ГАЛАКТИКА

Межзвёздное вещество рассеяно в пространстве
также неравномерно, концентрируясь преим. вблизи галактич. плоскости в
виде глобул, отд. облаков и туманностей (от 5 до 20-30 парсек
в
поперечнике), их комплексов или аморфных диффузных образований. Особенно
мощные, относительно близкие к нам тёмные туманности представляются невооруж.
глазу в виде тёмных прогалин неправильных форм на фоне полосы Млечного
Пути; дефицит звёзд в них является результатом поглощения света этими несветящимися
пылевыми облаками. Мн. межзвёздные облака освещены близкими к ним звёздами
большой светимости и представляются в виде светлых туманностей, т. к. светятся
либо отражённым светом (если состоят из космич. пылинок), либо в результате
возбуждения атомов и последующего испускания ими энергии (если туманности
газовые).

Полная масса Г., включая все звёзды и межзвёздное вещество,
оценивается в 10¹¹ масс Солнца, т. е. ок. 10⁴⁴г.
Как показывают результаты детальных исследований, строение Г. схоже со
строением большой галактики в созвездии Андромеды, галактики в созвездии
Волос Вероники и др. Однако, находясь внутри Г., мы не можем видеть всю
её структуру в целом, что затрудняет её изучение.

Впервые звёздную природу Млечного Пути обнаружил Г. Галилей
в
1610, но последоват. изучение строения Г. началось лишь в кон. 18 в., когда
В. Гершель, применив свой метод черпков , подсчитал числа звёзд,
видимых в его телескоп в различных направлениях. На основании результатов
этих наблюдений он высказал предположение, что наблюдаемые звёзды образуют
гигантскую систему сплюснутой формы. В. Я. Струве обнаружил (1847),
что число звёзд в единице объёма увеличивается с приближением к галактич.
плоскости, что межзвёздное пространство не идеально прозрачно, а Солнце
не расположено в центре Г. В 1859 М. А. Ковальский указал на вероятное
осевое вращение всей системы Г. Первые б. или м. обоснованные оценки размеров
Г. выполнили нем. астроном X. Зелигер и голл. астроном Я. Каптейн в 1-й
четв. 20 в. Зелигер, допуская неравномерное распределение звёзд в пространстве
и различную их светимость, заключил, что поверхности одинаковой звёздной
плотности являются эллипсоидами вращения со сжатием 1:5. Однако из-за неучёта
искажающего влияния межзвёздного поглощения света звёзд многие из первых
выводов были ошибочными; в частности, оказались преувеличенными размеры
Г. При определениях положения Солнца (Земли) в Г. большинство исследователей
относило его к центру Г., гл. причиной чего было также игнорирование влияния
поглощения света. Такой взгляд поддерживался также и живучестью геоцентрич.
и антропоцент-рич. миропредставления. В 20-х гг. 20 в. амер. астроном X.
Шепли окончательно доказал нецентральное положение Солнца в Г., определив
при этом направление на центр Г. (в созвездии Стрельца). В сер. 20-х гг.
20 в. Г. Стрёмберг (США), изучая закономерности движения Солнца относительно
различных групп звёзд, обнаружил т. н. асимметрию звёздных движений, к-рая
дала фактич. материал для обоснования мн. выводов о сложности строения
Г. Швед, астроном Б. Линдблад (20-е гг. 20 в.), изучая динамику и строение
Г. на основе анализа скоростей звёзд, обнаружил сложность строения Г. и
принципиальное различие пространственных скоростей звёзд, населяющих разные
части Г., хотя все они и связаны в единую систему, симметричную относительно
галактич. плоскости. Голл. астроном Я. Оорт в 1927 на основе статистич.
изучения лучевых скоростей и собств. движений звёзд доказал существование
вращения Г. вокруг собственной малой оси. При этом оказалось, что внутренние,
более близкие к центру, части Г. вращаются быстрее, чем внешние. На расстоянии
Солнца от центра Г. (10 килопарсек) эта скорость ок. 250 км/сек;
период
полного оборота - ок. 180 млн. лет.

Доказательство межзвёздного поглощения света звёзд (1930,
сов. астроном Б. А. Воронцов-Вельяминов, амер. астроном Р. Трамплер), его
количеств, оценки и учёт позволили уточнить расстояния до отд. галактич.
объектов и размеры Г., положили начало выявлению деталей её структуры.
Многочисл. исследования пространственного распределения звёзд различных
типов (сов. астроном П. П. Паренаго и др.), собственных движений звёзд
(ранние работы С. К. Костинского на Пулковской обсерватории, амер. астронома
В. Боса и др.), движения Солнца в пространстве, а также и движений звёздных
потоков (сов. астроном В. Г. Фесенков, голл. астроном А. Блау и др.), изучение
галактич. гравитац. поля и др. лозволили открыть, с одной стороны, много
общих закономерностей, а с другой - большое разнообразие в кинематич.,
физич. и структурных характеристиках отд. составляющих Г.

В 30-е и последующие годы 20 в. значит, успехов в области
исследований Г. достигли сов. астрономич. обсерватории. Важные результаты
получены: в области динамики звёздных систем; в наблюдениях и составлении
многочисл. каталогов параметров звёзд и др. галактич. объектов; в развитии
новых взглядов на природу межзвёздной среды; в разработке ловых теорий
и методов, позволивших выполнить количеств, оценки параметров, характеризующих
поглощение в галактич. пространстве; в выяснении связей между звёздами
и межзвёздным веществом. В избранных областях Млечного Пути проведены по
плану Г. А. Шайна (СССР) и по комплексному плану П. П. Парена-го фотометрия
и спектр, классификация десятков тысяч звёзд. Огромное значение для понимания
процессов развития Г. имело открытие звёздных ассоциаций. Большую
роль в изучении Г. сыграли успехи сов. пауки о переменных звёздах. Сопоставление
их физич. особенностей и морфологич. характеристик с возрастными и пространственными
параметрами позволило решить ряд задач структуры и природы Г. Исследования
сов. и амер. астрономов сделали очевидным сложное строение Г. Оказалось,
что различным частям Г. соответствуют различные, вполне определ. элементы
их состава. В 1948 сов. исследователи в результате наблюдений в инфракрасных
лучах впервые получили изображение ядра Г. Наблюдения 50-х гг. 20 в. показали
наличие у нашей Г. спиральных рукавов. Изучение Г., её строения и развития
- предмет, в первую очередь, трёх разделов астрономии: звёздной астрономии,
астрометрии и астрофизики. Все эти разделы сыграли большую роль в уточнении
и детализации наших представлений о Г. Большое значение для исследования
Г. имело развитие радиоастрономии, получившей мн. новых сведений о Г. Радио-астрономич.
наблюдения позволили обнаружить большое количество источников излучения
в радиодиапазоне в межзвёздных пространствах Г., массы нейтрального водорода,
изучить их движения, выяснить общие черты внутр. строения Г.

К нач. 70-х гг. 20 в. в результате исследований, выполненных
в СССР и за рубежом, сложилось след, представление о Г. Степень общей сплюснутости
Г., т. е. отношение толщины Г. к её экваториальному диаметру, составляет
примерно 1:10, хотя резко очерченных границ Г.не имеет. Толщина расположенного
вдоль плоскости галактич. экватора слоя, внутри к-рого находится большинство
звёзд и осн. массы межзвёздного вещества, равна 400-500 парсек. Пространственная
плотность звёзд в нём такова, что одна звезда приходится на объём, равный
кубу с ребром в 2 парсека. В окрестностях Солнца плотность неск.
меньше. Она значительно возрастает по мере приближения к центру Г., к-рый
при наблюдении с Земли виден в созвездии Стрельца. Следовательно, распределение
звёзд характеризуется концентрацией как к плоскости Г., так и к её центру.
Общая масса межзвёздного газа в Г. составляет ок. 0,05 массы всех звёзд,
и его ср. плотность близ плоскости экватора не превосходит 10^-25
или 10^-24 г/см³. Межзвёздная пыль, состоящая
из твёрдых частичек, радиусы к-рых порядка 10^-4-10^-5см,
в своей массе примерно в 100 раз меньше массы газа. Не влияя из-за
ничтожной массы на динамику Г., пыль тем не менее заметно влияет на видимую
структуру Г., рассеивая свет звёзд, проходящий через её среду. Ядро Г.,
будучи погружено в относительно плотные массы межзвездного вещества, мало
доступно оптич. наблюдениям, но радиоастрономич. наблюдения указывают на
активность ядра, присутствие в нём больших масс вещества и источников энергии.

Г. имеет резко выраженное подсистемное строение; различают
три подсистемы: плоскую, промежуточную и сферическую. Плоская подсистема
характеризуется наличием молодых горячих звёзд, переменных звёзд типа долгопериодич.
цефеид, звёздных ассоциаций, рассеянных звёздных скоплений и газо-пылевого
вещества. Все они сосредоточены у галактич. плоскости в форме экваториального
диска (толщиной 1/20 поперечника Г.). Ср. возраст звёздного населения диска
ок. 3 млрд. лет. Слабее концентрируются к плоскости Г. жёлтые и красные
звёзды-карлики и звёзды-гиганты, занимающие объём в виде сильно сплюснутого
эллипсоида. Все субкарлики, жёлтые и красные гиганты, переменные звёзды
типа короткопериодич. цефеид и шаровые звёздные скопления образуют сферич.
составляющую (иногда паз. гало), заполняя сферич. объём (со ср. диаметром,
превышающим 30 тыс. парсек, т. е. 100 тыс. световых лет) с резким
падением плотности в направлении от центр, областей к периферии. Её возраст
более 5 млрд. лет. Объекты различных составляющих отличаются друг от друга
также и скоростями движения, и химич. составом.

Звёзды плоской составляющей имеют большие скорости движения
относительно центра Г. и они богаче металлами. Это указывает на то, что
звёзды разных типов, относящиеся к разным подсистемам, формировались при
различных начальных условиях и в различных областях пространства, занимаемого
галактич. веществом. Вся галактич. система погружена в обширную газовую
массу, к-рую иногда наз. галактической короной. Из центр, области
Г. распространяются вдоль галактич. плоскости спиральные ветви, к-рые,
огибая ядро и разветвляясь, постепенно расширяются, теряя яркость. Спиральной
структурой, оказавшейся весьма характерным свойством галактик на нек-ром
этапе их эволюции, Г. сходна с множеством др. звёздных систем того же типа,
что и она, имеющих такой же звёздный состав. В развитии спиральной структуры,
по-видимому, играют роль гравитац. силы и магнитогидродинамич. явления,
при этом на неё влияют и особенности вращения Г. Вдоль спиральных ветвей
происходит звездообразование и они населены наиболее молодыми галактич.
объектами.

Вопросы эволюции Г. в целом или отдельных её составных
элементов имеют большое мировоззренческое значение. В течение долгого времени
господствовал взгляд об одновременном образовании всех звёзд и др. объектов
Г. Такой взгляд связывался с признанием единовременного происхождения всех
галактик в одной точке Вселенной и их последующего разбегания в разные
стороны от неё. Однако детальные исследования, основанные на многочисл.
наблюдениях, привели к заключению (сов. астроном В. А. Амбарцумян), что
процесс звездообразования продолжается и в наст, эпоху.

Проблема происхождения и развития звёзд в Г. является
фундаментальной проблемой. Существуют две главные, но противоположные точки
зрения на формирование звёзд. Согласно первой из них, звёзды образуются
из газовой материи, в значит, количестве рассеянной в Г. и наблюдаемой
оптич. и радиоастрономич. методами. Газовое вещество там, где его масса
и плотность достигают достаточно большой величины, сжимается и уплотняется
под действием собственного притяжения, образуя холодный шар. В процессе
дальнейшего сжатия темп-pa внутри него, однако, повышается до неск. млн.
градусов; этого достаточно для возникновения термоядерных реакций, к-рые
вместе с процессами излучения и обусловливают дальнейшую эволюцию этого
шара - звезды. Согласно второй точке зрения, звёзды образуются из нек-рого
сверхплотного веществa. Сверхплотное вещество такого рода ещё не обнаружено
и его свойства неизвестны, но то обстоятельство, что в наблюдаемой Вселенной
процессы истечения масс из звёзд, деления и распада систем наблюдаются
во мн. случаях, процессы же образования звёзд из межзвёздного вещества
не наблюдаются, говорит в пользу второй точки зрения.

Предполагается, что Г. в целом развилась в процессе конденсации
первичного газового облака, богатого водородом; образовавшиеся при этом
звёзды в нашу эпоху наблюдаются как звёзды сферич. составляющей, бедные
металлами и имеющие наибольший возраст. Первичное газовое облако, продолжая
сжиматься под действием гравитац. сил, обогащалось металлами за счёт выбрасывания
вещества из недр ранее образовавшихся звёзд, в к-рых уже в течение мн.
сотен млн. лет шли внутриядерные реакции и водород превращался в более
тяжёлые элементы. Поэтому более позднее поколение звёзд, образовавшее диск
Г., оказалось более богатым металлами. Эта концепция объясняет наблюдаемое
распределение скоростей звёзд и расслоение последних по подсистемам. Тем
не менее в изложенной картине остаётся немало противоречий. Развиваемое
рядом сов. астрономов представление о роли в эволюции галактик мощных взрывных
отталкиват. сил, таящихся в недрах галактик, может пролить новый свет на
проблему развития Г.

Илл. см. т. 5, табл. XVII, стр. 448- 443.

Лит.: Паренаго П. П., Курс звёздной астрономии,
3 изд., М., 1954; Бок Б. Д ж. и Бок П. Ф., Млечный путь, пер. с англ.,
М., 1959; Курс астрофизики и звёздной астрономии, т. 2, М., 1962; Бакулин
П. И., Кононович Э. В., Мороз В. И., Курс общей астрономии, М., 1966.

Е. К. Харадзе.

А Б В Г Д Е Ё Ж З И Й К Л М Н О П Р С Т У Ф Х Ц Ч Ш Щ Ъ Ы Ь Э Ю Я