Мир Галактик (Галактики и звездные системы)

Выяснилось, что существует множество других звездных систем -

галактик, весьма разнообразных по форме и по составу, причем среди них

имеются галактики, очень похожие на нашу. Это обстоятельство оказалось

очень важным. Наше положение внутри Галактики, с одной стороны, облегчает

её исследование, а с другой - затрудняет, так как для изучения строения

системы выгоднее её рассматривать не изнутри, а со стороны.

Форма Галактики напоминает круглый сильно сжатый диск. Как и диск,

Галактика имеет плоскость симметрии, разделяющую её на две равные части и

ось симметрии, проходящую через центр системы и перпендикулярную к

плоскостям симметрии. Но у всякого диска есть точно обрисованная

поверхность - граница. У нашей звездной системы такой чётко очерченной

границы нет, также как нет чёткой верхней границы у атмосферы Земли. В

Галактике звёзды располагаются тем теснее, чем ближе данное место к

плоскости симметрии Галактики и чем ближе оно к её плоскости симметрии.

Наибольшая звёздная плотность в самом центре Галактики. Здесь на каждый

кубический парсек приходится несколько тысяч звёзд, т.е. в центральных

областях Галактики (в балдже) звёздная плотность во много раз больше, чем в

окрестностях Солнца. При удалении от плоскости и оси симметрии звёздная

плотность убывает, при чём при удалении от плоскости симметрии она убывает

значительно быстрее. По этому если бы мы условились считать границей

Галактики те места, где звёздная плотность уже очень мала и составляет одну

звезду на 100 пс, то очерченное этой границей тело было бы сильно сжатым

круглым диском. Если границей считать область, где звёздная плотность ещё

меньше и составляет одну звезду на 10 000 пс, то снова очерченной границей

тело будет диском примерно той же формы, но только больших размеров. По

этому нельзя вполне определённо говорить о размерах Галактики. Если всё-

таки границами нашей звёздной системы считать места, где одна звезда

приходится на 1 000 пс пространства, то диаметр Галактики приблизительно

равен 30 000 пс, а её толщена 2 500 пс. Таким образом, Галактика -

действительно сильно сжатая система: её диаметр - в 12 раз больше толщины.

Количество звёзд в Галактике огромно. По современным данным оно

превосходит сто миллиардов, т.е. примерно в 25 раз превосходит число

жителей нашей планеты.

Существование газа в пространстве между звёздами впервые было

обнаружено по присутствию в спектрах звёзд линий поглощения, вызываемых

межзвёздным кальцием и межзвёздным натрием. Эти кальций и натрий заполняют

всё пространство между наблюдателем и звездой и со звездой непосредственно

не связаны.

После кальция и натрия было установлено присутствие кислорода, калия,

титана и других элементов, а также некоторых молекулярных соединений:

циана, углеводорода и др.

Плотность межзвёздного газа можно определить по интенсивности его

линий. Как и следовало ожидать, она оказалось очень малой. Плотность

межзвёздного натрия, например, близ плоскости Галактики, где он наиболее

плотен, соответствует одному атому на 10 000 см пространства. Долгое время

не удавалось обнаружить межзвёздный водород, хотя в звёздах он самый

обильный газ. Это объясняется особенностями физического строения атома

водорода и характером поля излучения Галактики. Близ плоскости Галактики

один атом водорода приходится на 2-3 см3 пространства. Это значит, что

плоскость всей газовой материи около плоскости Галактики составляет 5-8 *

1025 см3, масса газа и других элементов ничтожно мала.

Распределён межзвёздный газ неравномерно, местами образуя облака с

плотностью в десятки раз выше средней, а местами создавая разряжения. При

удалении от плоскости Галактики средняя плотность межзвёздного газа быстро

падает. Общая его масса в Галактике составляет 0,01-0,02 общей массы всех

звёзд.

Звёзды - горячие гиганты, излучающие большое количество

ультрафиолетовых квантов, ионизируют вокруг себя межзвёздный водород в

значительной области. Размер зоны ионизации в очень большой степени

зависит от температуры и светимости звезды. Вне зон ионизации почти весь

водород находится в нейтральном состоянии.

Таким образом, все пространство Галактики можно разделить на зоны

ионизированного водорода и где водорода неионизирован. Датский астроном

Стремгрен теоретически показал, что постепенного перехода от области , где

водород практически весь ионизирован, к области, где он нейтрален, нет.

В настоящее время разработан метод определения закона вращения всей

массы нейтрального водорода Галактики по совокупности профилей его

эмиссионной линии 21 см. Можно полагать, что нейтральный водород в

Галактике вращается так же или почти так же, как и сама Галактика. Тогда

становится известным и закон вращения Галактики.

Этот метод в настоящее время дает наиболее надежные данные о законе

вращения нашей звездной системы, т.е. данные о том, как изменяется угловая

скорость вращения системы по мере удаления от центра Галактики к её

окраинным областям.

Для центральных областей угловую скорость вращения пока определить не

удается. Как видно, угловая скорость вращения Галактики убывает по мере

удаления её от центра сначала быстро, а затем медленнее. На расстоянии 8

кпс. от центра угловая скорость равна 0, 0061 в год. Это соответствует

периоду обращения 212 млн. лет. В районе Солнца (10 кпс. от центра

Галактики) угловая скорость равна 0, 0047 в год, причем период обращения

275 млн. лет. Обычно именно эту величину- период обращения Солнца вместе с

окрестными звездами около центра нашей звездной системы- считают периодом

вращения Галактики и называют галактическим годом. Но нужно понимать, что

общего периода для Галактики нет, она вращается не как твердое тело. В

районе Солнца скорость равна 220 км/с. Это значит, что в своём движении

вокруг центра Галактики Солнце и окрестные звёзды пролетают в секунду 220

км.

Период вращения Галактики в районе Солнца равен приблизительно 275

млн. лет, а области, расположенные от центра Галактики дальше Солнца,

совершают оборот медленнее: период вращения растет на 1 млн. лет при

увеличении расстояния от центра Галактики приблизительно на 30 пс.

Кроме газа в пространстве между звездами имеются пылинки. Размеры их

очень малы и располагаются они на значительных расстояниях друг от друга;

среднее расстояние между пылинками- соседями составляет около ста метров.

Поэтому средняя плотность пылевой материи Галактики примерно в 100 раз

меньше общей массы газа и в 5000- 10 000 раз меньше общей массы всех

звезд. Поэтому динамическая роль пыли в Галактике весьма незначительна. В

Галактике пылевая материя сильнее поглощает голубые и синие лучи, чем

желтые и красные.

В некотором отношении туман, в который погружена Галактика ,

существенно отличается от тумана, который мы наблюдаем на Земле. Отличие

состоит в том, что вся масса пылевой материи имеет крайне неоднородную

структуру. Она не распределена гладким слоем, а собрана в отдельные облака

различной формы и размеров. Поэтому поглощение света в Галактике носит

пятнистый характер.

Пылевая и газовая материи в Галактике обычно перемешаны, но пропорции

их в различных местах различны. Встречаются газовые облака, в которых пыль

преобладает. Для обозначения рассеянной в Галактике материи газа, пыли и

смеси газа и пыли- употребляется общий термин « диффузная материя» .

Форма Галактики несколько отличается от диска тем, что в центральной

части её имеется утолщение, ядро. Это ядро, хотя в нём сосредоточено

большое число звёзд, долгое время не удавалось наблюдать, потому, что около

плоскости симметрии Галактики наряду со светящейся материей звёзд имеются

огромные темные облака пыли, поглощающие свет летящих за ними звёзд. Между

Солнцем и центром Галактики расположено большое количество таких темных

пылевых облаков различной формы и толщины, и они закрывают от нас ядро

Галактики . Однако разглядеть ядро Галактики все-таки удалось.

В 1947 году американские астрономы Стеббинс и Уитфорд использовали

совместно с телескопом фотоэлемент, чувствительный к инфракрасным лучам, и

сумели обрисовать контуры ядра Галактики. В 1951 году советские астрономы

В.И.Красовский и В.Б.Никонов получили фотографии ядра Галактики в

инфракрасных лучах. Ядро Галактики оказалось не очень большим, его диаметр

составлял около 1300пс. Но все-таки присутствие ядра в центральной области

Галактики утолщает эту область, форму Галактики теперь можно сравнивать не

просто с диском, а с дискообразным колесом, имеющим в центральной части

утолщение - втулку.

Центр ядра Галактики - это центр всей нашей звездной системы. Материя

в центре Галактики имеет высокую температуру и находится в состоянии

бурного движения.

Внутри огромной звёздной системы - Галактики многие звёзды объединены

в системы меньшей численности. Каждая из этих систем может рассматриваться

как коллективный член Галактики.

|7. Состав нашей Галактики |

Самые маленькие коллективные члены Галактики - это двойные и кратные

звёзды. Так называются группы из двух, трех, четырех и более звезд, в

которых звёзды удерживаются близко друг к другу благодаря взаимному

притяжению согласно закону всемирного тяготения. В двойных и кратных

звёздах таких огромных тел – звёзд (солнц) два или несколько. Они

притягивают друг друга, удерживают друг друга и, возможно, другие тела

меньших масс внутри сравнительного небольшого объёма.

Расстояние, разделяющее компоненты двойных звезд, могут быть весьма

различны. У тесных двойных они так близки друг друга, что происходят

сложные физические процессы взаимодействия, связанные с явлениями приливов.

В широких парах расстояние между компонентами составляет десятки тысяч

астрономических единиц, периоды обращений столь велики, что измеряются

тысячелетиями и орбитальное движение при наблюдениях не удаётся обнаружить.

Связуемость компонентов в таких системах определяют по их относительной

близости на небе и по общности собственного движения.

Среди 30 ближайших к нам звёзд 13 входят в состав двойных и тройных

систем. Измерение скорости движения звёзд по их орбитам позволило оценить

массу звёзд, входящих в двойные системы. Оказалось, что и в этом отношении

звёзды различны. Некоторые из них по массе уступают Солнцу, а другие

превосходят его. При этом для всех звезд, в том числе и для Солнца,

выполняется условие - чем больше светимость звезды, тем больше и её масса.

Вдвое большей массе соответствуют приблизительно вдесятеро большая

светимость, так что различие в светимостях у звезд гораздо большее, чем

различие в массах.

Двойные и кратные звёзды часто состоят из звёзд различных типов,

например, звезда белый гигант может комбинироваться с красным карликом, или

желтая звезда средней светимости- с красным гигантом.

Более крупными коллективными членами Галактики, чем двойные и кратные

звёзды, являются рассеянные звёздные скопления. Эти скопления содержат от

нескольких десятков до нескольких сотен звёзд, самые крупные - до двух

тысяч звёзд. Термин «рассеянное» скопление вызван тем, что сравнительно

небольшая численность звезд в таких скоплениях не позволяет уверенно

очертить форму скопления.

У рассеянных скоплений характерный состав. В них редко встречаются

красные и желтые гиганты и совершенно нет красных и желтых сверхгигантов. В

то же время белые и голубые гиганты - непременные члены рассеянных

скоплений. Здесь чаще, чем в других местах Галактики, можно встретить и

очень редкие звезды - белые и голубые сверхгиганты, т.е. звёзды высокой

температуры и чрезвычайно высокой светимости, излучающие, каждая в сотни

тысяч и даже миллионы раз больше, чем наше Солнце.

Рассеянные скопления располагаются очень близко к плоскости симметрии

Галактики. Большинство из них лежит почти точно в этой плоскости. Число

занесённых в каталоги рассеянных звёздных скоплений превышает в настоящее

время тысячи. Далекие рассеянные скопления неразличимы, они недостаточно

для этого богаты звёздами. Но при помощи телескопов можно отличить

относительно близкие рассеянные скопления. Поэтому число имеющихся

рассеянных скоплений в Галактике на самом деле на много больше тысячи и

оценивается приблизительно в 30 тысяч. Если среднее число звёзд в одном

рассеянном скоплении составляет 300 или несколько больше, то общее число

звезд, входящих во все рассеянные скопления Галактики, равно приблизительно

десяти миллионам.

Ещё более крупными коллективными членами Галактики являются шаровые

звёздные скопления. Это очень богатые звёздные скопления, насчитывающие

сотни тысяч, иногда свыше миллиона звёзд.

В центральных областях шарового скопления звёзды расположены очень

тесно друг к другу. Из-за этого их изображения сливаются и определенные

звёзды различить нельзя. Это не значит, что звёзды соприкасаются друг с

другом. На самом деле даже в центральных областях шаровых скоплений

расстояния между звёздами огромны по сравнению с размерами самих звёзд.

Состав шаровых скоплений существенно отличается от состава рассеянных

скоплений. В шаровых скоплениях очень много звёзд красных и желтых

гигантов, много красных и желтых сверхгигантов, но очень мало бело-голубых

звёзд гигантов и совершенно отсутствуют бело–голубые сверхгиганты.

Шаровые скопления - это плотные системы. Состоящие из большого числа

звёзд, поэтому они резко выделяются среди других объектов Галактики. К

настоящему времени открыто 132 шаровых скопления, входящих в состав нашей

Галактики. Предполагается, что будет открыто ещё некоторое их количество.

Вся совокупность шаровых скоплений образует как бы сферическую систему

окружающую Галактику и в то же время проникающую в Галактику.

В следствии того, что шаровые скопления располагаются симметрично по

отношению к центру Галактики, а Солнце находится далеко от него, почти все

шаровые скопления должны наблюдаться в одной половине неба, в той, в

которой находится галактический центр.

Если в каждом из известных шаровых скоплений в среднем имеется немного

менее миллиона звёзд, то общее число звёзд в шаровых скоплениях составит

около 100 миллионов. Это только одна тысячная доля всех звёзд Галактики.

Имеется ещё один тип членов Галактики - так называемые звёздные

ассоциации. Они были открыты академиком В.А.Амбарцумяном, который

обнаружил, что наиболее горячие звёзды-гиганты, расположены на небе как бы

отдельными гнёздами. Обычно в таком гнезде два-три десятка звёзд - горячих

гигантов спектральных классов. Ассоциация занимает большой объем, размером

в несколько десятков или сотен парсек, в который обычно порядком, как и в

другие места Галактики, входят в большом количестве звезды-карлики и звёзды

средней светимости.

Звёзды горячие гиганты движутся со скоростью 5-10 км/с, и им требуется

всего несколько сотен тысяч лет или, самое большее, несколько миллионов

лет, чтобы уйти из ассоциации. Поэтому факт существования горячих гигантов

в звёздных ассоциациях указывает на то, что эти звёзды недавно

сформировались в ассоциациях и не успели ещё из них уйти.

Именно открытие звёздных ассоциаций привело к утверждению, что наряду

со старыми звёздами, есть и молодые и очень молодые звёзды, что

звёздообразование в Галактике было длительным процессом и продолжается в

наши дни.

По расположению в Галактике все звёзды и все другие объекты можно

разделить на три группы.

Объекты первой группы сосредоточены в галактической плоскости, т.е.

образуют плоские подсистемы. К этим объектам относятся звёзды горячие

сверхгиганты и гиганты, пылевая материя, газовые облака и рассеянные

звёздные скопления. Характерно, что в состав рассеянных скоплений в

основном входят именно те объекты, которые сами по себе тоже образуют

плоские подсистемы.

Вторую группу образуют объекты, располагающиеся одинаково часто у

плоскости симметрии Галактики и на значительном расстоянии от неё. Они

образуют сферические подсистемы. В числе таких объектов желтые и красные

субкарлики, желтые и красные гиганты, шаровые скопления.

Третью группу составляют промежуточные подсистемы. В них объекты

сосредоточены у плоскости Галактики, но не так сильно, как у плоских

подсистем. Промежуточные подсистемы составляют красные и желтые звёзды-

гиганты, желтые и красные звёзды-карлики, а также особые переменные звёзды,

называемые звёздами типа Мира Кита, очень сильно и неправильным образом

изменяющие свой блеск.

Оказалось, что объекты различных подсистем отличаются друг от друга не

только расположением в Галактике, но и своими скоростями. Объекты

сферических подсистем имеют наибольшую скорость движения в направлении.

Перпендикулярном к плоскости Галактики, а у объектов плоских подсистем эта

скорость наименьшая.

Удалось также установить, что объекты различных подсистем отличаются и

химическим составом: звёзды плоских подсистем богаче металлами, чем звёзды

сферических подсистем.

Открытие существования объектов различных подсистем в Галактике имеет

большое значение. Оно показывает, что звёзды разных типов формировались в

разных местах Галактики и при различных условиях.

Из ядра должны выходить спиральные ветви. Эти ветви, огибая ядро

постепенно расширяясь и разветвляясь теряют яркость, и на некотором

расстоянии их след пропадает.

Спиральные ветви других Галактик состоят из звёзд - горячих гигантов и

сверхгигантов, а также из пыли и газа - водорода.

Чтобы обнаружить спиральные ветви нашей Галактики, нужно проследить

расположение в ней звёзд - горячих гигантов, а так же пыли и газа. Эта

задача оказалась очень сложной из-за того, что спиральную структуру нашей

Галактики мы наблюдаем изнутри и различные части спиральных ветвей

проецируются друг на друга.

Надежды подает излучение нейтрального водорода по длине волны 21 см. В

двух небольших спектрах, направленных на центр и антицентр Галактики.

Однако исследования пока провести не удаётся и поэтому картина не полная.

Хотя уже начинает намечаться расположение спиральных ветвей потому, что

водород обычно соседствует со звёздами - горячими гигантами, определяющими

форму спиральных ветвей.

Места уплотнения водорода должны повторять рисунок спиральной

структуры Галактики.

Большое преимущество использования излучения нейтрального водорода

состоит в том, что оно длинноволновое, находится в радиодиапазоне и для

него межзвёздная материя практически совершенно прозрачна. 21-сантиметровое

излучение без каких-либо искажений доходит до нас из самых далёких областей

Галактики.

В безлунные осенние вечера вдали от ярко освещенных домов и улиц,

любуясь звёздным небом, можно увидеть белую полосу, протянувшуюся через все

небо. Это Млечный Путь.

Согласно одному из древних мифов, Млечный Путь – это дорога с Олимпа

на Землю. Согласно другому – это пролитое Герой молоко.

Млечный Путь опоясывает небесную сферу по большому кругу. Жителям

северного полушария Земли, в осенние вечера удается увидеть ту часть

Млечного Пути, которая проходит через Кассиопею, Цефей, лебедь, Орел и

Стрельца, а под утро появляются другие созвездия. В южном полушарии Земли

Млечный Путь простирается от Стрельца к созвездиям Скорпион, Циркуль,

Центавр, Южный Крест, Киль, Стрела.

Млечный Путь, проходящий через звездную россыпь южного полушария,

удивительно красив и ярок. В созвездиях Стрельца, Скорпиона, Щита много

ярко светящихся звездных облаков. Именно в этом направлении находится центр

нашей Галактики. В этой же части Млечного Пути особенно четко выделяются

темные облака космической пыли- темные туманности. Если бы не было этих

темных, непрозрачных туманностей, то Млечный Путь в направлении к центру

Галактики был бы ярче в тысячу раз.

Глядя на Млечный путь, нелегко вообразить, что он состоит из множества

неразличимых невооруженным глазом звёзд. Но люди догадались об этом давно.

Одну из таких догадок приписывают ученому и философу Древней Греции -

Демокриту. Он жил почти на две тысячи лет раньше, чем Галилей, который

впервые доказал на основе наблюдений с помощью телескопа звездную природу

Млечного Пути. В своём знаменитом «Звездном вестнике» в 1609 году Галилей

писал: «Я обратился к наблюдению сущности или вещества Млечного Пути, и с

помощью телескопа оказалось возможным сделать её настолько доступной нашему

зрению, что все споры умолкли сами собой благодаря наглядности и

очевидности, которые и меня освобождают от многословного диспута. В самом

деле Млечный Путь представляет собой не что иное, как бессчетное множество

звёзд, как бы расположенных в кучах, в какую бы область не направлять

телескоп, сейчас же становится видимым огромное число звёзд, из которых

весьма многие достаточно ярки и вполне различимы, количество же звёзд более

слабых не допускает вообще никакого подсчета».

Какое же отношение звёзды Млечного Пути имеют к единственной звезде

Солнечной системы, к нашему Солнцу? Ответ сегодня общеизвестен. Солнце -

одна из звёзд нашей Галактики, Галактики – Млечный Путь. Какое же место

занимает Солнце в Млечном Пути? Уже из того факта, что Млечный Путь

опоясывает наше небо по большому кругу, ученые сделали вывод, что Солнце

находится вблизи главной плоскости Млечного Пути.

Чтобы получитъ более точное представление о положении Солнца в Млечном

Пути, а затем и представить себе, какова в пространстве форма нашей

Галактики, астрономы (В.Гершель, В.Я.Струве и др.) использовали метод

звездных подсчетов, суть которых в том, что в различных участках неба

подсчитывают число звёзд в последовательном интервале звёздных величин.

Если допустить, что светимости звёзд одинаковы, то по наблюдаемому блеску

можно судить о расстояниях до звезд, далее, предполагая, что звёзды в

пространстве расположены равномерно, рассматривают число звёзд, оказавшихся

в сферических объёмах, с центром в Солнце.

На основе этих подсчетов уже в 18 веке был сделан вывод о

«сплюснутости» нашей Галактики.

В состав Галактики входят не менее 150 млрд. Звёзд, подобных нашему

Солнцу. В близи центральной области Галактики звёздная плотность в миллионы

раз больше, чем вблизи Солнца. Участвуя во вращении Галактики, наше Солнце

мчится со скоростью более 220 км/с, совершая один оборот за 200-250

миллионов лет. Галактика имеет сложное строение и сложный состав.

Современные исследования Галактики требуют технических средств 20 века, но

началось исследование Галактики с пытливого вглядывания в простирающийся

над нашими головами Млечный Путь.

Помимо нашей Галактики, во Вселенной существует множество других

Галактик. Внешний вид их чрезвычайно разнообразен и некоторые из них очень

живописны. Для каждой Галактики, как бы ни был сложен её внешний рисунок,

можно разыскать другую Галактику, очень на неё похожую. Однако более

внимательное рассмотрение всегда обнаружит заметные различия в любой паре

Галактик, а большинство Галактик очень сильно отличаются друг от друга

своим внешним видом.

|8. Метагалактика |

Понятие «Метагалактика» не является вполне ясным. Оно сформировалось

на основании аналогии со звёздами. Наблюдения показывают, что галактики,

подобно звёздам, группирующимся в рассеянные и шаровые скопления, также

объединяются в группы - скопления различной численности.

Однако для звёзд известны объединения более высокого порядка -

звёздные системы (галактики), характерные большей автономностью, т. е.

Независимостью от влияния других тел, и большей замкнутостью, чем у

звёздных скоплений. В частности, все звёзды, которые могут наблюдаться

простым глазом в телескопы, образуют звёздную систему - нашу Галактику,

насчитывающую около 100 млрд. членов. В случае галактик, аналогичные

системы более высокого порядка непосредственно не наблюдаются.

Тем не менее имеются некоторые основания предполагать, что такая

система, Метагалактика, существует; что она относительно автономна и

является объединением галактик примерно такого порядка, каким для звёзд

нашей системы является Галактика.

Можно даже предположить существование и других метагалактик.

Реальность метагалактики будет доказана, если удастся как-то

определить её границы и выделить наблюдаемые объекты, не принадлежащие ей.

В связи с гипотетичностью представлений о Метагалактики как об

автономной гигантской системе галактик, включающей все наблюдаемые

галактики, и их скопления, термин «метагалактика» стал чаще применяться для

облегчения обозреваемой (при помощи всех существующих средств наблюдения)

части Вселенной.

Распределение звезд на небе стал впервые изучать В. Гершель в конце 18

века. Результатом его исследований было фундаментальное открытие - явление

концентрации звёзд и галактической плоскости.

Приблизительно через полтора столетия наступило время изучить

распределение по небу галактик. Сделал это Хаббл.

Галактики по блеску в среднем значительно уступают звездам. Звёзд до

6ой видимой величины на всем небе несколько тысяч, а галактик - только

четыре. Звёзд до 13 около трех млн., а галактик около семисот. Только

тогда, когда рассматриваются очень слабые объекты, число галактик

становится большим и начинает приближаться к числу звёзд той же величины.

Чтобы иметь достаточное количество подсчитываемых галактик, нужно

использовать большие инструменты способные уловить блеск слабых объектов.

Но при этом возникает дополнительная сложность, связанная с тем, что слабые

галактики и слабые звёзды не так заметно отличаются друг от друга, как

яркие звёзды от ярких галактик. Слабые галактики имеют очень маленькие

видимые размеры и их легко при подсчётах принять за звёзды.

Хаббл использовал 2,5-метровый телескоп, и выполнил подсчеты галактик

до 20ой видимой звёздной величины в 1283 маленьких площадках,

распределённых по всему небу. В результате, число галактик в площадках

Хаббла оказывалось тем меньше, чем ближе была расположена площадка к

Млечному Пути. Около самого галактического экватора в полосе толщиной в 20,

галактики, за отдельными исключениями, вовсе не наблюдается. Можно

сказать, что плоскость Галактики является для галактики плоскостью

деконцентрации, а зона у галактического экватора зоной избегания.

Совершенно очевидно, что другие звёздные системы, а их миллионы, не

могут располагаться в пространстве по зонному, диктуемому определенной

ориентировкой плоскости симметрии нашей Галактики (которая сама является

только одной из множества звёздных систем), принципу. Хабблу было ясно, что

в данном случае наблюдается не истинное распределение галактик в

пространстве, а распределение искаженное некоторыми условиями видимости.

В 1953 году французский астроном Вокулер, исследуя распределение по

небу галактик до 12-й величины (т.е. ярких галактик), установил, что они

определённо концентрируются к большому кругу, который перпендикулярен к

галактическому экватору. Полоса, этого круга, составляющая только 10%

поверхности неба, включает приблизительно 2/3 всех ярких галактик. Число

галактик на 1 кв. градус в полосе приблизительно в 10 раз больше, чем в

областях вне полосы. Наука уже имела аналогичный опыт, когда Гершель,

обнаружив концентрацию звёзд в галактической плоскости, установил

существование нашей звёздной системы и определил, что она сплюснутая. Также

и Вокулер пришел к выводу о существовании гигантской сплюснутой системы

галактик и называл её сверхсистемой галактик.

Значение сверхсистемы галактик для общей структуры Вселенной велико.

Сверхсистема по размерам значительно превосходит скопления галактик. Число

галактик, входящих в её состав, исчисляются не тысячами, как в крупных

скоплениях, а многими десятками тысяч, возможно, достигает ста тысяч.

Диаметр сверхсистемы можно оценить в 30 М пс. Галактика находится

далеко от её центра и вообще близка к краю. Её расстояние от внешней

границы сверхсистемы 2- 4 М пс. Центр сверхсистемы находится в скоплении

галактик в Деве, а само это скопление может рассматриваться как ядро

сверхсистемы.

Не только оптическое излучение галактик показывает концентрацию к

плоскости сверхсистемы галактик. Общее радиоизлучение, исходящее от неба

также обнаруживает явную концентрацию к той же плоскости. Так как

радиоизлучение неба в значительной степени вызывается галактиками, то в

этом можно видеть подтверждение реальности сверхсистемы галактик.

Библиография:

1. Арзуманян «Небо. Звёзды. Вселенная» М. 87 г.

2. Воронцов Б.А. «Очерки о Вселенной» М. 76 г.

3. Зигель Ф.Ю. «Сокровища звёздного неба» М. 76 г.

4. Климишин И.А. «Астрономия наших дней» М. 80 г.

5. Агекян Т.А. «Звёзды. Галактики. Метагалактики» М. 82 г.

6. Чихевский А.А. «Земное эхо солнечных бурь» М. 76 г.

7. П. Ходж «Галактики» М. 95 г.

8. Официальный сайт Национальной Аэрокосмической Ассоциации

http://www.nasa.gov ©1995-2002

9. Сайт “M31 Home” http://m31.spb.ru ©1999-2002

Страницы: 1, 2, 3, 4, 5