в удовлетво¬
рительном согласии с наблюдениями (периоды вращения, средняя
пекулярная скорость фрагментов). В § 3 мы изложили представ*
ления автора также о фрагментации, но фрагментации спокойной и
происходящей в наше время.
N
Рис. 142. Цепочка карликовых галактик, как бы выброшенных из IG 1182
(по Стоктону).
Арп привел много примеров того, что наблюдается симметрия,
часто линейная, в расположении источников радиоизлучения от¬
носительно некоторых пекулярных или соседних ярких галактик.
Из этого он сделал вывод, что квазары и радиогалактики, а также
обычные галактики выбрасываются из пекулярных галактик. Так
как z источников радиоизлучения обычно гораздо больше, чем у
связываемой с ними пекулярной галактики, то Арп допускает, что
их большие z вызываются неизвестной причиной, а не космологи¬
ческим эффектом расширения Метагалактики.
Примеры Арпа, демонстрирующие связь оптически пекуляр¬
ных галактик с радиообъектами, подвергались статистической
проверке других лиц и не получили подтверждения: более прав¬
доподобным при численном анализе выглядит случайность свя¬
зей, привлекших внимание Арпа. С другой стороны, космологиче¬
ская природа красных смещений в спектрах квазаров приобрела
уже почти всеобщее признание. Поэтому приписывание красным
смещениям квазаров неизвестной природы не встретило общего со¬
чувствия.
462 гл. IX. О ПРОИСХОЖДЕНИИ и ЭВОЛЮЦИИ ГАЛАКТИК
Вместе с тем большую убедительность имели обширные и на¬
стойчивые фотографические и спектральные исследования Арпа,
подтверждающие правдоподобность образования карликовых
спутников у больших галактик посредством взрывоподобных яв¬
лений. Особенно убедительны находившиеся в 60-е годы случаи,
когда голубые звездоподобные слабые объекты, даже QSO, не
только ассоциируются с галактиками, но даже соединены с ними
перемычками, т. е. как будто находятся на одинаковом расстоянии
от нас и тем не менее имеют красное смещение в спектре, несрав¬
ненно большее, чем у основной галактики. Таковы, например,
NGC 3561 и QSO 3C371, NGG 772, NGG 7603. Однако последую¬
щие фотографии, сделанные несколькими наблюдателями, не
смогли подтвердить существования этих перемычек. С этих пор
убедительность концепции существования огромных некосмологи¬
ческих красных смещений сильно ослабела, и небольшое число ее
сторонников продолжает уменьшаться. Случайные совпадения в
положении на небе разноудаленных объектов бываЕот.
§ 13. Гипотеза фрагментации и двойственности квазаров (QSS)
Воронцов-Вельяминов [332] показал, что если допустить, что
сверхплотные объекты с колоссальной энергией,— квазары,—
фрагментируют, превращаясь в скопления и группы галактик, то
становится понятным трудно объяснимый иначе факт отсутствия
квазаров в скоплениях галактик. Этого не будет, если скопление
есть результат распада квазара на галактики. (В одном случае
объект, названный квазаром, находится в бедной группе галактик
со сходной величиной красного смещения, но он оказался в дейст¬
вительности радиогалактикой типа N, меньшей светимости,
чем ее не радиоизлучающие соседи. Эта N-радиогалактика может
быть остатком квазара, уже породившего своим распадом данную
группу, галактик.) Частота встречаемости больших скоплений га¬
лактик в пространстве сравнима со встречаемостью квазагов, ко¬
торые, по-видимому, являются спокойной стадией существования
квазаров, более продолжительной, чем радиоизлучающая стадия.
Эта же гипотеза позволяет объяснить не только существование
нескольких систем линий спектра с разными я, но и необъяснимый
до сих пор такой факт. Линии поглощения иногда имеют большее
я, чем линии излучения. Падение газа на квазар представляется
маловероятным, а относительное движение компонент квазара,
находящихся в общей излучающей оболочке, вполне естественно.
Скорости фрагментов квазара по лучу зрения различны. Большая
ширина эмиссий может приводить также к тому, что производимые
в атмосферах разных компонент они будут сливаться вместе.
Квазары наблюдаются преимущественно вблизи 2=2, т. е. в
более близкую к началу расширения эпоху, чем эпоха наблюдения
§ 13. ГИПОТЕЗА ФРАГМЕНТАЦИИ И ДВОЙСТВЕННОСТИ КВАЗАРОВ 463
близких к нам скоплений. Но так и следовало ожидать, что вблизи
нас квазары уже превратились в скопления, а при гж2 этот про¬
цесс еще лишь начался.
Дальнейшую эволюцию квазара (иногда превращающегося
в квазаг) по гипотезе Б. А. Воронцова-Вельяминова можно
представить себе следующим образом (учитывая уже известное
существование дисперсии масс и светимостей у квазаров). Верхний
предел их массы должен быть порядка 1014 ЭД1©, а размеры до фраг¬
ментации — соответствующие их плотности, которая не известна,
но очень велика. Гравитационное красное смещение линий спектра
в атмосферах двух-трех компонент квазара вызывает заметное
отличие их наблюдаемого z от z космологического. Крупные ква¬
зары распадаются на скопления, меньшие — на группы галактик.
Нетепловое излучение, оптическое и в радиодиапазоне, каким-то
образом порождается, по-видимому, плотным дозвездным вещест¬
вом. В периоды активности радиоизлучение квазара и его фраг¬
ментов на любой стадии цепной фрагментации убывает с уменьше¬
нием доли, приходящейся на это дозвездное вещество. С этой точки
зрения количество дробящегося дозвездного вещества квазара убы¬
вает в направлении от квазара к N-радиогалактикам, от них к
радиогалактикам, далее к галактикам Сейферта и, наконец, к цент¬
ральным частям гигантских галактик типа Е, слегка еще радио¬
излучающих. После исчерпания этого плотного и невидимого ве¬
щества мы приходим к обычным галактикам Е, S и 1г, где нетепло¬
вое радиоизлучение порождается уже вспышками сверхновых
звезд. Если последние после вспышки превращаются в пульсары
в форме нейтронных звезд, то, быть может, и до вспышки они были
связаны со сверхплотным веществом, с его последними «оскол¬
ками». При вспышке сверхновой мы и наблюдаем какой-то про¬
цесс, приводящий к порождению и выбросу газа, к освобождению
огромной энергии. Этот процесс принципиально родствен распаду
квазара на галактики, также сопровождаемому выбросом газа и
выделением громадных энергий — явлениям для современной
физики одинаково еще не понятным.
Всем образованиям, активно излучающим нетепловое излуче¬
ние в спокойной и более длительной стадии их существования, мы
находим параллели. Так:
квазарам
N-радиогалактикам
большим радиогалактикам
радиогалактикам типа cD
радиогалактикам Сейферта
радиогалактикам сЕ
соответствуют квазаги
» голубые компактные
галактики Цвикки,
» обычные галактики,
» обычные cD,
» спокойные галактики
Сейферта,
» обычные сЕ.
464
ГЛ. IX. О ПРОИСХОЖДЕНИИ и эволюции ГАЛАКТИК
Карликовые галактики малой массы имеют уже так мало остатков
дозвездного вещества, что не радиоизлучают никогда.
Цепная фрагментация плотного вещества хорошо объясняет,
почему в группах и скоплениях наблюдаются подгруппы галактик
и почему радиоизлучают наиболее массивные фрагменты, и то,
почему они находятся в центральной их области.
Следствием фрагментации является частая двойственность
радиогалактик и тесная кратность в составе галактик cD.
Энергия, нужная для выброса галактик с массами 109—1010
масс Солнца и со скоростью 100—1000 км/сек, примерно такова же,
как при выбросе радиогалактиками облаков релятивистской плаз¬
мы со скоростью, близкой к световой.
Нередко выбросы компактных масс происходят в одном на¬
правлении. Например, у квазара ЗС 273 есть лишь одно облако
плазмы в стороне от звездообразного объекта. У NGC 3561 и у
1C 1182 цепочки карликовых галактик-спутников из трех-четырех
членов расположены лишь в одном направлении (см. рис. 142).
ЛИТЕРАТУРА
1. King /., Setteducati A., ApJ Suppl. № 129, 1967. (Координаты в мм
2000 ярких галактик в Паломарском атласе неба.)
2. Dreyer New General Catalogue, Mem. R. A. S. 49, 1888.
3. Dreyer /., Index Catalogue, Mem. R. A. S. 51, 1895.
4. Dreyer /., Second Index Catalogue, Mem. R. A. S. 59, 1908.
5. Sulentic, Tifft W., «The Revised New General Catalogue of Nonstellar
Astronomical Objects», Univ. Arisona Press, Tucson, 1973.
6. Воронцов-Вельяминов В. А., Красногорская А. А., Архипова В. П.,
Морфологический каталог галактик, Изд. МГУ, т. I, 1962; т. II, 1963;
т. III, 1964; т. IV, 1968; т. У, 1974.
7. Zwicky F. et al., Catalogue of Galaxies and of Clusters of Galaxies, I—VI,
Zurich, 1961—1968.
8. Vaucouleurs G., Vaucouleurs A., Reference Catalogue of Bright Galaxies,
Austin, 1964; второе издание: Vaucouleurs G., Vaucouleurs A., Corwin H.,
1976.
9. Vaucouleurs G., Revised Classification of 1500 Bright Galaxies, ApJ Suppl.
№ 74, 1963.
10. Bergh S. van den, Publ. Obs. Dunlap 11, № 6, 1960; AJ 71, 922, 1966.
(Классификация 935, расстояния 750 галактик.)
11. Johnson Я., P. A. S. P. 73, 20, 1961. (MMO в разных лучах.)
12. Zwicky F., Morphological Astronomy, Berlin, 1957. (Монография о морфо¬
логии галактик и их скоплений.)
13. Zwicky F., P. A. S. Р. 67, 232, 1955. («Составные» фотографии.)
14. Sharpless S., Franz О., P. A. S. Р. 75, 219, 1963. (Теория «составной»
фотографии.)
15. Walker М., P. A. S. Р. 79, 119, 1967. (Двухцветная окрашенная фотогра¬
фия М 33.)
16. Воронцов-Вельяминов Б. А., Атлас и каталог 356 взаимодействующих га¬
лактик, изд. МГУ, 1959.
17. Sandage А., Hubble Atlas of Galaxies, Washington, 1961. (Вторая клас¬
сификация Хаббла и фотографии 176 галактик.)
18. Агр Я., Atlas of Peculiar Galaxies, Pasadena, 1966.
19. Evans D.t Cape Atlas of Southern Galaxies, 1957.
20. Morgan WP. A. S. P. 70, 364, 1958. (Его первая классификация и фо¬
тографии 78 галактик.)
21. Воронцов-Вельяминов Б. А., Astron. Astrophys. Suppl. 28, № 1, 1, 1977.
22. Holmberg E., Meddel. Lund. Obs. «N*2 136, 1958. (Классификация, звезд¬
ные величины и показатели цвета 300 галактик.)
23. Вокулер Ж., В сб. «Строение звездных систем», ИЛ, 1962, стр. 351.
(Классификация и морфология галактик.)
24. Hodge Р., Leaflet A. S. Р. № 435, 1965. (Классификация галактик S0.)
25. Vorontsov-Velyaminov В., In «Modern Astrophysics», Trieste, 1968. (Новые
морфологические типы.)
26. Minkowski Д., AJ 66, 558, 1961 (NGC 6166).
27. Burbidge М., ApJ 136, 1134, 1962 (NGC 6166).
466
ЛИТЕРАТУРА
28. Воронцов-Вельяминов Б. А., АЖ 37, 381, 1960. (Кольцевые галактики.)
29. Vorontsov-Velyaminov В., Ann. d’Aph. 23, 379, 1960. (Ветви противопо¬
ложных закручиваний.)
30. Vorontsov-Velyaminov В., In «Atti del convegno sulla cosmol.», Firenze,
1966, p. 47. (Магнитоподобные явления в галактиках.)
31. Holmberg Е., Meddel. Lund Obs. № 136, 1958. (Классификация, звездные
величины и показатели цвета 300 галактик.)
32. Pettit Е., ApJ 120, 413 (1954). (Фотоэлектрические звездные величины и
цвета 558 галактик.)
33. Vaucouleurs G., ApJ Suppl. № 48, 1961. (UBV 148 галактик.): Vaucoule¬
urs G., Vaucouleurs A., Mem. R. A. S. 77, 1, 1972 (UBV 461 галактики).
34. UBV галактик: AJ 68, 237, 1963; 69, 442, 1964; M. N. R. A. S. 131, 351,
1966; Rev. Astron. Astrophys. 1, 149, 1963.
35. Sersic Galaxias Australes, Cordoba, 1968.
36. Richter N., Hogner W., A. N. 287, 261, 1963 и др. (Фотометрия на фото¬
бумаге.)
37. Houten С. van et al., ApJ 120, 439, 1954. (Фотоэлектрические «разрезы»
галактик.)
38. Воронцов-Вельяминов Б. А., АЖ 37, 778, 1960. (Сравнение размеров
галактик.)
39. Humason М., Mayall N., Sandage А., AJ 61, 97, 1956. (Лучевые скорости
800 галактик.)
40. Minkowski R., Ann. d’Aph. 23, 81, 1960. (Проблемы спектроскопии га¬
лактик.)
41. Herzog jЕ., Rudnicki К., P. A. S. Р. 74, 234, 1960. (Галактики ярче 12т
без лучевых скоростей.)
42. Baum W.— статья в «РгоЫ. Extragal. Researches», New York, 1962,
p. 390. (Определение звездных величин и больших красных смещений
фотоэлектрической спектрофотометрией.)
43. Spinrad Н., ApJ 135, 715,1962. (Различие спектров гигантов и карликов
в галактиках.)
44. Heidmann /., Heidmann N., Vaucouleurs G., Mem. R. A. S. 75, 85, 1971.
45. Vaucouleurs G., Vaucouleurs A., Mem. R. A. S. 71, 1, 1972.
46. Воронцов-Вельяминов Б. А., АЖ 50, 707, 1973.
47. Воронцов-Вельяминов Б. А., Носкова P. ИСообщ. ГАИШ 182, 1972.
48. Bottinelli L., Gougenheim L., Heidmann /., Astron. Astrophys. 22, 281,
1973.
49. Arp #., AJ 65, 404, 1960. (Кривые цефеид в ММО.)
50. Kraft i?., ApJ 134, 616, 1961. (Нуль-пункт светимости цефеид.)
51. Sandage А., ApJ 127, 513, 1958. (Учет дисперсии цветов цефеид.)
52. Sandage A.t «РгоЫ. Extragal. Researches», New York, 1962, стр. 359.
(Новая шкала расстояний.)
53. MacLaughlin D., P. A. S. P. 57, 69, 1945. (Связь быстроты угасания и
светимости новых звезд.)
54. Minkowski R., Ann. Rev. Astr. Aph. 2, p. 247, 1964.
55. Zwicky F., в книге «Stellar Structure», Chicago, 1965 и «Список сверхно¬
вых», литографирован, Pasadena, 1964.
56. Karpowicz M., Rudnicki Z., Catalogue of Supernovae, Publ. Obs. Warsaw
15, 1968.
57. Bergh S. van den, Racine R. AJ 72, 69, 1967. (Пересмотр светимости крас¬
ных гигантов в М 31.)
58. Kron G., Mayall N., AJ 65, 581, 1960. (mg ж CI скоплений в М 31.)
59. Hiltner TF., ApJ 131, 163, 1960 (mg и CI скоплений в М 31 и М 33.)
60. Kinman Т., ApJ 137, 239, 1963 (mg и CI скоплений в М 31.)
61. Sandage A., TammanG.t ApJ 190, 525, 1974.
62. Воронцов-Вельяминов Б. А., Астрон. цирк. №846, 3, 1974.
63. Hodge P., ApJ 205, 728, 1976.
ЛИТЕРАТУРА
.467
64. Bergh S. van den, ApJ 131, 215, 558, 1960; AJ 71, 922, 1966. (Связь свети¬
мости и вида.)
65. Vaucouleurs G., в книге: «Stars and Stellar Systems», гл. 14, 1975. (Рассто¬
яния 55 групп и скоплений.)
66. Sandage А., Таттап G., ApJ 196, 313, 1975 и др.
67. Засов А. В., Массаковская Л. В., АЖ 51, 66, 1974.
68. Heidmann /., CR Acad. Sc. Paris 263, 186, 1966.
69. Воронцов-Вельяминов Б. A.y Крамер О. П., АЖ 15, 109, 1938. (Пеку¬
лярные скорости галактик и движение Солнечной системы.)
70. Heidmann /. CR Acad. Sc. Paris 268, 1782, 1969.
71. Tully Д., Fisher J., BAAS 7, 436, 1975.
72. Spinrad //., Sky and Tel. 50, 93, 1975.
73. Holmberg E., Meddel. Obs. Uppsala № 148, 1964. (Определение светимо¬
сти по СI п поверхностной яркости.)
74. Chester С., Roberts М., AJ 69, 635, 1964.
75. Chiosi С., Publ. obs. Padova № 139, 1967.
76. Vaucouleurs G., ApJ 127, 487, 1958. (О направлении вращения галак¬
тик.)
77. Vaucouleurs G. and A., ApJ 140, 1624, 1964. (Признание существования
встречных ветвей.)
78. Воронцов-Вельяминов Б. А., АЖ 47, 16, 1970. (Скорости вращения га¬
лактик.)
79. Метлов В. Г., ПАЖ 1, № 10, 5, 1975.
80. Rubin F., Sky and Tel. 37, 147, 1969. (Вращение M 31 по H II.и [N II]).
81. Воронцов-Вельяминов Б. А., Изв. Астрофиз. ин-та в Алма-Ате 3, 46, 1956.
(Ветви лежат в области твердотельного вращения.)
82. Воронцов-Вельяминов Б. Л., Symposium IAU № 38, Dordrecht, Holland,
1970, p. 16. (Сомнительность намечаемых спиралей в Галактике.)
83. Воронцов-Вельяминов Б. А., АЖ 47, 16, 1970. (Спирали лежат в области
твердотельного вращения.)
84. Page Th., ApJ 132, 910; 136, 685, 1962; 4th Berkeley Sympos. Math.
Statist. Berkeley 1961, стр. 277. (Определение масс по двойным галак¬
тикам.)
85. Page Th., ApJ 159, 791, 1969.
86. Bergh S. van den, AJ 66, 566, 1961. (Перегруппировка данных Пэйджа
о массах.)
87. Poveda A., Bull. Obs. Tonantzintla N® 17, 1958. (Определение масс по тео¬
реме о вириале.)
88. Minkowski Д., «РгоЫ. Extragal. Researches», New York, 1962, стр. 112.
(Определение дисперсии лучевых скоростей в галактиках.)
89. BurbidgesM. and G., Fish Д., ApJ 133, 393, 1092, 1961; 134, 251, 1961.
(Масса и плотность М 32 и NG 3379.)
90. Miller Д., Prendergast К., ApJ 136, 713, 1962. (Фотометрия й колоримет¬
рия NGC 3379.)
91. Poveda А., Iturriaga Д., Orozko /., Bull. Obs. Tonantzintla № 20, 1960.
(Таблицы для вычисления распределения плотностей.)
92. Hodge P., ApJ 144, 869, 1966; Ann. Rev. Astr. Aph. 9, 35, 1971. (Обзор
галактик типа Скульптор.)
93. Morton D. С', et al., ApJ 179, 55, 1973; 180, 705, 1973.
94. King /., Byrnes D., Minkowski Д., AJ 72, 306, 1967. (9Л : L для галак¬
тик E.)
95. Brandt /., ApJ 131, 293, 1960. (Теория определения масс по кривым лу¬
чевых скоростей.)
96. Perek L., в книге «Advance of Astron. and Astrophys.», 1, London, 1962,
стр. 165. (Распределение масс в плоских системах.)
97. Burbidges М. and G., Prendergast К., ApJ 130, 739, 1959. (Метод опреде¬
ления масс и плотностей.)
468
ЛИТЕРАТУРА
98. Schmidt МBAN 13, 15, 1956; в книге «Observ. Aspects of Gal. Struct.»,
Athenes, 1965. (Теория распределения масс в M 31. Цвет шаровых скоп¬
лений в Галактике.)
99. Innanen К., ApJ 143, 153, 1966. (Усовершенствование предыдущей тео¬
рии.)
100. Kinman Т., ApJ 142, 1376, 1965. (Метод определения плотностей.)
101. СизиковВ. С., Астрофизика 3, 267, 1967. (Теория определения распре¬
деления плотностей.)
102. Brandt Belton М., ApJ 136, 352, 1962; Ann. d’Aph. 26, 229, 1963.
(Метод вычисления масс и плотностей по лучевым скоростям.)
103. Brandt /., Scheer L., AJ 70, 471, 1965.
104. Lohman W.y Z. f. Apli. 35,159,1964. (Закон силы тяготения в Галактике.)
105. Кузьмин Г. Г., АЖ 33, 27, 1956; Публ. обе. Тарту 32, 211, 1952. (Вывод
уравнения для плотности вдоль радиуса.)
106. Burbidges М. and G., Prendergast К., ApJ 131, 549, 1960. (Введение в их
теорию эффекта давления.)
107. Агекян Т. А., Яковлева Т.Д., Уч. зап. Ленингр. ун-та 22, 139, 1965.
(Упрощение метода вычисления плотностей.)
108. СизиковВ. С., Вестн. ЛГУ № 1, 1967. (Учет волн на кривых скоростей
вращения.)
109. Fish R., ApJ 134, 880, 1961. (Изучение изменения результатов от вари¬
ации параметров.)
НО. Gottesman <S., Davies JR., Reddish V., M. N. R. A. S. 133, 359,1966. (Масса,
M 31 по наблюдениям HI.)
HI. Baldwin J., IAU Sympos. № 58, 1974, p. 139.
112. Crampin D., Houle F., ApJ 140, 99, 1964. (Удельный момент вращения
галактик.)
ИЗ. Засов А. В., Озерной Л. М., Астрон. цирк. № 405, 1967. (Момент вра¬
щения спиралей.)
114. Озерной Л. М., Астрон. цирк. № 407, 1967. (Моменты вращения галак¬
тик.)
115. Воронцов-Вельяминов Б. А., АЖ 47, 271, 1970; Сообщ. ГАИШ № 166,
1970. (Массы и ffl/L галактик.)
116. Воронцов-Вельяминов Б. А., Астрон. цирк. № 481, 1968. (!ЭДН1ДШТ в
функции типа галактики.)
117. Balkowski С., Astron. Astrophys. 29, 43, 1973.
118. Bottinelli L., Gougenheim L., Astron. Astrophys. 33, 161, 1974.
119. Караченцева В. Б., Изв. GAO, 5, 10, 1973.
120. Kiang T., Z. f. Aph. 64, 426, 1966. (Фракциональный закон распределе¬
ния масс.)
121. Kiang Т., М. N. R. A. S. 122, 262, 1961. (Функция светимости.)
122. NeymanJ., Scott Е., AJ 67, 119, 582, 1962. (Критика вывода функции
светимости Цвикки и сравнение функций светимости.)
123. Abell G., «РгоЫ. Extragal. Research.», стр. 213.
124. Горбачев Б. Л., АЖ 46, 1321, 1969.
125. НиЬЫе Я., ApJ 64, 321, 1926. (Об истинных сжатиях галактик Е.)
126. SandageA.j Freeman К., Stokes N., ApJ 160, 831, 1971.
127. Vaucouleurs G., Pence W., Bull. AAS 5, № 4, 440, 1974.
128. Bergh S. van den, AJ 67, 285, 1962.
129. Neyman /., Scott E. L., Zonn W., AJ 67, 119, 1962.
130. Псковский Ю. П., АЖ 38, 521, 1961; 38, 1033, 1961; 37, 857, 1960. (Свети¬
мость разных типов галактик.)
131. НиЬЫе Е., ApJ 71, 231, 1930. (Фотометрия и колориметрия галактик Е
и S0.)
132. King I., AJ 71, 777,1966. (Ядра галактик Е.)
133. Zwicky F., Atti del Conv. sulla Cosmolog., Firenze, 1966, стр. 133. (Ком¬
пактные ядра некоторых галактик Е и S0.)
ЛИТЕРАТУРА
469
134. Воронцов-Вельяминов Б. А., АЖ 34, 8, 1957. (Диффузная материя в га¬
лактиках Е.)
135. LillerM., ApJ 132, 306, 1960; 146, 28, 1966.
136. Johnson Н., ApJ 133, 314, 1960.
137. Houten С. van, BAN 16, 1, 1961. (Анализ обширной фотометрии галактик
Е, SO, S.)
138. Tifft W., AJ 74, 354, 1969. (Фотометрия галактик Е и S0.)
139. Lasker М., AJ 71, 862, 1966; 75, 1, 1970. (Эффект светимости в показате¬
лях цвета.)
140. Kode D., AJ 72, 789, 1967. (Спектр баров.)
141. Воронцов-Вельяминов Б. А., Носкова Р. И., АЖ 49, 1010, 1972.
142. Danver С., Ann. Obs. Lund. N° 10, 1942. (Параметры спиральных ветвей.)
143. Vorontsov-Velyaminov В. А., AJ 66, 551, 1961. (Критика гипотезы взрыв¬
ного происхождения ветвей из ядра.)
144. Воронцов-Вельяминов Б. А., АЖ 35, 858, 1958. (Открытие негравитаци¬
онного взаимодействия галактик, перекоса слоя пыли.)
145. Каллоглян А. Т., Сообщ. Бюраканск. обе. 33, 19, 1963. (Фотометрия га¬
лактик SB.)
146. Vaucouleurs G. and A., ApJ 137, 363, 1963; AJ 68, 278, 1963. (Движения
в SB.)
147. Vaucouleurs G. and A., Freeman К., Vistas in Astron. 14, 163, 1972.
148. Sancisi R. B.t в книге «Dynam. de Gal. Spir.», Paris, 1975.
149. Rubin У., Ford К., Peterson Ch., ApJ 199, 1, 1975.
150. Kruit van den P., IAU Sympos. № 58, p. 431, 1974.
151. Воронцов-Вельяминов Б. А., Зайцева Г. В., Лютый В. М., АЖ 49, 93,
1972.
152. Walker М., ApJ 136, 695, 1962; AJ 68, 744, 1964. (Вращение кернов га¬
лактик.)
153. Воронцов-Вельяминов Б. А.у АЖ 42, 1168, 1965. (Ядерные области га¬
лактик.)
154. Горбачев Б. И., Сообщ. ГАИЩ № 148, 1969. (Фотометрия ядерных об¬
ластей).
155. Горбачев Б. И., АЖ 43, 46, 1966. (Фотометрические разрезы ядер.)
156. Spinrad #., P. A. S. Р. 74, 146, 1962. (Моделирование звездного состава
М 31).
157. Аракелян М. А., Товмасян Г. М., Сообщ. Бюраканск, обе. 36, 31, 1964.
(Характер ядер SB.)
158. Товмасян Г. М., Астрофизика 1, 197, 1965; 2, 317, 1966. (Характер ядер
SB.)
159. Riecke G., Low F., ApJ 200, L 67, 1975.
160. Harper D., Low F.^ ApJ 182, L 89, 1973.
161. Ekers P.D., IAU Symp., № 58, p. 257, 1974.
162. AlloinD., Astron. Astrophys. 17, 433, 1973.
163. Бисноватый-Коган Г., Блинников С., АЖ 53, 485, 1976.
164. Heeschen D., Wade С., AJ 69, 277, 1964. (Радиообзор галактик.)
165. Caswell /., Wills D., M. N. R. A. S. 135, 231, 1967. (Отождествление ис¬
точников 4C.)
166. Товмасян Г. М., Астрофизика 2, 419, 1965. (Радиоизлучение галактик
SB.)
167. Mills В., Glanfield Nature 208,10,1965. (Радионаблюдения спиралей.)
168. Rogstad D., Ekers R., ApJ 157, 481, 1969; AJ 73, 187, 1969. (Радиоиз¬
лучение нормальных галактик E.)
169. Bergh S. van den, J. R. A. S., Canada 62, Aug., Oct., 1968. (Обзор Мест¬
ной группы.)
170. Byrnes D., P. A. S. P. 78, 30, 1966.. (Обособленность Местной группы.)
171. Abies H., Vaucouleurs G., P. A. S. P. 77, 272, 1965. (Расстояние IC 10.)
172. Limber N., AJ 66, 572, 1961, «Probl. Extragal. Research.», p. 239.
470
ЛИТЕРАТУРА
173. Gascoigne S., Westerlund ВCanberra, 1963. (Uppsala — Mt Stromlo
Atlas of the Magellanic Clouds.)
174. Wesselink A., M. N. R. A. S. 119, 576, 1959. (Переход от Гарвардской
системы координат к современной в Магеллановых Облаках.)
175. Фотометрические стандарты для Магеллановых Облаков, ApJ 118, 314,
1953; Harv. Bull. № 921, 1952; М. N. R. A. S. 120; 79, 1960; 121, 531,
1960.
176. Вок В., Ann. Rev. Astr. Aph. 4, 95, 1966. (См. также J. R. A. S., Canada
63, 105, 1969. (Обзор по Магеллановым Облакам.)
177. Turner В,, AJ 73, 121, 1968. (Динамика системы БМО и ММО.)
178. Starr F., Newall i?., PASP 75, 239, 1963.
179. Elsasser H., Haug Z7., Z. f. Aph. 50, 121, 1960. (Фотометрия Магеллано¬
вых Облаков.)
180. Thackeray A., Adv. Astr. Aph. 2, 196, 1963. (Обзор БМО.)
181. Webster L., M. N. R. A. S. 143, 79, 97, 1969. (Планетарные туманности
в МО.)
182. Smith L., М. N. R. A. S. 140, 409, 1968. (Звезды WR в MO.)
183. Westerlund B., Sympos. IAU №20, стр. 239, 316. (Планетарные туман¬
ности и звезды WR в МО.)
184. Henize К., ApJ Suppl. № 22, 1956; Sympos. IAU № 20, Canberra, 1965.
(Эмиссионные объекты в Магеллановых Облаках.)
185. Sympos. IAU № 20, Canberra, 1965. (О переменных звездах в МО.)
186. Walker М. et al., AJ 74, 44, 964, 1969. (Составные фото МО в синем и ин¬
фракрасном свете.)
187. Hogg A., Hunt VAtlas of the SMC, Canberra, 1963.
188. Henize К., Westerlund R., ApJ 137, 747, 1963. (Эмиссионные туманности
в ММО.)
189. Arp Я., AJ 65, 404, 1960. (О переменных в ММО.)
190. Wright F.j Hodge P., «Identification atlas of the LMC», Canberra, 1964.
191. Danerty et al., ApJ Suppl. 2, 345, 1956. (Фотометрия 115 туманностей в
БМО.)
192. Feast М., Obs. 84, 266, 1964. (Скорости планетарных туманностей в
БМО.)
193. McGee R., Milton Austr. J. Phys. 17, 515, 1964; 19, 343, 1966; Suppl.
№ 2, 1966. (H I и Ш БМО.)
194. Simonson S., ApJ 202, L 103, 1975.
195. Davies R. D., IAU Sympos. № 58, 1974, p. 119.
196. Whiteoak /., P. A. S. P. 75, 103, 1963. (Проблема спиралей в Галактике.)
197. Arp Я., ApJ 141, 43, 1965. (Звезды в ядре Галактики.)
198. Borgman /., в IAU Sympos. № 60, 1974, р. 465,
199. Verschuur G., AJ 73, 122, 1968.
200. Воронцов-Вельяминов Б. А., АЖ 33, 14, 1956. (Ядерный диск М 33.)
201. Hubble Е., ApJ 63, 236, 1926. (Описание М 33.)
202. Boulesteix J. et al., Astron. Astrophys. 37, 33, 1974.
203. Воронцов-Вельяминов В. А., АЖ 33, 205, 1956. (Расположение скоплений
сверхгигантов в М 33.)
204. Воронцов-Вельяминов Б. А., АЖ 32, 401, 1955. (Связь сверхгигантов и
пыли в М 33.)
205. CorsoG., Bull. AAS VII, № 3, 411, 1975.
206. Brandt /., М. N. R. A. S. 129, 309, 1965. (Масса M 33.)
207. Hubble E., ApJ 69, 103, 1931. (Описание M 31.)
208. Baade W., Mitt. Astr. Gesellsch. 1955, p. 51. (Сравнение M 31 с Галакти¬
кой.)
209. Bergh S. van den, Racine R., AJ 72, 69, 1967. (m — M для M 31.)
210. Arp Я., ApJ 139, 1027, 1964. (Спиральные ветви M 31 по Н II.)
211. Bergh S. van den, ApJ Suppl. 86, 1964. (OB ассоциации в M 31.)
ЛИТЕРАТУРА
471
212. Шаров А. С.. АЖ 45, 146, 335, 980, 1968. (Подсистемы шаровых скоп¬
лений, новых звезд и пыли в М 31.)
213. Baade W., Swope Н., AJ 60, 151, 1955; 68, 435, 1963.
214. Hartwick F., Sargent W.y ApJ 190, 243, 1974.
215. Emerson D., M. N. R. A. S. 169, 257, 1974.
216. Lalleman A., Duchesne N., Walker М., P. A. S. P. 72, 76, 1960.
217. Walker W., P. A. S. P. 86, 861, 1974.
218. Rubin V. et al., ApJ 170, 25, 1971; 181, 61, 1973.
219. Peterson С., Bull. AAS 7, № 2, 254, 1975.
220. Dehanveng /., Pellet A., Astron. Astrophys. 38, 15, 1975.
221. Roberts М., AJ 70, 689, 1965; ApJ 144, 639, 1966.
222. Reddish V. et al., M. N. R. A. S. 133, 359 (1966).
223. LindbladB. et al., ApJ 104, 211, 1946.
224. Kraus J., Dixon Д., Nature 207, 587, 1965. (Радиоконтинуум в M 31.)
225. Hodge P., ApJ 182, 671, 1973.
226. Воронцов-Вельяминов Б. A., Observ. 54, 216, 1931.
227. Oke /., Schwarzschild М., ApJ 198, 63, 1975.
228. Hubble E., The Realm of Nebulae, London, 1936.
229. Baade W., Swope H., AJ 66, 300, 1961. (Карликовая система в Драконе.)
230. Baade W., «Stellar Populations», Amsterdam, 1958 и «Evolution of Stars
and Galaxies», Cambridge, 1963. (Разложение на звезды эллиптических
систем.)
231. King /., AJ 67, 471, 1962.
232. Hodge P., Michie R., AJ 70, 685, 1965; 71, 171, 1966; 74, 587, 1969.
233. Hoerner S. van, ApJ 125, 451, 1957.
234. Hodge P., Bull. AAS 7, № 4, 506, 1975.
235. Mathewson D. S., Cleary M. N., Murray J. D. в IAU Sympos. №58,
1974, p. 367.
236. Linden Bell D., M. N. R. A. S. 174, 1976.
237. Вгйск М. 7\, M. N. R. A. S. 173, 327, 1975.
238. Alciano G., Astron. Astrophys. Suppl. 21, 279, 1975.
239. Hodge P., AJ 66, 83, 1961; ApJ 141, 308, 1965. (Звездные скопления в сис¬
теме Печи.)
240. Sawyer-Hogg Е., Hd. d. Phys. 53, 240, 1959.
241. Воронцов-Вельяминов Б, А., АЖ 43, 231, 1966.
242. Racine Д., P. A. S. P. 80, 326, 1968.
243. Harris W., Smith M., Bull. AAS 7, № 4, 534, 1975.
244. Jaschek C., Z. f. Aph. 44, 23, 1957.
245. Code A., Houck T.9 AJ 61, 173, 1956.
246. Vaucouleurs G., L’exploration des galaxies voisines.
247. Walravens Th. and /., Symp. IAU № 20, 1963, p. 321.
248. Lilley E., ApJ 121, 559, 1955.
249. Spinrad H., P. A. S. P. 73, 336, 1961; 74, 70, 146, 1962; 78, 367, 1966;
ApJ 135, 715, 1962.
250. Faber S., Astron. Astrophys. 20, 351, 1975.
251. Baldwin /., Danziger, Frogel /., Persson S., Ap. Lett. 14, 1, 1973.
252. Ulrich М., IAU Symp. № 58, 279, 1974.
252a. Воронцов-Вельяминов Б. А., АЖ 34, 8, 1957; 40, 85, 1963.
253. Hodge P., AJ 72, 129, 1967; Science 150, 374, 1967.
254. Hodge P., ApJ Suppl. 27, 113, 1974; ApJ 201, 556, 1975.
255. Roberts М., AJ 67, 437, 1962.
256. Воронцов-Вельяминов Б. A., АЖ 46, 297, 1969.
257. LyndsBApJ Suppl. 28, № 267, 396, 1974.
258. Hodge P., ApJ Suppl. 28, 391, 1974.
259. Sargent W., Searle L., ApJ 162, 1155, 1970.
260. Rayle М., Hewish A., M. N. R. A. S. 120, 220, 1960.
261. Fisher J., Tully Д., Bull. AAS 5, 4, 429, 1975.
472
ЛИТЕРАТУРА
262. Linden Bell D., Obs. 87, 163, 1967.
263. Bergh van den S., IAU Symp. № 58, 157, 1974.
264. Faber S., ApJ 179, 731, 1973.
265. Маркарян Б. Ё., Астрофизика 3, 55, 1967; 5, 433, 1969; 5, 582, 1969.
266. Эйдманн Дж., Каллоглян А., Астрофизика 9, 71, 1973.
267. Sersic /., Pastorisa М., P. A. S. Р. 77, 287, 1965.
268. Назарова Л. В., Известия САО 4, 1972; Известия КрАО 48, 1973; 50,
1974* 52 1975.
269. Sargent W., ApJ 160, 405, 1970.
270. Burbidges М. and G., ApJ 140, 130, 1964.
271. Амбарцумян В. А., Арп X., Хоаг А., Мирзоян Л. В., Астрофизика И,
193 1975
272. Sandage A., ApJ 141, 1560, 1965.
273. Lynds С., Sandage A., ApJ 137, 1005, 1963.
274. Гурзадян Г. А., Сообщ. Бюраканск. обе. № 34, 37, 1963.
275. Воронцов-Вельяминов Б. А., Иванишевич Г., АЖ 51, 300, 1974.
276. Воронцов-Вельяминов Б. А., Иванишевич Г., Сообщ. ГАИШ № 189, 1974.
277. Weedman D., Khachikian Е., ApJ 192, 581, 1974.
278. Adams Т., Bull. AAS 7, № 4, 516, 1975.
279. Nature 244, 18, 1973.
280. Oke Sargent W., ApJ 151, 807, 1968.
281. Воронцов-Вельяминов Б. А., АЖ 35, 208, 1958.
282. Караченцев И. Д., Доклад на 3-й Европейской конференции, Тбилиси,
1976.
283. Фесенко Б. И., АЖ 53, 112, 1976.
284. Burbidges М. and G., ApJ 145, 661, 1966.
285. Burbidges М. and G., Hoyle F., ApJ 138, 873, 1963.
286. Sandage A., ApJ 138, 863, 1963.
287. Toomre A., Toomre J., ApJ 178, 623, 1972.
288. Wright A., M. N. R. A. S. 167, 251, 1974.
289. Toomre A., in Sympos. IAU № 58, 1974.
290. Abell G., ApJ Suppl. 3, 211,1958. (Каталог богатых скоплений.)
291. Шаров А. С., АЖ 36, 807, 1959. (Анализ подсчетов в скоплениях.)
292. Мак Витти Д., в кн. «Строение звездных систем», ИЛ, 1962, стр. 543.
(Эволюционная поправка к светимости галактик.)
293. Караченцева В. Е., Диссертация, Ереван, 1975.
294. Krupp Е.у P. A. S. Р. 86, 385, 1974.
295. Abell et al., AJ 72, 288, 1967; Ann. Rev. Astron. Astrophys. 3, 1, 1965.
296. NeymanJ., Scott E., AJ 67, 119, 582, 1963; 69, № 8, 1964; Bull. Inst.
Internat. Statist. Ottawa, 1963, p. 1026; «Probl. Extragal. Research»,
New York, 1962, p. 269, 294 и др.; Строение звездных систем, ИЛ, 1962,
стр. 510; Proc. 4-th Berkeley Sympos. Math. Statist. 3, 261, 1961. (Ста¬
тистическая обработка и интерпретация подсчетов галактик.)
297. Vaucouleurs G., P. A. S. Р. 83, ИЗ, 1971. (Распределение скоплений га¬
лактик в большом масштабе, их плотность и радиус.)
298. Фесенко Б. И., в печати.
299. Караченцев И. Д., Сообщ. Бюраканск. обе. № 34, 76, 1968. (Средние
характеристики систем галактик.)
300. Эйнасто Я. Э., Astroii. Astrophys. 40, 133, 1975.
301. Огородников К. Ф., Динамика звездных систем, Физматгиз, 1958.
302. Lin С., Shu F., ApJ 140, 646, 1965; 155, 721, 1969.
303. Воронцов-Вельяминов Б. А., Астрон. цирк. № 495, 1969.
304. Мишуров Ю. Я., Сучков А, А., Aph. and Space Sc. 17, 285, 1972.
305. Мишуров Ю. Я., Сучков А. А., Aph. and Space Sc. 33, 285, 1975.
306. Мишуров Ю. H., Пефтиев В., Сучков А. А., ПАЖ 1. 8, 1975.
307. La dinamique des Galaxies Spirales, Paris, 1975.
308. IAU Sympos. № 44, 1971; № 58, 1974.
ЛИТЕРАТУРА
473
309. Pooley G., Kenderdine S., M. N. R. A. S. 139, 529, 1968. (Каталог 5G.)
310. Комберг Б. В., Озерной Л. М., N-галактики как метагалактическая
популяция.
311. Barbieri С., Capaccioli М., preprint, 1974.
312. Veni /. de, Osborn W/arces J?., P. A. S. P. 89, 611, 1974.
313. Товмасян Г. М., Астрофизика 3, 535, 1967.
314. Ryle М., Windrat М., М. N. R. A. S. 138, 1, 1968.
315. Кардашев Н. С., АЖ 46, 965, 1963.
316. Озерной Л. М., АЖ 43, 300, 1966.
317. Бербиджи М. и Дж., Квазары, «Мир», 1969.
318. Schmidt М., Ann. Rev. Astr. Aph. 7, 527, 1969.
319. Moffet A., Ann. Rev. Astr. Aph. 4, 145, 1966. (Обзор по радиогалакти¬
кам.)
320. Larson R. 2?., M. N. R. A. S. 157, 121, 1972.
321. Toomre A., Sc. Amer. 229, 47, 1973.
322. Воронцов-Вельяминов Б. A., Astron. Astrophys. 37, 425, 1971.
323. Starr F., Newall R., P. A. S. P. 75, 239, 1963.
324. Peebles P., ApJ 155, 393, 1969.
325. Oort J., Astron. Astrophys. 7, 381, 1970.
326. Караченцев И. Д., Астрофизика 2, 81, 1966.
327. Воронцов-Вельяминов Б. А., Астрон. цирк. № 457, 1968.
328. Зельдович Я. Б., Астрофизика 6, 319, 1970.
329. Дорошкевич А. Г., Зельдович Я. Б,, Новиков И. Д., АЖ 44, 295, 1967.
330. Озерной Л. М., Чернин А. Д., АЖ 44, 1131, 1967; 45, 1137, 1968.
331. Harrison E.j М. N. R. A. S. 148, 119, 1970.
332. Воронцов-Вельяминов Б. А., Астрофизика 6, 101, 1970; P. A. S. P. Leaf¬
let № 485, 1969.
333. Пикельнер С. Б., ред., «Происхождение и эволюция галактик и звезд»,
сб., Москва, «Наука», 1977.
334. Verschur G. L., Kellerman К. Г., «Galactic and Extragalactic Radio Ast¬
ronomy», Springer, New York, 1974.
335. Oort J. #., «Recent Radio Studies of Bright Galaxies» in IAU Sympos.
№ 58, 1974, p. 375.
336. Kerr F., SimonsonS., eds., «Galactic Radio Astronomy», Reidel, New
York, 1974.
337. Гаген-Торн В. А., Астрофизика 10, 125, 1974.
ПРЕДМЕТНЫЙ УКАЗАТЕЛЬ
Ассоциации 0-звезд 256, 262, 458
Атлас взаимодействующих галактик
22, 305, 319, 367, 369
— галактик (Хаббловский), Сэндид-
жа 22, 145, 198, 277, 280, 281, 305
— пекулярных галактик, Арпа 22,
305
— южных галактик (Капский),
Эванса 22
Атласы Магеллановых Облаков 187,
192, 194
Балдж 23, 24, 132, 136, 140, 160—163
Бар (перемычка) 16, 18, 23—27, 44,
90, 142, 144, 150, 156—160, 200,
268
Взаимодействующие галактики 10,
33, 155, 159, 305-310, 319, 336,
345, 362^385, 459
УУ 13 383
VV 19 и 20 373, 384
УУ 21 372
VV 32 375
VV 33 372
VV 34 367, 370
УУ 42 439
VV 79 368
VV 116 (секстет Воронцова-
Вельяминова) 362, 363, 374,
406, 441
VV 117 365, 374, 378, 442
VV 123 378
VV 142 443
УУ 224 367, 379
VV 243 368, 374
VV245 370, 371, 375, 379, 383
УУ 247 384
VV 249 371
VV 261 309
УУ 264 361, 383
VV 288 406
VV 301 384
УУ 324 319
УУ 356 439, 443
VV 394 306
VV 464 306
VV 497 441
VV 523 440, 441
УУ 644 366
VV 781 307
Вихревые возмущения 454—458
Галактика наша 54, 60—62, 105,
106, 116, 149, 169, 171, 174, 176,
179, 180, 182-184, 203-211, 242,
270, 403, 431
—, вращение 94, 99, 100, 182
—, звездное население 204—211
—, избирательное поглощение 54,
282
—, магнитное поле 208
—, масса 207
—, облака Н I 204, 207—210
—, окрестности Солнца 210, 211
—, пекулярная скорость 182
—, поглощение света 53, 119, 229—
231
—, подсистемы 204—210
—, размеры 203, 204
—, радиокорона 210
—, радиоструктура 174
—, расстояние до центра 207
—, спиральные ветви 94, 204
—, тип 180, 204
—, ядро 205—209
Галактики *), абсолютные звездные
величины 60, 76, 77, 81, 102, 103,
121, 127, 130, 184
— аморфные 25, 33, 312
— асимметричные 41, 312
— веретенообразные 59
— взаимодействующие 10, 33, 155,
159, 304—316, 319
—, взрывы 239, 319, 324, 331—337
—, видимые звездные величины 12,
45—47, 61, 74, 76, 77, 114, 115,
118, 119, 121, 339, 360
—, вращение 81—95, 110, 111, 221,
224, 241, 242, 292, 457
—, гнезда 364, 365, 378
*) См. также указатель некоторых галактик на стр. 478.
ПРЕДМЕТНЫЙ УКАЗАТЕЛЬ
475
Галактики голубые Аро и Маркаряна
33, 298-304, 311, 320, 329, 418
—, группы 69, 115, 142, 178—247,
362—366, 401—403
— двойные 10, 359—385 (см. также
взаимодействующие)
, орбиты 96, 97
— двухъярусные 35
—, динамика 408—413
— дисковидные (дискообразные) 26,
33, 50, 56
—, дисперсия скоростей 77, 100-
ЮЗ, 182
—, звездное население 70, 184, 200,
248-297, 410, 411
—, избытки цвета 137, 220, 257
—, инфракрасное излучение 165, 166
— карликовые компактные Арпа
131, 160, 179—185, 312
типа Скульптора 33, 114, 131,
179-186, 243-246, 264, 359, 362
— квазизвездные (квазаги) 33, 326—
331, 419
—, кинематика 404—408
— кольцевые 27, 33, 35, 41, 72, 137,
275
— кометообразные 420, 421
— компактные Цвикки 14, 34, 162,
316—326
I Zw 0930+55 287
II Zw 0430-05 325
II Zw 0553+03 287
II Zw 1122+54 325
II Zw 40 325
III Zw 2 319, 338
III Zw 56 318
III Zw 108 320
IV Zw 18 318
3C 120 325
—, красное смещение 55, 77, 294,
429—431
— кратные 178—247, 359—413
—, лучевые скорости 50—52, 78, 87,
182, 360
—, массы 60, 76, 77, 96—114, 163,
207, 241
—, Местная группа 60—64, 69, 70,
75, 115, 142, 178—247, 362, 403
—, модели 104—112, 266, 267
—, морфологические типы 32—45,
113, 121—127
— N 421, 433
— неправильные 14, 23, 124, 179,
186-203, 284
—, облака 362
—, объект Хьюмасона — Цвикки
301
Галактики пекулярные 136, 299—359
—, — скорости 77, 78, 182
— пересеченные 23, 124, 150, 156—
160, 275
—, поверхностная яркость 9, 33, 47,
54, 76-81, 99, 106, 129, 130, 136,
145, 146, 161-165, 238, 339
—, поглощение света 53, 54, 58, 59,
76
—, показатели цвета 45, 54, 55,
141-144, 265
—, происхождение 408—413, 434—
464
— радио- 33, 54, 127, 166, 167, 172,
175, 255, 279, 336, 337, 372, 414-
433
—, радиоизлучение 115, 166—177,
239, 417—427
—, радиоструктура 174—176
—, расстояния 60—81
—, светимость 45, 72—81, 115—177
— Сейферта 33, 54, 167, 175, 302,
311, 319, 320, 337—358, 415, 418,
419, 459
—, сжатие 57, 58, 121, 122, 140, 165,
166
—, синхротронное излучение 54,
169—177, 417
—, скопления 34, 78, 81, 115—119,
185, 385—398
—, спектры 52, 53, 175, 265, 266—
272, 354, 356, 357
— спиральные 14, 23, 26, 35, 114,
122—127, 141—149, 203—239,
263, 276—280, 284
— —, форма ветвей 148, 149, 225
—, структура 32—45, 81—84, 128—
140, 144—167, 408-413
— сфероидальные 102, 114, 179
— типа Е, образование 443—446
— типы 17, 33-41, ИЗ, 121-127,
202, 203
—, трапециевидные группы 404, 405
— трехъярусные 35
—, угловые размеры 48—50, 72, 75,
76
—, фотографирование 14—22
—, фотометрия 45—48, 128—147,
222—239
—, фрагментация 435—446
—, химический состав 263, 294—
297
—, эволюция 414—464
— эллиптические 14, 22, 23, 33, 97,
126-134, 179, 182, 184—186,
239—242, 263, 273—276
—, эффект покраснения 267, 269
476
ПРЕДМЕТНЫЙ УКАЗ АТЕЛЬ
Галактики, ядра см. Ядерные обла¬
сти галактик
Гипотеза Амбарцумяна В. А. (деле¬
ния галактик) 273, 313, 363, 364,
378, 434, 458-460
— Арпа (происхождения мелких га¬
лактик и квазаров) 427, 461
— Воронцова-Вельяминова Б. А.
(эволюции квазаров) 462—464
— Гамова («горячей вселенной») 434
— гравитационной неустойчивости
434
— Озерного JI. М., Чернина А. Д.
и Чибисова Г. В. (вихревых воз¬
мущений) 455—458
Диаграмма Герцшпрунга — Рессела
«светимость — цвет» 62, 81, 203,
258, 264
Диски галактик 24, 140, 155, 160—
162, 174
Диффузная материя 14, 272—297
Диффузные туманности 14, 197—199,
272-297
Завал (самопоглощение) 353, 428
Звездные скопления рассеянные 62,
251—254, 295, 296
— — шаровые 60, 70, 184, 204, 248—
256, 264, 265
Звезды Вольфа — Райе 191, 195,
204, 257, 259
— новые 64—67
—, образование и эволюция 443—
449
— переменные долгопериодические
(мириды) 64
— —, зависимость «период — свети¬
мость» 60, 63
— —короткопериодические (RR Lyr)
60-64, 205, 243, 251, 263,
329
, статистические параллаксы
61
цефеиды 60—65, 190, 205, 243,
263, 329
Избирательное поглощение света 54,
76, 205, 206, 265—267
Изотермическое возмущение 454, 455
Интерферометр Фабри — Перо 209,
212, 221
Источник радиоизлучения Гидра А
(NGC 1316) 273
— — Дева A (NGC 4486=М 87) 334,
425—427
-г- » Лебедь А. 423—427
Источник радоизлучения Персей
A (NGC 1275) 337—340, 351, 353,
354, 418
— — Стрелец А 209
— — Центавр A (NGC 5128) 425—
427
Источники радиоизлучения 33, 54,
172, 314, 337-341, 351—354,
414-433, 462
— рентгеновского и у-излучения 167
— — квазизвездные (квазары) 33,
54, 320, 338, 401, 414—433-
— —, природа и структура 417—
433
Каталоги:
ван ден Берг С., Каталог типов и
модулей расстояний 750 галак¬
тик 13, 74
Вокулер Ж., Пересмотренная клас¬
сификация 1500 ярких галактик
(Rev CBG) 13
Вокулер Ж. и А., Справочный
каталог ярких галактик . (Ref
CBG) 12
Воронцов-Вельяминов Б. А., Ка¬
талог ядерных областей галактик
161
Воронцов-Вельяминов Б. А., Крас¬
ногорская А. А., Архипо¬
ва В. П., Морфологический ка¬
талог галактик (MCG) И, 13,
22, 26, 34, 35, 41-44, 149, 172,
173, 317, 318, 326, 362, 368
Дрейер Дж., Новый генеральный
каталог туманностей и скопле¬
ний (NGC) и два дополнения к
нему (1C) 10, И
Цвикки Ф. с сотрудниками, Ката¬
лог галактик и скоплений галак¬
тик (CGC1G) 12
Шелли X., Эймс А., Каталог га¬
лактик ярче 13
звездной величины И
Квазаги см. Галактики квазизвезд¬
ные
Квазары см. Источники радиоизлу¬
чения квазизвездные
Квинтет (квартет) Сейферта 362, 364,
366, 441
— Стефана 362, 364, 406, 441
Керн (ядрышко) 23, 24, 93, 101, 160.
165, 232, 234, 235, 242, 269
Классификация галактик 15, 22—45,
72-74, 121-127, 134, 144, 149,
186
— — ван ден Берга 26, 32, 72—75
ПРЕДМЕТНЫЙ УКАЗАТЕЛЬ
477
Классификация галактик Вокулера
27—32, 134
— — Хаббла 14, 22, 25, 26, 45, 149
Хаббла — Сэндиджа 25,. 26,
34, 39
— — Ходжа для SO 32
— — Хольмберга 24, 25
Коллапс (гравитационное самоуплот¬
нение) 324, 445
Колометрия 45—48, 139, 140, 143, 144
Крабовидная туманность 331, 334,
357
Красное смещение 55, 74, 77, 119,
401, 429—431
Линзы галактик 23—26, 137, 160#
216, 217, 232, 263, 269
Магелланов поток 246, 247
Магелланово Облако Большое 60,
174, 180, 189—192, 194—202,
248—254, 257—262, 295, 296
Малое 18, 60—62, 180, 186,
189-194, 200, 201, 248, 249, 251—
254, 257—2$1
Магеллановы Облака 14, 18, 60, 66,
141, 169, 174, 179, 180, 186-200,
249—254, 257—262, 288, 294—
296, 443
— —, атласы 187, 194
— —, каталоги объектов 191, 196
Магнитное поле 171, 208, 417
Магнитоид 431, 432
Магнитоподобные явления 149—155,
376-378
Межгалактические среда и ветер 401
Местная группа галактик 60, 63, 69,
70, 75, 115, 142, 178—247, 362
—, члены группы 179—181
Метагалактика 186, 398—401, 430,
434, 435
—, население 434—464
—, расширение 434, 435, 450—452,
456
Метод ярчайших звезд (Шепли) 69,
74
Модели Вселенной (космологические)
79, 328, 401, 415, 435, 457, 458
Модуль расстояния 66, 71, 74, 77—81
Морфологический каталог галактик
12, 13, 22, 26, 34, 41, 149, 173,
362, 368
Облака (области) Н I и Н II .69, 87—
89, 112, 167, 168, 197—204, 207—
209, 283—287, 400
Паломарский атлас неба 9, 12, 34, 48,
138, 186, 386
Перемычка см. Бар
Плазмоид 417, 430, 433
Планетарные туманности 14, 191,
196, 259, 342
Постоянная Хаббла 50, 69, 77—80,
96, 400, 450
Пылевая материя 53, 265, 272—282
Радиогалактики 33, 54, 127, 172, 175,
255, 279, 314, 336, 337, 414-433
Радиоизлучение нормальное 167—
177
—, поляризация 171, 208, 417
—, природа источников 428—433
— реликтовое 417, 451, 455
— синхротронное (тормозное) 54,
167—177, 334, 347, 353, 417
—, спектры 173—177
— тепловое 167—169
—, физическая модель 175—177
Радиоиндекс 168, 169, 331
Радиокорона 174, 210
Радиус Шварцшильда 431
Релятивистские электроны 170, 175
Самопоглощение (завал) 353, 428, 429
Сверхассоциации 256
Сверхгалактика 10, 401—404
Сверхоблако 401—404
Сверхскопление 401—404
Секстет Воронцова-Вельяминова
(VV 116) 362, 363, 374, 406, 441
Скопление галактик в Большой Мед¬
ведице и Гончих Псах 388, 395,
399, 400, 403
Деве 78, 79, 81, 103, 119,
125, 127, 161, 256, 362, 386, 388,
395, 399, 401, 403, 406, 407
— — — Коме (Волосах Вероники)
81, 119, 125, 131, 132, 323, 324,
386, 388-390, 394, 395, 406
Скопления галактик Abell 34, 184,
395, 397
Спектральные классы галактик 52,
53, 142, 219, 220, 257
Спектральный индекс 168, 175, 353
Теорема о вириале 97—99, 182, 405,
456
Теория гравитационной конденсации
459
Типы галактик 32—45, ИЗ, 114,
121-127, 203
— звездного населения 70, 184, 191,
192, 200, 235, 248—297
Туманности диффузные 14, 195—200
478
ПРЕДМЕТНЫЙ УКАЗАТЕЛЬ
Туманности планетарные 14, 191,
196, 259, 342
Фарадеевское вращение плоскости
поляризации 171
Формула Доплера 79
— Хаббла 76, 129, 338
— Хольмберга 76
Фотографирование галактик 14—22
Фотометрия галактик 46, 47, 128—
.147, 189, 212, 223—239, 253, 254
Функция радиосветимости 415
— светимости 115—121, 184, 185,
393, 394
Химические элементы, происхожде¬
ние 449, 450
Шкала расстояний 60
Эффект покраснения галактик Стеб-
бинса — Уитфорда и эволюцион¬
ный 144, 269
Ядерные области галактик 23, 26,
145, 160-167, 176, 177, 232, 234,
308-316
— —, каталог Воронцова-Вельями¬
нова Б. А. 161
— — пекулярные 306—316
Ядра галактик 24, 34, 53, 131, 158—
167, 176, 204—209, 308—337, 351
— —, активность 155, 176, 177,
308, 337
звездоподобные 164, 323, 339,
346, 348
, массы 163, 208, 351
— —, население 263—267
, спектры 53, 265—272
, физические условия 320,
340-358
УКАЗАТЕЛЬ НЕКОТОРЫХ ГАЛАКТИК
NGC 55 174, 195
NGC 127 136
NGC 128 136, 163, 305, 306
NGC 147 33, 131, 179, 180, 186, 245,
246, 254, 264
NGC 185 131, 133, 179, 180, 186, 243,
245, 246, 254, 264, 265, 273
NGC205 21, 133, 161, 179, 180, 186,
209, 239-242, 251, 254, 263, 265,
269, 271, 273, 448
NGC221 (М 32) 21, 33, 70, 86, 92,
100, 103, 121, 130, 131, 160, 161,
163* 179, 180, 209, 220, 225, 239—
242, 246, 263, 265, 269-271, 280
NGC224 (М 31) 14, 19, 21, 60—70,
85, 86, 88, 89, 92-94, 103-105,
108-110, 112, 141, 145, 146, 155,
157, 160—163, 166, 169, 179, 180,
182, 184, 207, 209-211, 213, 216,
220—242, 245, 246, 248-251, 253—
255, 257, 259, 260, 262—266, 269—
271, 280, 281, 285, 288, 290—292,
294, 296, 297, 314, 337, 359
NGC 253 166, 167, 175, 271, 276, 293,
311 314
NGCB00 90, 94, 174, 210, 221
NGC 598 (М 33) 14, 21, 66, 69, 89, 91,
93, 94, 104, 141, 146, 157, 161, 162,
169, 179, 180, 211—222, 229, 239,
245, 249, 251, 253, 254, 279, 280,
285, 287, 290, 292
NGC 891 274, 279, 280
NGC 1068 (М 77, Сейферта) 35, 81,
155, 163, 165, 175, 277, 310, 338,
340—351, 354, 356
NGC 1097 165, 173, 277, 312, 313, 316,
448
NGC 1275 (Персей А) 165, 331, 338-
340, 343—345, 352—355, 398, 418
NGC 1291 29, 134, 135, 163
NGC 1300 17, 164, 165, 277, 278
NGC 1316 (Гидра А) 273
NGC 2403 63, 70, 72, 73, 262, 287, 292
NGC 2685 155, 156, 280, 307, 308, 335
NGC2841 146, 147, 166, 167
NGC 2903 21, 71, 89, 92, 159, 277,
311, 315
NGC 3031 (М 81) 14, 63, 72, 85, 95,
115, 155, 163, 209, 254, 262, 270,
280, 282, 308, 314, 331, 406
NGC 3034 (М 82) 33, 54, 141, 142,
166, 167, 239, 271, 276, 293, 308—
311, 314, 319, 331—337, 344, 352,
460
NGC 3077 33, 276, 310, 315, 337
NGC3115 109, 111, 122, 135, 140
NGC3227 (Сейферта) 341
NGC3351 (М 95) 31, 159,т 277, 302,
310, 312, 313, 315
NGC 3379 48, 101, 102, 128, 129, 133,
254, 266, 267
УКАЗАТЕЛЬ НЕКОТОРЫХ ГАЛАКТИК
479
NGC 3504 89, 277, 316
NGC 3623 (М 65) 15, 89, 276
NGC 4027 84, 90, 159, 195
NGC 4038-9 369, 370, 379, 383,
438
NGC4051 (Сейферта) 164, 312, 339,
349, 350
NGC4151 (Сейферта) 165, 338—342,
344, 345, 349—352, 354—358
NGC4244 277, 278, 292
NGC4258 (М 106) 167, 169, 311, 314,
350
NGC 4278 254, 284, 295, 315
NGC 4314 16, 306, 312, 315
NGC4321 (М 100) 66, 69, 73, 276,
313 315
NGC4406 (М 86) 254, 270, 364
NGC4449 174, 200, 442
NGC4472 (М 49) 33, 254, 267
NGC 4486 (М 87, Дева А) 33, 49, 103.
ИЗ, 130, 131, 144, 254, 255, 267,
284, 297, 312, 425, 438, 448
NGC 4565 57, 205, 274, 278, 279, 282
NGC 4569 (М 90) 30, 276
NGC 4594 (М 104) 109, ИЗ, 137—139,
145, 254, 278, 281, 282, 314
NGC 4631 83, 90, 158, 159, 174, 195,
277, 314
NGC 4651 175, 312
NGC 4736 (М 94) 30, 35, 89, 155, 159,
167, 277, 310, 314
NGC 4753 33, 273, 308, 309
NGC 4874 131, 132, 323
NGC 5055 (М63) 54, 108, 204, 205,
277
NGC 5128 (Центавр А) 133, 273, 279,
311, 344, 425, 448
NGC 5194-5 (М 51) 18-20, 48, 91,
162, 163, 166, 167, 175, 270, 271,
276, 277, 282, 311, 314, 374, 377,
379—381, 384, 385, 440, 442, 443
NGC 5383 160, 277, 278
NGC 5457 (М 101) 14, 70, 115, 145,
174, 210, 215, 254, 277, 285, 287,
292, 312
NGC 5866 140, 274, 279, 282
NGC 6166 (радиогалактика) 34, 314,
364, 393, 422, 439
NGC 6822 69, 180, 201, 254, 285, 296
NGC 7331 92, 108, 109, 277, 289, 364
NGC 7332 25, 140, 163
NGC 7469 (Сейферта) 314, 345, 347
NGC 7741 31, 90, 159
1C 10 181, 182, 186, 285
1C 342 174, 175, 182, 292
1C 1182 437, 439
1C 1613 173, 180, 187, 200-202
1C 3481-83 363, 364, 406
Карликовая в Драконе (Draco) 181,
243, 246, 264, 296
— в Козероге (Capricornus) 114, 181,
184
— Лев 1-Регул (Leo I) 181, 184,. 243,
245
— Лев II (Leo В) 181, 184, 243
— в Малой Медведице 181, 243, 246,
264
— в Печи (Fornax) 180, 243, 245,
254, 263, 264
— Рйвс 8 (Reaves) 180, 202
— Секстан A (Sextans А) 180, 182
— Секстан С (Sexstans С) 181, 184
— в Скульпторе (Sculptor) 33, 180,
243, 246, 263
Объект Мэйолла 144, 265, 375
Борис Александрович Воронцов-Вельяминов
ВНЕГАЛАКТИЧЕСКАЯ АСТРОНОМИЯ
М., 1978 г., 480 стр. с ил л.
Редактор М. М. Дагаев
Техн. редактор Я. Б. Кошелева
Корректоры Е. А. Белицкая, Т. С. Вайсберг
ИБ № 11124
Сдано в набор 21.03.78. Подписано к печати 14.07.78. Т-13842.
Бумага 60Х9071в, тип. № 1. Обыкновенная гарнитура.
Высокая печать. Условн. печ. лист. 30. Уч.-изд. л. 31,13.
Тираж 5000 экз. Заказ No 2572. Цена 1 р. 40 к.
Издательство «Наука»
Главная редакция физико-математической литературы
117071, Москва, В-71, Ленинский проспект, 15
Ордена Октябрьской Революции и ордена Трудового Красного Знамени
Первая Образцовая типография имени А. А. Жданова Союзполиграфпрома
при Государственном комитете Совета Министров СССР
по делам издательств, полиграфии и книжной торговли.
Москва, М-54, Валовая, 28
Отпечатано во 2-й тип. изд-ва «Наука».
Москва, Г-99, Шубинский пер., 10
Заказ 753