МАССЫ ГАЛАКТИК

Определив, как вращаются галактики, можно рассчитать их массы. Существует закон: в каждой точке галактики центробежная сила, которая обусловлена вращением, равна центростремительной силе, которая связана с притяжением к центру галактики. Но сила притяжения зависит от распределения масс в галактике. Поэтому, если мы имеем кривую лучевых скоростей, то по ней можем определить, как изменяется плотность вещества в галактике. При этом можно оценить общую массу галактики.

Однако не для всех галактик можно построить кривую скоростей. Не удается это сделать для медленно вращающихся галактик — эллиптических и карликовых галактик I II. Эти галактики заселены звездными объектами II типа. Поэтому в них нет горячих гигантов, гигантов и сверхгигантов. В них нет и ярких сгустков водорода. Другими словами, в этих галактиках нет достаточно ярких источников света, чтобы можно было измерить лучевые скорости. Специалисты в этом случае применяют другой метод, хотя и менее точный. Он применим для тех галактик, которые вращаются медленно или вовсе не вращаются. В таких галактиках звезды движутся в одинаковой степени по всем направлениям.

Если галактика не вращается, то среднюю скорость звезд в ней можно определить спектральным методом. Чем больше расширение спектральных линий, тем больше средняя лучевая скорость излучающих звезд.

Масса невращающейся галактики, ее объем и средняя скорость движущихся в ней по всем направлениям звезд связаны между собой определенным образом. Это и понятно, поскольку если две галактики занимают два одинаковых объема и у одной из галактик масса больше, то у нее должна быть больше и скорость звезд. В противном случае тяжелая галактика стала бы сжиматься под действием силы притяжения. Закон этой взаимосвязи между массой, объемом и средней скоростью установлен теоретически. Поэтому, зная две из указанных величин, можно определить третью. Значит, для того, чтобы определить массу галактики, надо знать ее объем и среднюю скорость звезд. Что касается объема, который занимает галактика, то его можно определить так: измерить угловые размеры галактики и затем рассчитать расстояние до галактики. Средняя скорость звезд определяется по расширению спектральных линий.

В таблице 6 приведены массы галактик, которые были определены первым или вторым методом.

Таблица 6. Массы галактик

Рис. 53. NGC 4486 — самая массивная из галактик, массы которых измерены

У карликовых галактик I и II типов очень малая масса. У одной из таких галактик масса равна всего двум миллионам солнечных масс. У другой масса в десять раз больше. Очень мала масса у эллиптического спутника NGC 221 туманности Андромеды.

Самая большая масса у эллиптической галактики NGC 4486 типа ЕО. Эта галактика не имеет видимого сжатия. Ее масса

равна одному триллиону масс Солнца. Эта галактика (рис. 53) окружена богатейшей системой шаровых скоплений. Общее их число достигает 400.

В таблице 6 приведены также отношения масс галактик к их светимости.

Плотности эллиптических галактик значительно больше плотности спиральных галактик. У тех и других разная эволюция, автобиография. Высокая плотность вещества в эллиптических галактиках свидетельствует о том, что они были более плотными и на стадии протогалактики, еще до образования звезд. Чем больше плотность вещества в протогалактике, тем интенсивнее протекает процесс звездообразования. Полагают, что скорость массового звездообразования пропорциональна квадрату плотности вещества. В эллиптических галактиках еще в самом начале все газовое вещество сконцентрировалось в звезды. Эти звезды имели в дальнейшем достаточно времени для того, чтобы пройти длительную эволюцию.

В заключение в таблицах 7,8 и 9 приведем некоторые сведения о звездах.