Создание ОГК – Space Engine. Галактики. Виды галактик во Вселенной

> Эволюция галактик

Рождение и эволюция галактик : стадии развития от Большого Взрыва, формирование, слияние, смерть, схема эллиптических и спиральных галактик, фото Хаббла, видео.

Если вам повезет с погодными условиями, то можете с легкостью любоваться всей красотой Млечного Пути. Многие века ученые не отрывали глаз от ночного неба, осознавая, что – лишь крошечная деталь, которыми усеяна Вселенная. С появлением новых технологий стало ясно, что и галактика – это не конец всему, ведь он является одним из миллиардов галактик.

Огромный сдвиг в знаниях произошел с обнаружением относительности и скорости света. Ведь это позволило понять, что мы видим не просто космическую даль, а как бы оглядываемся в прошлое. Когда перед вами возникает объект в миллиарде световых лет, вы видите его таким, каким он был миллиард лет назад. Эта «машина времени» помогла познакомиться с галактической эволюцией .

Все объекты берут свое начало от Большого Взрыва, разрастаясь и меняясь со временем. Этот процесс все еще окутан легкой дымкой таинственности, поэтому манит ученых.

Первая стадия эволюции галактики - формирование

С чего начинается эволюция галактики? Вселенская материя появилась 13.8 миллиардов лет назад в момент Большого Взрыва. В тот временной отрезок она была настолько упакована и сжата, что представляла собою небольшой шар с неисчислимой плотностью и интенсивным теплом – сингулярность. Внезапно запустился процесс расширения, и сингулярность стала увеличивать свои «границы».

Чем больше Вселенная расширялась, тем сильнее остывала. Поэтому у материи появилась возможность распределиться практически равномерно. Дальше гравитация стала притягивать плотные области, накапливая газовые облака и большие скопления, которые и стали древними галактиками (родились первые звезды). Некоторые из них были маленькими и трансформировались в карликовые галактики, другие (покрупнее) – спиральные.

Вторая стадия эволюции галактики - слияние

Проследим дальнейшее развитие галактик. Полноценные галактики объединялись в группы, скопления и . В масштабах родной группы они могли подойти на достаточно близкое расстояние, чтобы запустить процесс слияния. Результат всегда зависит от массы.

В стандартном сценарии маленькие присоединяются к крупным («съедаются»). Не так давно и Млечный Путь «пообедал» несколькими карликовыми галактиками, присоединив их звезды к себе. Интересно наблюдать за столкновением одинаково крупных галактик, которые в конце трансформируются в гигантские эллиптические типы.

Две галактики сплелись в своем "смертельном танце"

В момент галактического столкновения их спиральная структура рушится, поэтому позволяет перейти на новый уровень. Эллиптические считаются крупнейшими в своем виде. Кроме того, при слиянии увеличиваются и центральные сверхмассивные черные дыры.

Правда, здесь стоит отметить, что не во всех случаях все заканчивается появлением эллиптической галактики. Полагают, что некий контакт уже сейчас происходит между нашей галактикой и . Даже больше, оказывается, что Карликовая галактика в Большом Псе уже стала частью Млечного Пути.

Хотя сам процесс слияния воспринимается как нечто серьезное, звезды расположены на больших дистанциях, поэтому катастрофические взрывы и столкновения бывают редко. Но в этом процессе формируются волны ударной гравитации, которые приводят к появлению новых звезд. Это то, чего стоит ожидать через 4 миллиарда лет, когда Млечный Путь и столкнутся.

Третья стадия эволюции галактики - гибель

Эволюция галактики однажды завершится, ведь у всего есть начало и конец. Приходит время, когда в галактике заканчивается пыль и газ. А ведь это главный материал для появления новых звезд. Миллиарды лет активность замедляется, пока все не остановится полностью. Но это еще не смерть, так как галактика способна найти соседа и слиться с ним, чтобы запустить новый процесс.

Полагают, что Млечный Путь истратил большую часть «звездного топлива» и теперь замедляет свою активность. Звезды вроде Солнца живут примерно 10 миллиардов лет. Но карлики способны продержаться до нескольких триллионов. Переживать не стоит, ведь столкновение Млечного Пути с Андромедой продлит существование нашей галактики.

По прогнозам, однажды все галактики в этом участке объединятся в одного эллиптического гиганта. Ученые могут наблюдать подобный результат уже сейчас (например, ). Эти галактики уже исчерпали газовые запасы. В итоге, звезды постепенно будут отдаляться, пока все пространство не достигнет фоновой температуры.

Когда у нашей галактики закончатся соседи, то она присоединится к той же участи. Сама же галактическая эволюция длится больше миллиарда лет и пока до конца еще очень далеко.

Эволюция галактик

Чтобы глубже вникнуть в процесс эволюции галактик, посмотрите интересно видео. Астрофизик Анатолий Засов о различии близких и далеких галактик, трансформации и пределе их возраста:

В середине прошлого века состоятельный любитель астрономии лорд Росс построил собственный телескоп, который и в наше время мог бы считаться весьма крупным - диаметр его зеркального объектива составлял 180 см. Телескоп позволил обнаружить на небе большое количество неизвестных ранее туманных пятен, многие из которых, как мы теперь знаем, являются далекими галактиками.

Наблюдая одну из туманностей в созвездии Гончих Псов (М51, по каталогу Мессье), Росс неожиданно об­наружил, что она вовсе не бесформенна, а имеет инте­ресную структуру: две нечеткие бледные полоски как бы исходят из центрального сгущения и закручиваются в одну сторону по спирали. Так впервые была открыта спиральная структура галактик. Галактики, обладаю­щие такой структурой, получили название спиральных.

Заметим, что М51 и сейчас считается одной из ин­тереснейших галактик. На небе она находится неда­леко от ковша Большой Медведицы, и наблюдать ее наиболее яркую центральную часть можно даже в не­большой телескоп.

В начале XX в. научились получать фотографии га­лактик. Фотографическая эмульсия, как известно, обла­дает бесценным свойством накапливать действие па­дающего на нее света. То, что при визуальных наблю­дениях выглядит бледным, едва заметным пятном, на фотографии может предстать ясным четким изображе­нием галактики со сложной внутренней структурой.

Спиральные ветви обнаружились на фотографиях большинства наблюдаемых галактик. К числу спираль­ных принадлежит и туманность Андромеды, и наша Га­лактика. Спиральные галактики обычно обозначаются буквами Sa, Sb и Sc (рис. 2). Причем маленькие буквы а, b, с характеризуют степень развития спиральной структуры: Sa - спиральные ветви гладкие, туго обхва­тывающие большую яркую и бесструктурную область в центре галактики (ядро); Sc - спиральные ветви дале­ко отходят от небольшого по размерам ядра, неровные, клочковатые, подчас разбивающиеся на отдельные яр­кие сгустки; Sb - ветви с промежуточными характери­стиками (см. фотографии на рис. 3).

В некоторых галактиках спирали начинаются как бы от концов толстого прямого звездного рукава - «ба­ра», расположенного в центре галактики. Такие галак­тики называются спиральными с перемычкой и их обо­значают SBa, SBb или SBc.

Но далеко не все галактики обладают спиральной структурой. Многие галактики имеют на фотографии форму кругов или эллипсов с расплывчатыми очерта­ниями и сильной концентрацией яркости к центру. Это так называемые эллиптические галактики. Их обычно обозначают буквой Е. И если невозможно найти две одинаковые спиральные галактики - у каждой свой, подчас очень сложный рисунок ветвей, то эллиптиче­ские галактики часто практически неотличимы друг от друга по форме.

Эллиптические галактики могут иметь различную степень сплюснутости. Для ее учета часто за буквой Е пишут цифру, которую определяют следующим обра­зом. Пусть галактика выглядит как эллипс с большой осью а и малой осью 6; тогда цифра, характеризующая сплюснутость, - это округленная до целого числа дробь 10 (а- b )/а. Цифра 0 соответствует «круглой» га­лактике, 6 - сильно сплюснутой. Эллиптические галак­тики, сплюснутость которых характеризовалась бы циф­рами, большими 6, не наблюдаются.

Между типами S и Е в классификационной после­довательности располагаются так называемые линзовидные галактики (они обозначаются как S0), но о них мы расскажем несколько позже.

Существуют также галактики, которые не имеют ни спиральных ветвей, ни эллиптических или близких к ним очертаний. Пример тому-ближайшие к нам га­лактики - БМО и ММО. Подобные галактики облада­ют неправильной, асимметричной формой, потому и по­лучили название «неправильные» (обозначаются Ir).

Мы описали наиболее широко распространенную, хотя и довольно приближенную классификацию наблю­даемых форм галактик. Сразу же заметим: не для всех галактик она годится, так как слишком многообразны по внешнему виду могут быть звездные острова. Но мы пока ограничимся рассмотрением этих трех типов, объ­единяющих абсолютное большинство наблюдаемых галактик: эллиптические Е, спиральные S, неправиль­ные Ir.

Чем вызвано различие этих типов галактик по их внешнему виду? Чем галактики этих типов физически отличаются друг от друга? Почему вообще галактики бывают такими непохожими одна на другую? Над ре­шением этих вопросов работают сейчас ученые.

Довольно быстро было установлено, что галактики различных типов отличаются по цвету.

Глаз человека не различает цветовые оттенки, если объекты наблюдений имеют нпзкую яркость (как, на­пример, галактики). Да и невозможно получить объ­ективные и точные глазомерные оценки цвета, даже если исследовать яркий источник. В астрономической практике для измерения цвета обычно фотографируют объект через два или несколько светофильтров. После этого по специальной методике, которой мы здесь ка­саться не будем, измеряя степень почернения изобра­жения на негативах, получают количественную оценку цвета объекта, так называемый показатель цвета.

Измерив цвета галактик различного типа, астроно­мы выявили следующую закономерность: при переходе от Е- к S- и далее к Ir-галактикам их цвет системати­чески становился все более и более голубым. О чем это может говорить? Видимо, о том, что у галактик различен звездный состав - ведь цвет галактик опре­деляется цветом и светимостью составляющих их звезд.

Итак, галактики отличаются своим внешним видом, размерами, звездным составом (цветом). Они также различаются по массе, количеству межзвездного газа и другим характеристикам. Однако многие галактики объединяет и нечто общее. Это - их строение, основные особенности структуры.

Рассмотрим, к примеру, структуру спиральных га­лактик. Мы видим их как пятна с круглыми или эл­липтическими очертаниями, внутри которых прослежи­вается спиральная структура. По одному их только изображению ничего нельзя сказать об их пространст­венной форме. Когда хотят ее определить, скажем, у торного хребта или недоступной горы, делают стереофотоснимок - фотографируют объект (например, с са­молета) в двух ракурсах. Но сделать стереоснимок га­лактик мы, к сожалению, никогда не сможем - слиш­ком велики до них расстояния.

Изучению пространственной структуры помогает статистика - ведь мы наблюдаем не одну, а много га­лактик, по разному относительно нас ориентированных в пространстве. Статистический анализ наблюдений по­казал, что спиральные галактики - сплюснутые и в большинстве своем осесимметричные образования (правда, расположение отдельных ярких участков мо­жет нарушать эту симметрию).

Структура галактики особенно хорошо заметна, когда мы наблюдаем ее «с ребра». Тогда в ней ясно видны звездный диск и утолщение в центре (рис. 3).

Диск в большинстве спиральных галактик - их са­мая массивная часть. Он включает в себя преобладаю­щую массу звезд и дает основной вклад в свечение га­лактики. Толщина диска обычно составляет сотни пар­сек. На фотографиях те галактики, что повернуты к нам ребром, кажутся пересеченными темной неровной полоской, идущей вдоль диска. Это - следы межзвезд­ной пыли. На примере нашей Галактики мы знаем, что в межзвездном пространстве газ перемешан с пылью. Газа примерно в 100 раз больше, чем пыли, но он про­зрачен и поэтому не задерживает свет звезд. Иное де­ло - пыль. Из-за нее далекие звезды в направлении Млечного Пути мы видим сильно ослабевшими и по­красневшими. Млечный Путь - это наиболее яркая, близкая к плоскости нашей Галактики область звезд­ного диска. Даже невооруженным глазом заметно, что его очертания очень неровны. В созвездии Лебедя Млечный Путь даже раздваивается на два рукава. Все это - результат проекции на Млечный Путь облаков межзвездной среды, содержащих пыль. И поэтому если бы мы могли наблюдать диск нашей Галактики со сто­роны, «с ребра» (а где-нибудь кто-то наверняка его так наблюдает), то также видели бы его пересеченным темной полосой.

Газо-пылевой слой по толщине в несколько раз меньше звездного диска (см. рис. 4). Но с газом связаны молодые и горячие звезды, звездные скопления, облака нагретого водорода. Все эти объекты образуют так назы­ваемую плоскую составляющую галактик, изобилующую яркими источниками света, которая располагается внут­ри звездного диска. Спиральные ветви - самое первое, что бросается в глаза на снимках галактик, - также образованы членами плоской составляющей.

Обратимся теперь к утолщению в центральной ча­сти галактик. Его образуют звезды, принадлежащие к так называемой сферической (или, правильнее, сфероидаль­ной) звездной составляющей. В отличие от плоской она не сильно концентрируется к плоскости галактики: по­верхности равной концентрации ее звезд в пространстве представляют собой эллипсоиды вращения с отношением осей от 1:1 до 3: 1. Однако звезды сфероидальной со­ставляющей очень сильно концентрируются к центру галактики, вблизи которого их плотность особенно велика.

Итак, плоская составляющая со спиральными ветвя­ми, яркими звездами, газом и пылью, массивный звезд­ный диск и сфероидальная составляющая - это элемен­ты структуры спиральных галактик. В разных галак­тиках относительный вклад их в общую светимость различен. Как правило, от Е- к S- и далее - к Ir-галак­тикам уменьшается вклад сфероидальной и растет яр­кость плоской составляющей, которая богата молоды­ми горячими звездами.

Различные составляющие галактик имеют свойствен­ный только им закон уменьшения яркости от центра галактики к ее краю. Яркость звездного диска (вместе с плоской составляющей) / почти всегда связана с рас­стоянием от центра R простым экспоненциальным за­коном: I 1 = Ae — Bk , или lnI 1 =А 1 -B 1 R , где А , А 1 и В, В 1 - величины, постоянные для данной галактики.

Для эллиптической галактики зависимость наблю­даемой яркости от расстояния до центра I 2 (R ) имеет приблизительно такой вид: lnI 2 = C-DR l /4 ; здесь С и D - также постоянные величины (различные, конечно, для разных галактик). Очень важно, что такая же за­висимость характерна и для яркости сфероидальных со­ставляющих спиральных (а возможно, и для неправиль­ных) галактик. Отсюда следует такой вывод: спираль­ные галактики по своей структуре отличаются от эллип­тических только тем, что имеют звездные диски со спи­ральными ветвями. Если же мысленно убрать у них звездный диск, то перед нами окажется обычная эллип­тическая галактика.

Интересно, что в природе много и таких галактик, у которых есть и сфероидальная составляющая и диск, но отсутствует плоская составляющая, т. е. молодые горячие звезды или спиральные ветви. Такие галактики выглядят осесимметричными образованиями, очень по­хожими на эллиптические, и лишь по тому, каким за­коном описывается падение их яркости к краю, можно узнать о наличии в них звездного диска. Это - уже упо­минавшиеся линзовидные галактики S0. На классифи­кационной схеме их помещают между спиральными и эллиптическими галактиками - у них есть сходство и с теми и с другими.

В табл. 3 просуммировано все вышесказанное о структуре галактик различных типов. Знаки «+» или «-» в ней указывают на наличие или отсутствие тех или иных элементов структуры галактики.

Из табл. 3 видно, что строение галактик, в общем-то, сходно: они содержат те же элементы структуры, однако относительная доля массы, приходящаяся на различные компоненты ее структуры, меняется в ши­роких пределах от галактики к галактике. Но вместе с этим, как оказалось, меняются и свойства так назы­ваемого звездного населения галактик, к рассказу о котором мы переходим.

Это руководство описывает, как добавить галактику, звёздное скопление или туманность в SpaceEngine. Прежде чем продолжить, рекомендуем прочитать .

Галактики, звёздные скопления и туманности имеют почти одинаковый формат файлов каталога. Они хранятся в виртуальных папках */catalogs/galaxies/ , */catalogs/clusters/ и */catalogs/nebuale/ , соответственно. Чтобы добавить новый объект, создайте sc-файл в необходимой подпапке папки addons , и наберите код в нём (см. ниже). Один sc-файл может содержать код многих объектов.

Кроме того, для галактик или туманностей можно создать свои 3D модели. Иначе SpaceEngine будет использовать одну из стандартных моделей, назначив её на основе типа галактики или туманности. Вы можете сделать свою модель и назначить её определённой галактике/туманности, или же позволить SE назначать её процедурно всем галактикам/туманностям определённого типа (например, галактикам типа “Sa”). Также можно модифицировать стандартные модели.

Примечание: текущая версия SpaceEngine не поддерживает процедурную генерацию галактик и туманностей, поэтому все галактики/туманности используют одну из стандартных моделей. Если вы создали несколько новых моделей и назначили их типам галактик/туманностей, то часть этих объектов в SpaceEngine будет использовать ваши модели.

Большинство галактик в стандартной установке SpaceEngine хранятся в csv-файле data/catalogs/ – это каталог галактик NGC/IC, содержащий около 10 000 объектов. Некоторые другие галактики хранятся в нескольких sc-файлах в том же системном pak-файле. Эти системные файлы не должны редактироваться или изменяться каким-либо образом. Если вы хотите обновить галактику, удалить или добавить новую, создайте свой собственный sc или csv файл в папке addons/catalogs/galaxies/ . SpaceEngine поддерживает функции для изменения и удаления галактик и любых других объектов из стандартных каталогов, а так же для добавления новых.

Формат csv для каталогов предназначен для создания больших каталогов с однообразными данными. Он более компактный и загружается быстрее, чем sc, но имеет фиксированный формат. Это просто таблица со значениями, разделёнными запятыми. Формат sc предназначен для описания объектов с любыми возможными типами данных, которые только могут быть использованы в SpaceEngine. Это текстовый скрипт, использующий “теги” для описания галактики и её различных параметров. Сначала мы опишем формат sc файла.

Каталог галактик/звёздных скоплений/туманностей

Галактики, звёздные скопления и туманности имеют очень похожий формат файлов каталога. Они отличается только расположением на диске, именем тега, описывающего объект, и применением нескольких параметров, специфичных только для определённого типа объекта.

Допустим, вы хотите создать новую галактику с именем “MyGalaxy”. Перейдите в папку addons/catalogs/galaxies/ (создайте её, если она не существует) и создайте в ней новый текстовый документ. Переименуйте его в mygalaxy.sc (имя файла не имеет значения, но убедитесь, что он не совпадает с каким-то существующим файлом, иначе ваш файл ). Откройте файл в блокноте и введите такой код:

Galaxy “MyGalaxy”
{

Type “Sb” // хаббловский тип
RA 18.365 // прямое восхождение
Dec -30.1643 // склонение
Dist 86.67e6 // расстояние от Солнца
Radius 21000 // радиус
AbsMagn -21.5 // абсолютная звёздная величина
Quat (-0.9269889 0.2641924 0.03661448 0.2637298) // кватернион ориентации

В каталоге галактик допустимо использовать только эти два тега для добавления нового объекта или изменения старого:
Galaxy “name” { } – добавить/изменить галактику,
Quasar “name” { } – добавить/изменить квазар.
Обратите внимание: в текущей версии SpaceEngine квазары ничем не отличаются от обычных галактик, кроме обозначения в интерфейсе.

Для добавления новой галактики или изменения галактики, которая уже была описана в каталогах, просто опишите в скрипте новый объект (Galaxy или Quasar ) с тем же именем. SpaceEngine обновит старый объект новыми данными (это также можно изменить его тип – из
Galaxy , чтобы Quasar и обратно).

Чтобы добавить новую галактику или изменить галактику, которая уже есть в каталогах SE, просто опишите новый объект (Galaxy или Quasar ) с тем же именем в вашем каталоге галактик. SpaceEngine обновит старую галактику новыми данными (в том числе можно изменить её тип – с Galaxy на Quasar и наоборот).

Звёздные скопления могут быть добавлены/изменены таким же образом. Перейдите в папку addons/catalogs/clusters/ (создайте его, если он не существует) и создайте в ней новый текстовый документ. Переименуйте его в mycluster.sc (имя файла не имеет значения). Откройте его в блокноте и введите такой код:

Cluster “MyCluster”
{

Type “Open” // тип
RA 5.78333333 // прямое восхождение
Dec 16.1166667 // склонение
Dist 1230.9 // расстояние от Солнца
Radius 4.68 // радиус
AbsMagn -3.6 // абсолютная звёздная величина
CenPow 0.5 // степень сгущения звёзд к центру
Age 760 // возраст
NStars 1500 // число звёзд
Color (0.86 0.92 1.00) // цвет звездообразной частицы

Аналогично добавляются/изменяются туманности. Перейдите в папку addons/catalogs/nebulae/ (создайте его, если он не существует) и создайте в ней новый текстовый документ. Переименуйте его в mynebula.sc (имя файла не имеет значения). Откройте его в блокноте и введите такой код:

Nebula “MyNebula”
{

Galaxy “Milky Way” // родительская галактика
Type “Diffuse” // тип
RA 04 46 18 // прямое восхождение
Dec -16 07 36 // склонение
Dist 520.3 // расстояние от Солнца
Radius 3.5 // радиус
AppMagn 5 // визуальная звёздная величина
Quat (-0.3156767 -0.6193562 0.2975453 -0.6543798) // кватернион ориентации

Также можно удалить ранее описанную в каталоге галактику/квазар/скопление/туманность (то есть объект, описанный в каком-то старом файле каталога). Используйте этот параметр в соответствующем sc-файле (т.е. в каталоге галактики, чтобы удалить галактику, и так далее):
Remove “name” – удалить ранее описанный объект.

Параметры скрипта галактики/звёздного скопления/туманности

Здесь мы опишем все параметры, которые могут быть использованы в скриптах для галактик, звёздных скоплений и туманностей. Они очень похожи, хотя некоторые параметры разрешены только для определённого типа объекта. Имейте в виду, что описывать галактики можно только в каталоге галактик, нельзя делать это в каталогах в туманностей или звёздных скоплений. Аналогично – для туманностей и звёздных скоплений. Это было отмечено в руководстве :

каталоги галактик */catalogs/galaxies/*.sc могут содержать только теги Galaxy и Quasar ;
каталоги звёздных скоплений */catalogs/clusters/*.sc могут содержать только тег Cluster ;
каталоги туманностей */catalogs/nebulae/*.sc могут содержать только тег Nebula .

Параметры, общие для всех каталогов

RA – прямое восхождение в часах, в десятичном формате или в формате ЧЧ MM СС.ссс
Dec – склонение в градусах, в десятичном формате или в формате ДД ММ СС.ссс
Dist – расстояние от Солнца в парсекаx.
Параметры RA, Dec и Dist можно настроить в SE в режиме редактирования (см. ниже).

Yaw, Pitch, Roll – ориентация объекта в форме углов Эйлера, или
Axis – ориентация объекта в формате ось-угол, или
Quat – кватернион ориентации объекта.
Параметры ориентации можно настроить в SE в режиме редактирования (см. ниже). Если они не указаны, то генерируются процедурно.

Lum, Luminosity – светимость объекта в единицах светимости Солнца, или
AppMagn – видимая (оптическая) звёздная величина объекта, или
AbsMagn – абсолютная (оптическая) звёздная величина объекта.

Radius – радиус объекта в парсеках.

Type – морфологический тип объекта.
В каталоге галактики это морфологический тип Хаббла . Допустимые типы:
“E0”, “E1”, “E2”, “Е3”, “Е4”, “E5”, “E6”, “Е7” – эллиптические галактики;
“S0” – линзовидные галактики;
“Sa”, “Sb”, “Sc”, “Sd” – спиральные галактики;
“SBA”, “SBB”, “СБК”, “SBD” – спиральные галактики с перемычкой;
“Irr” – неправильные галактики.
В каталоге туманностей допустимы типы:
“Diffuse” – диффузная туманность;
“Planetary” – планетарная туманность;
“SNR” – остаток сверхновой.
В каталоге звёздных скоплений допустимы типы:
“Globular” – шаровое скопление;
“Open” – рассеянное скопление;
“Kern” – скопление галактического центра (специальный тип, используя для представления центра галактики);
“Part” – часть галактики (специальный тип без звёзд, используя для представления звёздных облаков, таких как M 24 – звёздное облако Стрельца).

Параметры, используемые только в каталоге галактик

ModelBright – общая яркость 3D-модели галактики. Значение по умолчанию – 1.

SolFade true – если указано, генерация процедурных объектов (звёзд, звёздных скоплений и туманностей) вблизи Солнца будет подавлена. Так что при обзоре из Солнечной системы не будет видно процедурных объектов ярче видимой звёздной величины 8.1. Это сделано для того, чтобы предотвратить изменение внешнего вида реальных созвездий при наблюдении из Солнечной системы. Предельные звёздные величины для разных типов объектов можно настроить с помощью параметров StarMaxAppMagn , ClusterMaxAppMagn и NebulaMaxAppMagn в конфиг-файле config/main-user.cfg .

Параметры, используемые только в каталоге звёздных скоплений

Age – возраст звёздного скопления в миллионах лет. Влияет на генерацию процедурных звёзд (более молодые скопления имеют больше голубых звёзд, более старые имеют больше красных гигантов).

CenPow – параметр, который определяет степень “сгущения” звёзд к центру скопления. Большее значение (> 1) делает скопление более концентрированным, меньшее значение (<1) делает скопление более “размазанным”.

NStars – число звёзд в скоплении, используется только для рассеянных скоплений. Чтобы отключить процедурные звезды, укажите ноль: NStars 0 (используется для Плеяд и других скоплений, звёзды которых уже представлены в звёздном каталоге). При генерации модели рассеянного скопления, SpaceEngine суммирует светимость генерируемых звёзд и останавливает генерацию, когда эта сумма достигает светимость скопления. Потому фактическое количество звёзд может быть ниже, чем указано в NStars .

Color – RGB-вектор цвета частицы, которая рендерится вместо модели скопления, когда камера находится далеко от него. Чтобы отключить частицу, задайте чёрный цвет: Color (0 0 0) (полезно для больших или очень близких скоплений). Если не указан, будет генерироваться процедурно.

Параметры, используемые только в каталоге туманностей

Galaxy – имя галактики, к которой принадлежит данное скопление. Пример: Galaxy “Milky Way” . Эта галактика должна существовать в SE.

Использование режима редактирования

Координаты, ориентация и размер объекта можно настроить в SpaceEngine с помощью режима редактирования. Для того, чтобы войти в режим редактирования, дважды нажмите кнопку [*]. В нижней левой части экрана появится подсказка. С помощью комбинаций клавиш, указанных в ней, можно настроить разные параметры выбранного объекта. Значения RA, Dec, расстояния, радиуса и ориентации (Axis и Quat) отображаются в таблице информации об объекте в верхней левой части экрана (не забудьте переключить единицу расстояния на парсеки в меню настроек игрока).

Для того, чтобы точно настроить видимое положение и ориентацию объекта относительно реальных звёзд (используя как образец реальные фотографии с телескопов), делайте корректировки, глядя из Солнечной системы. Перелетите к Солнцу, отцентрируйте камеру на объекте, и используйте телескоп (Shift + левое перетаскивание мышью), чтобы “приблизить” его.

Примечание: изменения не сохраняются в файл скрипта . Необходимо ввести их вручную.

Формат CSV для каталогов галактик

SpaceEngine поддерживает формат csv (Comma-separated variables – значения, разделённые запятыми) для больших каталогов звёзд и галактик. Это обычный текстовый формат описанием одной галактики в каждой строке, значения параметров в ней разделены запятой. В стандартной установке SpaceEngine есть один csv-каталог галактик – data/catalogs/ Catalogs0980.pak/galaxies/NGC-IC.csv , который содержит 10896 галактик, и имеет размер (несжатый) всего 1.3 МБ. Формат csv более компактный, чем sc, но имеет ряд ограничений:
1) Могут быть описаны только галактики, квазары описать невозможно.
2) Описываются только эти параметры: Name, Type, RA, Dec, Dist, AbsMagn, Radius, Quat.

Формат файла прост: первая строка – это заголовок, описывающий имена параметров (через запятую), остальные строки – данные о галакиках (значения соответствующих параметров, также через запятую). Вот пример первых 4 строк из файла NGC-IC.csv :

Name,Type,RA,Dec,Dist,AbsMagn,Radius,Quat.w,Quat.x,Quat.y,Quat.z
NGC 1077-2/NGC 1077B/MCG 7-6-68/ZWG 539.95,SBb,2.76720007,40.093299,171388274,-19.07,12463.208,0.840432,0.534431,0.0164455,0.088246
NGC 1000/MCG 7-6-48/ZWG 539.67/NPM1G +41.78,E0,2.64690011,41.4603005,140145941,-20.13,14269.0703,0.761034,0.552704,-0.274793,-0.199585
IC 275-1/5ZW309,E0,3.01530009,44.3503005,132235717,-18.31,5770.17432,0.760357,0.523453,-0.316721,-0.218042

Обратите внимание, что галактики имя и его тип Хаббл не заключено в кавычки. Допускается отсутствие данных для некоторых параметров: просто оставьте их пустыми. Но запятые, разделяющие параметры, по-прежнему необходимы (пример: ,).

Каталоги в формате csv имеют приоритет над sc-каталогами, т.е. они загружаются первыми. Но затем звёздный калькулятор выполняет слияние/объединение данных для дублирующихся галактик, использую дату модификации файла каталога или pak-файла. Параметр CsvLogLevel в файле конфигурации config/main-user.cfg задаёт уровень протоколирования звёздного калькулятора для всех файлов csv.

Создание 3D моделей галактик и туманностей

Текущая версия SpaceEngine (0.9.8.0) использует спрайты для визуализации 3D моделей галактик и туманностей. Формат моделей очень похож, и скрипты, описывающие их, также очень похожи. Есть много способов создания моделей в SE, но все они сводятся к созданию трёхмерного распределения спрайтов различного размера и цвета. Пользователь может контролировать форму и цвет этого распределения с помощью файлов текстур (изображений) и скрипта, где указывается, как их использовать. Для спиральныех галактик также используется текстура диска высокого разрешения для повышения качества визуализации, когда галактика наблюдается сверху. Методы, предоставляемые SpaceEngine:

• Эллиптические галактики: специальный шейдер трассировки лучей, поэтому 3D-модели для них не нужны.
• Спиральные и линзовидные галактики: метод “галактика”. Требуется RGBA текстура диска высокого разрешения с паттерном пыли в альфа-канале, её уменьшенный вариант (128×128), и RGB текстура распределения голубых звёзд, звёздных скоплений и туманностей в диске.
• Неправильные галактики и туманности: различные способы проецирования текстур. Требуется от одной до шести RGBA текстур, которые представляют собой вид модели с разных сторон (спереди, сверху, слева и так далее). Поддерживаются различные методы генерации 3D распределения спрайтов по этим текстурам (кубический, цилиндрический и т.д.). Используется для имитации реальной формы неправильной галактики или туманности.
• Неправильные галактики и туманности: полностью процедурное распределения спрайтов на основе фрактальных функций. Используется для процедурных неправильных галактик и туманностей.

Для описания модели галактики/туманности, нам нужны фронтальные текстуры или текстуры проекции и скрипт модели. Текстуры галактик хранятся в виртуальной папке */textures/galaxies/ , туманностей – в папке */textures/nebulae/ . Скрипт модели представляет собой файл с расширением *.cfg , расположенный в папке */models/galaxies/ или */models/nebulae/ (для галактик и туманностей, соответственно).

Чтобы добавить новую модель галактики, перейти в папку addons/models/galaxies/ и создате новый текстовый документ там. Переименуйте его в mymodel.sc (имя файла не имеет значения, но убедитесь, что он не совпадает с каким-то существующим файлом, иначе ваш файл ). Откройте файл в блокноте и введите такой код:

GalaxyModel “MyGalaxyModel”
{

UseForObject “MyGalaxy” // имя галактики, для которой эта модель предназначена
UseForType “Sb” // тип галактик, для которых эта модель предназначена

Method “SpiralGalaxy” // метод генерации формы
Radius (1.0 0.2 0.1) // радиус диска, радиус балджа, толщина балджа
BulgeRadius (1 1 1) // размер балджа
BBoxRes (8 8 8) // разрешение octree спрайтов

floatLOD 0 // использовать ли непрерывный LOD (0 = false)
LODbase 1 // база LOD-а

// пути к текстурам
FrontTexture “MyGalaxy.*”
SysTexture “MyGalaxy sys.*”
FrontImage “MyGalaxy small.*”
SideImage “Sa side.*”

// эмиссионных, пылевых спрайтов и спрайтов балджа
emDetailR 1.0
emDetailZ 0.75
absDetailR 2.0
absDetailZ 0.5
bDetailR 0.75
bDetailZ 0.75

// цвет эмиссионных, пылевых спрайтов и спрайтов балджа
absParticleColor (0.0 0.3 0.5)
bParticleColor (1.0 0.9 0.7)

// смещение эмиссионных, пылевых спрайтов и спрайтов балджа
emParticleDispR 0.25
emParticleDispZ 0.25
absParticleDispR 0.25
absParticleDispZ 0.5
bParticleDispR 0.2
bParticleDispZ 0.2

// размер эмиссионных, пылевых спрайтов и спрайтов балджа,
// в центре и на краю модели
emParticleSizeCenter 2.0
emParticleSizeEdge 1.7
absParticleSizeCenter 1.5
absParticleSizeEdge 1.5
bParticleSizeCenter 1.0
bParticleSizeEdge 1.7

// предельная яркость эмиссионных, пылевых спрайтов и спрайтов балджа,
// в центре и на краю модели
emParticleMinBrightCenter 0.5
emParticleMinBrightEdge 0.1
absParticleMinBrightCenter 0.0
absParticleMinBrightEdge 0.1
bParticleMinBrightCenter 1.0
bParticleMinBrightEdge 0.3

// яркость эмиссионных, пылевых спрайтов и спрайтов балджа,
// в центре и на краю модели
emParticleBrightnessCenter 0.1
emParticleBrightnessEdge 0.3
absParticleBrightnessCenter 5.0
absParticleBrightnessEdge 5.0
bParticleBrightnessCenter 0.15
bParticleBrightnessEdge 0.0

Модель туманность описывается таким же образом. Перейдите в папку addons/models/nebulae/ и создайте новый текстовый документ там. Переименуйте его в mymodel.sc (имя файла не имеет значения), откройте его в блокноте и введите такой код:

NebulaModel “MyNebulaModel”
{

UseForObject “MyNebula” // имя туманности, для которой эта модель предназначена
UseForType “Diffuse” // тип туманностей, для которых эта модель предназначена

Method “CubeMap” // метод генерации формы
Position (0 0 0) // смещение спрайтовой модели
Radius (1 1 1) / / масштаб модели по осям
BBoxRes (4 4 4) // разрешение octree спрайтов

floatLOD 1 // использовать ли непрерывный LOD (0 = false)
LODbase 50 // база LOD-а

// пути к текстурам (прим.: текстуры “neg” не используются,
// в этом случае они дублируются текстурами “pos”)
CubePosXImage “MyNebula posx.*”
CubePosYImage “MyNebula posy.*”
CubePosZImage “MyNebula posz.*”

// разрешение модели (множитель количества спрайтов)
// в радиальном и Z-направлениях, соответственно для
// эмиссионных и пылевых спрайтов
emDetailR 1.5
emDetailZ 1.5
absDetailR 1.5
absDetailZ 1.5

// цвет эмиссионных и пылевых спрайтов
emParticleColor (1.0 1.0 1.0)
absParticleColor (0.0 0.1 0.2)

// смещение эмиссионных и пылевых спрайтов
emParticleDispR 0.5
emParticleDispZ 0.5
absParticleDispR 0.5
absParticleDispZ 0.5

// размер эмиссионных и пылевых спрайтов,
// в центре и на краю модели
emParticleSizeCenter 1.0
emParticleSizeEdge 2.0
absParticleSizeCenter 1.0
absParticleSizeEdge 1.0

// предельная яркость эмиссионных и пылевых спрайтов,
// в центре и на краю модели
emParticleMinBrightCenter 0.05
emParticleMinBrightEdge 0.05
absParticleMinBrightCenter 0.1
absParticleMinBrightEdge 0.1

// яркость эмиссионных и пылевых спрайтов,
// в центре и на краю модели
emParticleBrightnessCenter 0.5
emParticleBrightnessEdge 0.5
absParticleBrightnessCenter 1.7
absParticleBrightnessEdge 1.7

// радиус ограничивающей сферы модели и усреднённый цвет,
// обновляются автоматически SpaceEngine
clipRadius 0.928901
sumColor (254 9 4)

Имейте в виду, что вы должны описывать модель галактики в cfg-файле, который расположен в папке */models/galaxies/ , а модель туманности – в cfg-файле в папке */models/nebulae/ . Только эти теги разрешены в соответствующих cfg-файлах:

GalaxyModel “name” {} – добавить/изменять модель галактики в скрипте моделей галактик,
NebulaModel “name” {} – добавить/изменять модель туманности в скрипте моделей туманностей.

В одном cfg-файле можно описать несколько моделей, точно так же как в каталогах астрономических объектов SpaceEngine. Если в cfg-файлах найдены два описания одной и той же модели (теги с одинаковыми именами, например, GalaxyModel “MilkyWay” ), SpaceEngine обновит старый скрипт данными из нового скрипта. Таким образом можно изменить существующую модель, создав новый cfg-файл с описанием этой модели. Примечание: вы должны удалить двоичный файл соответствующей модели из кэша, чтобы применять обновление (см ниже).

Скрипт модели галактики/туманности

UseForObject – определяет, для какого именно объекта предназначена эта модель.
UseForType – определяет, для какого типа объектов предназначена эта модель (процедурных или каталожных, которые не имеют своей уникальной модели).
Возможен один из трёх вариантов:
1) Модель используется только для галактики/туманности, имя которой указано в параметре UseForObject . Параметра UseForType нет. Этот метод используется для специфических объектов, таких как Большое Магелланово облако или объекта Хога, модели которых вы не хотите использовать для других процедурных галактик/туманностей.
2) Модель процедурно назначается галактикам/туманностям, которые не имеют собственных моделей, но имеют тип, указанный в параметре UseForType . Параметра UseForObject нет. Например, если есть несколько моделей с UseForType “SBa” , то все галактики типа “SBa” будет использовать случайным образом одну из этих моделей. Этот метод полезен для “случайных” моделей, сделанных на основе художественных текстур, а не реальных фотографий.
3) Модель используется для галактики/туманности, имя которой указано в параметре UseForObject , а также процедурно назначается для галактикам/туманностям, которые имеют тип, указанный в параметре UseForType .
Необходимо указать по крайней мере один из двух параметров: UseForObject и/или UseForType .

Method – метод генерации трёхмерного распределения спрайтов модели. Возможные значения:
“Cylindrical” – цилиндрическое распределение: боковая текстура задаёт плотность по радиусу ® и высоте (Z), фронтальная текстура задаёт плотность в плоскости XY. Пример: модели галактик LMC и SMC.
“Spherical” – сферическое распределение: фронтальная текстура вращается вокруг оси Y, и, таким образом, устанавливает плотность спрайтов. Пример: модель туманность Owl.
“Flat” – плоский слой спрайтов, плотность определяется фронтальной текстурой.
“EllipticGalaxy” – эллиптическое распределение спрайтов, текстуры не используются. Обратите внимание, что эллиптические галактики в SE отображаются специальным шейдером трассировки лучей, поэтому спрайтовая модель для них не требуется.
“SpiralGalaxy” – спиральная галактика, используется цилиндрический метод для диска, и эллиптическое распределения для балджа. Пример: почти любая модель спиральной и линзовидной галактики.
“CubeMap” – распределение спрайтов задаётся шестью текстурами CubePosXImage … CubePosZImage. Эти текстуры задают проекцию модели на 6 граней куба, описывающего модель. Плотность спрайтов и их цвета получаются кубической интерполяцией между этими текстурами граней. Если какая-то pos/neg текстура не задана, вместо ней используется соответствующая neg/pos текстура (так что должны быть заданы, по крайней мере, 3 текстуры). Пример: модели туманности Carina, Horsehead.
“Diffuse” – процедурное облако-подобное распределение, никаких текстур не требуется. Пример: стандартные модели для процедурных диффузных туманностей “Diff0”, “Diff1”.
“Planetary” – процедурное распределение сферической формы. Пример: стандартные модели для процедурных планетарных туманностей “Plan0”, “Plan1”.
“SNR” – процедурное распределение сферической формы с более тонкими стенками. Пример: стандартные модели для процедурных планетарных туманностей “SNR0”, “SNR1”.

Position, Radius, BulgeRadius – сдвиг и масштабирование модели спрайтов и его частей. BulgeRadius имеет смысл только для моделей галактик.

floatLOD, LODbase – настройки LOD спрайтовой модели.

FrontTexture – фронтальная текстура галактики. Рендерится в виде полупрозрачного текстурированного квадрата в плоскости галактического диска, накладывающегося на спрайтовую модель. Должна иметь паттерн пыли в альфа-канале (см. Создание текстур). RGB каналы задают распределение и цвет эмиссионных спрайтов, а альфа-канал – распределение спрайтов пыли.

SysTexture – текстура подсистем галактики, используется для генерации процедурных объектов в Галактике. R, G и B каналы задают распределение туманностей, звёздных скоплений и голубых звёзд, соответственно.

FrontImage, SideImage – текстуры галактики/туманности во фронтальной и боковой проекциях, используются в методах “Cylindrical” и “SpiralGalaxy” . Для галактик FrontImage должна представлять собой уменьшенную до 128х128 копию FrontTexture , также с паттерном пыли в альфа-канале. SideImage может быть либо своей, либо одной из следующих стандартных боковых текстур:
S0_side.png, Sa_side.png, Sb_side.png, Sc_side.png, SBa_side.png, SBb_side.png, SBc_side.png
RGB каналы задают распределение и цвет эмиссионных спрайтов, а альфа-канал – распределение спрайтов пыли.

CubePosXImage, CubePosYImage, CubePosZImage, CubeNegXImage, CubeNegYImage, CubeNegZImage – текстуры галактики/туманности, если смотреть с 6 сторон описывающего куба. Используется в методе “CubeMap” . RGB каналы задают распределение и цвет эмиссионных спрайтов, а альфа-канал – распределение спрайтов пыли.

sumColor, clipRadius – эти параметры автоматически обновляются SpaceEngine при создании или обновлении модели. Используется для туманностей. Когда вы создаёте новую модель, необходимо добавить эти параметры в скрипт, с любыми числами в качестве начальных значений, например:
sumColor (1 1 1) – усреднённый цвет модели,
clipRadius 1 – радиус ограничивающей сферы;

Примечание: все следующие параметры имеют одинаковый смысл для спрайтов звёздного диска галактики или эмиссионных спрайтов туманности (префикс em), пылевых спрайтов (префикс abs), и спрайтов балджа галактики (префикс b). Для краткости опишем только параметры эмиссионных спрайтов.

emParticleColor – цвет спрайтов, модулирует цвет пикселей, задаваемый текстурами. Для спрайтов пыли задаёт величину поглощения света в данном канале. Хорошие значения: absParticleColor (0.0 0.3 0.5) . Это означает, грубо говоря, что спрайт поглощает 50% проходящего света в синем канале, 30% в зелёном и 0% в красном.

emDetailR, emDetailZ – уровень детализации спрайтовой модели по радиусу и по оси Z:
2.0 – 128 спрайтов,
1.0 – 64 спрайтов,
0.5 – 32 спрайтов, и т.д.
Примечание: установка большой детализации может очень существенно ударить по производительности рендеринга!

emParticleDispR, emParticleDispZ – величина случайного смещения спрайта от прямоугольной сетки, по радиусу и по оси Z:
1.0 – ширина ячейки,
0.5 – половина ширины ячейки,
0.0 – нет смещения, и т.д.
Используется для уменьшения эффекта сетки на модели.

emParticleSizeCenter, emParticleSizeEdge – размер спрайт в центре и на краю модели:
1.0 – диаметр спрайтов равен ширине ячейки,
2.0 – диаметр спрайтов в 2 раза больше, чем ширина ячейки, и т.д.
Размер спрайтов линейно интерполируется от центра к краю.

emParticleMinBrightCenter, emParticleMinBrightEdge – минимальная яркость генерируемого спрайта, при которой он включается в модель (в центре и на краю модели). Линейно интерполируется от центра к краю. Если значение в карте плотности, построенной с использованием текстур или процедурных шумов меньше этого значения, то спрайт в этой ячейке пропускается. Используется для оптимизации – исключения очень тёмных и чёрных (невидимых) спрайтов.

emParticleBrightnessCenter, emParticleBrightnessEdge – яркость спрайтов в центре и на краю модели. Линейно интерполируется от центра к краю.

emNoiseRandomize … emNoiseOffset – параметры фрактальной функции шума (distorted fBm), которая используется в методе генерации “Diffuse” (неправильные галактики и туманности):
emNoiseRandomize – “семя” генератора,
emNoiseFreq – частота шума,
emNoiseOctaves – количество октав шума,
emNoiseDistort – амплитуда искажений,
emNoiseLacunarity – лакунарность (гетерогенность),
emNoiseH – параметр H,
emNoiseOffset – сдвиг.

Обновление модели “на лету”

При первом приближении к созданной галактике, SpaceEngine создаст спрайтовую модель, используя данные из скрипта и текстуры, указанные в нём. Созданная модель сохраняется в специальном двоичном файле в папку кэша cache/model/galaxies/*.gm (для галактик) или cache/model/nebulae/*.nm (для туманностей). Имя файла в кэше совпадает с именем модели в скрипте. При следующем запуске SpaceEngine он будет загружать этот кэшированный файл, вместо того, чтобы генерировать модель заново (что было бы гораздо медленнее). Если удалить файл модели из кэша, он будет сгенерирован снова.

Вы можете изменить скрипт и текстуры модели во время работы SpaceEngine и обновлять модель “на лету”. Для этого следует выбрать галактику или туманность, которую нужно изменить, переключиться в режим редактирования (нажать клавишу [*] дважды) и нажать ++. Модель выбранной галактики или туманности будет обновлена и сохранена в кэш.

Если при создании или обновлении модели возникают какие-то ошибки и модель галактики/туманность исчезает в SpaceEngine, вероятно, нужно будет удалить модель из кэша вручную и перезапустить SpaceEngine.

Создание текстуры

Давайте взглянем, например, на текстуры галактики M 51. Они сделаны на основе фотографий этой галактики, полученных космическим телескопом “Хаббл” (вроде этой). Ниже приведено краткое описание шагов, необходимых для изготовления хороших текстуры галактик для SpaceEngine. Текстуры туманностей делаются аналогичным образом.

1) Первый шаг – кадрирование, центрирование и изменение размера изображения до ближайшей степени двойки. Сделайте его квадратным со стороной 512, 1024, 2048, 4096 пикселей. Чем выше разрешение, тем лучше (предел – 4096). Отцентрируйте и отмасштабируйте изображение так, чтобы галактика почти полностью заполнена его. Должно быть минимум неиспользуемого пространства по краям, а центр текстуры должен совпадать с центром галактики. Если галактика видна на фото немного под углом, растяните изображение таким образом, чтобы она стала круглой (конечно если реальная форма галактики округлая).

2) Следующий шаг – удаление фоновых звёзд (которых на фото этой галактики почти нет, но это не значит, что все галактики будут такие “чистые”). В Photoshop одним из инструментов для удаления звёзд может быть Filter -> Noise -> Dust & Scratches. Другой возможный способ: скопировать исходный слой дважды, размыть верхний слой (Filter -> Gauss blur, или Filter -> Box blur), и применить режим смешивания Difference ко второму слою. Это выделит мелкие детали – звёзды. Затем нужно объединить два верхних слоя и установить режим смешивания Difference для объединённого слоя. Это вычтет мелкие детали из нижнего (исходного) слоя. С помощью инструмента Image -> Adjustments -> Levels можно поднять уровень чёрного верхнего слоя для более точного вычитания звёзд. Самые яркие звёзды лучше удалить вручную путём копирования соседних участков изображения (например, с помощью Clone Stamp Tool). После удаления звёзд может остаться некоторый шум, который можно сгладить, например, пройдясь по изображению с инструментом Blur, оставляя детали там, где они должны быть (пыль и туманности), но сглаживания шум от удалённых звёзд.

3) Увеличьте контрастность изображения, и сделайте, чтобы оно плавно переходило в чёрный цвет по краям, иначе края текстуры будут очень заметны в SpaceEngine. Вот пример того, что должно получиться (нажмите, чтобы увеличить):

4) Следующий шаг заключается в выделении паттерна межзвёздной пыли и копировании его в альфа-канал. Пыль – это коричневатые полосы, видимые на спиральных рукавах галактики. Недалеко от центра вы можете увидеть, как они постепенно исчезают в желтоватом “тумане” – балдже галактики. Выделите пыль, как выделяли звёзды, либо с помощью инструмента Select -> Color Range. Создайте альфа-канал и скопируйте выделенную пыль туда. Яркие области в альфа-канале должны соответствовать пыли в галактике, поэтому изображение нужно инвертировать. Вот пример того, должно получиться в альфа-канале (нажмите, чтобы увеличить):

5) Создайте маленькую версию этой текстуры, просто уменьшив её до размера 128 x 128. Она используется в качестве “LOD 0”, когда галактика далеко, а также для создания 3D модели. Примечание: Photoshop любит оставлять тонкую серую рамку вокруг изображения при уменьшении. Поэтому обязательно удалите её ластиком или другим способом. Посмотрите на пример маленькой текстуры ниже: её альфа-канал имеет заметную рамку. Если не удалить её, эти серые пиксели могут привести к генерации ненужных спрайтов в 3D-модели.

6) Теперь пришло время сделать текстуру подсистем. Создайте новый документ (изображение) с теми же размерами, как у (большой) фронтальной текстуры. Скопируйте RGB изображение фронтальной текстуры в этот новый документ. Текстура подсистем – это шаблон, который используется для генерации процедурных диффузных туманностей (красный канал), рассеянных звёздных скоплений (зелёный канал) и молодых голубых звёзд (синий канал). Она легко может быть сделана путём регулировки уровней/контрастности в каждом из цветовых каналов по отдельности. Кроме того, необходимо стереть ядро галактики – там не должно генерироваться никаких туманностей, звёздных скоплений, и голубых звёзд. Можно использовать ручной инструмент Burn and Dodge для усиления областей звёздообразования (в синем канале) и туманностей (в красном канале). Если туманности не очень хорошо видны на изображении галактики, можно скопировать карту распределения пыли в красный канал (туманности обычно появляются вблизи облаков пыли). Вот пример того, что вы должны достичь что должно получиться (нажмите, чтобы увеличить):

7) Сохраните файлы. Рекомендуется сохранять фронтальную текстуру и её маленькую версию в формат альфа-PNG. Примечание: Photoshop не может сохранять PNG с альфа-каналом, так что лучше сначала сохраните текстуры в формат TGA, а затем преобразуйте их в PNG с помощью SpaceEngine. В SpaceEngine есть возможность преобразовывать любую текстуру в любой поддерживаемый формат с правильным сохранением альфа-канала. Чтобы это сделать, запустите SpaceEngine, откройте консоль с помощью клавиши [~] и введите там:
SavePNG addons/textures/galaxies/MyGalaxy.tga
где MyGalaxy.tga – имя файла текстуры, которую требуется преобразовать. Эта команда загрузит текстуру MyGalaxy.tga и сохранит её с именем MyGalaxy.png в ту же папку. Есть команды для преобразования во все другие поддерживаемые форматы: SaveJPG, SaveDDS, SaveTGA, SavePNG, SaveTIF.
Текстура подсистем может быть сохранена в любом формат, в том числе JPEG, потому что в ней нет альфа-канала.

8) Можно редактировать скрипт модели и её текстуры во время работы SpaceEngine и обновлять модель “на лету”. Для этого выберите галактику/туманность, которую вы редактируете, перейдите в режим редактирования (нажмите клавишу [*] дважды) и нажмите ++. Модель объекта, который в данный момент выбран, обновится.

Хорошие фотографии галактик могут быть взяты с сайта космического телескопа им. Хаббла . Выбирайте фотографии, которые содержат галактику целиком, и были сняты в видимом диапазоне (в естественном цвете). Лучше качать фотографии в формате TIFF без сжатия, так что на них не будет артефактов от JPEG сжатия.

История изучения планет и звезд измеряется тысячелетиями, Солнца, комет, астероидов и метеоритов — столетиями. А вот галактики, разбросанные по Вселенной скопления звезд, космического газа и пылевых частиц, стали объектом научного исследования лишь в 1920-е годы.

Галактики наблюдали с незапамятных времен. Человек с острым зрением может различить на ночном небосводе светлые пятна, похожие на капли молока. В Х веке персидский астроном Абд-аль-Раман аль-Суфи упомянул в своей «Книге о неподвижных звездах» два подобных пятна, известных теперь как Большое Магелланово облако и галактика М31, она же Андромеда. С появлением телескопов астрономы наблюдали все больше таких объектов, получивших название туманностей. Если английский астроном Эдмунд Галлей в 1716 году перечислил всего шесть туманностей, то каталог, опубликованный в 1784 году астрономом французского военно-морского флота Шарлем Мессье, содержал уже 110 — и среди них четыре десятка настоящих галактик (в том числе и М31). В 1802 году Уильям Гершель опубликовал перечень из 2500 туманностей, а его сын Джон в 1864 году издал каталог, где было более 5000 туманностей.

Наша ближайшая соседка, галактика Андромеда (M31) — один из излюбленных небесных объектов для любительских астрономических наблюдений и фотосъемки.

Природа этих объектов долгое время ускользала от понимания. В середине XVIII века некоторые проницательные умы увидели в них звездные системы, подобные Млечному Пути, однако телескопы в то время не предоставляли возможности проверить эту гипотезу. Столетием позже восторжествовало мнение, что каждая туманность — это газовое облако, подсвеченное изнутри молодой звездой. Позже астрономы убедились, что некоторые туманности, в том числе и Андромеда, содержат множество звезд, однако еще долго не было ясно, расположены они в нашей Галактике или за ее пределами. И лишь в 1923—1924 годах Эдвин Хаббл определил, что расстояние от Земли до Андромеды как минимум троекратно превосходит диаметр Млечного Пути (на самом деле примерно в 20 раз) и что М33, другая туманность из каталога Мессье, удалена от нас на никак не меньшую дистанцию. Эти результаты положили начало новой научной дисциплине — галактической астрономии.

В 1926 году знаменитый американский астроном Эдвин Пауэлл Хаббл предложил (а в 1936 году модернизировал) свою классификацию галактик по их морфологии. Из-за характерной формы эту классификацию называют еще «Камертоном Хаббла». На «ножке» камертона находятся эллиптические галактики, на зубцах вилки — линзовидные галактики без рукавов и спиральные галактики без бара-перемычки и с баром. Галактики, которые не могут быть классифицированы как один из перечисленных классов, называются неправильными, или иррегулярными.

Карлики и гиганты

Вселенная заполнена галактиками разного размера и разных масс. Их количество известно весьма приблизительно. Семь лет назад орбитальный телескоп «Хаббл» за три с половиной месяца обнаружил около 10 000 галактик, сканируя в южном созвездии Печи участок небосвода, в сто раз меньший, нежели площадь лунного диска. Если предположить, что галактики распределяются по небесной сфере с такой же плотностью, получится, что в наблюдаемом космосе их 200 млрд. Однако эта оценка сильно занижена, поскольку телескоп не смог заметить великое множество очень тусклых галактик.

Среди галактик есть и карлики, и гиганты. В авторитетном оксфордском справочнике Companion to Cosmology 2008 года издания написано, что самые мелкие галактики содержат миллионы звезд, а самые крупные — триллионы. Эта информация уже успела устареть. Как рассказал «ПМ» профессор Техасского университета в Остине Джон Корменди, в последние годы было открыто семейство мини-галактик всего лишь с сотнями звезд: «Это так называемые ультракомпактные карлики, линейные размеры которых лежат в пределах 20 парсек. Несмотря на малое количество звезд, масса таких галактик составляет миллионы и десятки миллионов солнечных масс. Скорее всего, в этом в основном повинна темная материя, хотя некоторые ученые полагают, что немалый вклад принадлежит черным дырам и нейтронным звездам. Как бы то ни было, старое определение галактики как крупного автономного звездного скопления больше не работает». На верхней границе галактического спектра находятся сверхгиганты диаметром порядка мегапарсека, у которых численность звездного населения достигает сотни триллионов.

Галактики различаются и морфологией (то есть формой). В целом их подразделяют на три основных класса — дисковидные, эллиптические и неправильные (иррегулярные). Это общая классификация, есть гораздо более детальные.

Галактики распределены в космическом пространстве вовсе не хаотично. Массивные галактики нередко окружены небольшими галактиками-спутниками. И наш Млечный Путь, и соседняя Андромеда имеют не менее 14 сателлитов, и, скорее всего, их гораздо больше. Галактики любят объединяться в пары, тройки и более крупные группы из десятков гравитационно связанных партнеров. Ассоциации побольше, галактические кластеры, содержат сотни и тысячи галактик (первый из таких кластеров открыл еще Мессье). Порой в центре кластера наблюдается особо яркая гигантская галактика, возникшая, как считают, в процессе слияния галактик меньшего калибра. И наконец, есть еще и суперкластеры, в которые входят как галактические кластеры и группы, так и отдельные галактики. Обычно это вытянутые структуры протяженностью до сотни мегапарсек. Их разделяют почти полностью свободные от галактик космические пустоты такого же размера. Суперкластеры уже не организованы в какие-либо структуры более высокого порядка и разбросаны по Космосу случайным образом. По этой причине в масштабах нескольких сотен мегапарсек наша Вселенная однородна и изотропна.

Дисковидная галактика — это звездный блин, вращающийся вокруг оси, проходящей через его геометрический центр. Обычно по обе стороны центральной зоны блина имеется овальное вздутие — балдж (от англ. bulge). Балдж тоже вращается, однако с меньшей угловой скоростью, нежели диск. В плоскости диска нередко наблюдаются спиральные ветви, изобилующие сравнительно молодыми яркими светилами. Однако есть галактические диски и без спиральной структуры, где таких звезд много меньше.

Центральную зону дисковидной галактики может рассекать звездная перемычка — бар. Пространство внутри диска заполнено газопылевой средой — исходным материалом для новых звезд и планетных систем. Галактика имеет два диска: звездный и газовый. Они окружены галактическим гало — сферическим облаком разреженного горячего газа и темной материи, которая и вносит основной вклад в полную массу галактики. Гало вмещает также отдельные старые звезды и шаровые звездные скопления (глобулярные кластеры) возрастом до 13 млрд лет. В центре едва ли не любой дисковидной галактики, как с балджем, так и без балджа, расположена сверхмассивная черная дыра. Самые крупные галактики этого типа содержат по 500 млрд звезд.

Млечный путь

Солнце обращается вокруг центра вполне рядовой спиральной галактики, в состав которой входят 200−400 миллиардов звезд. Ее диаметр приблизительно равен 28 килопарсекам (чуть больше 90 световых лет). Радиус солнечной внутригалактической орбиты — 8,5 килопарсек (так что наше светило смещено к внешнему краю галактического диска), время полного оборота вокруг центра Галактики - примерно 250 миллионов лет.
Балдж Млечного Пути имеет эллипсовидную форму и наделен баром, который обнаружили совсем недавно. В центре балджа находится компактное ядро, заполненное звездами различного возраста — от нескольких миллионов лет до миллиарда и старше. Внутри ядра за плотными пылевыми облаками скрывается достаточно скромная по галактическим стандартам черная дыра — всего лишь 3,7 миллиона солнечных масс.
Наша Галактика может похвастаться двойным звездным диском. На долю внутреннего диска, который имеет по вертикали не более 500 парсек, приходится 95% звезд дисковой зоны, в том числе все молодые яркие звезды. Его охватывает внешний диск толщиной в полторы тысячи парсек, где обитают звезды постарше. Газовый (точнее, газо-пылевой) диск Млечного Пути имеет в толщину не менее 3,5 килопарсек. Четыре спиральных рукава диска представляют собой области повышенной плотности газо-пылевой среды и содержат большинство самых массивных звезд.
Диаметр гало Млечного Пути не менее, чем вдвое больше диаметра диска. Там обнаружено порядка 150 глобулярных кластеров, причем, скорее всего, еще с полсотни пока не открыты. Возраст старейших кластеров превышает 13 миллиардов лет. Гало заполнено темной материей, имеющей комковатую структуру. До недавнего времени полагали, что гало почти шарообразно, однако, по последним данным, оно может быть значительно приплюснуто. Общая масса Галактики может составлять до 3 триллионов солнечных масс, причем на долю темной материи приходится 90−95%. Масса звезд Млечного Пути оценивается в 90−100 миллиардов масс Солнца.

Эллиптическая галактика, как и следует из ее названия, имеет форму эллипсоида. Она не вращается как целое и потому не обладает осевой симметрией. Ее звезды, которые в основном имеют сравнительно небольшую массу и солидный возраст, обращаются вокруг галактического центра в разных плоскостях и иногда не по отдельности, а сильно вытянутыми цепочками. Новые светила в эллиптических галактиках загораются редко в связи с дефицитом исходного сырья — молекулярного водорода.

Подобно людям, галактики объединяются в группы. Наша Местная группа включает две самые крупные галактики в окрестностях размером порядка 3 мегапарсек — Млечный путь и Андромеду (M31), галактику Треугольника, а также их спутники — Большое и Малое Магеллановы облака, карликовые галактики в Большом Псе, Пегасе, Киле, Секстанте, Фениксе, и еще множество других — всего числом около полусотни. Местная группа в свою очередь является членом местного сверхскопления Девы.

Как самые крупные, так и самые мелкие галактики относятся к эллиптическому типу. Общая доля его представителей в галактическом населении Вселенной всего около 20%. Эти галактики (возможно, за исключением самых мелких и тусклых) также скрывают в своих центральных зонах сверхмассивные черные дыры. Эллиптические галактики имеют и гало, но не столь четкие, как у дисковидных.

Все прочие галактики считаются иррегулярными. Они содержат много пыли и газа и активно порождают молодые звезды. На умеренных расстояниях от Млечного Пути таких галактик немного, всего-то 3%. Однако среди объектов с большим красным смещением, чей свет был испущен не позже, чем через 3 млрд лет после Большого взрыва, их доля резко возрастает. Судя по всему, все звездные системы первого поколения были невелики и обладали неправильными очертаниями, а крупные дисковидные и эллиптические галактики возникли гораздо позже.

Рождение галактик

Галактики появились на свет вскоре после звезд. Считается, что первые светила вспыхнули никак не позднее, чем спустя 150 млн лет после Большого взрыва. В январе 2011 года команда астрономов, обрабатывавших информацию с космического телескопа «Хаббл», сообщила о вероятном наблюдении галактики, чей свет ушел в космос через 480 млн лет после Большого взрыва. В апреле еще одна исследовательская группа обнаружила галактику, которая, по всей вероятности, уже вполне сформировалась, когда юной Вселенной было около 200 млн лет.

Условия для рождения звезд и галактик возникли задолго до его начала. Когда Вселенная прошла возрастную отметку в 400 000 лет, плазма в космическом пространстве заменилась смесью из нейтрального гелия и водорода. Этот газ был еще чересчур горяч, чтобы стянуться в молекулярные облака, дающие начало звездам. Однако он соседствовал с частицами темной материи, изначально распределенными в пространстве не вполне равномерно — где чуть плотнее, где разреженнее. Они не взаимодействовали с барионным газом и потому под действием взаимного притяжения свободно стягивались в зоны повышенной плотности. Согласно модельным вычислениям, уже через сотню миллионов лет после Большого взрыва в космосе образовались облака темной материи величиной с нынешнюю Солнечную систему. Они объединялись в более крупные структуры, невзирая на расширение пространства. Так возникли скопления облаков темной материи, а потом и скопления этих скоплений. Они втягивали в себя космический газ, предоставляя ему возможность сгущаться и коллапсировать. Таким путем появились первые сверхмассивные звезды, которые быстро взрывались сверхновыми и оставляли после себя черные дыры. Эти взрывы обогащали космическое пространство элементами тяжелее гелия, которые способствовали охлаждению коллапсирующих газовых облаков и потому делали возможным появление менее массивных звезд второго поколения. Такие звезды уже могли существовать миллиарды лет и потому были в состоянии формировать (опять-таки с помощью темной материи) гравитационно связанные системы. Так возникли долгоживущие галактики, в том числе и наша.

«Многие детали галактогенеза еще скрыты в тумане, — говорит Джон Корменди. — В частности, это относится к роли черных дыр. Их массы варьируют от десятков тысяч масс Солнца до абсолютного на сегодняшний день рекорда в 6,6 млрд солнечных масс, принадлежащего черной дыре из ядра эллиптической галактики М87, расположенной в 53,5 млн световых лет от Солнца. Дыры в центрах эллиптических галактик, как правило, окружены балджами, составленными из старых звезд. Спиральные галактики могут вовсе не иметь балджей или же обладать их плоскими подобиями, псевдобалджами. Масса черной дыры обычно на три порядка меньше массы балджа — естественно, если оный наличествует. Эта закономерность подтверждается наблюдениями, охватывающими дыры массой от миллиона до миллиарда солнечных масс».

Как полагает профессор Корменди, галактические черные дыры набирают массу двумя путями. Дыра, окруженная полноценным балджем, растет за счет поглощения газа, который приходит к балджу из внешней зоны галактики. Во время слияния галактик интенсивность поступления этого газа резко возрастает, что инициирует вспышки квазаров. В результате балджи и дыры эволюционируют параллельно, что и объясняет корреляцию между их массами (правда, могут работать и другие, еще неизвестные механизмы).

Исследователи из Питтсбургского университета, Калифорнийского университета в Ирвине и Атлантического университета Флориды смоделировали ситуацию столкновения Млечного пути и предшественницы карликовой эллиптической галактики в Стрельце (Sagittarius Dwarf Elliptical Galaxy, SagDEG). Они проанализировали два варианта столкновений — с легкой (3х10 10 масс Солнца) и тяжелой (10 11 масс Солнца) SagDEG. На рисунке показаны результаты 2,7 млрд лет эволюции Млечного пути без взаимодействия с карликовой галактикой и с взаимодействием с легким и тяжелым вариантом SagDEG.

Иное дело безбалджевые галактики и галактики с псевдобалджами. Массы их дыр обычно не превышают 104−106 солнечных масс. По мнению профессора Корменди, они подкармливаются газом за счет случайных процессов, которые происходят недалеко от дыры, а не простираются на целую галактику. Такая дыра растет вне зависимости от эволюции галактики или ее псевдобалджа, чем и обусловлено отсутствие корреляции между их массами.

Растущие галактики

Галактики могут увеличивать и размер, и массу. «В далеком прошлом галактики делали это гораздо эффективней, нежели в недавние космологические эпохи, — объясняет профессор астрономии и астрофизики Калифорнийского университета в Санта-Круз Гарт Иллингворт. — Темпы рождения новых звезд оценивают в терминах годового производства единицы массы звездного вещества (в этом качестве выступает масса Солнца) на единицу объема космического пространства (обычно это кубический мегапарсек). Во времена формирования первых галактик этот показатель был весьма невелик, а затем пошел в быстрый рост, продолжавшийся до тех пор, пока Вселенной не исполнилось 2 млрд лет. Еще 3 млрд лет он был относительно постоянным, потом начал снижаться почти пропорционально времени, и снижение это продолжается по сей день. Так что 7−8 млрд лет назад средний темп звездообразования в 10−20 раз превышал современный. Большинство доступных наблюдению галактик уже полностью сформировались в ту далекую эпоху».

На рисунке — результаты эволюции в различные моменты времени — начальная конфигурация (a), через 0,9 (b), 1,8 и 2,65 млрд лет (d). Согласно модельным расчетам, бар и спиральные рукава Млечного Пути могли сформироваться в результате столкновений с SagDEG, которая изначально тянула на 50−100 миллиардов солнечных масс. Дважды она проходила сквозь диск нашей Галактики и теряла часть своей материи (и обычной, и темной), вызывая пертурбации его структуры. Нынешняя масса SagDEG не превышает десятков миллионов солнечных масс, и очередное столкновение, которое ожидают не позже, чем через 100 миллионов лет, скорее всего, станет для нее последним.

В общих чертах эта тенденция понятна. Галактики увеличиваются двумя основными способами. Во‑первых, они получают свежий материал для звездообразования, втягивая из окружающего пространства газ и частицы пыли. В течение нескольких миллиардов лет после Большого взрыва этот механизм исправно работал просто потому, что звездного сырья в космосе хватало всем. Потом, когда запасы истощились, темп звездного рождения упал. Однако галактики нашли возможность увеличивать его за счет столкновения и слияния. Правда, для реализации этого варианта необходимо, чтобы сталкивающиеся галактики располагали приличным запасом межзвездного водорода. Крупным эллиптическим галактикам, где его практически не осталось, слияние не помогает, зато в дисковидных и неправильных оно работает.

Курс на столкновение

Посмотрим, что происходит при слиянии двух примерно одинаковых галактик дискового типа. Их звезды практически никогда не сталкиваются — слишком велики расстояния между ними. Однако газовый диск каждой галактики ощущает приливные силы, обусловленные притяжением соседки. Барионное вещество диска теряет часть углового момента и смещается к центру галактики, где возникают условия для взрывного роста скорости звездообразования. Часть этого вещества поглощается черными дырами, которые тоже набирают массу. В заключительной фазе объединения галактик черные дыры сливаются, а звездные диски обеих галактик теряют былую структуру и рассредоточиваются в пространстве. В итоге из пары спиральных галактик образуется одна эллиптическая. Но это отнюдь не полная картина. Излучение молодых ярких звезд способно выдуть часть водорода за пределы новорожденной галактики. В то же время активная аккреция газа на черную дыру вынуждает последнюю время от времени выстреливать в пространство струи частиц огромной энергии, подогревающие газ по всей галактике и тем препятствующие формированию новых звезд. Галактика постепенно затихает — скорее всего, навсегда.

Галактики неодинакового калибра сталкиваются по‑иному. Крупная галактика способна поглотить карликовую (сразу или в несколько приемов) и при этом сохранить собственную структуру. Этот галактический каннибализм тоже может стимулировать процессы звездообразования. Карликовая галактика полностью разрушается, оставляя после себя цепочки звезд и струи космического газа, которые наблюдаются как в нашей Галактике, так и в соседней Андромеде. Если же одна из сталкивающихся галактик не слишком превосходит другую, возможны даже более интересные эффекты.

В ожидании супертелескопа

Галактическая астрономия дожила почти до девяностолетия. Она начала практически с нуля и достигла очень многого. Однако количество нерешенных проблем очень велико. Так, никто не знает, когда и как сформировались первые галактики и какими путями образуются галактики с дисковой структурой. «Ученые ожидают очень много от инфракрасного орбитального телескопа «Джеймс Уэбб», запуск которого намечен на 2018 год, — говорит Гарт Иллингворт. — К сожалению, пока не ясно, будет ли этот проект завершен — по причине финансовых трудностей. Хочется надеяться, что он состоится».