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.

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.

Наша и другие галактики являются довольно разреженными звёздными системами. Так, согласно данным каталога ближайших звёзд Глизе (1991), в радиусе 5 пк от Солнца содержится 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 Галактики на солнечном галактоцентрическом расстоянии, полученная по наблюдениям звезд в направлении северного и южного галактических полюсов. Так, по результатам работы Бартая (1979) А-В-звёзды III - V классов светимости образуют тонкий слой, так что их численность в e раз 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 (или шкалы высоты - z₀) в представлении распределения звёздной плотностибарометрической формулой: D = D₀ exp(-|z| / |z₀|). В итоге, мы имеем два характерных масштаба толщины Галактики: 400 пк и 800 пк . Такие же результаты получил Эгген. Недавно на основе обширных звёздных подсчётов франко-индийская группа исследователей (Мохан, Крезе и др.) уточнили оба этих характерных масштаба, которые получились равными 260 ± 50 пк и 760 ± 50 пк. С другой стороны, Севенстер по звездам асимптотической ветви гигантов получил оценки полутолщины Галактики 100 пк для молодых звёзд (с возрастами менее 10⁹ лет) и 500 пк для старых (t >5 • 10⁹лет). Эти две отличающиеся величины характеризуют шкалы высот подсистем тонкого и толстого дисков, соответственно. Далее оказалось, что полутолщина подсистемы тонкого диска зависит не только от возраста, но и от металличности. Как показали Марсаков и Шевелев (РГУ) в 1995 г. по восстановленным элементам орбит F-звёзд главной последовательности - у молодых (t < 3 млрд. лет) металличных ([Fe/H] > -0.1) F-звёзд шкала высоты оказывается наименьшей (z₀ = (100 20) пк), тогда как у столь же молодых, но менее металличных, она примерно в 1.7 раза больше. У старых малометалличных звёзд тонкого диска шкала высоты получается наибольшей.

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 лекции). 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 3· 10¹⁰М_¤, и мощным газовым диском с массой порядка 6· 10⁸ 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 A_V ≈ 30^m). Наблюдения этой области проводят в рентгеновском и γ-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)· 10⁶М_¤ - 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 ≈ 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 5· 10¹⁰ 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 малой полуоси поверхности равной плотности к большой), 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.