На рис. 13 приведена фотография спиральной галактики NGC 3031. Строение спиральных галактик мы опишем несколько подробнее, когда будем рассматривать строение галактики Млечный Путь. Укажем только, что для этих галактик, так же как и для неправильных, характерно наличие ярких звезд и сравнительно большого количества пыли и газа.

Эллиптические галактики имеют круглую или вытянутую форму дисков и светятся ровным светом по всей поверхности. Они весьма однообразны по своему строению и не содержат ярких звезд и пыли.

Различаются галактики и по своему возрасту. В настоящее время считают, что неправильные галактики— самые молодые образования. Например, Магеллановы Облака существуют не более 100 млн. лет. Спиральные галактики более старые; так, возраст нашей Галактики не менее 8–9 млрд. лет. Эллиптические галактики значительно старше спиральных. Связь между нозрастом галактик и их структурой — очень важный Момент для познания эволюции вещества во Вселенной.

В 1959 г. сотрудники Бюраканской астрофизической обсерватории под руководством В. А. Амбарцумяна открыли галактики нового вида, которые они назвали нестационарными или голубыми.

Рис. 13. Спиральная галактика NGC 3031.

Эти галактики находятся в стадии рождения, большую часть их массы составляет газ, из которого, по-видимому, образуются новые звезды. Изучение голубых галактик позволяет обнаружить совершенно новые физические явления и свойства материи. В этих галактиках гораздо интенсивнее, чем в других, протекают различные физические процессы, обусловленные перемещением вещества. До сих пор подобные явления еще не наблюдались ни в одной из известных нам звездных систем. Факт существования голубых галактик — доказательство непрерывного рождения новых звездных миров во Вселенной.

Рис. 14. Структура галактики Млечный Путь: 1— сферическая составляющая; 2 — плоская составляющая.

В настоящее время полагают, что наша Галактика имеет в своем составе около 150 млрд, звезд, однако современные телескопы позволили сфотографировать всего только несколько миллиардов звезд, а огромное большинство слабо светящихся звезд еще не доступно наблюдениям. Диаметр Галактики составляет около 100 000, а толщина — около 16 000 световых лет. Галактика, кроме звезд, содержит около 100 млн. туманностей, состоящих из газа и пыли; общая ее масса оценивается в 2,5 · 10⁴⁴ г, что эквивалентно 120 млрд, масс солнца.

Наша Галактика (рис. 14) состоит из двух частей: пара, называемого в астрофизике сферической составляющей Галактики, и диска — плоской составляющей. Диск и шар имеют общий центр и частично проникают друг в друга. В сферической составляющей звезды сгущаются к центру, в то время как для плоской составляющей характерно сгущение звезд к плоскости. Одно из основных различий между двумя составляющими Галактики заключается в том, что в сферической составляющей совершенно отсутствует космическая пыль, в то время как плоская составляющая содержит очень большое количество пыли и газа.

Одно из самых крупных достижений наблюдательной астрофизики последних лет — установление фундаментального различия во внутренних свойствах звезд плоской и сферической составляющей. Еще в 1942 г. У. Бааде получил первые указания на такие различия. Он в течение нескольких лет фотографировал разные области Галактики на пластинки, чувствительные к красному и обычному свету, и обнаружил, что на обычных пластинках резче проявляются звезды плоской составляющей, а на пластинках, чувствительных к красному свету, — звезды сферической составляющей. В последующие годы эти различия были детально исследованы. Особенно большая роль в таких исследованиях принадлежит Б. В. Кукаркину. Наблюдаемые различия в строении и составе звезд двух составляющих нашей Галактики имеют большое значение для понимания процессов образования химических элементов.

Для наиболее ясного понимания различий в строении звезд укажем их основные характеристики и в первую очередь светимость и цвет. Вначале рассмотрим принятые обозначения звезд. Еще со времен глубокой древности близко расположенные звезды объединяли в созвездия. Так, уже Птолемей упоминал о 48 созвездиях. Все они носили имена героев древнегреческих мифов или животных. Сейчас различают 88 созвездий. Самая яркая звезда в созвездии обозначается буквой α, следующая по яркости— буквой β, все другие — последующими буквами греческого алфавита в порядке убывания яркости звезд. Слабые звезды обозначают числами, которые приписываются к названию созвездия, например 61 Лебедя А. Иногда звезды известны под номером, занесенным в каталоги. Самые слабые звезды, зафиксированные только на фотопластинках, обычно обозначаются с помощью координат, определяющих положение этих звезд на небе. Самые яркие звезды получили особые названия, так а Большого Пса называют Сириусом, а Лиры — Вегой и т. д.

Светимость звезды — это полное количество энергии, излучаемой звездой за единицу времени. Поскольку звезды находятся на различных расстояниях от нас, мы не можем судить об их светимости только по наблюдаемому их блеску, не учитывая расстояния. Согласно законам физики, блеск звезды прямо пропорционален ее светимости и обратно пропорционален квадрату расстояния до нее. Различия в расстояниях могут привести к тому, что звезда с очень большой светимостью будет казаться нам менее яркой, чем слабо светящая, но близко расположенная к нам звезда. Впервые расстояние до самых близких от нас звезд были установлены В. Я. Струве. В 1837 г. он определил расстояние до звезды Веги, равное 26,1 светового года. Это означает, что луч света, скорость которого равна 300 000 км/сек, дойдет от Веги до нас почти за 26 лет. В настоящее время для обозначения расстояния между звездами введена единица — парсек, равная 3,08 · 10¹³ км, или 3,26 светового года. Только около 30 звезд находятся от Солнца на расстояниях от 1,3 до 3,9 парсека, среди них такие звезды, как а Центавра, 61 Лебедя А, а Большого Пса А, τ Кита, Росс 614 и другие. Ближайшая к нам звезда α Центавра, свет от нее идет до Земли 4,3 года.

Для сравнения светимостей различных звезд принимается величина, равная светимости, которую имела бы звезда на расстоянии 10 парсеков от Земли. Ее называют абсолютной звездной величиной. Для Солнца, например, абсолютная звездная величина равна + 4,9. Светимость Сириуса в сорок раз больше светимости Солнца. Некоторые звезды обладают еще большей светимостью. С другой стороны, имеется большое число звезд, светимость которых намного меньше светимости Солнца; так светимость Протоксимы Центавра в 15 000, а красной звезды Вольф 359 в 50 000 раз меньше светимости солнца.

Цвет звезд определяется характером их спектров, поэтому спектральный анализ играет огромную роль при изучении звезд. Спектры звезд характерны тем, то у них на непрерывный фон наложены многочисленные темные и светлые линии, причем комбинации этих линий никогда не бывают одинаковыми для двух звезд. Все спектры известных нам звезд могут быть расположены в непрерывной последовательности. Это указывает на единство звезд, а также, как мы увидим дальше, на последовательность их эволюции, которая сопровождается постепенным изменением их спектров. Все звездные спектры разбиты на десять классов, их последовательность выражается следующим образом

Каждый спектральный класс, обозначенный определенной буквой, подразделяется еще на 10 подклассов, обозначаемых цифрами. После такого разделения последовательность спектров может быть изображена в виде:… В9— А0 — A1 — А2 — АЗ — А4 … — А9 — F0…