Вращение галактик дает ключ к определению их масс В каждой точке галактики центробежная сила, вызывае­мая вращением, уравновешивается центростремительной силой, вызываемой притяжением к центру галактики, а сила притяжения зависит от распределения масс в га­лактике. Поэтому по ходу кривой лучевых скоростей можно определить, как изменяется плотность материи в галактике и оценивать общую массу галактики.

Это — важное достижение внегалактической астроно­мии, так как масса звездной системы является одной из ее главнейших характеристик.

К сожалению, для эллиптических галактик и карли­ковых галактик I II нельзя построить кривую скоростей. Эти галактики вращаются медленнее. Кроме того, они составлены из звездного населения II типа, в них нет горячих гигантов, сверхгигантов и водородных облаков, образующих яркие сгустки материи, лучевые скорости которых можно было бы измерить. Поэтому для галак­тик Е и I II пришлось разработать другой метод, менее точный, но все же позволяющий оценивать массы. Он основан на том, что в звездных системах, которые не вра­щаются или вращаются очень медленно, звезды движутся в одинаковой степени или почти в одинаковой степени по всем направлениям. Так, например, движутся и мо­лекулы окружающего нас воздуха: в каждом маленьком объеме в каждый момент есть молекула, которая дви­жется вертикально вверх, молекула, которая движется вертикально вниз, и молекулы, движущиеся по всем дру­гим направлениям.

В невращающейся звездной системе среднюю скорость звезд можно определить спектральным методом. На какое бы место звездной системы ни была наведена щель
спектрографа, в этом месте окажутся и звезды, движущиеся к нам, и звезды, движущиеся от нас, и звезды, движущиеся по всем другим направлениям. У всех этих звезд лучевая скорость по отношению к нам различна, и если бы мы могли получить спектры каждой из этих звезд по отдельности, то вследствие эффекта Доплера смещения линий в спектрах были бы различны. Но спектр галактики — это суммарный, составной спектр всех  входящих в нее звезд. Если сложить все спектры с разными из-за разных лучевых скоростей положениями линий, то в составном спектре линии окажутся расширенными. При этом расширение линий будет тем сильнее, чем, больше скорости звезд в галактике.

Наблюдения показывают, что спектральные линии в невращающихся или медленно вращающихся звездных системах действительно расширены. Измеряя это расши­рение, можно определять среднюю скорость звезд в си­стеме.

Между массой невращающейся галактики, ее объемом и средней скоростью движущихся в ней по всем направ­лениям звезд имеется зависимость. Если при равенстве объемов у одной звездной системы больше масса, то дол­жны быть больше и скорости звезд, иначе под действием большего притяжения звездная система с большей мас­сой стала бы сжиматься. Зависимость между массой, объемом и средней скоростью звезд исследована теоре­тически. Поэтому если две из этих трех величин как-то измерены, то, используя зависимость между ними, можно вычислить и третью. Объем галактики Е или I II можно получить, измерив ее угловые размеры и определив ее расстояние. Среднюю скорость звезд можно вычислить по расширению спектральных линий. Тогда находится и масса галактики.

В таблице приводятся результаты определения масс галактик по кривым скоростей вращения или по рас­ширению спектральных линий. Большая часть этих ре­зультатов получена американскими астрономами Бербиджами.

Бросается в глаза чрезвычайно малая масса карлико­вых галактик I II. У одной из них масса только 2 мил­лиона, у другой 20 миллионов солнечных масс. Очень мала также масса эллиптическою спутника NGC 221 туманности Андромеды. Все остальные галактики в спи­ске некарликовые. Можно заметить, что массы в среднем растут, если переходить от галактик типа II к Sc, а за­тем к Sb и Sa.

Чемпионом по массивности среди галактик с измерен­ными массами является эллиптическая галактика NGC 4466 типа Е0. т. е. не имеющая видимого сжатия.

Ее масса равна тысяче миллиардов масс Солнца. NGC 4486 замечательна также окружающей ее богатейшей системой шаровых скоплений. И в этом отношении она чемпион среди галактик, так как число этих шаровых скоплений превышает 4000. Многие из них настолько ярки, что отчетливо видны и представляют вместе с NGC 4486 грандиозное, захватывающее дух зрелище. На­помним, что в сверхгигантских галактиках — туманности Андромеды и нашей звездной системе — насчитано соответственно около 300 и 132 шаровых скопления.

В последнем столбце таблицы даны отношения масс галактик к их светимостям, причем и те и другие вы­ражены в массах и светимостях Солнца. Из сравнений величин видно, что масса NGC 4486 в три раза больше массы туманности Андромеды (NGC 224), но светимость ее уступает светимости туман­ности Андромеды.

У эллиптических галактик велики массы и, кроме то­го, сравнительно малы размеры, объемы. Поэтому их плотности значительно выше плотности спиральных га­лактик, Недавно Г.Р.Бербидж предложил космогони­ческое» объяснение наблюдаемому отсутствию в эллип­тических галактиках представителей звездного населения I типа. Бербидж придерживается гипотезы происхожде­ния звезд из газовой материн и считает, что высокая плотность материи в эллиптических галактиках указыва­ет на то, что они были более плотик и на стадии протогалактики, т.е. до того, как в них втачали формируются звезды. Чем выше плотность материи в протогалактике, тем более дружно и интенсивно происходит в ней звездо­образование. Можно считать, что скорость массового звездообразования пропорциональна квадрату плотности материи. Поэтому в эллиптических галактиках практиче­ски в самом начале вся газовая материя сконденсирова­лась в звезды и все звезды успели пройти длительную эволюцию, приведшую их к тому типу, который мы называем звездным населением типа II. Спиральные же га­лактики на стадии протогалактики имели, как и сейчас, сравнительно низкую плотность, звездообразование в них поэтому происходило медленно и тянется до настоящего времени, вследствие чего мы наблюдаем в них молодые звезды, в том числе горячие гиганты и сверхгиганты.

В этих галактиках осталось еще некоторое количество газовой материи, которая может служить материалом для дальнейшего звездообразования. Впрочем, как мы уже указывали выше, малое количество газовой материи в Галактике, около 2% общей массы, плохо согласуется с продолжающимся в ней интенсивным звездообразова­нием. Между тем о последнее свидетельствует большое число горячих гигантов и сверхгигантов.
Приглашаем Вас обсудить данную публикацию на нашем форуме о космосе.