Классификация Хаббла. Постоянная Хаббла

Уже беглое рассмотрение фотографий показывает, что галактики различаются по форме. Бывают галактики с заметной спиральной структурой, иногда закрученной слабо, а иногда-туго. Среди таких галактик встречаются пересеченные спирали, ветви которых кажутся исходящими из концов перемычки, проходящей, насколько можно судить, через центр системы. Другие галактики выглядят эллиптическими-от очень вытянутых систем до галактик, представляющихся с Земли почти круглыми. Наконец, существуют неправильные галактики, вовсе не имеющие определенной формы. К этой категории принадлежит большинство карликов, но есть и более крупные неправильные системы, например М 82-радиоисточник в созвездии Большой Медведицы.

Классификационная схема Хаббла охватывает галактики трех типов. Эллиптические галактики обозначаются от Е0 до Е7; галактики Е0 выглядят сферическими; галактики Е7-четко выраженные эллиптические. Спиральные галактики бывают типов Sa (большое ядро и туго закрученные ветви), Sb (меньшее ядро, ветви закручены не столь тую) и Sc (маленькое ядро, слабо закрученные ветви); пересеченные спирали подразделяются на типы SBa, SBb, SBc. Схема Хаббла используется до сих пор

Классификация Хаббла. Современный этап изучения галактик отсчитывается от начала 1920-х годов нашего столетия, когда исследования, проведенные Хабблом с помощью 254-сантиметрового Хукеровского рефлектора на обсерватории Маунт-Вилсон, убедительно подтвердили существование самостоятельных звездных систем, не являющихся просто периферийными частями нашей Галактики. Хаббл предложил классификацию галактик, позднее послужившую основой более сложных классификационных схем. В схеме Хаббла различаются три основных типа галактик: спиральные, эллиптические и пересеченные спиральные. Для неправильных галактик не было предложено своей классификации, хотя их существование и было оговорено. Естественно, было очень заманчиво видеть в классификации Хаббла эволюционную последовательность. Однако фактически это просто классификация по возрастающей степени кажущейся сплюснутости галактик.

До сих пор мало что известно о том, как образуются спиральные ветви галактик, однако надежно установлено, что звезды в диске спиральной галактики в большинстве своем обращаются вокруг ее центра приблизительно по круговым траекториям и в одном направлении. По-видимому, в том же самом направлении вращается и вся спиральная структура, «волоча» за собой свои ветви. Неясно, долговечны или нет по космическим масштабам спиральные ветви (видимо, представляющие собой своёго рода «волну», движущуюся через звезды и газ). Спиральные галактики, содержащие многочисленные горячие звезды I типа населения и большие количества межзвездного вещества, кажутся не столь далеко продвинувшимися в своей эволюции, как эллиптические галактики, у которых самые яркие звезды - гиганты поздних спектральных классов, а диффузного вещества сравнительно мало.

У так называемых сейфбртовских галактик, впервые описанных в 1943 г. Карлом Сейфертом (1911-1960), ядра выглядят почти как звезды, а спиральные ветви сравнительно незаметны и туго закручены. Сейфертовские галактики – источники радиоизлучения; вполне возможно, что в них происходят очень мощные взрывные процессы. Великолепный пример сейфертовской галактики-галактика М 77 в созвездии Кита, полная масса которой оценивается в 800 млрд, масс Солнца.

Постоянная Хаббла. Еще до исследований Хаббла, доказавших, что галактики лежат далеко за пределами нашей собственной звездной системы, было обнаружено, что более 40 галактик, для которых тогда уже имелись приличные спектрограммы, по-видимому, удаляются от нас. Это удалось установить по доплеровскому смещению линий в их спектрах. Если галактика удаляется, линии в ее спектре должны быть сдвинуты к красному, длинноволновому концу. Чем дальше расположена галактика, тем с большей скоростью она удаляется.

Хаббл установил эмпирическую взаимосвязь между расстоянием и скоростью удаления: скорость удаления пропорциональна расстоянию; коэффициент пропорциональности называется постоянной Хаббла.

Эффект Доплера заключается в том, что, когда источник света приближается к наблюдателю (А), глаз каждую секунду воспринимает больше световых волн, чем от покоящегося источника (Б); поэтому длина волны видимою наблюдателем света смещается к фиолетовому концу спектра. При удалении источника (В) наблюдатель обнаруживает увеличение длины волны, т.е. смещение к красному концу спектра

Определение расстояний. Расстояния до галактик невозможно определить точно. Для близких систем (тех, что принадлежат к Местной группе, и даже для некоторых за ее пределами) можно воспользоваться зависимостью период-светимость для цефеид. Теперь, когда выяснено, чем отличаются друг от друга различные типы переменных звезд, метод определения расстояний до цефеид - «стандартных свечей» космоса-стал надежным способом определения расстояний во Вселенной. Цефеиды-яркие звезды, которые можно наблюдать до расстояний в несколько миллионов световых лет.

Однако сверхгиганты еще ярче, чем цефеиды, и логично думать, что самые яркие сверхгиганты нашей Галактики более или менее сходны со сверхгигантами в других галактиках, так что и они могут использоваться в качестве индикаторов расстояния (но результаты в этом случае кажутся менее точными, чем при определении по цефеидам). Этот метод позволяет определять расстояния примерно до 40 млн. световых лет. На таких расстояниях есть галактики всех типов, включая спиральные. Рассчитав их размеры, можно затем пользоваться ими так же, как цефеидами и сверхгигантами, хотя точность здесь будет еще ниже. Можно также использовать сверхновые, иногда вспыхивающие в далеких системах. Для самых далеких галактик пока не существует иного способа определения расстояния, чем по красному смещению.

У галактик, расположенных за пределами Местной группы, даже в большие телескопы удается разглядеть мало деталей. Только на высококачественных фотографиях раскрывается разнообразное и удивительное строение рассеянных по Вселенной далеких звездных систем.