ВИДОВЕ ГАЛАКТИКИ
ПРЕДИСТОРИЯ
През 1755 г. немският философ Имануел Кант предположил, че Вселената се състои
от “островни вселени”, състоящи се от звезди подобно на Млечния път.
През 1838 г. Уилям Хершел публикувал схема на мъглявината М 51 в каталога на
Месие, получена с неговия 182-см телескоп. Лорд Рос /Уилям Парсънс/, разглеждайки
внимателно тази схема, установява спирална структура на М 51, а по-късно открива
такива структури и при други мъглявини.
Проследете с поглед дръжката на “черпака”
на Голямата мечка и огледайте с телескоп
областта около последната ярка звезда.
Скоро ще се натъкнете на тази ефектна
двойка взаимодействащи галактики,
нанесени под № 51 в каталога на Месие,
наречена образно Водовъртеж. Голямата
галактика NGC 5194 е вероятно първата
открита спирална галактика. Спиралните й ръкави с ивицата прах в тях явно минава
пред галактиката-спътник отдясно NGC 5195.
През 1917 г. американецът Ричи от обсерваторията Маунт Уилсон наблюдавал Нова
звезда от 15 зв.в върху фотоплака на мъглявината NGC 6946. Той преразгледал и стари
плаки на М 31 в Андромеда. Открил още две Нови звезди.
В същото време в Ликската обсерватория Къртис открива други 3 Нови в
мъглявини. От наблюдаваните до това време 11 избухвания на Нови звезди в 7 от
мъглявините, Къртис се опитал да определи разстоянията, предполагайки че всички
Нови в максимума на блясъка си имат еднакви стойности на абсолютните звездни
величини. Така той определил, че разстоянието до спираловидната мъглявина в
Андромеда е 500 000 св.г. -–няколкократно по-голямо от размерите на Млечния път.
Мнозина се усъмнили в оценките на Къртис, тъй като той не взел под внимание
избухналата на 20 август 1885 г. в центъра на М 31 звезда с абсолютна звездна
величина много по-голяма от тази на Новите - /-16/. По-късно Бааде и Минковски
разграничават Новите от въведените от тях Свръхнови избухващи звезди.
Регистрираната в центъра на М 31 звезда е Свръхновата с обозначение– S And 1885.
На 26 април 1920 г. в Националната академия на науките във Вашингтон бил
организиран публичен диспут – т.н. Голям спор за “островните вселени”. Главни
опоненти били Къртис – “за” и Шепли – “против” “островните вселени”.
В науката фактите не се установяват чрез спорове, но такива диспути очертават
проблема, дефинират го и насочват вниманието на мнозина към разрешаването му.
Едуин Хъбъл
4 години по-късно – през 1924 г. - не диспутът, а наблюденията на Едуин Хъбъл
решили проблема. Той открива Цефеиди в М 31 и използва метода на Цефеидите –
доста по-развит и признат по онова време от метода на Новите на Къртис. Хъбъл
получава, че разстоянието до М 31 в Андромеда е 900 000 св.г. – все още далеч от сега
приетото разстояние от 2,5 млн св.г, но недвусмислено доказващо, че разстоянието до
тази най-близка спираловидна мъглявина наистина няколкократно надвишава самите
размери на Млечния път /100 000 св.г./.
Хъбъл става основоположник на нов дял в астрономията – ГАЛАКТИЧНАТА
АСТРОНОМИЯ, с рождената 1924 година.
КЛАСИФИКАЦИЯ НА ГАЛАКТИКИТЕ
Още през 1620 г. английският философ Франсис Бейкън казва, че всяка наука
започва с класификация. Подредбата по форма, големина, спектър и др. подходящо
подбран признак, изявяващ съществени особености, дава повод за размисъл върху
природата на обектите.
Месие се опитал да опише мъглявините по форма и яркост. Уилям Хершел и синът
му Джон Хершел били убедени, че ако успеят да подредят мъглявините
морфологически ще успеят да стигнат до идея за тяхната еволюция. Йохан Драйер
също се опитал да въведе подходяща класификация на мъглявините, както и немецът
Макс Волф, който използвал снимки на Хайделбергската обсерватория, но това били
както галактични, така и извънгалактични мъглявини.
През 1925 г. Едуин Хъбъл предлага своя морфологична класификация на
галактиките, която се използва и досега с допълнения и уточнения. Основавайки се на
множество снимки само на извънгалактичните мъглявини, правени с най-големите за
времето си телескопи - с 1,5 и 2,5-метрови огледала в обсерваторията Маунт Уилсън,
Хъбъл разделил галактиките на:
елиптични – Е - 18% от всички,
спирални – S - 78% и
неправилни - Irr - 4%.
Елиптичните разделил според степента на сплесканост на подкласове по формулата
е = 10 (a – b)/ a
като а и b са съответно най-големия и най-малкия диаметър на елипсата.
“Вилицата” или “камертонът” на Хъбъл започва с най-близките до кълбовидните
елиптични галактики тип Е0 до все по-изтеглени елипси от тип Е7. В основата на
разклонението са рядко срещаните лещовидни S 0 галактики, а спиралните се
подреждат в две разклонения на нормални S и пресечени SB спирали, също
подредени, но по развитост на спиралните ръкави в подкласове a , b , c . По-късно е
въведен и подклас d . “Набучени” на “вилицата” са неправилните Irr галактики.
Вилицата на Хъбъл
Елиптични галактики
Сред елиптичните галактики са както най-масивните гигантски галактики с маси и
светимости от порядъка на трилиони слънца, така и най-малките галактики-джуджета
с маси и светимости само милиони слънца – колкото е при кълбовидните звездни
купове.
Диаметрите им са от 1/10 до 100 Кпс.
Най-масивната елиптична галактика, която можем да наблюдаваме в центъра на
купа галактики в Дева, е М 87. Размерите й са сравними с една такава локална група
галактики като Местната група галактики, с диаметър от 2 Мпс.
117
15
