Галактики
         
          основные понятия и свойства
             характеристики;
             строение;
             классификации
          ядра галактик
             чёрные дыры в ядрах
             активные ядра
          классы по форме
             спиральные; эллиптические; линзовидные; карликовые;
          классы галактик с активным ядром
             радиогалактики; квазары; сейфертовские; ультраяркие инфракрасные;
          классы галактик с особыми спектральными и иными характеристиками
             LINER; NLXG; голубые компактные Цвикки; Маркаряна
             галактики с активным звездообразованием
          столкновения, слияния галактик
          происхождение и эволюция
          история изучения галактик
             открытия и ранние исследования галактик
             открытия и изучение галактик с активными ядрами
          приложение
          сокращения
          технические термины и физические явления
         
          Галактики
         
          Основные понятия и свойства
         
          Определение
         
          Галактики – гравитационно связанные группы звёзд и межзвёздного вещества.
         
          Характеристики
          морфология
          Самые крупные галактики имеют размеры диаметром до 60 килопарсек
          Все галактики почти плоские; сжаты вдоль оси вращения.
          Почти у все галактик форма представляет собой эллиптический либо спиралеподобный диск.
          В центре диска находится шарообразное ядро (балдж); от него отходят спиральные рукава;
          Вокруг диска находится гало.
          2/3 спиральных галактик имеют перемычку (бар), которая выходит из балджа и соединяет внутренние края спиральных рукавов.
          физические и химические характеристики
          Самые крупные галактики имеют в своём составе сотни миллиардов звёзд.
          Звёзды галактик вращаются вокруг центра. Для Солнца скорость вращения ~200 км/с; полный оборот вокруг центра Галактики оно совершает за ~250 млн. лет.
          Плотность звёзд падает по мере удаления от ядра.
          Большая часть галактик содержит много пыли. Эта пыль поглощает УФ и оптический свет, но испускает ИК излучение, по мере нагревания.
         
          Строение
          ядро (балдж)
          Ядро обычно имеет протяжённость k10-k1000 пк; занимает 1% галактики.
          Ядро наполнено звёздами; также газом и пылью.
          Звезды ядра отличаются от звезд диска: в основном все они старше.
          В ядрах содержание металлов в 2-3 раза выше, чем у обычных звёзд, у которых он составляет ~2% массы. В галактиках содержание металлов от ядра наружу обычно устойчиво уменьшается. Т.к. металлы образуются в результате ТЯ реакций внутри звезд, то повышенное содержание металлов в ядрах означает, что звезды ядер старые, они успели создать эти металлы в процессе своей эволюции. Также притяжение ядра сохранило больше металлов, выброшенных звездами в виде ветров или взрывов сверхновых, чем вне его.
          Наиболее часто встречающий вид газа в ядрах – ионизированный.
          Ядра похожи на мини-версии эллиптических галактик. Однако, в отличие от них, в ядрах спиральных галактик ещё может идти процесс звездообразования. В некоторых галактиках скорость
звездообразования в ядре очень высока, из-за большой плотности имеющегося там газа.
          рукава
          Распределение звезд вне ядра неравномерно; в спиральных рукавах она существенно выше.
          В спиральных рукавах находятся самые молодые звезды. Там же расположено и большинство гигантских молекулярных облаков (ГМО). Более молодые звезды сосредоточены в местах скопления газа.
          гало
          Гало массивных галактик содержит k100-k1000 шаровых скоплений (глобулярных кластеров). В гало нашей Галактики известно 150-200 шаровых скоплений.
          перемычка (бар)
          У нашей Галактики, видимо, тоже есть перемычка.
         
          Классификации
          Галактики классифицируются, прежде всего, по форме.
          Спиральные; эллиптические; линзовидные; аморфные; карликовые; без явно выраженного ядра – гигантское эллипсоподобное скопление звезд.
          Классификация/ последовательность Хаббла; по форме. Вначале эллиптические, близкие к сферическим (E0), далее различные уровни эллиптичности (от E1 до E7); далее линзовидная, между эллиптической и спиральной (S0); далее спиральные, их последовательность разветвляется, 1-я ветвь – Sa, Sb, Sc, Sd; Sa имеют яркие плотные рукава и большое ядро, Sd - плохо очерченные, комковатые рукава и едва намеченный балдж; 2-я ветвь – галактики с перемычкой SBa, SBb,... Из-за разветвления последовательность также называют камертоном, или вилкой Хаббла. Она была основана на идее, что галактики эволюционно преобразуются в различные типы. Класс карликовых галактик; не вписываются в эту схему, хотя иногда их привязывают к концу спиральной последовательности как иррегулярные, объединяя две ветви.
          Также выделяют галактики с активным ядром (АЯГ, AGN); из них радиогалактики; квазары; ультраяркие ИК; сейфертовские.
          Также выделяют классы галактик по особым спектральным свойствам, по типам звезд, и пр., напр. галактики LINER (low-ionization nuclear emission-line region); галактики с высокой скоростью звездообразования; галактики со звезлами Вольфа-Райе; галактики раннего типа, состоящие гл. обр. из старых звезд; галактики позднего типа, состоящие из старых и молодых звезд, холодных межзвездных газовых облаков, из которых формируются молодые звезды.
         
          Ядра галактик
         
          Чёрные дыры в ядрах
          Каждая галактика имеет в центре массивную черную дыру.
          ЧД в ядрах галактик имеют массы, как правило, >k106MS.
          Масса ЧД положительно коррелирует с массой звезд в ядре.
          Доплеровские смещения в спектрах звезд вблизи ядер галактик указывают на то, что они вращаются вокруг огромных масс, что указывает на наличие ЧД.
          Массу ЧД можно определить, измеряя параметр орбит звезд.
          Центральные ЧД большинства галактик, включая нашу, относительно пассивны.
          Вокруг ЧД ядер образуется аккреционный диск.
          примеры
          ЧД в центре Галактики. 26 тыс. св.л. от Солнца; ближайшая сверхмассивная ЧД.
          1993- 96 гг. А. Экарт и Р. Генцель наблюдали движение звёзд в окрестности центра Галактики. Наблюдения проводились в ИК лучах, которым слой пыли вблизи ядра галактики не мешал Точно измерены параметры движения 39 звёзд, находящихся на расстоянии 0,13-1,3 св.л. от центра Галактики. Они соответствуют притяжению центрального тела массы 2,5*10⁶M_S и радиуса <0,05 св.л. Его положение совпадает с положением компактного радиоисточника Стрелец А.
          1996 г. известны >600 звёзд в области диаметром ~1 пк (25") вокруг радиоисточника Стрелец А*; для 220 из них определены радиальные скорости. Оценка массы центрального тела составила 2-3*10⁶M_S, радиуса – 0,2 св.л.
          Рассчитаны орбиты ближайших к центру галактики 28 звёзд. Звезда S2 за время наблюдений (1992 - 2007 гг.) сделала полный оборот вокруг ЧД. Период обращения 15,8±0,11 г., большая полуось орбиты 0,123" ± 0,001, эксцентриситет = 0,880±0,003, максимальное приближение к центру 0,015". Параметры орбиты S2 близки к определяемым притяжением, что позволило дать оценку массу центрального тела. Гравитационный радиус ЧД массы 4*10⁶M_S ~12 млн. км, в 1400 раз меньше, чем ближайшее расстояние, на которое подходила к центральному телу звезда S2. Т.о. центральный объект – это не скопление звёзд малой светимости, нейтронных звёзд, т.к. будучи сконцентрированы в столь малом объёме они вскоре слились бы в единый объект.
          ЧД в галактике М87. Обнаружена вращающаяся газовая структура в центре галактики M87. Скорость вращения газа на расстоянии ~60 св.л. от центра галактики 550 км/с, что соответствует движению под воздействием тяготения тела массы ~3*10⁹M_S. Несмотря на такую массу, нельзя сказать с полной определённостью, что это ЧД, т.к. гравитационный радиус такой ЧД ~0,001 св.л. / Чтобы звёзды двигались в галактике М87 так, как это наблюдают сейчас, масса центральной чёрной дыры должна быть >6,4*10⁹M_S.
          ЧД в карликовой галактике Лев I. В центре ЧД массы ~3*10⁶M_S. Неясно, как в карликовой сферической галактике появилась сверхмассивная ЧД.
         

Чёрная дыра галактики М87 (NGC 4486). Вид в радиодиапазоне (снимок EHT).

Чёрная дыра нашей Галактики (снимок EHT).

Галактика Треугольник (М33, NGC 598) совмещенное изображение в оптическое и рентгеновским (розовый цвет) диапазонах.

Галактика Треугольник в рентгеновском диапазоне. Нейтронные звезды, черные дыры, двойная звездная система из горячей голубой звезды и ЧД звездной массы (снимок телескопа"Чандра").

Орбитальный рентгеновский телескоп Chandra.

Орбитальная обсерватория Swift, с помощью которой была определена масса чёрной дыры – ядра галактики-квазара S5 0014+81.

          Активные ядра
         
          Основная часть излучение от многих галактик, в т.ч. нашей и галактики Андромеды (M31), приходит от составляющих их звезд. Есть и другие галактики, в которых немалая часть излучения идёт от ядра, называемого в этих случаях активным.
          Основные виды активности ядра:
          * Сильное излучение во всех областях спектра (оптической, УФ, КВ, Р), концентрированное в малой области (<1 св.г.).
          * Выбросы (быстрые, со скоростями до 1000 км/сек) струй газа или быстрых частиц из ядер.
          * Сильное радиоизлучения от выбросов из ядра высокоэнергичных электронов, излучающих в М-поле (синхротронное излучение). физические и химические свойства (излучение)
          В АЯГ происходят процессы, сопровождающиеся выделением большого количества энергии, притом не из-за активности отдельных звёзд или облаков, в т.ч. радио- и рентгеновское излучение от нетепловых процессов; оптическое линейчатое излучение от облаков горячего газа
          Все АЯГ имеют высокий уровень Р излучения и почти все – высокий уровень излучения и в других частях ЭМ спектра, особенно УФ.
          Спектр АЯГ имеет степенную форму F_v = kvⁿ (v ~0,6-0,8); в отличие от спектров звезд или обычных галактик; т.о. излучение АЯГ нетепловое; в основном это синхротронное излучение.
          Излучение АЯГ обычно переменное; без определённого периода; время заметного изменения светимости – от нескольких лет до нескольких дней или часов.
          АЯН часто окутаны густой пылью; скрывающей Р излучение. Распознавать их можно, как и закрытые пылью звездообразующие галактики, по ИК излучению: облако пыли нагревается светом, испускаемой горячим аккреционным диском.
          Быстрый поток газа; даёт сильное уширение линий излучения в спектре ядра, вследствие эффекта Доплера.
          причины излучения
          * Излучение при аккреции вещества на ЧД.
          * Вспышки сверхновых в ядре.
          * Излучение массивного звёздоподобного объекта с сильным М-полем, аналога пульсара.
          оптические формы АЯГ
          В оптическом диапазоне близкие АЯГ, как правило, имеют вид галактики и яркого ядра. Ряд более отдалённых АЯГ имеет точечно-звёздный вид, с ярким ядром и слабо видной остальной частью галактики (квазары). Некоторые АЯГ в оптическом диапазоне не отличаются от обычных галактик, напр. М77.
          классификации
          Радиогалактики; сейфертовские галактики; квазары, в т.ч. блазары; и т.д.
          Возможно, что квазары, блазары, радиогалактики, сейфертовские галактики – одни и те же объекты, но видимые с Земли под разными углами. Так, если выбросы направлены под малым углом к линии, соединяющей нас с объектом, то мы видим блазар.
          Возможно, что квазары излучают в нашу сторону, демонстрируя и яркие джеты на стороне источника, ближайшей к нам, а те, что излучают не в нашу сторону (т.н. видны сбоку по отношению к линии излучения), являются радиогалактиками – в т.ч. их светимость ниже.
          Возможно, видимое разнообразие АЯГ обусловлено комбинацией эффектов от ориентации, анизотропности излучения и характера излучения ЧД.
          Объекты могут относиться к разным классам и подклассам на разных длинах волн.
         
          Классы по форме
         
          Спиральные
          Имеют сферическую и плоскую составляющие; диски имеют вид спиралей.
          В спиральных галактиках образуются новые звезды.
         

Галактика Андромеды (М31, NGC 224) (снимок космического телескопа "Хаббл")

Галактика М77 (NGC1068) (снимок космического телескопа "Хаббл").

          Эллиптические
          Выпуклые скопления звезд; плоская составляющая отсутствует. Форма – нечто среднее между мячом для футбола и для регби. Более шарообразные называются сфероидами.
          Делят на классы по степени сжатия.
          Звезды движутся вокруг ядра по орбитам не круговым, а вытянутым.
          Как правило, окружены многочисленными шаровыми скоплениями.
          Мало газа и пыли, относительно массы звезд,. Иногда есть полосы густой межзвездной пыли, блокирующей свет; это остаток более ранней активной фазы жизни галактики.
          Очень стары; это видно и по цвету: свет от всех их звезд находится в красной части видимого спектра – т.е. все молодые массивные (и т.о. голубые) звезды, которые могли образоваться в ходе звездообразования, угасли и остались только звезды меньшей массы, красные. Т.о. это гигантские сфероидальные скопления старых звезд.
          Возраст эллиптических галактик/ средний возраст их звезд, ~10-12 млрд. лет
          Новые звезды, как правило, не образуются ("пассивны").
          Много металлов, т.к. стары.
          В спектре обычно нет ярких линий излучения, т.к. пассивны; много линий поглощения, из-за присутствия тяжелых элементов/ металлов.
          Если бы все звезды в галактике находились в покое относительно друг друга, то спектр всей галактики показал бы серию очень узких линий поглощения, соответствующих каждому из элементов, присутствующих во всех звездах. Но т.к. звезды движутся, то их линии поглощения немного сдвинуты по частоте относительно среднего красного смещения всей системы. Т.о. линии поглощения расширены; это результат распределения относительных скоростей звезд, вносящих свой вклад в спектр. По этой ширине можно оценить общую массу эллиптической галактики.
         
          Линзовидные
          Форма между эллиптической и спиральной; обозначаются S0. Имеют несколько сплюснутый звездный диск, как спиральные; их ядро намного больше, чем у спиральных и доминирует над галактикой; не имеют спиральных рукавов.
          Звезды распределены довольно равномерно.
          Нередко обитают в кластерах, как и эллиптические, хотя встречаются и вне их.
          Обычно пассивны; т.о. стары; как и эллиптические.
          Из-за гладкости распределения звезд и однородности цвета (старых) звёзд линзовидную, которая ориентирована лицевой стороной к нам, трудно отличить от эллиптической, но когда она наклонена так, что ее диск кажется слегка заостренным, то разница заметна.
         

Эллиптическая галактика NGC1132.

Линзовидная галактика M102 (Веретено); она видна почти с ребра. Узкая темная полоса по всей галактике Веретено – это пыль, остатки звездной эволюции в диске.

          Неправильные
          Асимметричная форма. Сферическая составляющая практически отсутствует.
          Содержат много газа и пыли.
          Большинство звёзд – молодые; и образуют плоскую подсистему.
         
          Карликовые
          Масса мала.
          Обычно не имеют определенной формы.
          Обычно спутники более крупных галактик / гравитационно примыкают к их окраинам.
          В них часто образуется много новых звезд.
          У нашей Галактики нескольких десятков спутников-карликовых галактик, расположенных на расстояниях 10-k100 тыс. пк; самые большие: Магеллановы Облака; карликовая эллиптическая галактика в Стрельце, карликовая галактика в Драконе, карликовая сфероидальная галактика Лев IV и другие.
         
          Классы галактик с активным ядром (АЯГ, AGN)
         
          Радиогалактики
          Все галактики излучают в радиодиапазоне, с большим различием в мощности, 10³⁷-10⁴⁴ эрг/с.
          Радиоизлучение идёт от нейтрального водорода (длина волны 21 см); также от ионизованного горячего водорода в туманностях; также от тормозящих в М-поле быстрых электронов (последнее излучение является синхротронным).
          определение
          К радиогалактикам относят те, у которых в радиодиапазоне мощность излучения >10⁴² эрг/с; при этом радиоизлучение идёт от активного ядра, а не от вспышки звездообразования. Т.о. это радиогромкие АЯГ.
          / радио AGN определяют как имеющую радиосветимость на частоте 1,4 ГГц, L1,4 ГГц  >10³¹ эрг/ сек*гц. Группа АЯГ имеет непрерывный диапазон радиомощности, но галактики со вспышками звездообразования и сейфертовские, относимых к радиотихим редко имеют L1,4 ГГц >10³¹ эрг/сек*гц; поэтому выбрана такая граница. (1 ГГц = 10⁹ гц; 1,4 ГГц это частота нейтрального водорода).
          физические и химические свойства (излучение, спектр)
          Излучение радиогалактик в диапазоне частот 10 МГц - 80 ГГц имеет, как правило, степенную зависимость плотности потока излучения F от частоты v, F_v = kv^al. Некоторые источники имеют радиоспектры, которые не аппроксимируются степенной функцией. Так, есть источники с max радиоспектра на ГГ частотах; ​​спадают на более высоких и более низких частотах.
          Поляризация радиоизлучения в среднем 8-10%; для отдельных компактных деталей структуры возрастает до 40-60%; это близко к предельно возможному уровню поляризации (~70%).
          Избыточное излучение радиогалактик является синхротронным; это показывает его очень гладкая, широкополосная природа и сильная поляризация.
          Напряженность М-поля в протяженных структурах 10^-4-10^-6 Э, в компактных околоядерных образованиях 10^-2-10^-4 Э .
          Самое мощное радиоизлучение имеют эллиптические галактики с длинными оптическими оболочками (коронами).
          В оптическом диапазоне у спектра ядра сильные линии излучения газов (водорода, углерода и др.), хотя обычно в эллиптических галактиках мало межзвездного газа. Ширина линий излучения показывает скорости движения газа в ядрах 300-k10000 км/сек.
          форма радио
          Источники излучения радиогалактик обычно состоят из ядра, гало, радиовыбросов.
          Области радиоизлучения радиогалактик выходят далеко за пределы их оптической видимости.
          Обычно радиогалактика имеет две области радиоизлучения (облака, лепестки); расположены по обе стороны от оптически видимой галактики. Радиолепестки, выходя далеко за пределы оптической формы/ звездной составляющей; обычно имеют длину 10⁴-10⁵ пк, достигают и k10⁶ пк в диаметре, что много больше диаметров самих галактик. Радиооблака имеют светимость до 10⁴⁶ эрг/с на радиоволнах частот 10 МГц - 100 ГГц.
          Из ядер радиогалактик, т.е. ЧД, выходят две биполярные струи; они направлены к лепесткам- радиооблакам; радиооблака питаются от этих струй.
          Некоторые радиоисточники вместо двухлепестковой формы имеют вид ядро-струя/ ореол.
          форма оптическая
          Почти все радиогалактики – массивные (10¹²-10¹³M_S) эллиптические.
          Возможные причины "предпочтения" эллиптических галактик: 1) эллиптические обычно содержат самые массивные ЧД; 2) в спиральных галактиках большое количество холодного газа подавляет джеты.
          Радиогалактики имеют довольно компактное ядро, размерами <1 пк (у обычных галактик ядро имеет протяжённость k10-k1000 пк).
          классификации ФР
          Классы FRI и FRII (Фанарофф и Райли, 1974 г.) определяются положением самых ярких точек в радиоизлучении: FRI – самые яркие расположены ближе к центру, FRII – по краям. Т.е. у FRI радиосветимость уменьшается к краям, а к FRII – наоборот, увеличивается к краям.
          ~20% не может быть однозначно отнесено ни к классу FRI, ни к классу FRII.
          Галактики класса FRI в подавляющем большинстве имеют джеты.
          Галактики FRI обычно массивны и располагаются в больших скоплениях галактик.
          Галактики FRII нередко имеют только один джет.
          Струи у FRII до концов лепестков остаются релятивистскими (скорость >0,5с). Горячие точки, наблюдаемые у FRII, вероятно, есть видимые проявления ударов; образуются, когда сверхзвуковая струя/ материал из джетов резко сталкивается с окружающей межгалактической средой. Спектры FRII имеют широкие линии излучения.
          Галактики FRII, видимо, способны эффективно передавать энергию к концам лепестков.
          Галактики класса FRI имеют низкую, FRII – высокую яркость.
          Формы FRI и FRII коррелируют с оптическими спектрами, а именно: FRI п.в. имеют спектры WLRG, а RII – SLRG. Радиоморфология и оптический спектр определяются, вероятно, в первую очередь, характером работы ЧД (а не факторами окружающей среды).
          Классы FR радиогалактик делятся далее по формам.
          другие классификации
          Класс имеющих широкие разрешённые линии радиоизлучения (BLRG) и узкие линии (NLRG) (1976 г.). В классе AGN вообще им отвечают аналогичные классы, выделяемые по ширине линий; среди сейфертовских галактик – подклассы Сейферт 1 и Сейферт 2.
          Классы BLRG и QSO (квазары) сходны, их иногда объединяют в один – BLRG/Q.
          Радиогалактики с сильными линиями излучения SLRG; слабыми линиями излучения WLRG (weak emission-line radio-galaxy)
          Класс радиоисточников CSS – компактные (D ≤ 20 кпк) и с крутым спектром.
          Класс радиоисточников FD ("толстых двойных") – протяженные с двойными лепестками, необычно длинными в направлении, перпендикулярном оси радиоструй. В их лепестках нет ярких горячих точек и джетов.
          Класс радиоисточников B – имеют только спектры поглощения, типичные для гигантских эллиптических галактик, либо очень слабые [OII] λ3727.
          отношения с другими классами
          Радиогалактик ~1/10⁶ от всех галактик. Но среди оптически ярких эллиптических их k%.
          Т.к. к радиогалактикам относят те, активность которых связана с ядром, то они из класса АЯГ.
          Радиогалактики и сейфертовские радиогромкие сходны. Однако между ними имеется важное различие: радиогалактики – в основном, эллиптические, сейфертовски – спиральные.
          У некоторых сейфертовских галактик видны слабые радиоджеты, но эти джеты недостаточно радиоярки, чтобы их галактики можно было отнести к радиогалатикам.
          У сейфертовской NGC 4151 есть ещё и повышенный уровень радиоизлучения, т.о. она ещё и радиогалактика; но при этом она – спиральная.
          Некоторые квазары, в т.ч. блазары, имеют сильное радиоизлучение, т.е. они – радиогалактики.
          Критерием различия квазаров и радиогалактик берут L1.4 Ггц > 10³² эрг/ сек*гц.
          У квазаров обычно больше красное смещение, чем у радиогалактик.
          Радиогалактики класса BLRG (широкие разрешённые линии радиоизлучения) имеют спектры сходные со спектрами у квазарами, но имеют не столь яркое ядро.
          примеры
          Радиогалактика Центавр А (NGC 5128). Радиосветимость ~1042 эрг/с. Может быть отнесена к радиогромким квазарам. Масса ЧД в центре 55*10⁶M_S.В центральной области есть компактная двойная радиоструктура с расстоянием между компонентами ~12 кпк. Гигантская эллиптическая. Протяженность вдоль большой оси ~500 кпк. От Земли ~12 млн. св.л.
         

Радиогалактика Центавр А. Поперёк галактики – полоса пыли (снимок VLT).

Радиоизображение Центавра А (1950 г.). Пунктир в центре - оптическая галактика- хозяин.

         

Радиогалактика Центавр А в рентгеновском (Chandra), радио (VLA), оптическом (VLT) диапазонах.

Радиогалактика Центавр А Совмещение фотографий в трех диапазонах – оптическом, Р, радио.

Радиогалактика Центавр А. Совмещение фотографий в оптическом, радио, ИК диапазонах.

          Радиогалактика Лебедь А. Радиосветимость ~10⁴⁵ эрг/сек. Можно отнести к радиогромким квазарам. В центре галактики компактный радиоисточник. Радиооблака на расстоянии >300 тыс. св.л. от центра. Сверхмассивная чёрная дыра 2,5±0,7×10⁹M_S; возможна вторая ЧД. В оптическом диапазоне заметно излучение ионизованной плазмы близ ядра галактики. Оптически 16 звёздная величина. Эллиптическая; в центре газово-пылевой слой. От Земли 600 млн. св.л.; красное смещение 0,057. Первая радиогалактика, отождествленная с оптическим объектом (1951 г.).
         

Радиогалактика Лебедь А. Изображение на длине волны 21 см. (снимок VLA).

Радиогалактика Лебедь А. Рентгеновские лучи (голубые), радиолучи (красные), оптические (бело-жёлтые) (снимки "Чандра" и др.).

         

Радиогалактика Лебедь А. Радиоизображение 1950 г.

          Радиогалактика Дева А (NGC 4486, M87). Радиосветимость ~10⁴² эрг/с. С одной стороны из ядра заметен выброс вещества, длиной ~1,5 кпк, разбивается на отдельные сгустки, излучает не только в радио-, но и в оптическом диапазоне. Синхротронную природу излучения выброса показывает его сильная линейная поляризация в оптическом (20-35%) и радио (12-17%) диапазоне. Симметрично с противоположной стороны от центра галактики расположен второй компонент радиоизлучения сходной конфигурации, однако в нем нет заметных оптических следов выброса. Масса ЧД 6,4*10⁹M_S. Массивная эллиптическая галактика. Диаметр 980 тыс. св.л. Содержит ~12 тыс. шаровых скоплений. От Земли ~53 млн. св.л.
         

Радиогалактика Дева А. (снимок "Хаббл").

Радиогалактика Дева А. Сверхмассивная ЧД в центре; радиодиапазон (снимок EHT).

          Радиогалактика 3C 31 (NGC 383). Выбросы более яркие в центре, т.о. это тип FR1. От Земли 300 млн. св.л.; красное смещение 0,017.
         

Радиогалактика 3C 31. Изображение в радиодиапазоне 21 см (оранжевый цвет, снимок VLA) и оптическом диапазоне.

Радиогалактика 3C 31. Изображение в Р диапазоне (голубой цвет, снимок "Чандра") и оптическом диапазоне (снимок "Хаббл"). Заметен джет.

          Квазары (QUASi stellAr)
          Определяются как имеющие болометрическую светимость L >10⁴⁵ эрг/сек, что соответствует Р светимости L_X−ray >10⁴⁴ эрг/сек, абсолютной оптической величине M_B <−23.
          Самые яркие объекты среди АЯГ.
          физические и химические свойства (излучение)
          Выделяют гораздо больше энергии, чем обычные галактики; в k10-k1000 раз больше, чем наша Галактика, которая содержит 100-400 млрд. звезд. В среднем, квазар производит в ~10¹³ больше энергии/ сек., чем Солнце, и в 10⁶ больше, чем самая мощная известная звезда.
          Интегральная по спектру светимость квазаров может достигать 10⁴⁶-10⁴⁷ эрг/сек.
          Квазары излучают во всем ЭМ спектре, в т.ч. радио, ИК, УФ, видимом, Р, гамма / от очень низкочастотного радио до чрезвычайно энергичного гамма-излучения.
          Некоторые квазары являются сильными источниками радио- (таких ~10%) и гамма-излучения.
          Одни из самых ярких объектов на небе на всех длинах волн, на которых их наблюдали.
          Излучение ядра затмевает остальную часть галактики/ галактика-хозяин относительно слаба.
          Широкое распределение энергии спектра (SED); ~степенное, F_v = Cv^al; al – своё в диапазонах.
          Наиболее ярки линии излучения водорода (в основном, серии Лаймана и Бальмера), гелия, углерода, магния, железа, кислорода. Атомы, излучающие фотоны этих линий, варьируются от нейтральных до сильно ионизированных. Широкий диапазон ионизации показывает, что газ не просто горячий, а сильно облучается, притом квазаром, а не звездами, которые не могут дать такой широкий диапазон ионизации.
          Большинство квазаров наиболее ярки в УФ волне длины 121,6 нм; это линия Лаймана-альфа водорода; из-за красных смещений этот пик яркости смещён вплоть до красного, вплоть до 900,0 нм, в ближнем ИК. / Тепловой спектр имеет максимум в УФ области.
          Спектральная плотность излучения квазара распределена почти равномерно от рентгеновских лучей до дальнего ИК диапазона с пиком в УФ и видимом диапазонах.
          У квазаров OVV есть линии оптического излучения; у лацертид их нет/ слабы.
          Высокая поляризация излучения (обычно k%) на некоторых частотах.
          Излучение у многих квазаров переменно; во всех диапазонах длин волн; они часто изменяют величину светимости за короткий период.
          Излучение у объектов с высокой поляризацией менялось в 2 раза за несколько месяцев, но для обычных квазаров или сейфертовских галактик не наблюдалось вариаций более 15% (наблюдения IRAS для изучения изменчивости АЯГ в дальнем ИК диапазоне). Первая группа соответствовала блазарам, в которых на всех длинах волн преобладает переменное поляризованное нетепловое излучение.
          Блазары сильно изменчивы на всех длинах волн, но большинство АЯГ оказались систематически менее изменчивыми в дальнем ИК диапазоне, чем на более высоких частотах..
          Излучение, в основном, нетепловое. Оно представляет собой синхротронное излучение в диапазоне от радио до Р, и обратное комптоновское излучение в диапазоне от Р до гамма./ Также может происходить синхротронное излучение в субмиллиметровом и дальнем ИК диапазоне, а некоторые из этих фотонов за счет обратного комптоновского рассеяния могут усиливать энергию до оптических.
          Излучение создаётся аккрецией вещества в ЧД.
          ИК и оптическая части спектра имеют разные источники.
          Масса ЧД мощного квазара >k10⁹M_S.
          Расположены в широком диапазоне расстояний; в основном, очень далеко. Ближайший к Земле известный квазар находится на расстоянии 600 млн. св.л., самый дальний >13 млрд. св.л.
          В прошлом квазары были активнее; пик эпохи квазарной активности 10 млрд. лет назад.
          Квазары более распространены в ранней Вселенной т.к. тогда они поглощали вещество из АД; потом в окрестностях стало мало вещества и поток энергии упал; квазар стал обычной галактикой. оптические формы
          Квазары из-за удалённости и доминирования по яркости ядра выглядят (при наблюдениях с Земли) как отдельные точки неразделенного света/ как звезды ("квазизвездные объекты").
          Около них очень слабое "гало"- галактика, в отличие от АЯГ сейфертовских и радиогалактик.
          У блазаров джеты заметны и в оптическом диапазоне.
          формы в других полосах спектра
          Радиогромкие квазары имеют такие же джеты и облака, как и радиогалактики. Их яркость (в разных диапазонах) зависит от направления джета относительно наблюдателя.
          классификации
          Радиогромкие (QSR) – имеют сильное радиоизлучение. По форме похожи на радиогалактики, но меньшего размера. Имеют джеты (выбросы плазмы), дающие сильное радиоизлучение; джеты релятивистские, со скоростями частиц до 0,99с. Таких ~10%.
          Сильно излучают во всем ЭМ спектре; в т.ч. в гамма.
          Характер спектра – степенной, что обычно для синхротронного излучения.
          Галактика QSR, как правило, гигантская эллиптическая.
          Радиогромкий квазар с плоским спектром FSRQ; с крутым спектром SSRQ.
          Из QSR выделяют подкласс блазаров.
          Блазары – радиоквазары, направление джета которых близко к лучу зрения на Землю; из-за этого их джеты хорошо заметны/ кажутся намного ярче, чем они были бы, если бы джет был направлен в сторону от Земли.
          Такая ориентация джетов влечёт 1) их высокую наблюдаемую светимость; 2) очень быстрое изменение, высокую поляризацию (по сравнению с неблазарными квазарами); 3) видимые сверхсветовые движения, обнаруженные вдоль k первых парсек джетов у большинства блазаров.
          Излучение переменно на различных длинах волн, с периодами k часов - k10 лет; достигают в оптическом диапазоне до 100-кратного изменения светимости; имеет высокую (до 40%) и переменную линейную поляризацию во всех диапазонах спектра. (Некоторые блазары из-за этого вначале были приняты за нерегулярные переменные звезды в нашей Галактике).
          Распределение энергии у блазаров в диапазоне 10⁸-10¹⁸ Гц: болометрические светимости 10⁹-10¹⁴ л; преобладает полоса излучения 1-100 мкм; у многих менее ярких объектов есть тепловая ИК компонента.
          Большинство блазаров имеют плоский спектр.
          Блазары делят на лацертиды и оптически быстро переменные квазары.
          Лацертиды – блазары, в спектрах которых нет ярких линий излучения. Спектр слабой туманной оболочки вокруг яркого ядра лацертид имеет линии поглощения; типичен для звёзд эллиптических галактик.
          Сходны с маломощными радиогалактиками.
          Расстояния несколько меньше тех, что обычны для квазаров. Т.к. линии излучения у них не видны, то красное смещение и т.о. расстояние до них выводятся из характеристик звездного поглощения в слабом протяженном оптическом излучении самой эллиптической галактики.
          Оптически быстро переменные блазары (optically violent variablers, OVV) – блазары с более сильными/ широкими, чем у лацертид, линиями излучения в оптическом спектре.
          Также излучение в радиодиапазоне у них сильнее, чем у лацертид.
          Лацертиды имеют нетепловой непрерывный спектр, но линии излучения слабы/ отсутствуют; OVV имеют линии излучения.
          И у тех, и у других непрерывный спектр довольно хорошо описывается степенным законом, в диапазонах от Р до ИК. И у тех, и у других обычно быстрая (иногда ежедневная) изменчивость и сильная поляризация, тоже переменная.
          Радиотихие – радиоизлучение на 2-4 порядка ниже, чем у QSR. Радиоджетов нет. Таких ~90% из всех квазаров . Также называют "нарушители", квазаги, QSG, BSO ("голубой звёздный объект").
          Широкие линии поглощения (BAL) – в спектрах наблюдаются широкие линии поглощения, смещенные в синий цвет относительно системы покоя квазара в результате вытекания газа наружу из активного ядра в направлении к наблюдателю. Таких ~10%. В УФ части (несмещённой) их спектров есть широкие линии поглощения ионизированного углерода, магния, кремния, азота и др. Квазары
          BAL обычно радиотихие.
          Слабые линии излучения – имеют необычно слабые линии излучения в УФ/ видимом спектре.
          Квазары типа II – аккреционный диск и широкие линии излучения сильно закрыты плотным газом и пылью. Это аналоги сейфертовских галактик типа II, с более высокой светимостью.
          Красные квазары – с более красными оптическими цветами, чем у обычных квазаров. Видимо, этот цвет – результат поглощения пыли галактикой-хозяином. Составляют значительную часть от всех квазаров (по ИК данным). отношения с другими классами
          Ядра радиогалактик и радиоквазаров сходны – оба имеют большой выход излучения, в т.ч. Р лучей, содержат массивную ЧД, оба часто имеют джеты из центра; напр., M87 и 3C 273.
          Радиогромкие квазары и радиогалактики с широкими линиями (BLRG) близки по свойствам. Эти объекты можно объединить в один класс BLRG/Q; который также можно называть BLO, "широкополосные объекты". У некоторых BLRG относительно высокие уровни поглощение пыли; их можно представлять как частично затемненные квазары.
          Радиогромкие квазары и мощные радиогалактики имеют сходное распределение мощности лепестков.
          Квазары имеют много общего с сейфертовскими ядрами галактик: мощное УФ и Р излучение, сильные широкие линии излучения.
          Масса ЧД сейфертовского ядра >k10⁶M_S, мощного квазара >k10⁹M_S.
          Светимости лепестков у радиогалактик малой- средней светимости сравнимы со светимостью излучения гало в лацертидах. Также у тех и у других отсутствуют линии излучения. Возможно, лацертиды – это радиогалактики, наблюдаемые по оси релятивистского джета. Релятивистское излучение сделало непрерывный нетепловой спектр очень ярким, если смотреть таким образом, а линии излучения (испускаемые изотропно)по сравнению с ним слабы. Тот же объект, если смотреть сбоку, будет иметь нормальную ширину, эквивалентную линиям излучения, и в его радиоструктуре будут преобладать расширенные лепестки, а не ядро.
          Радиотихие квазары связаны с ультраяркими ИК галактиками. Поскольку эти ИК галактики демонстрируют спектральные характеристики квазаров, а их оптическая морфология напоминает некоторых близких квазаров, возможно их отождествить с квазарами, покрытыми пылью. После того, как вся пыль будет сметена, должен проявиться яркий QSO.
          примеры квазаров
          Квазар ULAS J1342 + 0928. Масса ЧД 8*10⁷M_S. Красное смещение 7,54, что соответствует 690 млн. лет после Большого взрыва. Самый дальний от Галактике среди известных сегодня.
          Квазар ULAS J112001.48+064124.3. Находится на расстоянии 13 млрд. с.л.; красное смещение 7,085, что соответствует 770 млн. лет после Большого взрыва.
          Квазар J043947.08+163415.7. Яркость 6*10¹⁴L_S, самый яркий на сегодня. Находится на расстоянии ~12,8 млрд. с.л.. Красное смещение 6,51.
          Квазар PKS 1127-145, яркий источник рентгеновского и видимого света; расположен в ~10 млрд. св.л. от Земли; рентгеновская струя простирается на >1 млн. св.л. от квазара.
          Блазар 3C 273. Светимость ~1,1538*10⁴⁰Вт, в ~100 раз выше светимости Галактики. Масса ~8,86±1,87*10⁸M_S. Светимость меняется во всём диапазоне, от радиоволн до гамма лучей с периодами k-k10 дней. Находится на расстоянии ~2,44 млрд. с.л. от Галактики; красное смещение 0,158. Один из самых близких среди известных сегодня к Галактике.
          Квазар 3C 273, вероятно, представляет собой пограничный OVV.
          Блазар Центавр А – большая эллиптическая мощная радиогалактика.
          Блазар лацертида BL Lacertae. Находится на расстоянии ~280 Мпк; красное смещение 0,07. Вначале была принята за яркую переменную звезду, потом выяснили, что это – галактика
          Блазар лацертида PKS 0548-322. Гигантская эллиптическая галактика с ярким ядром.
          Блазар лацертида TXS 0506 + 056. Релятивистский джет направлен прямо на Землю. Один из самых мощных известных блазаров, особенно в гамма-излучении и радиодиапазоне. Поток гамма-излучения сильно варьируется, до 1000-кратного. Находится на расстоянии ~5,7  млрд. св.л. от Земли; красное смещение 0,3365 ± 0,0010. В 1983 г. был обнаружен как радиоисточник, потом наблюдался во всем ЭМ спектре. Источник нейтрино высоких энергий, идентифицированный вначале, в 2017 г, как нейтринное событие IceCube-170922A. Ранее единственными источниками, наблюдаемыми детекторами нейтрино, были Солнце и сверхновая 1987A, они имели гораздо более низкие энергии нейтрино. Поток нейтрино имело мощность ~290ТэВ.
          Блазар лацертида  Mrk 421. Сильный источник гамма-излучения. Спиральная галактика  Mrk 421-5 расположена в 14'' от него. От Земли ~397-434 млн. св.л.; красное смещение 0,0308. Один из ближайших к Земле блазаров.
          Блазар лацертиды Mrk 501; OJ 287, AP Librae, PKS 2155-304, PKS 0521-365, 3C 371, W Comae Berenices, ON 325.
          Блазар OVV 3C 279.  Один из самых ярких объекты гамма-излучения в небе; оно переменно.
          Блазар OVV S5 0014+81. Cветимость >10⁴¹Вт, ~3×10¹⁴L_S, что соответствует абсолютной звездной величине –31,5/ Светимость >25000 раз, чем у всех млрд. звезд нашей Галактики, вместе взятых.. Один из самых ярких известных квазаров. Если бы квазар находился на расстоянии 280 св.л. от Земли, он бы излучал столько же энергии на кв.метр, сколько и Солнце на Земле, хотя он находился бы в 18 млн. раз дальше. Очень сильный источник излучения, от гамма-лучей и Р-лучей до радиоволн. Расположен внутри гигантской эллиптической галактики. Масса ЧД.~10 000 массы ЧД в центре Галактики, это ~40*10⁹M_S; >6 масс ЧД дыры М87, которая в течение 60 лет была самой большой из известных черных дыр ( измерена в 2009 г. с помощью космического корабля Swift). Радиус Шварцшильда этой ЧД составляет 120 млрд. км. Ежегодно поглощает вещества на массу 4000M_S. Находится на расстоянии 12,1 млрд. св.л. от Земли. То, что ЧД существовала всего через 1,6 млрд. лет после Большого взрыва, означает, что сверхмассивные ЧД могут образовываться очень быстро.
         

Квазар 3C 273; струя от квазара (снимок телескопа "Хаббл").

Квазар 3C 273 (снимок телескопа "Хаббл").

         

Квазар PKS 1127-145, яркий источник рентгеновского и видимого света; рентгеновская струя простирается на >1 млн. св.л. от квазара (снимок телескопа "Чандра"; в рентгеновских лучах).

Квазар 3C 279 типа OVV (изображение в гамма-лучах).

         

Лацертида PKS2155-304

Лацертида H 0323+022.

         

Лацертида Mrk 421; ядро и эллиптическая галактика вокруг него.

Лацертида Mrk 501; ядро и эллиптическая галактика вокруг него.

          Сейфертовские
          определение
          Ядро 1) оптически яркое и 2) имеет много ярких широких линий излучения в дополнение к обычному непрерывному спектру (спектр большинства галактик имеет линии поглощения, как у звёзд).
          Класс выделен Сейфертом (1943 г.).
          физические и химические свойства (излучение)
          Ядра имеют повышенный уровень УФ излучения.
          Также у большинства сейфертовских галактик повышенный уровень радиоизлучения; однако мощность их радиоизлучения ~0,1-1% от радиоизлучения средних радиогалактик или квазаров.
          Газ в ядре сильно ионизирован; т.о. источник энергии в ядре производит фотоны большей энергии, чем обычные звезды. Т.к. ещё и сильное сильное УФ излучение в ядрах то это АЯГ.
          Видимый и ИК спектры показывают очень яркие и широкие линии излучения водорода, гелия, азота, кислорода; их ширина соответствует скоростям 500-4000 км/с. Они возникают вблизи АД вокруг ЧД; создаются переизлучением плотных (n_e >10⁹ см^-3) облаков горячего газа, облучаемых потоками быстрых УФ фотонов из ядра. Широколинейное излучение возникает в области d = 0,1-1 пк вокруг ЧД (1968 г.). Узкие линии в спектре создаются переизлучением ионизированного газа низкой плотности, облака которого находятся на расстоянии k1000 световых лет от ЧД.
          В спектрах есть запрещённые линии излучения.
          В спектрах есть и линии поглощения, довольно слабые. Они создаются звёздами галактики; слабы, т.к. свет звезд "разбавляется" непрерывным спектром от других объектов. ИК излучение производится пылью в газе и МЗС.
          Ядра компактны, <100 пк.
          По форме п.в. сейфертовские галактики спиральные; некоторые неправильные.
          Сейфертовские галактики находятся гораздо ближе к нам, чем квазары, т.о. можно изучать не только их активное ядро, но и саму галактику. Также изучать по ним эволюцию галактик.
          классификации
          По характеру спектров; выделяют классы I и II.
          Класс I имеет в спектре широкие линии, отвечающие разрешённым переходам, более узкие запрещённые линии, и ещё более узкие разрешённые линии (однако даже эти последние сильнее линий у неАЯГ). Широкие линии отвечают скоростям до k1000 км/сек, узкие – k100 км/сек.
          Тип II имеет в спектре только узкие линии, разрешенные и запрещенные. Широкие линии у этого типа значительно менее яркие, чем узкие.
          Типы I и II различаются наличием или отсутствием широких разрешенных линий в спектрах.
          Галактики типа I имеют высокий уровень УФ и Р излучения.
          Галактики типа II имеют высокий уровень ИК излучения. В некоторых галактиках типа II выявлено затемнение, создающее поляризованный свет; возможно пылевое тороидальное облако.
          отношения с другими классами
          У сейфертовских галактик менее яркое и менее массивное ядро, чем у квазаров; это считается критерием различия (M_B > –21.51 + 5 log h₀). Оно также менее активно.
          У сейфертовских галактик видна окружающая ядро галактика, а у квазаров – почти нет.
          Спектры сейфертовских галактик и квазаров очень похожи, только у квазаров 1) звёздные линии поглощения очень слабы, 2) узкие линии, в целом, слабее широких линий.
          Большинство сейфертовских недалеко, т.о. малое красное смещение, в отличие от квазаров.
          Возможно, сейфертовские галактики – это более поздние, проэволюционировавшие квазары.
          примеры
          Сейфертовская галактика Персей А (NGC 1275). Мощный источник Р и радио-излучения. Излучение ядра имеет переменную поляризацию. Масса ЧД и внутреннего ядра газового диска 800*10⁶M_S. Масса молекулярного водорода оценивается в 13*10⁹M_S. Гигантская эллиптическая. Входит в группу k10 галактик. Одна из 6 галактик, описанных в работе К. Сейферта 1943 г.
         

Сейфертовская галактика Персей А (NGC1275) (снимок "Хаббл").

Сейфертовская галактика Персей А в оптическом (белый), рентгеновском (голубой) и радио (частота 270-470 Мгц, розовый) диапазонах (снимок "Хаббл", "Чандра", JVLA).

          Сейфертовская галактика M77 (NGC 1068). Яркая и в ИК, УК, Р, Г-диапазонах. Компактный источник в ядре выбрасывает энергию как k10⁶ сверхновых. Также источник потока нейтрино. В ядре ЧД массой 10⁸-10⁹M_S; скрыта облаком пыли. Вокруг неё облако горячей (~500К) пыли размером 3 св.л., далее облако более холодной (~50К) пыли размером 7 св.л.; всего источник ИК излучения вокруг ядра имеет диаметр 12 св.л. Спиральная галактика с перемычкой (она видна только в ИК диапазоне). Диаметр 170 тыс. св.л. От Земли 47 млн. св.л.; одна из самых близких к нам сейфертовских галактик.
         

Сейфертовская галактика M77 (снимок "Хаббл").

Сейфертовская галактика M77, центр в УФ диапазоне (снимок "Хаббл").

          Сейфертовская и радиогалактика NGC 4151 (Око Саурона). Повышенный уровень излучения радиолинии CO. Высокий уровень Р излучения. В центре, вероятно, находятся две ЧД, с массами 40 и 10*10⁶M_S; они обращаются вокруг общего центра тяжести с периодом 16 лет, на расстоянии <1 пк друг от друга. Спиральная галактика с перемычкой. От Земли 52 млн. св.л.
         

Сейфертовская и радиогалактика NGC 4151 (снимок "Хаббл").

Сейфертовская и радиогалактика NGC 4151, центр в рентгеновском (синий), оптическом (жёлтый) и радио (красный) диапазонах.  Оптическое изображение показывает область ионизированного водорода, радиоизображение – нейтрального водорода (снимки "Чандра" и др.).

          Сейфертовская галактика М94 (NGC 4736). В спектре ядра сильны линии излучения от слабо ионизированных или нейтральных атомов (т.е. ядро типа LINER). Спиральная галактика. Вокруг ядра кольцо активного звездообразования. Диск галактики имеет диаметр 50 тыс. св.л., внешнее кольцо – 30 тыс. св.л. От Земли 16 млн. св.л.
         

Сейфертовская галактика М94 (NGC4736) (снимки "Хаббл").

          Сейфертовская галактика NGC 1097. ЧД массой 100*10⁶M_S. Вокруг ЧД кольцевая область звездообразования, диаметром 5000 св.л. Две маленькие галактики-спутника: NGC 1097A, эллиптическая галактика, находящаяся на расстоянии 42 000 св.л. от центра, и карликовая NGC 1097B. От Земли 45 млн. св.л.
         

Сейфертовская галактика NGC 1097 (cнимок VLT).

Сейфертовская галактика NGC 1097 в УФ диапазоне (cнимок GALEX).

          Сейфертовская галактика NGC 3081. Тип II. В центре ЧД массы 8,5-37*10⁶M_S. Спиральная галактика. Диаметр 60 тыс. св.л. Вокруг ядра есть несколько колец активного звездообразования. Находится на расстоянии 86 млн. св.л. от нас. Сейфертовская галактика NGC 6814. Сильное и переменное излучение ядра в оптическом, УФ и Р диапазонах. В центре ЧД массы 18*10⁶M_S. Спиральная галактика. Диаметр 85 тыс. св.л. Находится на расстоянии 75 млн. св.л. от нас
         

Сейфертовская галактика NGC 3081 (снимок "Хаббл").

Сейфертовская галактика NGC 6814 (снимок "Хаббл").

          Ультраяркие инфракрасные
          Испускают в дальнем ИК диапазоне мощное излучение, >10¹²L_S.
          Мощность их ИК излучения в >10 раз превышает мощность излучения в оптическом свете. В оптическом диапазоне обычные.
          Избыточное ИК излучение у некоторых приходит из АЯГ, у других – в результате взрыва звездообразования.
          Излучение в дальнем ИК диапазоне идёт от пыли, температуры <100К. Она нагревается либо образующимися звёздами, либо (скрытым за пылью) АЯГ.
          Почти каждая УЯ ИК в МГГ либо иррегулярна, либо результат слияния.
          Многие УЯ ИК были выявлены с помощью ИК обсерватории IRAS.
         
          Галактики с особыми спектральными характеристиками
         
          LINER (low-ionization nuclear emission-line region),
          В спектре ядер сильны линии излучения от слабо ионизированных или нейтральных атомов, и слабы от сильно ионизированных атомов.
          Их слабые линии излучения сильно уширены; это эффект Доплера; показывают движение газа со скоростями k100-k1000 км/сек.
          Обычно содержат компактный источник радиосинхротронного излучения.
          Неизвестно, что является источником излучения в галактиках LINER; такое излучение может быть от фотоионизации излучения АЯГ; от звёзд; от горячего газа, излучающего в Р диапазоне; ...
          Спектры типа LINER также могут быть получены в охлаждающих потоках, в звездообразных ветрах и в ударно нагретом газе
          1/3 - 1/2 всех галактик.
          Могут присутствовать на очень низком уровне в ядре каждой галактики раннего типа.
          отношения с другими классами
          Ядра тусклее, чем у сейфертовских галактик, но ярче, чем у галактик со спящими ЧД.
          Спектры похожи на спектры сейфертовских галактик типа II, но их низко-ионизированные линии относительно сильны; таковы [O I]6300, [N II]548,6583.
          Некоторые LINER кажутся просто сейфертовскими галактиками с очень низкой светимостью.
          Их источники радиосинхротронного излучения подобны радиоисточникам в радиогалактиках и квазарах, но намного слабее.
          Чтобы спектроскопически отделить галактики LINER от АЯГ, в т.ч. сейфертовских, измеряют отношения интенсивностей в определённых парах линий излучения. По какому-то одному соотношению не удаётся полностью разделить эти объекты, но двух соотношений для этого достаточно; на диаграмме BPT по осям откладывают соотношения интенсивностей в двух парах, и различные типы галактик занимают на этой диаграмме разные области. Обычно сравнивают соотношения линий нейтрального кислорода и однократно ионизованного азота и серы к линии H-альфа с соотношением линий дважды ионизованного кислорода к линии H-бета. У галактик типа LINER первые три соотношения выше, чем у других типов галактик, а четвёртое - между сейфертовскими галактиками и АЯГ.
          примеры
          M104 ("Сомбреро").
          NGC 7213 – и LINER и сейфертовская типа I.
         

Галактика M104 ("Сомбреро")

          NLXG (галактики с узкими рентгеновскими линиями; narrow-line X-Ray galaxies).
          Те же линии излучения высокого возбуждения, что и у сейфертовских галактик, но меньшая светимость, чем у типичных сейфертовских галактик.
          Вероятно, это сейфертовские галактики, чьи оптические спектры сильно окрашены в красный цвет и погашены пылью внутри галактики.
         
          Голубые компактные галактики Цвикки
          Голубые компактные галактики выделен в отдельный класс Цвикки.
          Многие из них – сейфертовские галактики высокой светимости.
          Некоторые по спектру и морфологии оказались почти QSO, светимости < –20.
         
          Галактики Маркаряна 
          Ядро имеет повышенный уровень УФ излучения. Класс выделен Е. Маркаряном (1963 г.).
          Цвет ядра голубой, от звёзд классов O - A. Остальная часть галактики имеет иной цвет.
          В непрерывном спектре, вероятно, есть области нетеплового излучения. В спектре многих таких галактик есть линии излучения, обусловленные высокоэнергетическими процессами. дальнейшая классификация
          а) по форме ядер: s, если ядро похоже на звезду, d, если ядро диффузное, ds/ sd, если ядро промежуточной формы;
          б) по мощности УФ излучения: 1, 2, 3 - сильное, промежуточное, слабое;
          в) по линиям излучения.
          отношения с другими классами
          В составленном Макраряном каталоге таких галактик ~10% – сейфертовские; ~2% – QSO, или блазары типа лацертид; ~2% – звёзды, в основном, горячие белые карлики; остальные – либо компактные голубые галактики, либо галактики со взрывом звездообразования.
         
          Галактики с активным звездообразованием
          В нашей Галактике масса новых звезд ежегодно увеличивается на kM_S; в самых активных галактиках новых звезд формируется в сотни раз больше; в некоторых галактиках новые звёзды вообще не рождаются.
          Галактики могут активно формировать новые звезды.
          На галактики с активным звездообразованием указывает скопление массивных молодых звезд.
          Галактики, активно формирующие много новых звезд, дают и много излучения в УФ и синей частях спектра; это свет ранних массивных звезд. Также у них сильны линии излучения H II, ионизированного газа, находящегося вокруг этих звезд./ УФ свет, производимый этими новыми звездами, ионизирует водород в окрестностях мест рождения звезд, формируя области H II. / Самые массивные звезды быстро эволюционируют, поэтому они часто встречаются вблизи мест, где активно формируются новые звезды. УФ и синий свет звезд типов O и B вносят свой вклад в голубой цвет галактик с активными процессами звездообразования.
          Галактики, которые не образуют новых звезд и содержат старое звездное население, не дают много линий УФ света или газовой эмиссии. Большая часть энергии поступает в более красную и более длинную волну видимой и ближней ИК части спектра. Эти галактики также имеют сильные линии поглощения, образованные металлами, накапливающимися в процессе звездной эволюции.
          Интенсивность УФ светимости и линий излучения, показывают скорость звездообразования.
          Галактики с интенсивным звездообразованием содержат много пыли/ многие образовавшиеся массивные молодые звезды превращаются в сверхновые и загрязняют галактику большим количеством пыли, в дополнение к уже имеющейся. Поэтому такие часто сильно затенены/ пыль блокирует большую часть видимого света, излучаемого звездами. Но пыль даёт переработанное ИК излучение, т.о. они могут ярко светиться в ИК диапазоне/ нагревается и испускает дальнее ИК излучение. / Ядра звездообразования часто сильно излучают в ИК. ИК излучение идёт от пылинок, нагретых до k-k100K УФ излучением горячих молодых звезд. Пыль тесно связана с холодными плотными молекулярными облаками, которых, видимо, много в ядрах звездообразования.
          Также у них относительно сильное радиоизлучение. Его причина – ускорение частиц и их взаимодействие с М-полями. В звездообразующих галактиках ускорение возникает не от ЧД, а от взрыва сверхновых, отталкивающих электроны и разгоняющих их через пространство. Электроны из остатков сверхновых встречаются и в галактике, испускающей синхротронное излучение. Т.о., активное радиоизлучение галактики также является признаком активного звездообразования.
          Взрыв звездообразования характерен для слияний галактик.
          Ядра галактик, активно образующих звезды, богаты молекулярным газом. Некоторые ядра звездообразования содержат столько молекулярного газа, сколько целая обычная спиральная галактика. сравнение с другими классами
          Ядра звездообразования по светимости могут быть сравнимы с ядрами галактик Сейферта или даже с не очень мощными квазаров. В отличие от сейфертов или квазаров, их свойства могут быть объяснены молодыми звездами.
          Иногда вспышка звездообразования ограничена областью в ядре, которая похожа на АЯГ. "Ядерные" звездообразования, как правило, в ~10 раз ярче, чем гигантские области HII, видимые в обычных спиралях. Возможно, ядерные звездообразования и AGN связаны/ проявления одного и того же явления. примеры
          Галактика M82 (Сигара). Производит звезды со скоростью k10M_S/год, в 10 раз > нашей. Яркая в ИК и оптическом диапазонах. В оптическом диапазоне M82 почти дискообразна. Большая часть звездообразования происходит вблизи ядра. На волне H-альфа (ионизированного водорода) и в Р диапазоне (очень горячей плазмы) видно извержение горячего газа, два огромных конусовидных протуберанца – суперветер; газ выдувается из галактики в окружающую среду. Наблюдения на других длинах волн показывают, что эти потоки также содержат холодный газ и пыль, смешанную с более горячим веществом, которое, скорее всего, было подхвачено ветром, когда он вытекал из M82. Оранжево-голубые оттенки звездного населения пронизаны более темными бороздами пыли. Находится на расстоянии ~3,5 Мпк; входит в состав небольшой группы галактик, включающей спиральную галактику M81 и меньшие галактики – NGC 3077 и NGC 2976.
         
          Столкновения, слияния галактик
         
          При столкновениях галактик искажаются их формы. Напр., для двух спиральных галактик спиральные рукава разрываются на длинные нити. Слияния увеличивают массу галактики, вызывают образование новых звезд, рост черной дыры, обогащают и взбалтывают межзвездную среду, также распространяют тяжелые элементы.
          Пример продолжающегося слияния – две галактики Антенны; ранее они, вероятно, выглядели как спирали, но в результате столкновения их форма исказилась: диски смешались, образовав два скопления звезд, газа и пыли, с областями HII; от объедённого ядра протянулись два длинных потока звезд, "антенны", вырванные из дисков галактик во время более ранней стадии слияния, когда галактики проходили близко друг к другу.
          Кластер Пандоры образовался в результате одновременного столкновения четырех отдельных небольших скоплений галактик; расположен на расстоянии ~3,5 млрд. с.л. от нас. Во время слияний ударные волны газа и турбулентность распространяются, вызывая в нём возмущения плотности; что, вероятно, стимулирует процесс звездообразования в ГМО.
          Наша Галактика, вероятно, столкнётся с М31.
         
          Происхождение и эволюция
         
          Происхождение
          По текущей модели ранней эволюции Космоса галактики образовались в результате коллапса флуктуаций плотности в начальном веществе; из самых больших флуктуаций возникли скопления галактик.
          Для образования галактик требовалось, чтобы горячее первичное вещество, состоявшее из водорода, гелия и, в меньшем количестве дейтерия и лития, охладилось и распадалось на плотные комки. Тогда атомы водорода соединились в молекулярные облака, из которых возникли звезды.
          Сгусток вещества, из которого коллапсировала протогалактика, имел момент импульса: он вращался из-за гравитационных приливных моментов и взаимодействий внутри материи (?). Этот момент сохранялся, и галактика "раскручивалась", сокращаясь и уменьшаясь в радиусе.
          Поскольку в диске присутствовало вращение, спиральные рукава могли образовываться из-за возмущений плотности, которые распространяются через вращающийся диск (?).
          Протокластер – плотная область, которая стала кластером. Протокластеры похожи на слабо связанные скопления молодых галактик и газа, постепенно разрушающиеся и сливающиеся в единую, гравитационно связанную структуру.
         
          Эволюция
          Чтобы выявить эволюцию галактик, нужно взглянуть на галактики с разными красными смещениями; галактики с высоким красным смещением показывают прошлое Вселенной.
          Изменения в галактиках – это изменения их формы; также эволюция звёзд, звездообразования; также обогащение межзвездной среды в результате эволюции звезд; также столкновения и слияния галактик.
          Важные показатели эволюции галактики – масса звезд и скорость звездообразования.
          Скорость звездообразования – один из основных наблюдаемых элементов, который можно проследить на протяжении истории космоса. То же относится к звездной массе галактик.
          Эволюция галактики тесно связана с её массой, как и у звёзд. В отличие от звёзд на эволюцию галактики оказывает влияние ещё и окружающая среда.
          В кластерах происходят наиболее значительные изменения; галактики там испытывают много влияний, которых нет для изолированных галактик.
          эволюция формы
          Предполагалось (Хаббл), что форма меняется от спиральной к эллиптической.
          эволюция звёзд
          Спустя k10⁷-k10⁸ лет, когда сформируется последнее звездное поколение, массивные звёзды умрут; останутся менее крупные, но более долговечные. В результате диск сменит цвет с синего на красный/ исчезнет вообще?. Такие галактики есть; они называются пассивными спиралями. Вероятно, они представляют собой типичный случай, и образование звезд у них прекратилось или из-за влияния окружающей среды, которое препятствует образованию новых звезд в газе, ило из-за того, что у них иссякло топливо.
          звездообразование
          Важное изменение в галактиках – звездообразование, их (звёздный) рост.
          В прошлом скорость звездообразования была намного выше. Некоторые из самых ранних галактик формировали звезды в сотни раз быстрее, чем наша. 8-10 млрд лет назад средняя скорость звездообразования в галактиках была в ~10 раз выше, чем сегодня; вероятный пик этой активности. В еще более отдаленных и т.о. более молодых галактиках средняя скорость звездообразования снова постепенно снижается по мере приближения к Большому взрыву.
          Одна из основных причин снижения скорости звездообразования – истощение запасов газа. Скорость звездообразования в галактике тесно связана с общей массой и плотностью газа внутри нее: чем больше газа, тем выше скорость звездообразования.
          Изменение со временем скорости звездообразования показывает, что для изучения эпохи создания самых массивных галактик нужно взглянуть на галактики в далекой (ранней) Вселенной с наиболее интенсивными процессами формирования звезд.
          Разделив галактики по звездной массе и изучив, как скорости звездообразования менялись со временем в каждой из групп, можно заметить, что пик активности зависит от массы галактики. Общий пик активности звездообразования галактик был 8-10 млрд лет назад, но пик у массивных галактик был раньше, чем у менее массивных. Т.о. основной рост звездной массы происходит в менее массивных галактиках. Это согласуется с тем, что самые массивные галактики сегодня – эллиптические в центрах скоплений – также и одни из самых старых, пик их роста давно прошел.
          слияние
          Массивные системы могут вырасти из смешения меньших. Большие галактики могут быть собраны из постепенного слияния меньших систем. Слияния были важны для формирования населяющих ее галактик, поскольку значительная их часть переживает это событие в какой-то момент своей жизни.
         
          История изучения галактик
         
          Открытия и ранние исследования галактик
          Строение нашей Галактики, расположение в ней звёзд и Млечного пути, были в общих чертах установлены в XVIII-XIX вв. Из других галактик на небе невооружённым глазом, в бинокли или в телескопы с небольшим увеличением видны лишь несколько, в т.ч. Туманность Андромеды и, на юге, Магеллановы Облака; притом как туманные пятна, без выделения отдельных звёзд. До начала XX в. они и некоторые другие туманности на небе – на самом деле являвшиеся галактиками – ещё не были однозначно идентифицированы как звёздные системы, очень далёкие от нас.
          от античности до изобретения телескопа
          Млечный Путь с древности обращал внимание на себя астрономов, натурфилософов и просто наблюдателей неба. Он встречался в легендах многих народов; само его нынешнее название было взято из греческой мифологии.
          Философ Демокрит (усл. –460 - –370 гг.) из Абдер считал, что Млечный путь представляет собой множество звезд, расположенных так близко друг к другу, что их изображения сливаются вместе. Александрийский астроном Птолемей (усл. 100 - 170 гг.) в своей книге "Математический синтаксис" ("Альмагест") назвал его Γαλαξίоν κύκλον ("галактический (греч. молочный) круг"), не вдаваясь в описание его структуры, а лишь описав его форму и положение на небесной сфере.
          Птолемей также, в составленном им звёздном каталоге ("Математический синтаксис", глава VII), описал несколько "туманных" объектов – "туманная звезда на голове Ориона", "туманное соединение (νεφελоειδηζ συσερоφη) на конце правой руки Персея (в которой он держит меч)" – на самом деля являвшихся звёздными скоплениями. Довольно заметной и почти наверняка известной античным астрономам туманности Андромеды среди них, как ни странно, не было.
          Персидский астроном Абд-ар-Рахман ас-Суфи (903- 86 гг.) из Шираза в своём зидже "Книга неподвижных звёзд" (Kitāb suwar al-kawākib, 964/5 г.), представлявшем собой исправленную и дополненную версию каталога "Альмагеста", описал и указанные Птолемеем "туманные" объекты, почти что в тех же формулировках (только на арабском языке), а также упомянул "неясное пятно" (al-Laṭkhā as-Saḥābiya) при описании созвездия Андромеды (т.е. галактику Андромеды); впрочем, он изобразил его на носу соседнего с Андромедой созвездия Рыбы.

Изображение созвездий Андромеды и Рыбы (чуть выше середины) в книге ас-Суфи. Точки на носу Рыбы – туманность Андромеды. Самая яркая звезда в созвездии Рыбы – Мирах (β Андромеды), немного ниже и правее центра, на брюхе Рыбы (пр1).

Изображение созвездий Андромеды и Рыбы в книге ас-Суфи. Надпись арабскими буквами на носу Рыбы سحابة означает "облако" (пр2).

          Иногда ас-Суфи приписывают упоминание и Большого Магелланова Облака, при описании южного созвездия Корабль Арго, однако это спорно, т.к. 1) оба Магеллановых Облака находятся слишком далеко на юге, чтобы их можно было наблюдать в Ширазе, широта которого составляет 29,6°N; 2) ас-Суфи только отметил в своём зидже, что под звездой Сухайл (Канопус) находится звёзда "нога Сухайла", а под ней ещё много ярких белых звёзд, которые не видны из Ирака и севера Аравии, на юге же Аравии их называют "стадо" (al-Baqar), однако он не говорил при этом о какой-либо "туманности".
          Что касается Млечного Пути, то в арабоязычном мире он чаще всего назывался "соломенная дорога" (Darb al-Tabbānah), также "молочная река" (Nahr al-Majarra), следуя, очевидно, древним ближневосточным и греческим мифам; также "дом неба" (Sharj al-Sama).
          Видимо, к X-XI вв. среди астрономов халифата уже утвердилось мнение, что Млечный Путь представляет собой собрание неярких звёзд. Иранский грамматик Абу Али ал-Марзуки ( - 1030 г.) из Исфахана, ученик Абу Али аль-Фаризи (901- 87 гг.), в своей книге Kitāb al-Azminah wa al-Amkina писал: "древние арабы называли Млечный Путь (al-Majarra) матерью всех звёзд (Um al-Nujūm), потому что ни в каком другом месте неба нет большего числа звёзд чем там". Подобное мнение легко можно было бы перенести и на другие "туманные" небесные объекты.
          Хорезмийский астроном и математик Бируни (973 - 1048 гг.) в своём трактате "Канон Масуда" (1030-е гг.) писал о небесных туманностях: "В небе есть объекты, которые не похожи на звёзды, из-за своей формы и яркости. Эти белые пятна (al-Laṭkhāt alBīḍ) называются туманностями (al-Saḥābia). Некоторые считают, что они представляют собой части Млечного Пути (al-Majarra), а Млечный Путь – их совокупность. И то и другое подобно друг другу и похоже на облака. ... Считают, что Млечный Путь и туманности являются группами (an Ishtibāk) близких неярких звёзд".
          В средние века трактат ас-Суфи (с иллюстрациями) переводился на латынь, вероятнее всего, при дворе короля Альфонсо Кастильского Мудрого (1221- 84 гг.), а немного позже (XV в.) переписывался в Нидерландах. Французский астроном 1665 г. Исмаэль Буйо ( Boulliau) (1605- 94 гг.) в трактате Ad astronomos monita duo: Primum, de stella nova, quae in collo Ceti ante annos aliquot visa est. Alterum, de nebulosa in Andromeda cinguli parte Borea ante biennium iterum orta (1667 г.) сообщал об анонимном пергаменте XV века, который Жак Огюст де Ту (Thuanus) (1553 - 1617 гг), французский церковный и государственный деятель, историк и библиофил, привёз из Батавии (Нидерланды). В этой рукописи содержался каталог звёзд с изображениями созвездий, относимый в сопроводительном тексте переписчика ко временам "Regis Alfonsi", но, по словам переписчика, скорее всего, составленный ещё раньше. На изображении созвездия Андромеды (переделанном уже, конечно, на европейский манер) была указана (точками) туманность в ней. По более поздним оценками, из сравнения приведённых Буйо координат созвездия с их современными значениями, можно получить время составления каталога – конец X века; т.о. исходным текстом, очевидно, был трактат ас-Суфи. Можно ещё добавить, что стиль изображений созвездия Андромеды в этой рукописи, описанный Буйо, следует стилю её изображений в трактате ас-Суфи: и там и там их три, и там и там первым идёт изображение Андромеды без Рыб, а затем два изображения Андромеды с Рыбами у её пояса.

Изображение созвездия и туманности Андромеды.

Координаты звёзд созвездия Андромеды.

          Магеллановы Облака, галактики-спутники нашей, видимые, как и Туманность Андромеды, невооружённым глазом, были ненаблюдаемы в северном полушарии, однако они были с древних времён известны народам юга; находили отражение в их мифах. С конца средних веков знания об объектах южного неба стали проникать в европейскую культуру, через рассказы землепроходцев, купцов, мореходов.
          Флорентийский поэт и теолог Данте Алигьери (1265 - 1321 гг.) знал, либо из древних текстов, либо из сообщений путешественников, о созвездии Южного Креста: он упомянул в своей поэме "четыре звезды", которые "прельщают взгляд", но которых не видят "люди северной стороны". Мореход из Венеции Альвизе Ка'да Мосто (1432- 88 гг.), плававший по заданию португальского принца Генриха к берегам Западной Африки, упоминал в своём отчёте (1455 г.) Южный Крест, но не Облака, хотя те расположены довольно близко к нему.
          Ахмад ибн Маджид (1432/ - 1500/ гг.), мореход из Аравии, написавший несколько руководств по навигации в Индийском океане, в трактате as-Sufaliyya (1465/ г.), писал о "двух белых облаках" на небе, лежащих между звездами Сухайл (Канопус) и Тир (Сириус); одно из них, побольше, видно хорошо, другое – тусклое. Он называл их as-Sahā'ib (туманность, облако), al-Ğamāma, также al-Baqar (стадо).
          Америго Веспуччи (1454 - 1512 гг.), приказчик флорентийских банкиров Медичи в Испании и Португалии, предпринявший несколько путешествий в только что открытую Америку, писал в своём отчёте патрону 1503 г.; вскоре неоднократно изданному в виде книги (Mundus Novus), что на небе юга он видел два ясных и одного тёмного Канопуса (Canopi) – под которыми, скорее всего, имелись в виду Магеллановы Облака и тёмная туманность Угольный Мешок, хорошо заметная на фоне Млечного Пути.

Три звезды около южного полюса неба и "Канопус" (М.О.) рядом с ними в книге Веспуччи.

Окрестность антарктического полюса неба на карте 1721 г. Справа Большое Магелланово Облако.

          Антонио Пигафетта (1450 - 1531 гг.), итальянец по происхождению, один из членов команды Магеллана, совершившей первое кругосветное плавание (1519- 22 гг.) описал в южном небе "две туманности" (nebule) – Магеллановы Облака. Он верно предположил, что эти объекты состоят из собрания многих отдельных звёзд.
          Педро Мартир д'Анджера (1457 - 1526 гг.), итальянец по происхождению, работавший с 1488 г. в Испании в университетах Саламанки, Алькалы, и при королевском дворе, составил несколько трактатов, т.н. Decade ("Десятилетия", или "Десятиглавия"), о путешествиях европейцев в недавно открытые ими земли Азии и Нового Света. В De Orbe Novo (1516 г.) он сообщал, что "португальцы зашли за пятьдесят пятый градус от другого полюса, где ... они могли видеть в небесах туманности (nebulae), подобные Млечному Пути".
          Андреа Корсали (1497 - гг.), флорентиец, находившийся на службе торгового дома Медичи, в 1515 и 1517 гг. отправил своим патронам из Индии (куда он прибыл на португальском торговом судне) письма, в которых имелось описание звёзд южного неба. Среди них было созвездие Южный Крест, а также два маленьких облака (nugolette). Его письма были опубликованы в 1518 г. Описание неба возле южного полюса и сделанный им рисунок были позже повторены во многих тогдашних книгах навигаторов и картографов, поскольку имели большое значение для штурманов.

Изображение звёзд и Магеллановых Облаков вблизи южного полюса неба в письме Корсари 1515 г.

Изображение звёзд и Магеллановых Облаков вблизи южного полюса неба в переводе 1555 г. письма Корсари английским картографом Р. Иденом (Eden) (1521- 76 гг.).

          Таким образом, уже в 1-й половине XVI века европейская наука познакомилась со второй галактикой, видимой на небе невооружённым глазом – Магеллановыми Облаками. Само это название было дано им позже; впервые оно встретилось, видимо, в работе английского географа Ричарда Хаклюйта (Hakluyt) (1553 - 1616 гг.) The Principal Navigations, Voyages, Traffiques and Discoveries of the English Nation (1589 - 1600 гг.), в рассказе об экспедиции Дрейка.
          С конца XVI века Магеллановы Облака уже регулярно изображались на звёздных картах и глобусах европейских картографов, опиравшихся на сообщения побывавших в Азии мореходов; в т.ч. на глобусе, который создали в 1589 г. в Амстердаме Петер Планциус (Plancius) (1552 - 1622 гг.) и Якоб Флорис ван Лангрен (1525 - 1610 гг.); на глобусе 1600 г. амстердамского картографа и гравёра Йоста де Хондта (Hondius) (1563 - 1612 гг. ); в звёздном атласе Uranometria 1603 г. немецкого юриста и астронома-любителя Иоганна Байера (1572 - 1625 гг.); на звёздных глобусах, которые строил с 1603 г. амстердамский картограф Виллем Блау (1571 - 1638 гг.), обучавшийся у Тихо Браге – а также в дальнейших работах этих и других картографов. Облака обозначались на их картах и глобусах как Nubecula Minor и Nubecula Major.

Петер Планциус.

Окрестности южного полюса на звёздном глобусе Планциуса 1589 г.

Йост де Хондт.

Магеллановы Облака (Nubecula Minor и Nubecula Major) на звёздном глобусе Хондта 1600 г.; между созвездиями Южной Гидры и Золотой Рыбы.

"Уранометрия" Иоганна Байера.

Изображение звёзд около южного полюса неба в "Уранометрии".

          Туманность Андромеды до изобретения телескопа не обращала на себя внимания европейских учёных (исключая единичный случай переписанного перевода ас-Суфи в Нидерландах XV в.) и не появлялась на звёздных картах и глобусах. Её нет и в звёздных каталогах 1590-х гг., составленных Тихо Браге.
          от изобретения телескопа до начала XX века
          С античных времён среди астрономов и философов время от времени высказывалось мнение, что Млечный Путь представляет собой собрание неярких звёзд, изображения которые сливаются вместе. Однако точное доказательство этого было получено только с изобретением телескопа. Тогда же на небе начали быстро открываться новые объекты, в т.ч. туманности и галактики.
          1610 г. Галилео Галилей (1564 - 1642 гг.), флорентийский математик, физик, астроном, увидел в телескоп, что Млечный Путь состоит из большого числа звёзд.
          1612 г. Симон Марий (1573 - 1624 гг.), астроном и математик из Франконии, работавший при дворе маркграфа Георга Фридриха в Ансбахе, познакомившийся в 1608 г. с недавно придуманным телескопом и начавший вскоре после этого астрономические наблюдения, открыл, среди прочего Туманность Андромеды (декабрь 1612 г.). Он описал её в своей книге Mundus Iovialis (1614 г.) как пятно диаметром в четверть градуса, похожее на огонёк свечи, более яркое в центре, и выразил удивление, что её пропустил Тихо Браге при составлении своего обширного звёздного каталога.

Симон Марий

Mundus Iovialis

          Поскольку туманный Млечный Путь эпизодически с древности, а с изобретением телескопа систематически считался собранием звёзд, то естественным образом такой же вопрос возник и для других туманных объектов на небе.
          1654 г. Джованни Баттиста Одиерна (Hodierna) (1597 - 1660 гг.), служивший священником у герцога г. Пальма (Сицилия), а также занимавшийся астрономией, физикой и математикой, издал трактат De systemate orbis cometici; deque admirandis coeli characteribus, в котором привёл список около 40 наблюдавшихся им туманностей; дал их зарисовки; сравнил их с кометами; отметил, что туманности неподвижны, в отличие от перемещающихся по небу комет; предположил, что они состоят из звёзд. Туманностями его списка (не все из них оказались реальными объектами) были, в основном, звёздные скопления, несколько обычных туманностей (включая туманность Ориона), а также галактики Туманность Андромеды и (предположительно) Треугольника. Его книга не имела широкого распространения, и объекты, им открытые, позднее переоткрывались заново.

Джованни Баттиста Одиерна

Фрагмент из книги De systemate orbis cometici; deque admirandis coeli characteribus. Туманность Ориона и 3 звезды в ней.

          Зимой 1664/5 г. наблюдения неба активизировались из-за появления яркой кометы. Одним из результатов было повторное открытие Туманности Андромеды сразу несколькими астрономами – что было неудивительно, поскольку комета, за которой они следили, прошла и регион созвездия Андромеды.
          1665 г. Джованни Кассини (1625 - 1712 гг.), профессор астрономии университета Болоньи, позже директор Парижской обсерватории, сообщил в письме церковному деятелю и учёному Оттавио Фальконьери (1636- 75 гг.), что в созвездии Андромеды он наблюдал"затуманенную звезду", ту же самую, которую там видел Симон Марий в 1612 г. Он отметил, что этот объект не является кометой, т.к. неподвижен, и отличен от обычных "туманных звёзд", т.к. те, по мнению ряда астрономов, являются скоплениями звёзд. Неизвестно также, не исчезал ли этот объект из видимости после наблюдений Мария, "подобно звезде на груди Лебедя" (Садр, от арабского şadr - грудь; переменная звезда γ Лебедя).
          1665 г. Исмаэль Буйо (Ismaël Boulliau) (1605- 94 гг.), королевский библиотекарь, аббат и астроном-любитель наблюдал Туманность Андромеды. В своём небольшом (20 стр.) трактате Ad astronomos monita duo: Primum, de stella nova, quae in collo Ceti ante annos aliquot visa est. Alterum, de nebulosa in Andromeda cinguli parte Borea ante biennium iterum orta (1667 г.) он упомянул сообщение Симона Мария о туманности в районе "пояса Андромеды" и выразил удивление, что Гиппарх, Тихо Браге, Байер её не отметили (стр. 15-17). Он высказал предположение, что эта туманность время от времени исчезает. Он также сообщил об анонимном пергаменте XV века, содержавшем звёздный каталог и рисунки созвездий, в котором на созвездии Андромеды была изображена (точками) туманность.
          1665 г. Ян Гевелий (1611- 87 гг.), польский астроном немецкого происхождения, бургомистр Гданьска (Данцига) и астроном-любитель, производя наблюдения кометы, обнаружил в созвездии Андромеды туманность, о чём сообщил в своём трактате Descriptio cometae (1666 г.). Он выразил согласие с гипотезой Буйо, что эта туманность является переменной, подобно обнаруженной в созвездии Кита (омикрон Кита), т.к. он и сам её не заметил, хотя наблюдал созвездие Андромеды в 1657-59 гг.

Ян Гевелий

Путь кометы 1665 г. среди звёзд.

          С начала XVIII в. Туманность Андромеды прочно вошла в составлявшиеся звёздные каталоги, карты и атласы, хотя, на первых порах,она ещё не выделялась среди других "туманных" объектов. Также начали появляться статьи, специально посвящённые туманностям на небе – "туманным звёздам", что, с развитием наблюдательной техники, через какое-то время, повлекло за собой их разделение на собственно туманности, скопления звёзд в нашей Галактике, и "звёздные острова"- другие галактики.
          1716 г. В издании Лондонского королевского общества вышла статья английского астронома Эдмонда Галлея (Halley) (1656 - 1742 гг.) "Сообщения о некоторых туманностях или светящихся пятнах, подобных облакам, недавно открытых среди неподвижных звёзд с помощью телескопа" (An account of several Nebulae or lucid Spots like Clouds lately discovered among the Fixed Stars by help of the Telescope // Philosophical Transactions of the Royal Society for 1716, vol. 29, n. 347). В своей статье Галлей перечислил 6 "туманностей", которые недавно наблюдались с помощью телескопа – среди них были Туманность Андромеды, туманность Ориона и несколько звёздных скоплений, в т.ч. два открытых Галлеем во время его наблюдений южного неба. Он отметил, что у этих "туманностей" нет звезды в центре, которая могла бы освещать их.           В 1720-х гг. Галлей вместе с гравёром и картографом Джоном Сенексом (Senex) (1678 - 1740 гг.) издавали в Лондоне звёздные карты, основанные, для северного неба, на прежних звёздных каталогах Тихо Браге и королевского астронома (директора Гринвичской обсерватории) Джона Флемстида, а для южного неба – на результатах наблюдений самого Галлея, который проводил их в 1677- 78 гг. на острове св. Елены. В их карты входили и туманности, включая Туманность Андромеды и Магеллановы Облака. Галлей в наблюдениях за южным и северным небом обнаружил ряд новых "туманных объектов", но это были только звёздные скопления и обычные туманности; галактик он не обнаружил.
          Хотя статья Галлея 1716 г. была очень короткой (3 стр.) она пробудила в научном сообществе интерес к изучению "туманностей"- "туманных звёзд" как отдельного феномена. Галлей вообще отличался тем, что подавал идеи, в т.ч. достаточно оригинальные, которые через какое-то время развивались и другими учёными – можно сказать, "улавливал дух времени".
          1733 г. В издании Лондонского королевского общества вышла статья английского теолога, астронома, физика Уильяма Дерхэма (Derham) (1657 - 1735 гг.) "Наблюдения среди неподвижных звезд явлений, называемых туманными звездами" (Derham, Canon of Windsor, Observations of the appearence among the Fixed Stars, called Nebulous Stars // Philosophical Transactions of the Royal Society for 1733, vol. 38, pp. 70-74). Дерхэм полагал, что хотя эти объекты и называются "звёзды", но они не испускают свет, как Солнце и не отражают его, как Луна. Также он считал, что эти объекты расположены дальше от нас, чем неподвижные звёзды. В своей статье Дерхэм привёл список из 16 "туманностей", который можно было бы назвать "первым каталогом туманностей" – если бы этот первый блин не вышел комом: хотя автор уверял, что он основывался на своих наблюдениях, а также на каталогах Гевелия и Галлея, но из 16 объектов его списка только 2 входят в современные каталоги туманностей и звёздных скоплений, оставшиеся 14 были просто близкими (на небе, а не в реальности) парами-тройками звёзд и отдельными яркими кусочками Млечного Пути. Некоторые реальные "туманные объекты" каталога Гевелия он опустил, напр. "туманное скопление Ясли", упомянутое ещё Птолемеем (пр3).
          1734 г. статья Дерхэма перепечатана в Трудах Парижской академии.
          1742 г. Пьер Луи Мопертюи (Maupertuis) (1698 - 1759 гг.), французский физик, математик, астроном, в сочинении "Рассуждение о фигуре (форме) звезд" (Discours sur la figure des astres) обсудил проблему "туманных звезд". Туманности Мопертюи считал очень большими небесными телами, и полагал, что эллипсообразная форма некоторых из них обусловлена сплющиванием при вращении. Эта его концепция была связана с тогдашней дискуссией о влиянии силы тяжести на форму вращающегося тела. Мопертюи отстаивал точку зрения, что такое тело (в частности, Земля) окажется сплющенным у полюсов (как считал и Ньютон), и доказал это опытным путём, измерив в северной экспедиции 1736- 37 гг. длину земного меридиана.
                    1745- 46 гг. Жан Филипп де Шезо (Cheseau) (1718- 51 гг.), швейцарский астроном и физик, составил каталог "туманных" небесных объектов и представил его в Парижскую академию. В нём было 8 открытых им самим объектов, все – звёздные скопления.
          1747 г. Гийом Ле Жантиль (Le Gentil) (1725- 92 гг.), французский астроном, работавший в Парижской обсерватории, заметил (впервые) небольшую туманность поблизости от Туманности Андромеды. Это была её галактика-спутник (М32). Она стала пятой открытой галактикой, после галактик Андромеды, Треугольника и двух Магеллановых Облаков. Сообщение об этом (Mémoire sur une étoile nébuleuse nouvellement découverte à côte de celle qui est audessus de celle de la ceinture d'Androméde) было напечатано в 1755 г. в Memoires de mathematique et de physique presentes a l'Academie royale des sciences par divers scavans & lus dans les assemblees..., 1755, v. II, pp. 137- 44, с довольно грубым рисунком, изображавшем положением новонайденного объекта среди звёзд. В 1758 г. ле Жантиль представил результаты своих наблюдений туманностей в "Труды Парижской академии", где они и были через некоторое время напечатаны (Remarques sur les Étoiles Nébuleuses // Mémoires de l'Académie Royale des Sciences. Année M.DCCLIX, 1765, Paris, pp. 453- 71 + pl. 21).
         

Рисунок из статьи 1755 г. B – старая туманность; D – новая.

Рисунок из статьи 1758 г.

          1750 г. Томас Райт (Wright) (1711- 86 гг.), английский математик и астроном, издал трактат An original theory or new hypothesis of the Universe ("Оригинальная теория, или новая гипотеза Вселенной"). Самым интересным в его книге было объяснение формы Млечного Пути. По мнению Райта, Млечный Путь является плоским слоем далёких звезд, а мы видим их на небе в форме туманной полосы вследствие нашего нахождения внутри этого "кольца", "the stars are not infinitely dispersed and distributed in a promiscuous manner throughout all the mundane space, without order or design,... this phænomenon [is] no other than a certain effect arising from the observer's situation, ... To a spectator placed in an indefinite space,... it [Milky Way] [is] a vast ring of stars" (p. 48). Также он утверждал, что "многие облачные пятна", наблюдаемые в небе (туманности), которые, хоть и светятся, но в них нельзя различить звёзд – это объекты, расположенные очень далеко от нас: "the many cloudy spots, just perceivable by us, as far without our Starry regions, in which tho' visibly luminous spaces, no one star or particular constituent body can possibly be distinguished; those in all likelihood may be external creation, bordering upon the known one, too remote for even our telescopes to reach" (pp. 83-84).
         
                    1751- 52 гг. Николя де ла Кайль (Caille) (1713- 62 гг.), французский астроном, наблюдал на мысе Доброй Надежды в телескоп небесные объекты южного полушария; каталогизировал их более 10 тыс., среди которых было и 42 "туманных звезды", одной из них оказалась галактика Южная Вертушка (M83) в созвездии Гидры (обнаружена 23 февраля 1752 г.). В 1755 г. он издал "Мемуар о туманных звёздах южного неба" (Mémoire sur les étoiles nébuleuses du cielaustral). Составленные ла Кайлем каталоги южных звёзд выходили в 1757 г. (397 звезд) и 1763 г. (1942 звезды). Де ла Кайл считал, что Магеллановы Облака похожи на отделившиеся части Млечного Пути, но составляющих их звёзд он не увидел в телескоп, так что неясно было, являются ли они скоплениями далёких звёзд.
         

Карта де ла Кайля южного неба, 1752 г. Слева от центра Облако Малое и Облако Большое.

          1755 г. В Кенигсберге вышел (анонимно) трактат приват-доцента местного университета Иммануила Канта (1724 - 1804 гг.) "Всеобщая естественная история и теория неба" (Allgemeine Naturgeschichte und Theorie des Himmels), в которой автор изложил предположения о структуре и эволюции Вселенной. Относительно "звёздных туманностей" Кант высказал следующие гипотезы:
          1). Они представляют собой вращающиеся вокруг общего центра скопления звёзд, "млечные пути" (т.е. галактики, по смыслу слова), по форме подобные нашей Солнечной системе (т.е. в т.ч. сжатые- плоские).
          В обоснование этого Кант опирался на а) выдвинутую им концепцию "системного устройства мироздания" (стр. 140 (пр4)) – в данном случае сходства разных систем. Так как планеты вращаются вокруг Солнца, а спутники вращаются вокруг планет, то и группы звёзд должны вести себя так же – вращаться вокруг некоего общего центра; б) объяснение Райтом плоской кольцеобразной формы Млечного Пути (стр. 141- 42); в) вращение вокруг общего центра удерживает группы близких звёзд от падения в общий центр тяжести (аналогично планетам Солнечной системы); если бы его не было, то такие группы вскоре слились бы воедино.
          1'). То же относится к нашей Галактике: "до некоторой степени можно представлять систему неподвижных звёзд как планетную систему, увеличенную до бесконечности" (стр. 144) – включая и вращение составляющих её звёзд вокруг некоторого центра.
          2). В центре этих млечных путей (включая и нашу Галактику, "систему неподвижных звёзд") находятся громадные массы, притягивающие звёзды. "Если предположить, что в неизмеримом пространстве, где образовались все солнца Млечного пути, имеется одна точка, вокруг которой по какой-то неведомой нам причине началось первое формирование природы из хаоса, то там должна была появиться и чрезвычайно большая масса и тело с громадной силой притяжения" (стр. 201 - 202).
           3). Круглая или эллиптическая видимая нами форма этих туманных пятнышек- млечных путей зависит от угла зрения на них (стр. 147- 48).
          4). "В бесконечной дали существует ещё много таких звёздных систем" (стр. 149).
          Хотя теория Канта содержала много верных ценных идей, она осталась тогда малоизвестной профессиональным астрономам, отчасти из-за её умозрительного характера, отчасти из-за места работы автора (Кенигсберг), далёкого от тогдашних главных астрономических центров (Париж, Лондон).
          1761 г. Иоганн Генрих Ламберт (Lambert) (1728- 77 гг.), немецкий физик, философ, математик и астроном опубликовал "Космологические письма об устройстве мира" (Kosmologische Briefe über die Einrichtung des Weltbaues), в которых высказал идеи об устройстве Вселенной, сходные с теми, что были изложены в сочинении Канта, в т.ч.: 1) системная и сходная организация небесных тел: а) планет со спутниками; б) Солнца (и других звезд) с планетами; в) Млечного Пути (и других подобных ему скоплений звезд, видимых нами как туманности); 2) плоский характер Млечного Пути; 3) обращение его звёзд вокруг общего центра. Предполагаемым центром вращения нашей системы звёзд он считал туманность Ориона. Ламберт предпринял попытку численно оценить сжатие Млечного Пути (вдоль оси вращения), но получил далёкое от истинного значение.
          В 1760- 70-х гг. активно занимался поисками и каталогизацией туманных небесных объектов французский астроном Шарль Мессье (1728- 77 гг.). Эту работу он вначале предпринял для того, чтобы отличать появлявшиеся время от времени движущиеся по небу кометы от неподвижных "туманных звёзд"; потом она стала самостоятельной областью исследований. Из предыдущих книг по астрономии и звёздных карт Мессье выписал упомянутые там "туманности" и проверил их координаты. Затем он занялся собственными поисками. 1-е издание каталога Мессье вышло в 1771 г.; в нём было 45 объектов; 2-е издание – в 1780 г., в нём было 70 объектов; 3-е издание – в 1781 г., в нём; было уже 110 объектов.
          В 1779- 81 гг. большую помощь Мессье в нахождении новых туманностей оказал французский астроном и геодезист Пьер Франсуа Андре Мешен (1744 - 1804 гг.); он целенаправленно занимался их поисками, сообщая о полученных результатах Мессье, который проверял их и далее вносил в свой каталог. Среди более сотни новых небесных туманных объектов, открытых Мессье и Мешеном в 1764- 81 гг. оказалось 40 галактик. 15 из них входили в сверхскопление галактик созвездия Дева (в нём сейчас насчитывается ~2000 галактик). Среди открытых Мессье были галактики Треугольник (М33) (переоткрыта после Одиерны), Водоворот (М51) и другие. Мешен открыл галактики Подсолнух (М63), М74 и другие. Богатый улов галактик, как Мессье, так и его коллегам-астрономам, дали наблюдения за кометой, проходившей через созвездие Девы весной 1779 г.

Шарль Мессье. Страница из Каталога Мессье.

          В 1770- 80-х гг. открыли несколько галактик (туманностей, которые, как позже выяснилось, были галактиками) ещё ряд астрономов.
          Иоганн Элерт Боде (1747 - 1826 гг.), немецкий астроном, 31 декабря 1774 г. обнаружил в Большой Медведице, "туманное пятно", "очень бледное и продолговатой формы"; от него на расстоянии 3⁄4 градуса находилось другое. В 1779 г. Мешен и Мессье вновь идентифицировали эти объекты; они были внесёны в каталог как М81, М82. Один из них (М81) сейчас называется галактикой Боде, второй – галактикой Сигара.
          Иоганн Готфрид Кёлер (1745 - 1801 гг.), немецкий астроном, 11 апреля 1779 г., наблюдая за кометой, открыл две галактики в созвездии Девы; в один и тот же день. Мессье внес их в свой каталог через 3 дня после открытия Келера, как M59 и M60.
          Эдвард Пиготт (1753 - 1825 гг.), английский астроном, 23 марта 1779 г., заметил туманность в созвездии Волосы Вероники, вблизи от созвездия Девы. Независимо её открыл Боде в апреле того же года ; переоткрыл Мессье 1 марта 1780 г. Она была внесена в каталог Мессье как М64; это галактика Черный Глаз (или Спящая Красавица).
          В начале 1780-х гг. английский астроном немецкого происхождения Уильям Гершель (1738 - 1822 гг.), познакомившись с каталогом Мессье, также занялся поисками и изучением туманностей. Улучшенная телескопическая техника позволила ему открыть много таких объектов. В 1786 г. он издал "Каталог первой тысячи новых туманностей и скоплений звёзд". В его каталог 1802 г. вошло ещё 520 туманностей. Гершель пришёл к выводу, что небесные туманные объекты могут быть как настоящими туманностями, так и системами звёзд, подобными Млечному Пути. В частности, он считал, что Туманности Ориона и Андромеды – такие системы звёзд (первое было неверно, хотя в Туманности Ориона и есть отдельные звёзды).
          В конце XVIII - 1 первой четверти XIX вв. в туманностях- галактиках разглядеть отдельные звёзды всё ещё не удавалось, несмотря на улучшение наблюдательной техники, и их отличали от собственно туманностей только более правильные формы, которые в изображениях тогдашних астрономов выходили эллипсообразными.
          Английский астроном Джон Гершель (1792 - 1871 гг.) в трактате A treatise on astronomy (1833 г.) так описывал Туманность Андромеды: "Её форма представляет собой небольшой удлинённый овал, в котором яркость постепенно растёт к центру, который, хоть и намного ярче остальных, но тем не менее имеет вид не звезды, а всего лишь туманности высокой стадии конденсации. В ней есть какие-то маленькие звездочки, но их присутствие явно случайно, нет оснований считать, что эта туманность состоит из звёзд" (pp. 403- 04). Сходные наблюдения он делал и для Магеллановых Облаков. Джон Гершель составил новый каталог туманностей, в который вошло 2306 объектов.

Зарисовка Дж. Гершелем туманности М51 (галактика Водоворот).

Зарисовка Дж. Гершелем Магеллановых Облаков.

          Однако дальнейшее улучшение телескопов повлекло за собой уже уверенное различение в туманностях отдельных (даже многих) звёзд, а также выявление деталей их строения. 1847 г. американские астрономы Уильям Кранч Бонд (1789 - 1859 гг.) и Джордж Филипис Бонд (1825- 65 гг.), наблюдая туманность Андромеды в только что построенный рефрактор Гарвардской обсерватории (на тот момент самый большой в США), обнаружили до "пятнадцати сотен звёзд" в ней.
          Во 2-й половине 1840-х гг. Уильям Парсонс (граф Росс) (1800- 67 гг.) на построенном им громадном по тем временам телескопе, получившем название Левиафан, обнаружил спиральное строение некоторых туманностей, в т.ч. М51 (галактика Водоворот), М33 (галактика Треугольник) – всего у 14 туманностей. Парсонс отметил, что объекты со спиральной структурой, скорее всего, должны вращаться.

Рисунок объекта М51 (галактики Водоворот), сделанный графом Россом в 1845 г.

Галактика Водоворот, современный снимок (телескоп "Хаббл").

Рисунок объекта М33 (галактика Треугольник), сделанный графом Россом в 1845 г.

Галактика Треугольник, современный снимок (телескоп VLT).

          Изобретение в конце 1830-х гг. фотографии дало дальнейшее развитие астрономическим исследованиям. В 1850 г. Уильям Бонд и фотограф Джон Адамс Уиппл (1822- 91 гг.) сделали, используя рефрактор Гарвардской обсерватории, первое дагерротипное изображение звезды (Веги). Всего ими было сделано >200 фотографий звёздных объектов. Однако качественные фотографические изображения туманностей появились несколько позже. Препятствием здесь была проблема получения изображений с длительной выдержкой, для чего требовалось синхронизовать вращение телескопа с вращением Земли.
          Ещё один метод исследования небесных тел, на этот раз их химического состава, дал астрономам спектральный анализ, развитый в начале 1860-х гг. в работах немецких химиков Роберта Вильгельма Бунзена (1811- 99 гг.) и Густава Роберта Кирхгофа (1824- 87 гг.).
          1864 г. астроном Уильям Хаггинс (1824 - 1910 гг.) и химик Уильям Аллен Миллер (1817- 70 гг), изучив спектр туманности в созвездии Дракона (туманность Кошачий Глаз), обнаружили, что он состоит из отдельных линий (одной яркой и пары тусклых), сильно отличаясь от непрерывного спектра Солнца и звёзд. Положение яркой линии, по их оценке, отвечало азоту, слабых – водороду и барию. Похожими были спектры и у других планетарных туманностей (термин введён ранее У. Гершелем) – в созвездиях Лиры (туманность Кольцо), Лисички (туманность Гантель), Лебедя, Стрельца, Водолея, Тельца Понятовского (часть созвездий Змееносца и Орла). Однако спектр у туманностей М31 (галактики Андромеды ) и М32 (галактики-спутника Андромеды) оказался иным, непрерывным, как у звёзд. Отсюда авторы сделали вывод, что упомянутые (планетарные) туманности больше не могут предполагаться скоплениями звёзд – они являются телами совсем иного состава, а именно, громадными массами светящегося газа. (Huggins William, On the Spectra of Some of the Nebulae. A Supplement to the Paper "On the Spectra of Some of the Fixed Stars William Huggins F.R.A.S., and W. A. Miller, M.D., LL.D., Treas. and V.P.P. // Philosophical Transactions of the Royal Society of London, 1864, v. 154, pp. 437- 44). В последующих статьях 1865- 68 гг. Хаггинс описал результаты исследования спектров туманности Ориона и других. Звёздные скопления, исследованные им, давали непрерывный спектр, в то время, как части туманности Ориона имели спектр, сходный со спектрами изучавшихся ранее "планетарных" газообразных туманностей – три линии, разделённые тёмными промежутками. Сами же звёзды, находившиеся внутри туманности Ориона имели обычный непрерывный спектр. (Huggins William, On the spectrum of the Great Nebula in the sword-handle of Orion // Proceedings of the Royal Society of London, 1865, v. 14, № 14, pp. 39- 42). Изучение спектров других туманностей, отнесённых в каталогах к "планетарных", показало ту же газообразную природу, что и у предыдущих, исследованных ранее. В то же время, некоторые туманности дали непрерывный спектр – в т.ч. M81 (спиральная галактика Боде), M82 (спиральная галактика в созвездии Большая Медведица), M51 (спиральная галактика Водоворот), а также несколько звёздных скоплений из каталога туманностей (Huggins William, Further observations on the spectra of some of the Nebulæ, with a mode of determining the brightness of these bodies // Philosophical Transactions of the Royal Society of London, 1866, v. 156, pp. 381- 97). В 1867 г. Хаггинс и Миллер получили Золотую медаль Королевского астрономического общества за их спектроскопические исследования.

Спектр туманности в созвездии Дракона (туманность Кошачий Глаз), полученный Хаггинсом и Миллером в 1864 г.; вверху, для сравнения, линии излучения разных элементов.

          Таким образом, спектральный анализ дал надёжный метод выделения из всех туманностей таких, что представляли собой газообразные массы без звезд – именно, те, спектры которых были не непрерывны, а состояли из нескольких линий. С другой стороны, туманности, спектр которых был непрерывным- звездоподобным – в их число входили все спиральные туманности – с большой вероятностью представляли собой далёкие собрания звёзд.
          1867 г. Кливленд Эббе(Abbe) (1838 - 1916 гг.), американский метеоролог, астроном, в 1868- 74 гг. директор обсерватории в Цинциннати, изучая расположение туманностей и скоплений звёзд в пространстве, высказал следующие предположения: 1) Магеллановы Облака – это отдельные от Млечного Пути группы (groupings), находящиеся, как и другие туманности, от него далеко; 2) звёздные скопления, отмеченные в нынешних каталогах, напротив, лежат относительно близко к нам; они находятся внутри Млечного Пути (нашей галактики); 3) Вселенная состоит из систем – Млечного Пути, обоих Облаков и других туманностей, часть из которых являются собраниями звёзд, а часть – газообразными массами. (Cleveland Abbe, On the Distribution of the Nebulæ in Space  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 1867, v. 27, № 7, April, pp.257- 64).
          1880-е гг. Джон Людвиг Эмиль Дрейер (1852 - 1926 гг.), английский астроном, датчанин по происхождению, составил, на основе каталогов Мессье, Гершеля и других астрономов, "Новый генеральный каталог туманностей и звёздных скоплений" (NGC), в который вошло 7840 объектов.
          29 декабря 1888 г. Исаак Робертс (1829 - 1904 гг.), из Уэльса, инженер и астроном-любитель, применяя разработанную им технику фотографирования с длительной выдержкой, требуемой для получения изображений слабых объектов, сделал первую фотографию Туманности Андромеды. В 1893 г. он сделал первую фотографию M 33 (галактика Треугольника) (Roberts Isaac, A Selection of Photographs of Stars, Star-clusters and Nebulae // London, The Universal Press, 1893). В 1895 г. он был награждён золотой медалью Королевского астрономического общества.

М31 и М33

          1890 г. в г. Арекипа (Перу) устроен филиал обсерватории Гарвардского колледжа, с целью фотографирования звёзд южного полушария. Снимки переменных звёзд в Магеллановых Облаков, полученные этим филиалом, сыграли важную роль в нахождении методики расчёта расстояний до галактик.
          В конце XIX в. Джеймс Килер (Keeler) (1857 - 1900 гг.), астроном из Ликской обсерватории, делал снимки многих туманностей и звёздных скоплений. При этом на фотографиях объектов из каталогов иногда обнаруживались новые туманности, дополняя их списки; однажды таковых нашлось 31. Килер отметил, что большинство туманностей имеют спиральное строение, в противоречии с рисунками тех же объектов, приведёнными в статье Джона Гершеля (Observations of Nebulae ..., 1833, Pl XV и др.), не имевшими, как оказалось, почти ничего общего с настоящими формами этих небесных тел. В частности, "вторые ядра", указанные на рисунках Гершеля у ряда туманностей, либо являлись частями их спиралей, либо не имели связи с объектом. Неточные рисунки Гершеля, как добавил Килер, послужили материалом для теоретических рассуждений (Пуанкаре и др.) о формах вращающихся жидких тел, которые в данном случае имели совсем мало отношения к реальности.
          Килер также пришёл к выводу, что спиральные туманности находятся вне Млечного Пути.

Ликская обсерватория.

Телескоп Ликской обсерватории (1898 г.).

Туманность Андромеды. М33 (галактика Треугольник). М74 (галактика в созвездии Рыб).

Туманность Андромеды. М33 (галактика Треугольник). М74 (галактика в созвездии Рыб).

М99, М100 (галактики в созвездии Волосы Вероники). М51 (Водоворот).

Снимки Дж. Килера.

          1899 г. Юлиус Шейнер (Scheiner) (1858 - 1913 гг.), сотрудник Астрофизической обсерватории в Потсдаме, снова, после Хаггинса и Миллера, произвёл анализ спектра Туманности Андромеды и отметил его непрерывный характер. Он также заметил наличие в нём линии поглощения и отнёс её к водороду. Сопоставив далее этот спектр со снятым тем же аппаратом спектром Солнца, он нашёл их "удивительное сходство" (surprising agreement) – оба были непрерывными, даже имели сходные относительные интенсивности в разных участках, кроме того, в спектре Солнца тоже имелись линии поглощения. Автор отметил, что, поскольку все спиральные туманности, включая Туманность Андромеды, имеют непрерывный спектр (как и звёзды), то они, видимо, представляют собой скопления звёзд, а раз так, то, значит, и наша Галактика, т.е. Млечный Путь тоже, скорее всего, имеет спиральную (а не кольцевую) форму. За это говорит и то, что все кольцеобразные ("планетарные") туманности имеют совсем другой вид спектра. Лишь из-за неудачного характера проекции на линию зрения наблюдателя мы видим Млечный Путь в виде кольца, а не спирали. (Scheiner Julius, On the spectrum of great nebula of Andromeda // Astrophysical Journal, 1899, v. 9, pp. 149- 50).
          Итак, в XVIII-XIX вв. насчёт "туманных звёзд" было выяснено следующее: они делятся на 3 вида: 1) явно различаемые в телескоп скопления звёзд (шаровые и бесформенные); 2) туманности, имеющие спектр, характерный для газов, кольцеобразные либо бесформенные, и, вероятно, не состоящие из далёких звёзд, слившихся в восприятии в туманные пятна; 3) туманности, имеющие спектр, характерный для звёзд, спиральную или эллиптическую форму, в некоторых из которых (напр. в Туманности Андромеды) были различимо много звёзд. Туманности последнего вида напоминали наш Млечный Путь и вызывали естественное предположение, что они тоже являются (далёкими) галактиками. Следующая задача состояла в вычислении расстояния от нас до них и решении вопроса: лежат они внутри или вне Млечного Пути?
          XX век

Туманность Андромеды (снимок 1902 г.).

Туманность Андромеды (современный снимок, телескоп "Хаббл").

          С 1904 г. астрономы Гарвардской обсерватории, используя данные филиала обсерватории в г. Арекипа (Перу), начали открывать в Магеллановых Облаках цефеиды – переменные звёзды, с периодом изменения яркости от нескольких дней до недель.
          1908 г. Генриетта Ливитт (Leavitt) (1868 - 1921 гг.), сотрудница Гарвардской обсерватории, обнаружила связь между светимостью переменных звёзд и их периодом – более яркие звёзды имели и более длительный период (Leavit Henrietta S., 1777 variables in the Magellanic Clouds // Annals of Harvard College Observatory, 1908. v. 60, pp. 87-108).
          1908 г. Эдвард Фат (Fath) (1880 - 1959 гг.), астроном из Ликской обсерватории, анализируя спектры спиральных туманностей, включая Туманность Андромеды, обратил внимание на то, что все они не просто непрерывны, но варьируются – от имеющих яркие линии излучения, сходные с теми, которые есть у газообразных туманностей, до имеющих линии поглощения, сходные с теми, которые есть в спектре Солнца. Он отметил, что, ввиду малой видимой величины объектов, этот анализ относится, в основном к ядру, и неизвестно, имеют ли такой же спектр их спиральные рукава. Из наличия непрерывного спектра он сделал вывод о звездообразном характере подобных туманностей (точнее, звёздных скоплениях в их ядрах), а из наличия линий поглощения или ярких линий излучения – о присутствии газообразного вещества вокруг этих объектов (точнее, между ними и наблюдателем). (Fath E.A., The Spectra of Some Spiral Nebulæ and Globular Star Clusters // Publications of the Astronomical Society of the Pacific, 1909, v. 21, № 126, pp. 138- 43).
          1910 г. Джордж Ричи (1864 - 1945 гг.) из обсерватории Маунт Вильсон, усовершенствовав методы астрофотографии, получил снимки, на которых было хорошо видно, что спиральные ветви ряда туманностей содержат много звездоподобных объектов.
          1912- 13 гг. Хибер Кэртис (Heber Curtis) (1872 - 1942 гг.) из Ликской обсерватории, продолжая исследования Килера, пришёл к заключению, что туманности, "острова Вселенной", как он назвал их, находятся гораздо дальше от нас, чем это считали ранее.
          1912 г. опубликована статья Генриетты Ливитт, в которой был описан характер связи между светимостью и периодом для 25 цефеид из Малого Магелланова Облака. Оказалось, что логарифм периода пропорционален среднему значению светимости звезды (Leavitt Henrietta S., Pickering Edward C., Periods of 25 Variable Stars in the Small Magellanic Cloud // Harvard College Observatory Circular, March 1912, 173, pp. 1-3). Это открытие вскоре дало метод измерения расстояний до переменных звёзд и содержащих их туманностей, слишком далёких, чтобы эти расстояния можно было найти через параллаксы. Именно: определив период изменения блеска звезды можно найти, по указанной закономерности, её абсолютную звёздную светимость, а затем, сравнить полученное значение с её видимой светимостью и найти отсюда расстояние до неё – поскольку абсолютная и видимая звёздные светимости связаны простой закономерностью, определяемой расстоянием.

Генриетта Ливитт.

График из статьи Ливитт 1912 г. По оси X отложен логарифм периода цефеиды, по оси Y отложена её звёздная величина. Линии соединяют точки минимальной и максимальной яркости звезд.

          1912 г. Весто Слайфер (Slipher) (1875 - 1969 гг.), сотрудник обсерватории Лоуэлла, заметил смещение спектральных линий Туманности Андромеды, что позволило определить её скорость относительно нас. Он получил для этой скорости значение в среднем ~300 км/сек. (Slipher V.M., The radial velocity of the Andromeda Nebula // Lowell Observatory Bulletin, 1913, v.2, № 8, pp. 56-57). В 1913 г. он измерил лучевую скорость туманности NGC 4594 (галактика в созвездии Девы), и получил её равной ~1000 км/сек. К 1917 г. Слайфер измерил лучевые скорости у 25 спиральных туманностей. Он нашёл, что все они, кроме трёх, удаляются от нас. Как Килер, Кертис, и другие астрономы, он пришёл к выводу, что спиральные туманности являются очень далёкими звёздными системами.

Купол телескопа обсерватория Маунт Вильсон (1909 г.).

Телескоп обсерватории Лоуэлла (1914 г.).

          Вскоре последовали подсчёты расстояний до туманностей с использованием цефеид в них.
          1913 г., через год после публикации второй статьи Ливитт, датский химик и астроном Эйнар Герцшпрунг (1873 -1967 гг.) определил расстояния до 13 цефеид в Млечном Пути по параллаксу, определил их средние абсолютные звёздные величины (M), периоды (P), и нашёл закон их связи: M = –0,6 –2,1log10(P). (Hertzsprung E. Über die räumliche Verteilung der Veränderlichen vom δ Cephei-Typus // Astronomische Nachrichten, 1913, 196 (4692), 201- 08). Затем, используя данные Ливитт, он определил расстояние до Малого Малелланова Облака; впрочем, он сделал в расчётах ошибку или опечатку, – получил 3000 св.л., вместо настоящих 30000.
          1914 г. Слайфер, используя методы спектроскопии, обнаружил, что спиральные туманности не только движутся относительно нас, но и вращаются вокруг своих центров. Он получил результат этот для спиральной туманности NGC 4594, лучевую скорость которой он измерил в 1913 г., но выразил уверенность, что так же обстоят дела со всеми спиральными туманностями. (Slipher V.M., The detection of nebular rotation // Lowell Observatory Bulletin, 1914, v.2, № 12, p. 66). Этот факт подтвердил в 1917 г. для Туманности Андромеды американский астроном Фрэнсис Пиз (Pease) (1881 - 1938 гг.), сотрудник обсерватории Маунт Вильсон. Для Туманности Андромеды он нашёл формулу, описывающую её вращение вокруг оси. (Pease F. The Rotation and Radial Velocity of the Central Part of the Andromeda Nebula // Proceedings of the National Academy of Science 1918, v. 4. p.21-24).
          1917- 18 гг. Кертис обнаружил новую звезду в Туманности Андромеды, а анализ фотографий показал там ещё 11 новых. Кертис отметил, что блеск этих новых слабее в среднем на 10 звёздных величин, чем у тех, что появляются в других местах неба. По этим данным он оценил расстояние от нас до Туманности Андромеды; получилось 500 тыс. св.л.; результат подкреплял представления о далёком, внегалактическом расположении этого объекта.
          Хотя к концу второго десятилетия XX века накопилось уже много данных, говорящих о том, что ряд "туманностей", прежде всего спиральные туманности, являются далёкими скоплениями звёзд, галактиками, подобными Млечному Пути, но некоторые астрономы, всё ещё отвергали эти утверждения.
          26 апреля 1920 г. в Смитсоновском музее естественной истории состоялся т.н. Большой спор между Хибером Кертисом и Харлоу Шепли (1885 - 1972 гг.), астрономом из обсерватории Маунт Вильсон. Дискуссия велась о природе спиральных туманностей и размерах Вселенной. Кертис (правильно) считал, что эти туманности – очень далёкие галактики. Шепли же полагал, что они не очень велики и лежат на окраинах Млечного Пути, который и представляет собой всю Вселенную.
          1922 г. эстонский астроном Эрнст Эпик (1893 - 1985 гг.) оценил расстояние до туманности Андромеды, используя данные о скорости её вращения, полученные ранее Ф. Писом (Öpik Ernst, An estimate of the distance of the Andromeda Nebula //  Astrophysical Journal, 1922, v.55, pp. 406- 10.). Его результат (450 кпк) оказался довольно близок к современным оценкам (778 кпк), и точнее полученной вскоре оценки Хаббла (275 кпк).
          1924- 29 гг. Эдвин Хаббл (1889 - 1953 гг.), работавший в обсерватории Маунт Вильсон на недавно (1919 г.) построенном там самом большом на то время телескопе, обнаружил цефеиды в туманностях Андромеды (М31), Треугольника (М33) и других, и дал оценку расстояния до них (М31 – 275 кпк), которая показала, что эти объекты находятся очень далеко от нас, за пределами нашей галактики – Млечного Пути. Свои первые результаты Хаббл доложил 1 января 1925 г. на заседании AAS. Расчёты Хаббла подтвердили правоту Кэртиса в недавней дискуссии с Шепли.
         
          Открытия и изучение галактик с активными ядрами
          первые исследования галактик с активным ядрами
          Высокоэнергетическое излучение от объектов, позже идентифицированных как ядра галактик наблюдалось с начала XX в.
          1909 г. Эдвард Артур Фат (Fath) (1880 - 1959 гг.), работавший в Ликской обсерватории, сообщил об обнаружил линий такого излучения в спектре галактики M77 (Fath E.A. The spectra of some spiral nebulae and globular star clusters // Lick Observatory Bulletin, , 1909, 149, 71-77).
          Затем линии высокоэнергетического излучения были обнаружены Весто Слайфером (Slipher) (1875 - 1969 гг.) в 1917 г., Эдвином Хабблом (1889 - 1953 гг.) в 1926 г., Милтном Хьюмасоном (Humason) (1891 - 1972 гг.) в 1932 г., Никола Мэйоллом (Mayall) (1906- 93 гг.) в 1934 г.
          В 1940-х гг. Карл Сейферт (1911- 60 гг.) исследовал 6 галактик с яркими звездо-подобными ядрами, голубого цвета, с широкими линиями излучения. Он обратил внимание на допплеровское уширение этих линий излучения, и, рассчитав нему скорость, получил значения до 8500 км/сек. (Seyfert C. Nuclear emission in spiral nebulae // Astrophysical Journal, 1943, v. 97, p. 28). Такие галактики позже получили название "сейфертовских".
          первые открытия радиогалактик
          С 1930-х гг. начала развиваться радиоастрономия. В космосе были обнаружены объекты с сильным радиоизлучением. Астрономы искали отвечавшие им источники в оптическом диапазоне.
          1949 г. Джон Болтон (1922- 93 гг.), Гордон Стенли (1921 - 2001 гг.), Оуэн Сли (1924 - ) нашли для трёх радиоисточников соответствующие им объекты – M1 (Крабовидная туманность), NGC 5128 (линзовидная галактика в созвездии Центавра), M87 (гигантская эллиптическая галактика в созвездии Девы); они сомневались, что эти объекты являются "настоящими галактиками", так как они "не распадаются на звёзды"; полагали, что они находятся в нашей Галактике (Bolton J.G., Stanley G.J., Slee, O.B. Positions of three discrete sources of Galactic radiofrequency radiation // Nature, 1949, v. 164, pp. 101- 02).
          1951 г. Бернард Миллс (1920 - 2011 гг.) и Эдин Томас соотнесли радиоисточник Лебедь А, открытый в 1939 г., с оптическим объектом. (Mills B.Y., Thomas, A.B.. Observations of the sources of radio-frequency radiation in the constellation of Cygnus // Australian Journal of Scientific Research, 1951, A4, pp. 158- 71). В том же 1951 г. Дэвид Дэвирст (D.W. Dewhirst) (1926 - 2012 гг.) предложил соотнесение с оптическим объектом для радиоисточника Кассиопея А (The Observatory, 1951, v. 71, pp. 211- 13); его соотнесение оспаривалось.
          1954 г. Вильгельм Генрих Вальтер Бааде (1893 - 1960 гг.) и Рудольф Минковски (1895 - 1976 гг.) подтвердили идентификацию радиоисточника Лебедь А, также соотнесли с оптическими объектами радиоисточники Кассиопея А, Корма А. Лебедь А имел красное смещение 0,06 и т.о. оказался дальним внегалактическим объектом. В их статье было отмечено, что Лебедь А состоит из двух галактик. Кассиопея А и Корма А находились в центре туманностей- остатков сверхновых, расположенных внутри нашей Галактики. (Baade W., Minkowski R. On the Identification of Radio Sources // Astrophysical Journal, 1954, 119, pp. 215- 31).
          В последующие годы был идентифицирован ещё ряд радиообъектов (некоторые ошибочно). Важную роль в этом сыграла построенная при Калифорнийском технологическом институте радиообсерватория OVRO (Owens Valley Radio Observatory).           1959 г. члены Радиоастрономической группы Кембриджа опубликовали 3-й Кембриджский каталог радиоисточников, обнаруженных с помощью Кембриджского интерферометра. Объекты в нём маркировались как 3C X; всего их было 471,
          1960 г. Рудольф Минковски соотнёс радиоисточник 3C 295 с эллиптической галактикой и нашёл его красное смещение, оно оказалось 0,46, самое большое на тот момент; т.о. он оказался далёкой радиогалактикой (Minkowski R. A New Distant Cluster of Galaxies// Astrophysical Journal, 1960, v. 132, pp. 908- 10).
          первые открытия квазаров
          Вскоре были обнаружены объекты, имеющие сильное излучение в радиодиапазоне, слабое – в оптическом диапазоне, очень малые угловые размеры (< 10″), необычные спектры, и большое красное смещение. Новые объекты отличались от радиогалактик (и других радиоисточников) тем, что в самые мощные тогдашние телескопы оставались точками света, с виду звёздами. Их назвали квази-звёздными радиоисточниками; сокращённо квазарами. Позже их соотнесли с галактиками.
          1960 г. Алан Сэндидж (1926 - 2010 гг.), работавший в обсерватории Маунт Паломар, и Томас Мэтьюз, работавший в ORVO, нашли предполагаемый оптический аналог для радиоисточника 3C 48. Изучение его спектра Сэндиджем и другими исследователями показало широкие эмиссионные линии на незнакомых длинах волн. Его излучение было переменным и имело избыток УФ по сравнению с обычными звёздами. Сэндидж сообщил о результатах по 3C 48 на собрании AAS в декабре 1960 г. (Matthews T.A., Bolton J.G., Greenstein J.L., Münch G., Sandage A. First True Radio Star // Sky and Telescope, 1961, v. 21, n. 6). Редакция журнала предположила, что этот объект – "относительно близкая звезда с необычными свойствами" или "далекая галактика". В том же 1960 г. австралийский астроном Джон Болтон (1922- 93 гг.), работавший тогда в Калтехе, высказал гипотезу, что линии излучения в спектре 3C 48 могут быть сдвинуты по красному смещению, которое он оценил в 0,367 – такое значение и было немного позже (1963 г.) получено М. Шмиттом и Дж. Гринштейном. Вскоре было также обнаружено отсутствие у 3C 48 параллакса и т.о. его значительная удалённость от Земли. 3C 48 был первый найденный квазар. (Позже, в 1982 г., было показано, что слабая туманность- далёкая галактика, окружавшая 3C 48, имеет такое же красное смещение, и он был соотнесён с этой галактикой).
          1962 г. Ричард Рид (Read) из Калтеха предложил оптическое соответствие для радиоисточника 3C 273 в виде далёкой галактики, близкое (до 1'') к его реальному положению. В том же году Жак Леке (Lequeux), работавший в радиообсерватории в Нансе, показал, что источник 3C 273 является двойным объектом. В том же 1962 г. Сирил Хазард ( Hazard) (1938- ), работая на радиотелескопе Паркса (Австралия), показал, что эти компоненты имеют разные спектры (Hazard C., Mackey M.B., Shimmins A.J. Investigation of the radio source 3C 273 by the method of lunar occultations // Nature, 1963, v. 197, pp. 1037- 39).
          1963 г. Маартен Щмидт (1929 - 2022 гг.) и Джон Оук (1928 - 2004 гг.) из Калтеха нашли для 3C 273 спектральные соответствия линиям излучения, сдвинутым из-за красного смещения, которое оказалось в данном случае = 0,158, что отвечало расстоянию от Земли ~3 млрд. с.л. Распознать сдвиг спектральных линий относительно их нормального положения помогла малость (относительная) величины красного смещения, и т.о. этого сдвига. (Schmidt M. 3C 273: a star-like object with large red-shift // Nature, 1963, v. 197, 1040; Oke J.B. Absolute energy distribution in the optical spectrum of 3C 273 // Nature, 1963, v. 197, 1040– 1041). Это был тоже квазар.
          1963 г. После проделанного Шмидтом и Оуком анализа спектра 3C 273, Т. Мэтьюз нашёл для первой его компоненты точное оптическое соответствие, оказавшееся звездоподобным (а не протяжённым) объектом. Вторая компонента 3C 273 оказалась протяжённым выбросом.
          1963 г. М. Шмидт и Дж. Гринштейн, заново проанализировав спектр 3C 48 и используя при этом то же сопоставления сдвинутых линий излучения, что уже был сделано Шмидтом и Оуком при анализе спектра 3C 273, получили для 3C 48 красное смещение 0,367 (Greenstein J.L.,, Matthews T.A. Red-Shift of the Unusual Radio Source 3C48 // Nature, 1963, 197 (4872), pp. 1041- 42; Schmidt M., Greenstein J.L. The quasistellar radio sources 3C 48 and 3C 273 // Astrophysical Journal, 1964, 140, pp. 1-34.). Это значение было предсказано ранее Дж. Болтоном; впрочем, имя Болтона в статье Гринштейна и Мэтьюза не упоминалось.
          1963 г. А. Сэндидж и Т. Мэтьюз указали оптические соответствия для трёх радиоисточников (Optical Identification of 3C 48, 3C 196, and 3C 286 with Stellar Objects//  Astrophysical Journal, 1963, v. 138, 30-56). 3C 196 и 3C 286, как выяснилось позже, тоже были квазарами.
          1964 г. М. Шмидт и Т. Мэтьюз определили красные смещения для квазаров 3C 47 и 3C 147; они оказалось, соответственно, 0,425 и 0,525 (Schmidt M., Matthews, T.A. Redshift of the quasi-stellar radio sources 3C 47 and 3C 147 // Astrophysical Journal, 1964, v.139, pp. 781- 85). В 1965 г. М. Шмидт определил спектры и красные смещения для ещё нескольких радиогалактик и квазаров (Schmidt M. Optical spectra and redshifts of 31 radio galaxies // Astrophysical Journal, 1965, v. 141, pp. 1-6). Из них для квазаров 3C 256; 3C 287; 3C 9 красные смещения оказались 0,734; 1,055; 2,012.
          Некоторое время шла дискуссия, является ли наблюдаемое красное смещение в спектральных линиях космологическим или гравитационным; в конце концов был показан его космологический характер.
          Основной парадокс с квазарами состоял в том, что высокое красное смещение, малые угловые размеры и отсутствие параллакса показывали на их расположение далеко вне Галактики, но при этом от них доходило до Земли очень мощное радиоизлучение. Кроме того, в их спектрах имелись эмиссионные линии, которые ранее наблюдались только в горячих туманностях.
          квазаги- далёкие радиоспокойные галактики
          Вскоре после открытия квазаров было замечено, что их оптический свет необычно голубой и т.о. их можно искать не по радиоисточникам а наоборот, среди слабых далёких синих звёзд искать те, что имеют высокий уровень радиоизлучения. Изучая "голубые звёздные объекты", Сэндидж обнаружил, что далеко не все они совпадают с известными радиоисточниками; такие объекты он назвал "нарушителями", или "квазагами" (квази-звёздными галактиками); оценил их количество в 1000 раз больше, чем квазаров (Sandage A. The existence of a major new constituent of the Universe: the quasi-stellar galaxies // Astrophysical Journal, 1965, v. 141, pp. 1560- 78). Его гипотезу встретили скептически. Фриц Цвики (Zwicky) (1898 - 1974 гг.), работавший в Калтехе, указал, что "все пять квази-звёздных объектов описанных Сандиджем, принадлежат подклассу компактных галактик с чисто эмиссионным спектром, описанных ранее мною"(Zwicky F. Blue compact galaxies // Astrophysical Journal, 1965, v. 142, pp. 1293- 95). Другие астрономы сочли, что "квазаги" лежат в Галактике. В конечном счёте было принято, что эти объекты представляют собой радиоспокойные квазары. Их действительно оказалось много больше, чем радиогромких квазаров, хотя и не в 1000 раз, как полагал Сэндидж, а только в 10.
          синхротронное излучение и релятивистские скорости частиц
          С самого начала важным вопросом был характер излучения квазаров и радиогалактик, в т.ч. вклад в него тепловой и иных компонент (последние обычно приписывали синхротронному излучению, которое возникало при движении релятивистских заряженных частиц в М-полях).
          Различить тепловое и нетепловое излучения можно было по распределению энергии в спектре, изменчивости и поляризации. В частности, быстрая оптическая переменность, видимо, требовала высоких температур и нетеплового механизма излучения. Изучение поляризации у сейфертовских галактик использовалось для разделения тепловой и иных компонент излучения.
          Степенное распределение энергии в спектрах было известно по изучению космических лучей, радиогалактик, Крабовидной туманности (в оптическом диапазоне); оно интерпретировалось как синхротронное излучение релятивистских электронов.
          Синхротронное излучение могло дополняться обратным комптоновским рассеянием.
          Уже в начале 1960-х гг. была отмечена переменность излучения квазаров.
          1963 г. Оук в своей статье насчёт спектра 3C 273 отметил, что распределение энергии в нём не похоже на АЧТ, и сделал вывод о возможном существенном вкладе синхротронного излучения.
          1966 г. Ф. Хойл, Дж. Бербидж, У. Сарджент отметили, что релятивистские электроны, дающие оптическое и ИК синхротронное излучение, будут также комптоновски рассеивать окружающие фотоны, увеличивая их энергию (Hoyle F., Burbidge G.R., Sargent W.L.W. On the Nature of the Quasi-stellar Sources // Nature, v. 209, pp. 751- 53).
          1967 г. Оук наблюдал изменения на 0,25 и 0,1 величины за день у квазаров 3С 279 и 3С 446.
          1970 г. Оук, Нейгебауэр, Беклин в своей статье сделали вывод, на основе наблюдений 28 QSO, что, распределение энергии в их спектрах, в целом, описывается степенным законом и одинаково для радиогромких и радиотихих QSO (Oke J.B., Neugebauer G., Becklin E.E. Absolute Spectral Energy Distribution of Quasi-Stellar Objects from 0.3 to 2.2 Microns // Astrophysical Journal, 1970, v. 159, p. 341).
          гипотезы о чёрных дырах в квазарах и об излучении при падении вещества на них
          1964 г. Эдвин Салпитер (1924 - 2008 гг.), работавший в Корнеллском университете, высказал гипотезу, что мощное излучение квазаров вызвано падением вещества в сверхмассивную чёрную дыру. (Salpeter E.E. Accretion of Interstellar Matter by Massive Objects // Astrophysical Journal, 1964, v.140, 796-800). В том же 1964 г. Яков Зельдович (1914- 87 гг.) представил расчёт, по которому при падении в чёрную дыру частицы разгоняются до скоростей, близких к световой, и в столкновениях порождают излучение, что и может быть источником излучения квазаров (Зельдовичв Я.Б. Судьба звезды и выделение гравитационной энергии при аккреции // ДАН СССР, 1964. т. 155, № 1, стр. 67- 69). Зельдович отметил, что представление о выделении радиоизлучения при падении вещества в мощном гравитационном поле было высказано в общем виде ещё И. Шкловским, в статье 1962 г.
          Поскольку в то время черные дыры ещё считались чисто теоретическими понятиями и, тем более, не было известно, что многие галактики имеют в их центрах сверхмассивные чёрные дыры, то предлагавшиеся гипотезы не привлекли большого внимания.
          1969 г. Дональд Линден-Белл (1935 - 2018 гг.), английский астрофизик из Кембриджа, высказал гипотезу, что ядра галактик – это сколлапсировавшие (в чёрные дыры) квазары. (Lynden-Bell D. Galactic nuclei as collapsed old quasars // Nature, 1969, v. 223). Он показал, что наблюдаемое у квазаров и других АЯГ излучение согласуется с теоретически рассчитанным в модели излучения от вращающегося вокруг ЧД аккреционного газового диска.
          Впрочем работа Линдена-Белла не привела к признанию характера излучения квазаров (и АЯГ вообще) как результата образования аккреционных дисков вокруг центральной ЧД.
          Однако к тому времени открытие пульсаров (1968 г.), а затем и другие данные подтвердили реальность чёрных дыр. Вскоре были обнаружены сверхмассивные чёрные дыры в ядрах галактик.
          дальнейшие исследования квазаров и АЯГ в 1960-х- 90-х гг.
          1965 г. Джеймс Ганн (1938- ) и Брюс Петерсон из Принстона предсказали снижение интенсивности в линиях спектров квазаров и других далёких объектов, из-за поглощения ЭМ волн с длиной меньше, чем у линии Лайман-альфа облаками нейтрального водорода; т.е. исчезновение в их спектрах т.н. леса Лайман-альфа (Gunn J.E. On the Density of Neutral Hydrogen in Intergalactic Space // Astrophysical Journal, 1965, v. 142, pp. 1633- 41). Это явление получило название эффекта Ганна-Петерсона. Он был обнаружен в 2000-х гг., у далёких квазаров.
          1967 г. М. Шмидт отметил, что число квазаров растёт по мере роста красного смещения; т.о. они были больше распространены в ранней Вселенной, чем сегодня. 1968 г. Джон Л. Шмитт, канадский астроном, работавший в обсерватория Дэвида Данлэпа, сопоставил радиообъект VRO 42.22.01 с "переменной звездой" BL Lacertae. У неё были признаки квазаров, но в спектре отсутствовали линии излучения, используемые для определения красного смещения (Schmitt John L. BL Lac identified as a Radio Source // Nature, 1968, 218, p. 663). Вскоре и другие астрономы заметили у ряда радиоисточников повышенную переменность потока волн и сильную поляризацию света; позже из квазаров по этим свойствам выделили подкласс лацертид.
          1971 г. Джеймс Ганн и Брюс Петерсон заметили, что некоторые далёкие галактики имеют то же красное смещение, что и квазары; т.о. эти объекты совпадают (Gunn J.E. On the Distances of the Quasi-Stellar Objects // The Astrophysical Journal, 1971, v. 164).
          1972 г. Питер Альберт Стритматтер (1939- гг.), из университета Аризоны, обнаружил ещё несколько лацертид; выделил эти квазары в отдельный класс.
          1973 г. Джером Кристиан (1938- 96 гг.), астроном из обсерватории Маунт Вильсон, изучив фотографии 26 квазаров, подтвердил наличие вокруг них "туманного" окружения, являвшегося дальней (и т.о. слабо видной галактикой) (Kristian J. Quasars as Events in the Nuclei of Galaxies: the Evidence from Direct Photographs // The Astrophysical Journal, 1973, v. 179). Эта работа подтвердила гипотезу, ранее высказанную М. Шмидтом, о том, что квазары – это ядра сверхдалёких галактик.
          1974 г. Майкл Джон Дисней (1938- ), английский астрофизик из Кардиффского университета, сделал снимки лацертиды PKS 0548-322; она оказалась гигантской эллиптической галактикой с ярким ядром.
          1976 г. известно 30 лацертид.
          1987 г. в опубликованном списке Хьюитта-Бэрбриджа 3594 квазаров.
          Наземные телескопы и космический телескоп "Хаббл", в изображениях высокого разрешения, в некоторых случаях выявили окружающие квазаров "галактики-хозяева".
          2003 г. известно k100 блазаров.
          К августу 2020 г. обнаружено 750 414 квазаров.
         
          Приложение
         
          Сокращения
         
          специальные
          / – "или", "вариант"
          k – "несколько", напр. k100 – "несколько сот"
          расстояния
          а.е. – астрономическая единица
          пк – парсек, кпк – килопарсек, мпк - мегапарсек
          излучение
          ЭМ – электромагнитный
          М-поле – магнитное поле
          УФ, ИК, Р – ультрафиолетовый, инфракрасный, рентгеновский (диапазон волн)
          разное
          M_S, L_S, R_S – масса, светимость, радиус Солнца
          M_Z – масса Земли
          ЧД – чёрная дыра
          АЯГ – активное ядро галактики
          МГГ – Местная группа галактик
          ТЯ – термоядерный
          ГП – главная последовательность
          БК – белый карлик
          АВГ – асимптотическая ветвь гигантов
          МЗС – межзвёздная среда
         
          Технические термины, физические явления и законы
         
          Явления; принципы, законы
          Синхротронное излучение. Излучение ЭМ волн релятивистскими заряженными частицами, движущимися в М-поле по криволинейной траектории. М-поле искривляет траекторию движения электронов (сила Лоренца), и возникающее при этом ускорение является причиной ЭМ излучения. Частота может быть от радиоволн до Р излучения. Оно имеет нетепловое частотное распределение и особую поляризацию.
          Релятивистский электрон, движущийся в М-поле, описывает либо окружность (если у него нет компонента скорости вдоль поля), либо спираль.
          Излучение заряженных релятивистских и медленных частиц различны. Из-за эффекта Доплера частота света, излучаемого быстро движущейся частицей в направлении своего движения, сильно повышается, интенсивность излучения на высоких гармониках растёт. У релятивистских частиц излучение в области высоких гармоник имеет почти непрерывный спектр, сосредоточено в направлении мгновенной скорости в узком конусе с углом раствора mc²/E.
          Поляризация синхротронного излучения. Для наблюдателя, находящегося в плоскости орбиты электрона, излучение поляризовано линейно с электрическим вектором, лежащим в плоскости орбиты. На некотором угловом расстоянии от этой плоскости поляризация эллиптическая, причем разных знаков по обе стороны от плоскости. Интенсивность эллиптически поляризованного излучения незначительна. При усреднении излучения системы электронов остается лишь линейная поляризация. Иными словами, система релятивистских электронов, находящаяся в однородном М-поле, дает линейно поляризованное синхротронное излучение с электрическим вектором, перпендикулярным магнитному полю.
          Эффект Комптона. Упругое рассеяние фотона заряженной частицей, напр. электроном, при котором часть энергии фотона передаётся отражающемуся электрону, что приводит к увеличению длины волны фотона. Взаимодействие между электроном и фотоном приводит к тому, что электрон получает часть энергии, а фотон с оставшейся энергией излучается в направлении, отличном от исходного, так что общий импульс системы также сохраняется. Эффект Комптона похож на фотоэффект; разница в том, что при фотоэффекте фотон поглощается электроном, тогда как при комптоновском рассеянии он только меняет направление движения и энергию.
          Комптоновское рассеяние - один из трёх возможных процессов при взаимодействии фотонов с веществом. При энергиях от нескольких эВ до нескольких кэВ, соответствующих спектру от видимого света до мягкого Р излучения, фотон может быть полностью поглощён, а его энергия может оторвать электрон от основного атома - фотоэффект. Фотоны высокой энергии 1,022 МэВ и выше могут бомбардировать ядро и вызывать образование электрон-позитронной пары - рождение пар. Комптоновское рассеяние – процесс при взаимодействии в промежуточной области энергий.
          Комптоновский сдвиг. Величина, на которую изменяется длина волны света. Обратное комптоновское рассеяние. Упругое рассеяние фотона (движущейся) заряженной частицей, напр. электроном, при котором заряженная частица передаёт фотону часть энергии, что соответствует уменьшению длины волны кванта света; т.о. длин волны фотона уменьшается. При этом изменение длины волны падающего света зависит от его начальной энергии, тогда как для неподвижных электронов такой зависимости нет.
          Обратный эффект Комптона ответственен за потери энергии релятивистскими электронами в МЗ пространстве, Р излучение галактических источников, Р составляющую реликтового фонового излучения, трансформацию волн плазмы в высокочастотные ЭМ волны, уменьшение длины волн ЭМ излучения, движущегося через горячий газ.
          Спектр излучения пыли от галактик соответствует спектру излучения черного тела с пиком излучения на длине волны 100-200 микрон. На длинах волн за пределами этого пика, примерно до 1 мм, количество излучаемой галактикой энергии плавно уменьшается. Спектр далеких галактик удлиняется, из-за красного смещения.
          Гравитационное линзирование. Искажения и увеличения изображений дальних объектов при их просмотре на фоне массивных структур, напр. кластере галактик. Происходит из-за отклонения фотонов в сильном гравитационном поле.

          Примечания
          пр1. Манускрипт Ms. Marsh 144, Бодлеанская бибиотека, стр. 164, 167. Копия ~1009 г.; её составление приписывается сыну ас-Суфи.
          пр2. Рисунок из Francesco Castaldi, Il caso della nebulosa di Andromeda // Atti del VI Congresso di Archeoastronomia, Storia dell'Astronomia Antica, Astronomia culturale e Astronomia Storica, 2006,pp. 28-43. В переводе 1874 г. трактата ас-Суфи на французский язык (Abd-al-Rahman Al-Sufi, Description des étoiles fixes composée au milieu du dixième siecle de notre ère. Traduction litterale des deux manuscrits arabes de la Bibl. Royale de Copenhaque et de la Bibl. Imperiale de S. Petersbourg. Avec des notes par H.C.F.C. Schjellerup, S. Pietroburgo, 1874) переводчиком также указано, в примечании к описанию созвездия Андромеды (стр. 120, прим. 2), что на носу Рыбы находятся точки, а рядом – арабское слово سحابة (облако) (самого рисунка в тексте перевода нет; видимо, он был в той копии трактата ас-Суфи, которой пользовался переводчик).
          пр3. Sawyer Hogg H. Out of Old Books (Derham's Catalogue of Nebulous Objects from Hevelius' Prodromus) //  Journal of the Royal Astronomical Society of Canada, 1947, vol. 41, p. 233.
          пр4. Здесь и далее цитаты по изданию Кант И. "Собраниесочинений в шести томах", т.1, М., 1963 г.