Классификация Хаббла

Классификация Хаббла. Фотографические снимки показывают, что структура галактик крайне разнообразна, и все же большинство их можно объединить в несколько основных типов, т.е. создать классификацию галактик.

Впервые такую классификацию предложил в 1925 г. Э. Хаббл. В последствии было разработано несколько классификации, но все они оказались сложными, так что до сих пор астрономы используют классификацию Э. Хаббла, несколько усовершенствованную им в 1936 г. По этой классификации галактики объединяются в пять основных типов - эллиптические Е - линзообразные SO - обычные спиральные S - пересеченные спиральные SB - неправильные 1r. Каждый тип галактик подразделяется на несколько подтипов, или подклассов.

Так, эллиптические галактики, имеющие вид эллипсов различного сжатия, подразделены на 8 подклассов от Е0 шаровая форма, сжатие отсутствует до Е7 наибольшее сжатие. Размеры больших a и малых b осей эллиптических галактик измеряют по фотографиям и по ним определяют сжатие галактик Эллиптические галактики сравнительно медленно вращаются, заметное вращение наблюдается только у галактик со значительным сжатием. Отсутствие в этих галактиках газа и пыли и голубовато белых массивных звезд указывает на то, что в них не идет процесс звездообразования.

Спиральные галактики имеют центральное сгущение и несколько спиральных ветвей, или рукавов. У обычных спиральных галактик типа S ветви отходят непосредственно от центрального сгущения, а у пересеченных спиральных галактик типа SB от перемычки, пересекающей центральное сгущение. Отсюда возник символ SB, обозначающий спираль S и перемычку, или бар B англ. bar полоса, перемычка. В зависимости от развития ветвей и их размеров относительно центрального сгущения галактики подразделяются на подклассы Sa, Sb, и Sc соответственно, на Sba, на SBb и SBc. У галактик Sa и SBa основное число звезд сосредоточено в центральном сгущении, а спиральные ветви слабо выражены.

У галактик Sb и SBb ветви достаточно развиты. В галактиках Sc и SBc основное число звезд содержится в сильно развитых и часто разбросанных ветвях, а центральное сгущение имеет небольшие размеры. Так, галактика М 31 в созвездии Андромеды принадлежит к типу Sb, а галактика М 33 в созвездии Треугольника к типу Sc. Наша Галактика похожа на Туманность Андромеды и тоже относится к типу Sb. Рукава спиральных галактик имеют голубоватый цвет, так как в них присутствует много молодых гигантских звезд.

Эти звезды возбуждают свечение диффузных газовых туманностей, разбросанных вместе с пылевыми облаками вдоль спиральных ветвей. Цвет центральных сгущений красновато-желтый, свидетельствующий о том, что они состоят в основном из звезд спектральных классов G, K и M. Все спиральные галактики вращаются со значительными скоростями, поэтому звезды, пыль и газы сосредоточены у них в узком диске.

Обилие газовых и пылевых облаков и присутствие ярких голубых гигантов спектральных классов О и В говорит об активных процессах звездообразования, происходящих в спиральных рукавах этих галактик. Промежуточными между Е-галактиками и S-галактиками являются линзообразные галактики типа S0. У них центральное сгущение сильно сжато и похоже на линзу, а ветви отсутствуют.

Неправильные галактики обозначение Ir от англ. irregular неправильные, беспорядочные за отсутствие правильной структуры. Характерными представителями таких галактик являются Большое Магелланово Облако и Малое Магелланово Облако. Они находятся в южном полушарии неба вблизи Млечного Пути, хорошо видны невооруженным глазом в виде туманных пятен размерами 6 и 30 соответственно. Впервые европейцы обнаружили их в 1519 г. во время кругосветного плавания Ф. Магеллана 1480 - 1521. Но даже в небольшой телескоп видно, что оба Облака состоят из множества звезд.

В них также содержатся газ и пыль. Классификацию галактик, предложенную Хабблом, часто называют камертонной, так как последовательность расположения в ней типов галактик напоминает вилку камертона. Вся звездные системы галактики настолько далеки, что их тригонометрические параллаксы ничтожно малы и не подаются измерениям. Поэтому для определения расстояния до галактик применяют другие способы, точность которых не очень велика.

Обозначив расстояние до галактики через r, линейный диаметр D, угловой диаметр d, легко вывести следующую формулу для определения диаметра галактики, где D и r выражены в парсеках, а d в секундах дуги. Линейный диаметр ближайшей к нам галактики Туманности Андромеды не менее 40 кпк, т.е. превышает диаметр нашей Галактики. Один из методов определения расстояния до галактики основан на определении видимых и абсолютных звездных величин цефеид, новых и сверхновых звезд, открываемых в других галактиках.

По формуле можно вычислить расстояние до тех галактик, в которых обнаружены цефеиды, новые и сверхновые звезды. Смещение спектральных линий, наблюдаемое в различных частях какой-нибудь близкой к нам галактики, свидетельствует о том, что галактики вращаются. Если область галактики, расположенная на окраине на расстоянии R от ее центра, имеет линейную скорость вращения v, то центростремительное ускорение этой области будет. Приравниваем его к гравитационному ускорению, полу4чаемому из закона всемирного тяготения, где М масса ядра галактики, отсюда найдем массу ядра галактики. Масса всей галактики на один-два порядка больше массы ее ядра. Например, масса ядра галактики в созвездии Андромеды порядка 1040 кг примерно 1010 масса Солнца, а всей галактики примерно в 100 раз больше такова же примерно и масса нашей Галактики.