Космос- Журнал

Новости и статьи о космосе, астрономии и технологиях

10

ничто» хвостатые кометы из-за  их малой  плотности.
Как же назвать тогда галактики, если их средняя плот-
ность еще в миллиарды раз меньше?
Конечно, подсчитать точное количество звезд в ка-
кой-либо галактике было бы невозможно, даже если
бы все они были видны по отдельности. Предпочтитель-
нее иметь дело не с числом звезд, а с полной свети-
мостью или массой галактики. Определение светимости
сравнительно несложно: оценивается мощность свето-
вого потока, приходящего к нам от галактики, а зная
расстояние до нее, находится  полная  мощность из-
лучения, или светимость (обычно ее выражают в еди-
ницах светимости Солнца). Оценивать массу значитель-
1 Правда, для тех объектов,
у  которых  красное  смещение
сравнимо с единицей или больше единицы, определение  скорости
или расстояния уже нельзя произвести по простым, приведенным
выше формулам. На таких больших расстояниях само понятие рас-
стояния уже теряет свою однозначность, как, впрочем, и понятие
скорости. Поэтому оценки скорости и расстояния и связанных с
ним характеристик для объектов с очень большим красным смеще-
нием (г>1) носит лишь приближенный, иллюстративный характер.
В этих случаях удобнее характеризовать степень удаленности от
нас объекта его красным смещением.
2 Очень трудно представить себе наглядно, насколько велики
галактики. Можно привести такой пример: если построить карту,
в масштабе которой весь земной шар будет всего лишь крошечным
кружочком размером 1 мм, то характерный размер галактик в таком
масштабе составит расстояние от Земли до Солнца (1 а. е.)!
14
но труднее. Для этого необходимо измерение скоростей
движения звезд внутри исследуемой галактики (для
одних галактик — это скорости хаотического движения
звезд, летящих в различных направлениях, для  дру-
гих— это скорость вращения звезд вокруг галактиче-
ского центра). Масса определяется из очевидного усло-
вия: она должна быть такой, чтобы  гравитационное
поле удерживало звезды внутри галактики, не давая
им разлетаться во все стороны. Чем больше скорость
движения звезд и размер галактики, тем больше ее
масса. В настоящее время разработаны математиче-
ские методы, позволяющие по известной скорости вра-
щения галактики на разном расстоянии от ее центра
узнать, как распределено вещество внутри  галактики.
Ясно, что плотность вещества галактик падает от цент-
ра к краю. Но до сих пор еще не выяснен вопрос, не
содержится ли основная масса вещества в самых внеш-
них областях галактик, которые трудно наблюдать из-
за крайне низкой яркости — в так называемых коронах
галактик, предельно слабое свечение которых было не-
давно обнаружено.
Если величину массы галактики М разделить  на
величину ее светимости L (М и L будем считать вы-
раженными в единицах массы и светимости Солнца),
то получим отношение Af/L, с помощью которого мож-
но много узнать о звездах, населяющих галактику. Ес-
ли бы галактика состояла из звезд, подобных Солнцу,
то Af/L было бы равно единице (в солнечных едини-
цах). В действительности же величина этого отношения
находится в пределах от нескольких до 30—100 единиц.