что собой представляет ядро галактики

Ядро Галактики

Галакти́ческий це́нтр — сравнительно небольшая область в центре нашей Галактики, радиус которой составляет около 1000 парсек и свойства которой резко отличаются от свойств других её частей. Образно говоря, галактический центр — это космическая «лаборатория», в которой и сейчас происходят процессы звёздообразования и в которой расположено ядро, когда-то давшее начало конденсации нашей звёздной системы.

Галактический центр находится на расстоянии 10 кпк от Солнечной системы, в направлении созвездия Стрельца. В галактической плоскости сосредоточено большое количество межзвёздной пыли, благодаря которой свет, идущий от галактического центра, ослабляется на 30 звёздных величин, то есть в 10 12 раз. Поэтому центр невидим в оптическом диапазоне — невооружённым глазом и при помощи оптических телескопов. Галактический центр наблюдается в радиодиапазоне, а также в диапазонах инфракрасных, рентгеновских и гамма лучей.

Содержание

Состав галактического центра

От скопления отходят спиральные газовые рукава, простирающиеся на расстояние до 3 — 4,5 тыс. парсек. Рукава вращаются вокруг галактического центра и одновременно удаляются в стороны, с радиальной скоростью около 50 км/с. Кинетическая энергия движения составляет 10 55 эрг.

Внутри скопления обнаружен газовый диск радиусом около 700 парсек и массой около ста миллионов масс Солнца. Внутри диска находится центральная область звёздообразования.

Ближе к центру находится вращающееся и расширяющееся кольцо из молекулярного водорода, масса которого составляет около ста тысяч масс Солнца, а радиус — около 150 парсек. Скорость вращения кольца составляет 50 км/с, а скорость расширения — 140 км/с. Плоскость вращения наклонена к плоскости Галактики на 10 градусов.

По всей вероятности, радиальные движения в галактическом центре объясняются взрывом, произошедшим там около 12 млрд. лет назад.

Распределение газа в кольце — неравномерное, образующее огромные газопылевые облака. Крупнейшим облаком является комплекс Стрелец B2, находящийся на расстоянии 120 пк от центра. Диаметр комплекса составляет 30 парсек, а масса — около 3 млн. масс Солнца. Комплекс является крупнейшей областью звёздообразования в Галактике. В этих облаках обнаружены все виды молекулярных соединений, встречающихся в космосе.

Ещё ближе к центру находится центральное пылевое облако, радиусом около 15 парсек. В этом облаке периодически наблюдаются вспышки излучения, природа которых неизвестна, но которые свидетельствуют о происходящих там активных процессах.

Практически в самом центре находится компактный источник нетеплового излучения Стрелец A*, радиус которого составляет 0,0001 парсек, а яркостная температура — около 10 млн. градусов. Радиоизлучение этого источника, по-видимому, имеет синхротронную природу. Временами наблюдаются быстрые изменения потока излучения. Нигде в другом месте Галактики подобных источников излучения не обнаружено, зато подобные источники имеются в ядрах других галактик.

С точки зрения моделей эволюции галактик, их ядра являются центрами их конденсации и начального звёздообразования. Там должны находиться самые старые звёзды. По всей видимости, в самом центре ядра Галактики находится сверхмассивная чёрная дыра массой около 3,7 миллионов масс Солнца, что показано исследованием орбит близлежащих звёзд (см. [1]). Излучение источника Стрелец А* вызвано аккрецией газа на чёрную дыру, радиус излучающей области (аккреционный диск, джеты) не более 45 а.е..

Источник

ядра галактик

Рис. 1. Кривые вращения нескольких спиральных галактик с развитым балджем.

Наиб. эффективным способом исследования внутр. областей галактик является анализ кривых вращения (см. Вращение галактик). Кривая вращения даёт информацию о распределении вещества по радиусу галактики и о характере его вращения. У нек-рых близких галактик с развитым балджем на кривой вращения найдены один или два локальных пика (рис. 1), свидетельствующих о том, что ядро и балдж являются, скорее всего, динамически выделенными подсистемами. Обычно кривая вращения указывает на твердотельный характер вращения этих подсистем (участки линейного роста скорости). Аналогичные кривые, построенные для самых внутренних областей, свидетельствуют о том, что керны вращаются твердотельно и незави-симo от прилегающих областей ядра. Не у всех близких галактик обнаружены ярко выраженные ядра и керны.

В ряде случаев ядро представляет собой естеств. продолжение балджа и динамически никак не выделено. Типичные параметры Я. г., для к-рых были построены кривые вращения: масса

10 9 (-масса Солнца), радиус 200- 400 пк, макс. скорость вращения 100-150 км/с.

Ядро ближайшей массивной спиральной галактики М31 имеет форму эллипсоида (рис. 2), большая полуось 400 пк, масса

10 9 . Внутри ядра найден эллипсоидальный быстровращающийся керн, к-рый выделяется на фоне ядра градиентом яркости (рис. 3). Керн похож на шаровое скопление, но на 2-3 порядка плотнее и массивнее. Масса керна

Рис. 2. Фотография ядра галактики М31.

Рис. 3. Фотометрический профиль галактики М31.

10 6 . Исследование динамики центр. областей нек-рых ближайших галактик (напр., М31, М32, М87) также указывает на возможность существования в них компактного массивного тела.

Нормальные ядра эллиптич. галактик, так же, как и ядра спиральных галактик, часто проявляют признаки слабой активности. Так, многие из них являются слабыми источниками радиоизлучения; в М87 наблюдается выброс, аналогичный выбросам из радиогалактик и квазаров, но меньшей мощности.

Пекулярные Я. г. Часть галактик (примерно 10% от полного их числа) имеет пекулярные ядра. Следует отметить, что границы между пекулярными и нормальными Я. г. часто условны: подробное изучение ядер близких галактик показало, что они, как правило, обладают тем или иным видом пекулярности. Из разл. видов пекулярности Я. г. можно выделить следующие:

2) ядро характеризуется аномально голубым цветом. В спектре присутствуют яркие, сравнительно узкие эмиссионные линии. В этих ядрах, по-видимому, протекают процессы активного звездообразования, имеется много молодых горячих звёзд и газа. Из-за удалённости мн. галактик такого типа трудно судить о характерном размере излучающей области;

4) двойные и кратные ядра. Галактик с такими ядрами известно не очень много,

100. Нек-рые из них, возможно, являются результатом слияния галактик.

Часто отмечают и др. виды пекулярности, напр. выделяют в отд. класс галактики с выбросами из ядра.

Г а л а к т и к и с а к т и в н ы м и я д р а м и составляют неск. процентов от полного числа галактик. Наиб. многочисленным подклассом галактик с активными ядрами являются сейфертовские галактики (СГ). Однако даже ближайшие СГ находятся от нас так далеко, что исследование внутр. структуры ядра оказывается затруднительным. Исследование же внеш. областей показало, что СГ, в отличие от нормальных спиральных галактик того же морфологич. типа, имеют, как правило, более мощный балдж. Это позволяет предполагать, что в ядрах СГ имеются более массивные и компактные керны, чем в ядрах нормальных галактик. Внеш. области др. типов галактик с активными ядрами, напр. радиогалактик и квазаров, изучены хуже.

Во мн. моделях активных Я. г. предполагается, что подпитка ЧД осуществляется за счёт газа, теряемого звёздами ядра, балджа или всей галактики. Иногда предполагают, что газ стекает с соседней галактики при взаимодействии галактик. В этих моделях важной проблемой является проблема потери угл. момента стекающим газом. Дело в том, что даже в галактиках с малым угл. моментом газ (без потери момента) должен оседать в диск с радиусом, значительно превышающим радиус керна. Обсуждается механизм потери момента в результате интенсивного звездообразования в галактич. газовом диске, следствием к-рого являются усиленная турбулентность и ускоренное стекание газа к центр. областям галактики. Бароподоб-ные структуры, часто наблюдаемые в Я. г., также, возможно, способствуют переносу газа из диска в ядро.

1 % в первонач. облаке имела предельно малый момент). Скорее всего, схема образования Я. г. более сложна, и эта задача требует дальнейшего решения.

Источник

ЯДРА ГАЛАКТИК

— компактные сгущения вещества в центр. областях мн. галактик. Они включают в себя всё вещество, сконцентрированное во внутр. областях галактик,- звёзды, газ, пыль, магн. поля, космич. лучи и т. 9 ( -масса Солнца), радиус 200- 400 пк, макс. скорость вращения 100-150 км/с.

Ядро ближайшей массивной спиральной галактики М31 имеет форму эллипсоида (рис. 2), большая полуось 400 пк, масса

10 9 . Внутри ядра найден эллипсоидальный быстровращающийся керн, к-рый выделяется на фоне ядра градиентом яркости (рис. 3). Керн похож на шаровое скопление, но на 2-3 порядка плотнее и массивнее. Масса керна

Рис. 2. Фотография ядра галактики М31.

Рис. 3. Фотометрический профиль галактики М31.

Распределение звёзд в центр. областях Галактики аналогично М31. Выделяют ядро и керн, к-рые по своим параметрам близки к соответствующим подсистемам в М31. В ядре Галактики обнаружено много газа, б. ч. к-рого сосредоточена в молекулярном диске радиусом 700 пк. Имеются газопылевые комплексы, источники ИК-излуче-ния, зоны НII. Всё это свидетельствует о происходящем в ядре процессе звездообразования (см. Галактический центр). Вблизи динамич. центра Галактики плотность звёзд возрастает с уменьшением расстояния от центра (вплоть до расстояний

10 6 . Исследование динамики центр. областей нек-рых ближайших галактик (напр., М31, М32, М87) также указывает на возможность существования в них компактного массивного тела.

Нормальные ядра эллиптич. галактик, так же, как и ядра спиральных галактик, часто проявляют признаки слабой активности. Так, многие из них являются слабыми источниками радиоизлучения; в М87 наблюдается выброс, аналогичный выбросам из радиогалактик и квазаров, но меньшей мощности.

Пекулярные Я. г. Часть галактик (примерно 10% от полного их числа) имеет пекулярные ядра. Следует отметить, что границы между пекулярными и нормальными Я. г. часто условны: подробное изучение ядер близких галактик показало, что они, как правило, обладают тем или иным видом пекулярности. Из разл. видов пекулярности Я. г. можно выделить следующие:

2) ядро характеризуется аномально голубым цветом. В спектре присутствуют яркие, сравнительно узкие эмиссионные линии. В этих ядрах, по-видимому, протекают процессы активного звездообразования, имеется много молодых горячих звёзд и газа. Из-за удалённости мн. галактик такого типа трудно судить о характерном размере излучающей области;

4) двойные и кратные ядра. Галактик с такими ядрами известно не очень много,

100. Нек-рые из них, возможно, являются результатом слияния галактик.

Часто отмечают и др. виды пекулярности, напр. выделяют в отд. класс галактики с выбросами из ядра.

Г а л а к т и к и с а к т и в н ы м и я д р а м и составляют неск. процентов от полного числа галактик. Наиб. многочисленным подклассом галактик с активными ядрами являются сейфертовские галактики (СГ). Однако даже ближайшие СГ находятся от нас так далеко, что исследование внутр. структуры ядра оказывается затруднительным. Исследование же внеш. областей показало, что СГ, в отличие от нормальных спиральных галактик того же морфологич. типа, имеют, как правило, более мощный балдж. Это позволяет предполагать, что в ядрах СГ имеются более массивные и компактные керны, чем в ядрах нормальных галактик. Внеш. области др. типов галактик с активными ядрами, напр. радиогалактик и квазаров, изучены хуже.

Во мн. моделях активных Я. г. предполагается, что подпитка ЧД осуществляется за счёт газа, теряемого звёздами ядра, балджа или всей галактики. Иногда предполагают, что газ стекает с соседней галактики при взаимодействии галактик. В этих моделях важной проблемой является проблема потери угл. момента стекающим газом. Дело в том, что даже в галактиках с малым угл. моментом газ (без потери момента) должен оседать в диск с радиусом, значительно превышающим радиус керна. Обсуждается механизм потери момента в результате интенсивного звездообразования в галактич. газовом диске, следствием к-рого являются усиленная турбулентность и ускоренное стекание газа к центр. областям галактики. Бароподоб-ные структуры, часто наблюдаемые в Я. г., также, возможно, способствуют переносу газа из диска в ядро.

1 % в первонач. облаке имела предельно малый момент). Скорее всего, схема образования Я. г. более сложна, и эта задача требует дальнейшего решения.

Источник

Что представляет собой ядро галактики

Ответ или решение 2

Что такое галактика

Галактики по отношении к Земле, очень далекие космический объекты. С поверхности Земли можно увидеть невооруженным глазом лишь три галактики:

Невозможно точно определить количество галактик во вселенной. Ученные предполагают, что их около двух триллионов штук. Характер их распространения и распределения неравномерный.

Что такое ядро галактики

Под галактическим ядром понимают центр галактики, где происходят процессы выделения огромного количества энергии. При этом такое явление не может быть объяснено активностью находящихся отдельно взятых звезд галактики. Проявляется активность выбросами газа или быстрых частиц, высоким излучением.

Под ядром понимают скопление, сгущение вещества в центральных областях галактики. Включающее в себя звезды, газ, магнитные поля, лучи космического происхождения.
Если ядро галактики является относительно «спокойным» объектом, то его называют нормальным (обычным). А если оно имеет нестандартный для него цвет, активность, высокую, повышенную светимость, то его называют пекулярным или особым.

Ранее существовало мнение, что галактика формируется из ядер. В последнее время преобладает мнение ученых, что галактика образуется из единого газового облака, которое со временем фрагментируется на звезды.

Источник

Что собой представляет ядро галактики

Ольга Касьяновна Сильченко, д.ф.-м.н., зав. отд физики эмиссионных звезд и галактик ГАИШ МГУ им. М.В. Ломоносова.

Рис. 2. Галактика NGC 6782. Изображение получено космическим телескопом “Хаббл”.

Что видно поблизости?

Центр нашей Галактики в последние годы тоже изучили достаточно подробно, но с помощью уже не космического телескопа “Хаббл”, а инфракрасных приемников 8-метрового телескопа Южной Европейской обсерватории VLT (Чили, гора Параналь); эти работы ведут немецкие астрофизики во главе с Р.Гензелем [4]. Дело в том, что центр мы наблюдаем через 8-килопарсековую толщу пыли, собранной в диске нашей Галактики, и потому в оптическом диапазоне спектра там просто ничего не видно. А вот на длине волны 2 мкм, где поглощение пыли минимально, сейчас с новыми инфракрасными ПЗС-приемниками и с адаптивной оптикой, позволяющей значительно улучшать пространственное разрешение изображений, астрономы видят там практически каждую массивную, т.е. яркую, звезду. Для каждой звезды получают спектр и измеряют, в частности, проекцию скорости звезды на луч зрения, идущий от нас к звезде. А сравнивая положение на картинке звезды в данный момент с ее положением, например, пять лет назад, определяют и компоненту скорости в картинной плоскости. Так удается восстановить скорость и направление движения каждой звезды в трехмерном пространстве.

Рис. 5. Самый центр нашей Галактики, изображение на длине волны 2 мкм.

Все зависит от соседей!

Работа выполнена при поддержке Российского фонда фундаментальных исследований.
Проекты 01-02-16767 и 04-02-16087.

1. Afanasiev V.L., Sil’chenko O.K. // Astron. and Astrophys. 2005. V.429. P.825-836.

2. Bender R., Kormendy J., Bower G. et al. // Astrophys. J. 2005. V.631. P.280-300.

3. Tremaine S. // Astron. J. 1995. V.110. P.628-633.

4. Paumard T., Genzel R., Martins F. et al. // Astrophys. J. 2006. V.643. P.1011-1035.

Источник