Удобный способ определения типов звезд в какой-либо области пространства состоит в построении диаграммы их цветов и видимых величин. То, что при этом получается, называется диаграммой цвет-величина. На нее можно нанести не только положения наблюдаемых звезд, но и ожидаемые положения звезд разных масс, возрастов и разного химического состава. Сравнивая наблюдения с теоретическими данными, астрономы могут определять свойства наблюдаемого набора звезд. В галактиках видны только самые яркие звезды, но тем не менее диаграммы цвет-величина разных галактик содержат много информации об их звездных населениях. Например, в галактике вроде Большого Магелланова Облака (глава 6), видны голубые массивные звезды на яркой части главной последовательности, а также красные проэволюционировавшие звезды-гиганты, и можно определить относительное число молодых и старых звезд (рис. 15). Как будет показано в следующих главах на примере нескольких отдельных галактик, это хороший способ установить, что происходило в течение долгого процесса развития различных галактик (рис. 16).

          Сейчас функции светимости известны для многих галакти (рис. 17). Например, функция светимости для Малого Магелланова Облака, давно измеренная Шепли с сотрудникам Гарвардской обсерватории при сравнении с функцией ван Рейна демонстрирует относительный избыток звезд высокой светимости. Это, вероятно, общее свойство неправильных галактик, которые, по-видимому, богаче молодыми звездами сверхвысокой светимости и газом, чем спиральные галактики вроде нашей.

          Функции светимости эллиптических галактик, таких как галактика в созвездии Скульптора, очень похожи на функции светимости шаровых звездных скоплений (рис. 18). Измерения поверхностной яркости неразрешенных звезд в галактике в Скульпторе показали, что часть функции светимости, соответствующая низким светимостям, тоже должна быть похожа на соответствующую область функции светимости шаровых скоплений, так как общая светимость неразрешенной части, а также ее цвет похожи на соответствующие параметры типичного шарового звездного скопления.

          В большинстве исследований спектров галактик применяется электронный детектор, который с высокой точностью измеряет интенсивность спектра в большом числе разных длин волн. Наблюдательные данные при помощи ЭВМ сравниваются с моделями, предполагающими различные комбинации звезд разных типов и разного химического состава. При достаточном числе типов звезд и различных значений интенсивностей линий химических элементов становится возможным получение хорошего модельного приближения, позволяющего довольно точно определять параметры звезд галактики. Например, если взять галактику М31 (глава 8), то из параметров многих линий ясно, что ее спектр составной. В голубой части спектра выделяются линии водорода, в то время как в инфракрасной области присутствуют полосы окиси титана, что означает наличие как звезд горячее Солнца, дающих сильные водородные линии, так и звезд значительно холоднее Солнца с молекулами окиси титана. В то же время должно быть много звезд, более или менее похожих на Солнце, из-за наличия сильной линии магния в зеленой и линий циана в голубой частях спектра. Однако звездная смесь в М31 сильно отличается от смеси в окрестностях Солнца. В М31 намного больше слабых красных звезд, чем в нашей Галактике в окрестностях Солнца. Показателем этого различия является отяошение массы в единичном объеме к его полной светимости, выраженное в солнечных единицах. Отношение массы к светимости в окрестностях Солнца примерно равно M/L = 0,7, в то время как расчеты дают для ядра М31 значение около 20.

          Рассмотрим в качестве типичного примера эллиптической галактики, у которой обнаружено излучение газа, NGC 4278 - галактику типа Е1 в скоплении галактик в Деве (рис. 19). На спектpax, полученных таким образом, чтобы можно было наблюдать на разных расстояниях от центра дисперсии скоростей и интенсивности эмиссионных линий, эмиссионные линии наклонены из-за вращения газового облака. Они исключительно широкие в центре по причине больших турбулентных скоростей, что придает линиям в спектре форму ромба. Результаты подробных измерений показывают, что разброс скоростей в центре галактики составляет около 700 километров в секунду. Распределение газа вокруг ядра почти круговое. Турбулентная скорость уменьшается наружу и становится почти нулевой там, где исчезает эмиссионная линия. Диаметр газового облака около 200 парсеков, что больше типичной области HII, но не превосходит крупнейшие такие области в спиральных и неправильных галактиках. При удалении от центра наружу скорость меняется примерно на 1,5 километра в секунду на парсек. Линия ионизованного кислорода 3727 A в 10 раз интенсивнее других линий. Сравнение относительных интенсивностей различных линий говорит о сходстве облака с типичной областью НII, такой как Туманность Ориона в нашей Галактике. Если предположить, что температура газового облака тоже близка к температуре диффузной туманности в Млечном Пути (около 10 000 К), то из интенсивностей линий можно вычислить, что отношение содержания водорода к содержанию кислорода очень близко к солнечному. Так как турбулентные движения должны за относительно короткое время затухать, то каким-то образом должна осуществляться непрерывная подпитка газа энергией. Общая масса газа, вычисленная по его плотности и размерам облака, примерно равна 100 000 масс Солнца. Мы не знаем, что ионизовало газ. Возможно, высокая дисперсия скоростей приводит к рассеянию достаточного количества энергии для поддержания газа в ионизованном состоянии, или, может быть, имеется несколько горячих голубых звезд с достаточно мощным ультрафиолетовым излучением для ионизации газа и придания ему турбулентного движения. Скорее всего, газовое облако состоит из газа, выброшенною эволюционирующими звездами, который упал к центру галактики.

          Обзоры спиральных и неправильных галактик показывают, что все они содержат газ - как нейтральный водород, так и облака возбужденного газа (фото XVI). У галактик типа Sa самые слабые эмиссионные линии, а у неправильных - самые сильные линии и наибольшее отношение газа к звездам. Доля газа в галактиках монотонно уменьшается при переходе от галактик типа Irr и Sc к Sa-галактикам. Более того, распределение газа также зависит от типа галактики. В спиральных галактиках типа Sa и Sb газ часто заключен в кольце, но в неправильных галактиках и галактиках типа Sc газ распределен по всей звездной системе (фото XVII и XVIII). Галактики типа SBc и SBb содержат большие количества ионизованного газа в ядре, в то время как это имеет место лишь для немногих Sb и Sc галактик. Как правило, спектры указывают на физические условия, аналогичные условиям в нормальных эмиссионных туманностях в нашей Галактике, с температурами около 10 000 К и электронной плотностью меньше примерно 1000 на кубический сантиметр. Отношение интенсивности водородных линий к интенсивности линий других элементов, таких как азот, уменьшается к центру галактики. Это, по-видимому, вызвано скорее уменьшением отношения содержания водорода к содержанию азота, чем изменением электронной температуры, но могут быть замешаны и другие эффекты.

          Существуют три способа использования радиотелескопов для изучения газа в галактиках. Если настроить радиотелескоп на длину волны 21 см, то можно регистрировать и картографировать распределение холодного нейтрального водорода в галактике. Спиральные галактики содержат значительные количества этого газа, распределенного относительно равномерно среди звезд. Этот газ часто простирается далеко за пределы самых далеких видимых звезд, образуя большую плоскую газовую оболочку с центром в звездной галактике.

          Другой способ обнаружения газа при помощи радиотелескопа состоит в поиске радиоизлучения от горячих областей HII. Любое горячее газовое облако излучает радиоволны, но вместо того. чтобы излучать только в одной определенной длине волны (излучение в линии), оно излучает во всех длинах волн, и это называется излучением в континууме. Чем больше и горячее газовое облако, тем больше оно излучает в радиоконтинууме. Для многих близких спиральных и неправильных галактик можно построить карты этих горячих газовых облаков, устанавливая места концентрации в них возбужденного газа.

          Наконец, третий способ изучения в радиодиапазоне газа в галактиках состоит в наблюдении излучения частиц высокой энергии. Оно отличается от обычного излучения газа необычным спектральным распределением. Это излучение называется синхротронным излучением и наблюдается лишь при особых условиях, предполагающих взрывные или другие бурные события - вроде тех, что наблюдаются в возмущенных галактиках (главы 11 и 12).

          Распределение областей HII. На фотографиях или электронных изображениях галактик, полученных с фильтрами, выделяющими эмиссионные линии газообразного водорода, видно распределение областей HII. Самой заметной особенностью распределения HII в спиральных галактиках является их преимущественная конденсация в спиральных рукавах. Однако они существуют не только исключительно там. Есть места, как, например, во внутренней части одного из спиральных рукавов M 33, где области HII занимают узкую полосу вдоль внутреннего края рукава, но обычно они распределены вдоль всей структуры рукава, а также (особенно в галактиках с менее совершенно очерченными рукавами) между рукавами.

          Максимальная плотность областей HII в спиральных галактиках наблюдается на расстоянии от центра около одной трети расстояния до края галактики. Областей HII обычно мало в центрах многих спиральных галактик - особенно галактик типа Sa и Sb, а также в самых внешних рукавах. Например, в М31. области HII заключены в кольцеобразной области вблизи того места, где рукава начинают преобладать над эллиптическим компонентом галактики (см. также в разделе "Газ").

          Галактики, и которых изучено распределение HI и HII. разнообразны. В отличие от M31, у которой пики нейтрального водорода и областей HII находятся примерно в одних и тех же местах, у большинства галактик наблюдается заметное различие положений максимальной плотности нейтрального водорода и максимальной плотности HII. Пик нейтрального газа обычно расположен дальше от центра. Это может быть результатом того, как газ конденсировался в звезды на протяжении жизни галактики: возможно, большая часть эффективного звездообразования происходит вблизи центра галактики и степень полноты конденсации газа в звезды с удалением от центра падает.

          У неправильных галактик наблюдается довольно хаотическое распределение нейтрального водорода во всем видимом объеме. Например, в Магеллановых Облаках можно видеть концентрации нейтрального водорода в пределах отдельных звездных ассоциаций и даже звездных скоплений. Радионаблюдения в континууме позволили радиоастрономам обнаружить как тепловые радиоисточники, вроде областей HII, так и нетепловые радиоисточники - такие, как остатки сверхновых - во многих ближайших галактиках.

          Другой способ исследования пыли в галактиках состоит в изучении пылевых полос, .видимых в проекции на аморфном фоне галактики. У некоторых галактик, особенно у видимых почти с ребра, такие полосы очень заметны (фото XIX). Они ясно свидетельствуют о том, что пыль широко распространена в спиральных узорах большинства спиральных галактик и сильно концентрируется в большинстве случаев к галактической плоскости.

          Посмотрим на пыль в спиральных рукавах галактики NGC 5194. Эта галактика типа Sc находится перед спутником типа Irr II - NGC 5195 (фото XX). Один из рукавов пересекает половину изображения NGC 5195 и пыль в рукаве хорошо видна - как пересекающая меньшую галактику полоса поглощения. Так как NGC 5195 относительно симметричный объект, то можно измерить полное поглощение, вызванное пылью наложенного спирального рукава: цвет галактики прямо за пылью аномально красный и яркость аномально низкая. Избыточное покраснение почти пропорционально общей величине поглощения. Кроме того, пыль распределена на более обширной области, чем ярчайшая часть спирального рукава. Наиболее заметна пыль во внутренних частях спирального рукава, что наблюдается и в других галактиках. Полное поглощение, вызванное пылью, составляет около 0,4 величины - того же порядка, что и толщина слоя пыли, обнаруженная в местном спиральном рукаве нашей Галактики.

          (1) В галактиках в основном обнаруживаются три типа групп звезд. Звездные ассоциации представляют собой слабо связанные молодые группировки недавно образовавшихся звезд, которые бросаются в глаза благодаря их очень высокой светимости и температуре. Рассеянные скопления - это более компактные группы меньших размеров, относительно устойчивые и имеющие разнообразные возрасты. Шаровые скопления - это большие богатые скопления высокой светимости, все очень старые и обычно содержащие самые старые из известных звезд в галактике.