Визначення мас галактик
Обертання галактик дає ключ до визначення їх мас В кожній точці галактики відцентрова сила, викликає-травня обертанням, врівноважується доцентровою силою, спричиненої тяжінням до центру галактики, а сила тяжіння залежить від розподілу мас в га-лактики. Тому по ходу кривої променевих швидкостей можна визначити, як змінюється щільність матерії в галактиці і оцінювати загальну масу галактики.
Це - важливе досягнення позагалактичної астроном-ми Академії, так як маса зоряної системи є однією з її найголовніших характеристик.
На жаль, для еліптичних галактик і Карл-кових галактик I II не можна побудувати криву швидкостей. Ці галактики обертаються повільніше. Крім того, вони складені з зоряного населення II типу, в них немає гарячих гігантів, надгігантів і водневих хмар, що утворюють яскраві згустки матерії, променеві швидкості яких можна було б виміряти. Тому для Галак-тик Е і I II довелося розробити інший метод, менш точний, але все ж дозволяє оцінювати маси. Він заснований на тому, що в зоряних системах, що не обертаються або обертаються дуже повільно, зірки рухаються в однаковому ступені або майже в однаковій мірі в усіх напрямках. Так, наприклад, рухаються і молекули навколишнього нас повітря: в кожному маленькому обсязі в кожен момент є молекула, яка рухається вертикально вгору, молекула, яка рухається вертикально вниз, і молекули, що рухаються по всім дру-гим напрямках.
У невращающейся зоряній системі середню швидкість зірок можна визначити спектральним методом. На будь-яке місце зоряної системи не була наведена щілину
спектрографа, в цьому місці опиняться і зірки, що рухаються до нас, і зірки, які рухаються від нас, і зірки, що рухаються за всіма іншими напрямами. У всіх цих зірок променева швидкість по відношенню до нас різна, і якщо б ми могли отримати спектри кожної з цих зірок окремо, то внаслідок ефекту Доплера зміщення ліній у спектрах були б різні. Але спектр галактики - це сумарний, складовою спектр всіх вхідних в неї зірок. Якщо скласти всі спектри з різними через різні променевих швидкостей положеннями ліній, то в складеному спектрі лінії виявляться розширеними. При цьому розширення ліній буде тим сильніше, чим, більше швидкості зірок в галактиці.
Спостереження показують, що спектральні лінії в невращающихся або повільно обертаються зоряних системах дійсно розширені. Вимірюючи це роз-ширення, можна визначати середню швидкість зірок в сі-стем.
Між масою невращающейся галактики, її обсягом і середньою швидкістю рухаються в ній по всім направ-леніям зірок є залежність. Якщо при рівності обсягів у однієї зоряної системи більше маса, то дол-жни бути більше і швидкості зірок, інакше під дією більшого тяжіння зоряна система з більшою мас-сой стала б стискатися. Залежність між масою, об'ємом і середньою швидкістю зірок досліджена теоре-тично. Тому якщо дві з цих трьох величин якось виміряні, то, використовуючи залежність між ними, можна обчислити і третю. Обсяг галактики Е або I II можна отримати, вимірявши її кутові розміри і визначивши її відстань. Середню швидкість зірок можна обчислити по розширенню спектральних ліній. Тоді знаходиться і маса галактики.
У таблиці наводяться результати визначення мас галактик по кривим швидкостей обертання або по рас-ширення спектральних ліній. Велика частина цих ре-зультатів отримана американськими астрономами Бербідж.
Впадає в очі надзвичайно мала маса карлика-вих галактик I II. У одній з них маса тільки 2 мил-Ліона, в іншої 20 мільйонів сонячних мас. Дуже мала також маса еліптичні супутника NGC 221 туманності Андромеди. Всі інші галактики в спи-ську некарліковие. Можна помітити, що маси в середньому ростуть, якщо переходити від галактик типу II до Sc, а за-тим до Sb і Sa.
Чемпіоном за масивністю серед галактик з виміряно-ними масами є еліптична галактика NGC 4466 типу Е0. т. е. не має видимого стиснення.
Її маса дорівнює тисячі мільярдів мас Сонця. NGC 4486 чудова також навколишнього її багатющою системою кульових скупчень. І в цьому відношенні вона чемпіон серед галактик, так як число цих кульових скупчень перевищує 4000. Багато з них настільки яскраві, що чітко видно і представляють разом з NGC 4486 грандіозне, захоплююче дух видовище. На-пам'ятаємо, що в сверхгигантских галактиках - туманності Андромеди і нашої зоряної системи - нараховано відповідно близько 300 і 132 кульових скупчення.
В останньому стовпчику таблиці дані відносини мас галактик до їх светімостям, причому і ті й інші ви-ражени в масах і світності Сонця. З порівнянь величин видно, що маса NGC 4486 в три рази більша за масу туманності Андромеди (NGC 224), але світність її поступається світності туманності Андромеди.
У еліптичних галактик великі маси і, крім то-го, порівняно малі розміри, обсяги. Тому їх щільності значно більша за густину спіральних га-лактики, Недавно Г.Р.Бербідж запропонував космогонії-чеський »пояснення спостережуваного відсутності в елліп-тичних галактиках представників зоряного населення I типу. Бербідж дотримується гіпотези происхожде-ня зірок з газової материн і вважає, що висока щільність матерії в еліптичних галактиках вказу-ет на те, що вони були більш пліт і на стадії протогалактики, тобто до того, як в них втачать формуються зірки. Чим вище щільність матерії в протогалактіке, тим дружніше і інтенсивно відбувається в ній зірко-освіту. Можна вважати, що швидкість масового зореутворення пропорційна квадрату щільності матерії. Тому в еліптичних галактиках практичні скі на самому початку вся газова матерія сконденсірова-лась в зірки і всі зірки встигли пройти тривалу еволюцію, яка призвела їх до того типу, який ми називаємо зоряним населенням типу II. Спіральні ж га-лактики на стадії протогалактики мали, як і зараз, порівняно низьку щільність, зореутворення в них тому відбувалося повільно і тягнеться до теперішнього часу, внаслідок чого ми спостерігаємо в них молоді зірки, в тому числі гарячі гіганти і надгіганти.
У цих галактиках залишилося ще кілька газової матерії, яка може служити матеріалом для подальшого зореутворення. Втім, як ми вже зазначали вище, мала кількість газової матерії в Галактиці, близько 2% загальної маси, погано узгоджується з триваючим в ній інтенсивним звездообразова-ням. Тим часом про останнє свідчить велика кількість гарячих гігантів і надгігантів.
Запрошуємо Вас обговорити дану публікацію на нашому форумі про космос.