Структура Галактики — различия между версиями

Текущая версия на 15:30, 27 апреля 2009

Структура Галактики и типы населений

§4.1 Типы населения галактик и подсистемы

Представление о типах населения ввел американский астроном Вальтер Бааде (1944 г.). Первоначально он обратил внимание на то, что в Туманности Андромеды (М31) звёзды разных типов распределены по-разному: красные гиганты тяготеют к околоядерным областям этой галактики, а голубые звёзды собраны в основном в спиральных ветвях. Объекты спиральных ветвей Бааде назвал населением I-го типа, а звёзды центральных областей галактики – населением II. Сам Бааде, а вслед за ним и другие исследователи установили, что многие характеристики звёзд, между которыми нет прямой физической зависимости, такие как возраст, химический состав, кинематические свойства и элементы галактических орбит также связаны с распределением объектов в Галактике. Оказалось, что наиболее старые объекты (они составляют население II) одновременно бедны тяжелыми элементами, у них велика дисперсия остаточных скоростей и движутся они по сильно вытянутым, почти радиальным галактическим орбитам вокруг галактического центра. Типичными представителями населения II являются шаровые скопления, субкарлики, и переменные звёзды типа RR Lyr и W Vir. В Галактике они образуют сферическую подсистему, или гало, для которой характерна сфероидальная форма поверхностей равной плотности, сильная концентрация к центру Галактики и медленное вращение.

Объекты меньшего возраста – население I – имеют в десятки и сотни раз большее содержание тяжелых элементов, у них относительно мала дисперсия остаточных скоростей и движутся они по практически круговым орбитам, образуя быстровращающуюся подсистему галактического диска. К населению I относится большинство наблюдаемых звёзд главной последовательности, сверхгиганты, большая часть красных гигантов, облака межзвёздного газа и пыли, рассеянные звёздные скопления и звёздные ассоциации.

Классификация населений Бааде со временем усложнилась и видоизменилась. Но неизменным осталось самое существенное в этой концепции – связь различных характеристик населений, в основе которой оказалась зависимость этих характеристик от возраста. Эта связь дала ключ к пониманию строения и эволюции Галактики. Она позволила объединить в одно целое историю звёздообразования в Галактике, формирование галактических подсистем с их геометрическими и кинематическими особенностями и особенностями химического состава.

Понятие типа населения тесно связано с понятием подсистемы Галактики. Населения разного возраста образуют в Галактике разные подсистемы. В настоящее время полагают, что гало Галактики (т.е. население II) также неоднородно и состоит из трех подсистем: довольно металличного ([Fe/H] > -1.0) толстого диска, малометалличного собственного гало и аккрецированного гало. Причем только первые две подсистемы генетически связаны с галактическим диском, тогда как последняя подсистема состоит из объектов, образовавшихся за пределами Галактики и впоследствии захваченными ею. Возникает вопрос, существуют ли естественные границы между генетически связанными подсистемами или же изменение геометрии, динамических свойств, химического состава непрерывно меняются при переходе от старых населений к молодым? В первом случае Галактика должна состоять из дискретного набора подсистем, во втором – деление на подсистемы условно и может проводиться произвольно. (Некоторые исследователи даже выделяют в Галактике более десятка подсистем.) Что же касается перечисленных подсистем, то их разделённость обусловлена малочисленностью или даже полным отсутствием звёзд и звёздных скоплений с параметрами, промежуточными между характерными для каждой подсистемы значениями. Особенно это показательно для различий между подсистемами тонкого и толстого дисков, то есть между диском (население I) и гало (население II) по классификации Бааде.

В таблице 4-1 указаны приблизительные границы некоторых величин для перечисленных выше подсистем Галактики.

Таблица 4-1

Таким образом, последовательность изменений возрастов и других характеристик генетически связанных населений Галактики не является непрерывной и это придает глубокий смысл классификации подсистем. (Объекты аккрецированного гало стоят особняком, но все они характеризуются, как правило, высокими скоростями и экстремально вытянутыми орбитами.)

Наряду с перечисленными подсистемами целесообразно рассматривать как отдельную подсистему балдж – область с радиусом 600 – 700 пк вокруг центра Галактики, выделяющуюся по кинематическим признакам и физическим характеристикам звёзд.

§4.2 Структура Галактики

Структура нашей Галактики исследуется с помощью звёздных подсчётов и построения моделей распределения масс в Галактике, причем параметры этих моделей уточняются с помощью тех же звёздных подсчётов, а также кинематических исследований. Привлекаются и данные о других галактиках, близких по структуре к нашей. <p>Объекты меньшего возраста – население I – имеют в десятки и сотни раз большее содержание тяжелых элементов, у них относительно мала дисперсия остаточных скоростей и движутся они по практически круговым орбитам, образуя быстровращающуюся подсистему галактического диска. К населению I относится большинство наблюдаемых звёзд главной последовательности, сверхгиганты, большая часть красных гигантов, облака межзвёздного газа и пыли, рассеянные звёздные скопления и звёздные ассоциации.

Анализ таблицы 11-2 показывает, что звёзды сильно концентрируются к плоскости Галактики. Это означает, что большинство видимых нами звёзд образует подсистему, сконцентрированную к галактической плоскости. Однако на примере шаровых скоплений мы знаем, что часть звёзд и звёздных систем образует многокомпонентную сфероидальную подсистему с малым сжатием<p>Понятие типа населения тесно связано с понятием подсистемы Галактики. Населения разного возраста образуют в Галактике разные подсистемы. В настоящее время полагают, что гало Галактики (т.е. население II) также неоднородно и состоит из трех подсистем: довольно металличного ([Fe/H] > -1.0) толстого диска, малометалличного собственного гало и аккрецированного гало. Причем только первые две подсистемы генетически связаны с галактическим диском, тогда как последняя подсистема состоит из объектов, образовавшихся за пределами Галактики и впоследствии захваченными ею. Возникает вопрос, существуют ли естественные границы между генетически связанными подсистемами или же изменение геометрии, динамических свойств, химического состава непрерывно меняются при переходе от старых населений к молодым? В первом случае Галактика должна состоять из дискретного набора подсистем, во втором – деление на подсистемы условно и может проводиться произвольно. (Некоторые исследователи даже выделяют в Галактике более десятка подсистем.) Что же касается перечисленных подсистем, то их разделённость обусловлена малочисленностью или даже полным отсутствием звёзд и звёздных скоплений с параметрами, промежуточными между характерными для каждой подсистемы значениями. Особенно это показательно для различий между подсистемами тонкого и толстого дисков, то есть между диском (население I) и гало (население II) по классификации Бааде.

Наша и другие галактики являются довольно разреженными звёздными системами. Так, согласно данным каталога ближайших звёзд Глизе (1991), в радиусе 5 пк от Солнца содержатся около 60 звёзд, а в радиусе 25 пк – 3800 звёзд. Среднее расстояние между звездами в окрестностях Солнца около 2 пк. Вот как выглядит вертикальная структура галактического диска на солнечном галактоцентрическом расстоянии. По результатам работы Бартая (1979) А-В-звёзды III – V классов светимости образуют тонкий слой, так что их численность резко падает уже при z > 200 пк. Звёзды FIII – FV и гиганты классов G и K простираются при малом градиенте плотности до z = 400пк. Эти величины можно считать оценками параметра полутолщины (z0) в представлении распределения звёздной плотности барометрической формулой: Таким образом, мы имеем два характерных масштаба толщины галактического диска: 400 пк и 800 пк.

Центральные области галактик, в том числе и нашей, привлекают особое внимание, так как там обнаруживают много интересных и загадочных особенностей. В настоящее время в центре Галактики принято выделять три характерные области. Первая, имеющая радиус ?3 кпк, интересна особенностями кинематики (см. кривую вращения Галактики в предыдущей Главе). Здесь резко падает плотность газа по сравнению с областью диска за R > 3 кпк. Вторая область с радиусом R порядка 600 – 700 пк выделяется массивным сфероидальным уплотнением звёзд – звёздным балджем, масса которого порядка М?, и мощным газовым диском с массой порядка М?. Наконец, окрестность центрального радиоисточника Sgt A с радиусом 1 пк называют ядром или центральным парсеком.

В видимой области галактический центр скрыт от нас поглощающей материей (полное поглощение здесь достигает величины AV ? 30m). Наблюдения этой области проводят в рентгеновском и ?-диапазонах, а в последнее время и в далекой инфракрасной области спектра, где поглощение света не так велико. Оцененная на основе этих данных плотность в ядре оказалась на 18 порядков больше средней плотности звёзд околосолнечной окрестности. В ИК-области современные большие телескопы позволяют получить изображения звёзд с качеством, достаточным для фотометрии, а большой масштаб изображений даже позволил оценить собственные движения отдельных звёзд. Оказалось, что звёзды вблизи ядра Галактики заметно перемещаются, причем скорости движения и дисперсии скоростей увеличиваются с приближением к ядру. Некоторые, наиболее близкие к ядру звёзды двигаются со скоростями, превышающими 1000 км/с. Сравнение наблюдаемого распределения скоростей с теоретическими, а также наблюдения орбитальных перемещений ближайших к ядру звёзд приводят к выводу, что в центре Галактики расположен компактный объект с массой (3 - 4)?106 М? - черная дыра. Радионаблюдения области центра Млечного Пути свидетельствуют, что размеры компактного объекта <1.2?1012 см (т.е. менее 13 гравитационных радиусов). Вблизи центральной черной дыры обнаружено примерно 80 ОВ-звёзд. Полное трехмерное восстановление распределения и движения этих звёзд показало, что они принадлежат двум полярным звёздным дискам с кеплеровским законом вращения каждый и с резкими краями – внешним на радиусе 0.5 пк и внутренним на радиусе ?0.05 пк. Звёздный состав обоих дисков одинаков и свидетельствует о том, что звёзды в них образовались практически одновременно, примерно 6 млн. лет назад.

Область балджа ярко светит в инфракрасном диапазоне, где переизлученный пылью свет звёзд балджа дополняется инфракрасным излучением многочисленных красных гигантов. Область наиболее интенсивного свечения ограничена размером порядка 200 пк. То, что основной вклад в светимость этих областей дают красные гиганты, говорит о большом возрасте балджа. Балдж, по-видимому, можно рассматривать как маленькую эллиптическую галактику, расположенную в центре большой спиральной галактики, поскольку свойства и структура балджей спиральных и S0 галактик примерно такие же, как Е-галактик, и существенно отличаются как от диска, так и от гало спиральной галактики. Суммарная масса гало и балджа оценивается величиной М? в пределах 10 кпк, что сравнимо с массой диска в этих пределах. Так как в области балджа нет звёзд с характеристиками звёзд диска, то диск Галактики представляет собой скорее сплющенный тор – диск с дырой посередине. Сжатие балджа (отношение большой и малой полуоси поверхности равной плотности), определенное с помощью звёздных подсчётов в окнах прозрачности, равно 0.6.

Возможно, что центральные области балджа не имеют сферической симметрии – они образуют вытянутую структуру, напоминающую небольшой бар – элемент, характерный для пересеченных спиральных галактик. Об этом говорят как очень большие отклонения наблюдаемых в околоцентральной области Галактики скоростей газа от круговой скорости, достигающие 150 км/с, так и значительная асимметрия распределения в пространстве облаков нейтрального водорода. Центральная часть балджа погружена в ионизованный газ – околоядерный диск HII радиусом порядка 150 пк. Ионизация газа является следствием излучения молодых звёзд большой светимости, большое количество которых наблюдается в центральной области Галактики.

Гало Галактики представляет собой сферическое образование малой плотности, по-видимому слегка сплюснутое по оси Z. Полная масса звёздного гало составляет приблизительно 109М?, из которой около 1% приходится на шаровые скопления, а остальную часть составляют звёзды поля.

<IMG SRC="Fig/Fig. 4-1.jpg"width=600 height=440 alt="Общая структура Галактики в разрезе">

Рис. 4-1

Общая структура Галактики в разрезе схематически показана на рис. 4-1. Следует помнить, что ни один из компонентов Галактики не имеет резких границ, так что граничные линии, отмечающие те или иные подсистемы, следует рассматривать как линии равной плотности, проведенные там, где плотность звёзд данного структурного элемента Галактики мала по сравнению со средней плотностью по всему его объему. Звёздный диск заканчивается на периферии Галактики раньше, чем газовый (имеет меньший диаметр), при этом толщина газового диска увеличивается к периферии Галактики из-за уменьшения составляющей силы тяготения в направлении оси z. Самой большой подсистемой оказывается аккрецированное гало, которое простирается почти до 100 кпк

</body> </html>