Звезды обращаются вокруг центра Галактики с разными скоростями и, например, короткопериодические цефеиды отстают от Солнца на 100 км за каждую секунду! Движение нашей Солнечной системы со скоростью 20 км в секунду в направлении к созвездию Лиры — это ее движение внутри нашего звездного облака или Местной системы. Оно мало и не мешает нам вместе со всей Местной системой обращаться вокруг галактического центра.
Расположение невидимого нейтрального газа можно установить во всем объеме Галактики. При этом очень важно следующее. В галактической плоскости оптические исследования ограничиваются поглощением света в космической пыли. Это поглощение для радиоизлучения практически отсутствует, в радиолучах Галактика прозрачна. С другой стороны, доплеровские смещения водородных линий с λ=21 см от облаков, лежащих на разных расстояниях от нас и движущихся с разной скоростью, позволяют эти линии изучать раздельно. В результате нейтральный водород, не в пример туманностям и звездам, можно изучать до самых удаленных областей Галактики.
Исследования распределения газа в Галактике показали, что в длинных уплотненных волокнах шириной около 200 парсек средняя концентрация водорода — 1 атом в 1 см3, а между ними она раз в 10 меньше.
В центральной области Галактики масса газа составляет ничтожную долю от массы звезд, но на периферии его масса равна примерно 15 %, так как там звездная плотность падает. В целом масса газа составляет около 1–2 % от массы Галактики, остальное приходится на звезды. Более 90 % межзвездного водорода находится в нейтральном состоянии. Ионизован он лишь там, где много горячих гигантов, что бывает в основном в средних частях спиральных галактик. В нашей Галактике доля ионизованного водорода достигает 40 % на расстояниях между 3000 и 3500 парсек от центра.
Следовало ожидать, что в связи с этим светлые газовые диффузные туманности расположены там, где проходят волокна уплотненного нейтрального водорода. Ожидалось также, по аналогии с другими спиральными галактиками, что и светлые туманности, и нейтральный водород, и горячие звезды, в частности, скопления их, должны обрисовывать спиральные ветви нашей Галактики.
Такие сопоставления малоубедительны ввиду значительного произвола в объединении объектов в спиральные ветви. Основное расхождение состоит, объективно говоря, в том, что найденные волокна нейтрального водорода образуют скорее окружности, чем спирали. Мы полагаем, что расстояния до оптических объектов этого типа установлены еще ненадежно, как и расстояния до облаков нейтрального водорода, выведенные по экстраполяции закона вращения Галактики.
Спиральные галактики бывают и с широко открытыми двумя-четырьмя спиральными ветвями и со многими ветвями или с почти концентрическими дугами. Возможно, что наша Галактика принадлежит к последнему виду: ее спиральные рукава или сильно ветвятся или состоят из бесчисленных коротких дуг. Тогда понятно, что обрывки этих образований трудно уложить в правильные схематические кривые, каких у реальных галактик почти не бывает.
Голландские астрономы установили существование в центре Галактики диска толщиной около 130 и радиусом около 400 парсек. Он вращается со скоростью около 200 км/сек на периферии. На расстоянии 300 парсек от центра они же нашли кольцо, или часть спирали, удаляющуюся от центра со скоростью около 50 км/сек. Кроме того, найдено, что слой межзвездного газа имеет перекос относительно плоскости Галактики, будучи приподнят в направлении к Магеллановым Облакам и опущен в противоположном направлении. Вероятно, это объясняется эффектом влияния этих небольших неправильных галактик (наших спутников) на газовый слой нашей Галактики. Подобные явления перекоса мы обнаружили еще раньше в некоторых парах других галактик.
Радионаблюдения позволили установить и температуру межзвездного газа по интенсивности линии 21 см в слоях, где он достаточно непрозрачен и излучает как черное тело. Была найдена температура излучения в 125°К вместо 10–15° К, как считали раньше. Предполагают, что столкновения облаков ведут к их нагреву до 3000°, после чего происходит охлаждение до 25° К, так что температура разных облаков весьма различна.
В итоге всех исследований можно сказать, что в нашей Галактике космической пыли раз в 10 меньше, чем диффузного газа.
Вскоре после изобретения телескопа внимание наблюдателей привлекли многочисленные светлые пятна туманного вида, так и названные туманностями, видимые неизменно в одних и те же местах в разных созвездиях. Их заносили в каталоги, но главным образом с чувством досады на то, что они мешают открывать кометы, имеющие вид таких же туманностей, но отличающиеся своим перемещением на фоне звездного неба, подобно планетам.
Первый такой каталог составил в XVIII веке француз Мессье. По этому каталогу, включающему около сотни объектов, туманности и звездные скопления обозначаются номерами после буквы М. Например, шаровое скопление в Геркулесе М 13, большая туманность в Андромеде М 31, в Треугольнике М 33. О другом подобном каталоге (NGC) мы говорили ранее (стр. 567). С помощью светосильных телескопов Вильям Гершель и его сын Джон, а затем Росс (тоже в Англии) открыли множество таких туманных пятен, а к концу прошлого века у некоторых из них Россом была обнаружена спиральная форма. В таких спиральных туманностях из туманного ядра, более яркого к центру, выходят ветви или рукава, закручивающиеся вокруг ядра по спирали подобно часовой пружине. Что представляют они собой, — долго гадали, пока в 1924 г. Хабблу не удалось получить с помощью крупнейшего в то время телескопа исключительно резкие фотографии спиральных туманностей. Края этих туманностей оказались состоящими из множества чрезвычайно слабых звезд — туманность, как говорят, была разрешена на звезды. Стало ясно, что ближе к центру сплошное туманное сияние получается лишь вследствие слияния для нас в одну сплошную массу мириад звезд, расположенных очень тесно. Эти фотографии сразу показали, что перед нами не облака пыли, светящие отраженным светом, и не облака разреженного газа, а чрезвычайно далекие звездные системы, в которых звезд несравненно больше, чем в шаровых звездных скоплениях.
Те маленькие спиральные туманности, которые еще не разрешены на звезды, несомненно, такие же звездные системы, только слишком далекие от нас, чтобы их структуру могли различить современные телескопы.
В 1944 г. Бааде удалось разрешить на звезды и центральную часть спиральной туманности в Андромеде М 31 и две небольшие туманности эллиптической формы — ее соседки. До этого многие допускали, что эллиптические туманности и центральные части спиральных туманностей состоят не из звезд, а из газа или космической пыли.
Спектры подтверждают звездную природу ядер эллиптических и спиральных туманностей. Это спектры, очень похожие на спектр Солнца, показывающие, что большинство звезд в них — желтые и красные. Спиральные ветви состоят из более горячих белых звезд. По смещению темных линий в спектрах спиральных туманностей можно было определить скорости их движения. Как целое, они движутся со скоростями в сотни километров в секунду.
Окончательно природа спиральных туманностей вскрылась, когда в них на упомянутых фотографиях были найдены и цефеиды, и долгопериодические переменные, и яркие голубоватые звезды. Позднее открыли в спиральной туманности Андромеды шаровые звездные скопления, вполне подобные скоплениям нашей Галактики, но вследствие их дальности едва отличимые по своему виду от ярких звезд. Были открыты в спиральных туманностях и огромные клочья разреженного газа, дающие спектр из ярких линий и опять-таки подобные тем, какие кое-где встречаются в межзвездном пространстве внутри Галактики. Выяснилось, что в шаровых звездных скоплениях, а также в эллиптических звездных системах составляющие их звезды образуют другую диаграмму спектр — светимость, чем та, о которой мы говорили раньше и которая относится к звездам, составляющим спиральные ветви и неправильные, клочковатые звездные системы типа Магеллановых Облаков. Они видны невооруженным глазом и похожи на обрывки Млечного Пути.
Точнее всего расстояния, а следовательно, и размеры, определяются по видимому блеску цефеид, когда последние наблюдаются в данной галактике. Это возможно сделать только для ближайших галактик. До более далеких галактик расстояние определяют по видимому блеску находящихся в них наиболее ярких звезд-сверхгигантов. В эллиптических галактиках, похожих по виду на шаровые скопления нашей Галактики, но только гигантских размеров, звезд-сверхгигантов нет.
Из эллиптических галактик интересна самая яркая и большая галактика М 87, главная в скоплении галактик в Деве. Эта гигантская галактика имеет свиту из нескольких сотен шаровых звездных скоплений, которые на фотографии, ввиду их дальности, с трудом отличимы от звезд. С другой стороны, эллиптические галактики — спутники большой спирали в Андромеде (М 31) — гораздо меньше, чем М 87. Недавно открыты карликовые эллиптические галактики, лишь в несколько раз более крупные и яркие, чем типичное шаровое скопление.
Большинство галактик так далеки, что в них отдельных звезд не видно. Поэтому названные выше способы определения расстояний к ним неприменимы. В то же время светимости и линейные размеры галактик так разнообразны, что ни их видимый угловой диаметр, ни их видимый блеск не могут служить мерой расстояния. Расстояния до них оценивают по удивительному свойству совокупности всех галактик, открытому Хабблом.
По изучению галактик с уже известными расстояниями и скоростями движения по лучу зрения выяснилось, что линии их спектра смещены