1tom - 0316.htm
383
где l^ft^2,5, а и Ь ≈ большая и малая полуоси галактики, х и у≈ расстояния от центра вдоль полуосей. В зависимости от соотношения полуосей, характеризующих степень видимого сжатия Г., Е-галактнки подразделяются на 8 классов, прич╦м помор класса п связан с полуосями а и b соотношением гс=10 (а≈Ь}1а. Не обна-
SBb NGC1300 SBcNGC 1073
Рис. 3. Пересеч╦нные спиральные галактики.
ружены Г. с л> 7, что, вероятно, связано с неустойчивостью чрезмерно сжатых систем. В Е-галактиках не наблюдаются в заметных кол-вах как молодые яркие зв╦зды, так и межзв╦здный газ. Интересно, что видимое сжатие Е-галактик, как правило, связано не с их вращением, а с сильной анизотропией внутр. движений зв╦зд. Нек-рые из Е-галактик обладают активными ядрами {см. Ядра галактик].
Спиральные Г. (S-галактики) имеют ярко выраженные спиральные рукава, состоянию из молодых ярких зв╦зд и газоно-нылсвых туманностей. В S-галак-тиках выделяют сферическую и плоскую подсистемы, а также ядро галактики. Яркие молодые зв╦зды принадлежат к плоской подсистеме и концентрируются к плоскости Г., а в пей ≈ к спиральным рукавам. Однако осн. долю в массу плоской подсистемы вносят не самые молодые и поэтому не самые яркие зв╦зды. Они не концентрируются к рукавам, и поэтому в S-галакткках масса распределена всегда заметно симметричнее, чем яркость. Примерно у половины й-галактнк ядро сильно вытянуто и спиральные рукава начинаются с концов ядра. Такие Г. (пересеч╦нные спиральные, или спиральные с перемычкой ≈ «баром») обозначаются как SB-галактики. Как обычные Г., так и Г. с перемычкой подразделяются на классы в зависимости от размеров ядра н от степени закрученности спирали: Sa, Sb, Sc и SBa, SBb, SBc. При переходе от Sa к Sc уменьшаются и ядро галактики, и степень закручсшюсти спиральных ветвей. В S-галактиках наблюдается сильное диффоринц. вращение.
Между Е- и S-галактиками выделяют особый тип л и н з о в и д IE ы х Г., к-рые по структуре близки к спиральным Г., но содержат очень мало газа (подобно Е-галактикам} и не обладают спиральной структурой.
К неправильным (1г) Г. относят псск. различных по характеру классов Г, Irl является предельным случаем 8-галактикт это ≈ сильно уплощенные системы без ядра и спиральной структуры, обладающие очень несимметричным распределением яркости при сравнительно симметричном распределении вещества. Галактики Irll имеют неправильную клочковатую форму, не содержат зв╦зд-сверхгигантов и ярких газовых ту-манностей. К неправильным Г. относят также пекулярные (нетипичные) галактики.
Особенно сильно различаются по массе, светимости и размеру Е-галнктики. Встречаются гигантские эл-липтич. Г. с массами до 1П12≈ 1013 Л/Q и карликовые
Е-галактики с массой Af^lO8 Л/Q. Среди S-галактик
разброс по массам не так велик: гигантские S-галак-тики имеют массу Л/~1 012 Л^ру масса карликовых
S-галактнк Л7~107 М^. Масса нашей галактики близка к 2 -К)11 MQ. Масса Г. оценивается по наблюдениям
вращения или дисперсии скоростей зв╦зд и др. объектов в зависимости от расстояния до центра вращения. Размер видимой в оптич. диапазоне части галактики в зависимости от е╦ массы изменяется от 1 ≈ 3 кпк (для Г. -карликов) до 40≈50 кпк для гигантских Г. Диаметр нашей галактики ок. 30 кпк.
Ср. плотность Г. близка к 10~2:* ≈ 10~24 г/см3, хотя плотность в центр, областях может достигать значений 10-*о_К)-зз г/см3. Отношение масса-светимость (A1/L) зависит от типа Г. Для Е-галактик обычно Л//£«*(5 ≈ 15) Д/0//>о, для S-галактик M/L^{5≈ 10) Л/Q/^Q,
для Sc- и h'-галактик A//Z^5 71/g/LQ.
Масса межзв╦здного газа в Е-галактиках пренебрежимо мала, в S-галактиках близка к 3 ≈ 10%, в 1г-галактиках достигает 20%, Привед╦нные значения M/L показывают, что осп, масса в галактиках заключена в маломассинпых зв╦здах с Л/<М. В S- и 1г-галакти-
ках существ, вклад в светимость дают молодые массивные зв╦зды, не встречающиеся в Е-галактиках, Эю
V, им/с
NGC4378
NGC3I45
200
100
25 Я.кгж
NGC2SB5
∙!∙
NGC80I
10 20
3D 40 50 60/?
10 20 3Q
50
Рис. 4. Кривые вращения галактик (У ≈ линейная скорость вращения на расстоянии R от центра вращения).
объясняет пек-рое уменьшение отношения MIL при переходе от К- к S- и Ir-галактикам. С этим же связан более голубой цвет S- и Ir-галактик по сравнению с Е-галактиками. Для многих Г. как по оптическим, так и по радионаблюденипм (па волне 21 см) найдены кривые вращения (рис, 4), Полученные данные позволяют найти /NGCaal зависимость массы галакти- з ки от расстояния до е╦ центра (рис. 5). Определение скоростей вращения дал╦ких периферич. областей Г. показало, что у многих Г. могут существовать весьма Aiac-
сивные, слабо светящиеся рис 5 зависимость массы от короны. Наличием этих ко- радиуса, рассчитанная для га-рон в богатых скоплениях лактики NGG 801 по кривой Г. можно объяснить суще- вращения, ствование скрытой массы ≈
расхождения (в 50≈100 раз) между суммарной массой отдельных Г., определ╦нной без уч╦та массы их невидимых корон, и массой скопления» определяемой -eft по дисперсии скоростей отдельных Г. (в предположении 389
")
}
