Методы изучения вселенной реферат

Обновлено: 06.07.2024

Содержание работы

Введение 3
Наблюдения 5
Метод тригонометрических параллаксов 7
Метод определения расстояния по сверхновым типа Ia
Кривые блеска различных сверхновых 11
Метод определения расстояния по гравитационным линзам 12
Метод определения расстояния по гравитационным линзам 13
Проблемы и современные дискуссии 15
Изучение истории развития Вселенной и её крупномасштабной структуры 15
Общие особенности и приемы 18
Модель расширяющейся Вселенной 34
Теоретическая судьба Вселенной 55

Файлы: 1 файл

вселенная.doc

Кривые блеска различных сверхновых

Характерная черта сверхновых типа Ia — сходство кривых блеска и одинаковая светимость в их максимуме. Открытие последнего факта стало возможным после определения расстояний по цефеидам до галактик, в которых произошли вспышки сверхновых. Собственно, только после этого стало возможным использование сверхновых в качестве стандартных свеч.

Физическая схема явления проста. Прародителем сверхновой такого типа является тесная двойная система из белого карлика и красного гиганта. Вещество с красного гиганта перетекает на белый карлик, скапливаясь на его поверхности. Вещество, из которого состоит белый карлик — это вырожденный газ, в какой-то момент его давление более не способно выдерживать вес скопившегося вещества. Масса белого карлика в этот момент равна пределу Чандрасекара, что приводит к, примерно, одинаковому выделению энергии при вспышке. Характерная энергия сверхновой — 1050 — 1051 эрг, что выше гравитационной энергии связи звезды. Значит, происходит взрыв не отдельной её части, а звезды целиком, причём вырожденность газа обеспечивает одновременность взрыва по всему объёму белого карлика. Вместе со всем веществом горят углерод и кислород, образуя радиоактивный никель. После взрыва всё вещество звезды переходит в рассеивающуюся оболочку, подсвечиваемую энергией распада радиоактивного никеля.

Вышесказанное означает, что наблюдая за кривой блеска, можно определить, какую звёздную величину сверхновая имела в максимуме, а значит, и определить расстояние до неё.

Сверхновые — наиболее яркие из стандартных свеч и видны с гораздо большего расстояния. Именно с их помощью проверяют закон Хаббла для больших z. Следуя подобным путём, в 1998 году две группы наблюдателей открыли ускорение расширения Вселенной. На сегодняшний день факт ускорения почти не вызывает сомнений, однако, по сверхновым невозможно однозначно определить его величину: всё ещё крайне велики ошибки для больших z

Метод определения расстояния по гравитационным линзам

Геометрия гравитационного линзирования

Проходя около массивного тела, луч света отклоняется. Таким образом, массивное тело способно собирать параллельный пучок света в некотором фокусе, строя изображение, причём их может быть несколько. Это явление называется гравитационным линзированием. Если линзируемый объект — переменный, и наблюдается несколько его изображений, это открывает возможность измерения расстояний, так как между изображениями будут различные временны́е задержки из-за распространения лучей в разных частях гравитационного поля линзы (эффект аналогичен эффекту Шапиро в Солнечной системе).

Если в качестве характерного масштаба для координат изображения ξ и источника η (см. рисунок) в соответствующих плоскостях взять ξ0=Dl и η0=ξ0Ds/Dl (где D — угловое расстояние), тогда можно записывать временно́е запаздывание между изображениями номер i и j следующим образом:

где x=ξ/ξ0 и y=η/η0 — угловые положения источника и изображения соответственно, с — скорость света, zl — красное смещение линзы, а ψ — потенциал отклонения, зависящий от выбора модели. Считается, что в большинстве случаев реальный потенциал линзы хорошо аппроксимируется моделью, в которой вещество распределено радиально симметрично, а потенциал превращается в бесконечность. Тогда время задержки определяется по формуле:

Однако, на практике чувствительность метода к виду потенциала гало галактики существенна. Так, измеренное значение H0 по галактике SBS 1520+530 в зависимости от модели колеблется от 46 до 72 км/(с Мпк)[14].

Метод определения расстояния по гравитационным линзам

Ярчайшие красные гиганты имеют одинаковую абсолютную звёздную величину −3.0m±0.2m, а значит, подходят на роль стандартных свеч. Наблюдательно первым этот эффект обнаружил Сендидж в 1971 году. Предполагается, что эти звёзды либо находятся на верхней точке первого подъёма ветви красных гигантов звёзд малой массы (меньше солнечной), либо лежат на асимптотической ветви гигантов.

Основным достоинством метода является то, что красные гиганты удалены от областей звёздообразования и повышенной концентрации пыли, что сильно облегчает учёт поглощения. Их светимость также крайне слабо зависит от металличности, как самих звёзд, так и окружающей их среды[15]. Основная проблема данного метода — выделение красных гигантов из наблюдений звёздного состава галактики. Существует два пути её решения.

Классический — метод выделения края изображений. При этом обычно применяют Собелевский фильтр. Начало провала — искомая точка поворота. Иногда вместо собелевского фильтра в качестве аппроксимирующей функции берут гауссиану, а функция выделения края зависит от фотометрических ошибок наблюдений[16].

Однако, по мере ослабления звезды растут и ошибки метода. В итоге предельно измеряемый блеск на две звездных величины хуже, чем позволяет аппаратура.

Второй путь — построение функции светимости методом максимального правдоподобия. Данный способ основывается на том, что функция светимости ветви красных гигантов хорошо аппроксимируется степенной функцией:

где a — коэффициент, близкий к 0,3, m — наблюдаемая звёздная величина.

Основная проблема — расходимость в некоторых случаях рядов, возникающих в результате работы метода максимального правдоподобия.

Проблемы и современные дискуссии

Второй проблемой является неопределённость в значении постоянной Хаббла и её изотропии. Одна группа исследователей утверждает, что значение постоянной Хаббла флуктуирует на масштабах 10-20°. Возможных причин этому явлению несколько: а) это реальный физический эффект — в таком случае космологическая модель должна быть кардинально пересмотрена; б) стандартная процедура усреднения ошибок некорректна[18]. В свою очередь, это тоже ведет к пересмотру космологической модели, но возможно, не такой значительной. В свою очередь, многие другие обзоры и их теоретическая интерпретация не показывают анизотропии, превышающей локально обусловленную ростом неоднородности, в которую входит и наша Галактика, в изотропной в целом Вселенной.

Изучение истории развития Вселенной и её крупномасштабной структуры

Крайне трудные задачи — изучение истории развития Вселенной и проблема возникновения её крупномасштабной структуры — одновременно являются крайне важными для всей астрофизики в целом: только их решение может показать верность понимания процессов, происходящих в отдельных объектах и их объединениях на данный момент.

Сложность заключается в том, что необходимо наблюдать объекты, родившиеся в одну и ту же эпоху, но разных возрастов. Таким образом, с одной стороны возникает нужда наблюдать удалённые объекты, ослабленные как расстоянием, так и тем, что их спектр вместе с крайне важной линией Lα из-за расширения Вселенной смещается в инфракрасный диапазон, наблюдения в котором связаны с большими техническими трудностями. С другой стороны в ближайших окрестностях необходимо наблюдать очень старые объекты, пик светимости которых уже прошёл и сейчас они, по разным причинам лишившись основного источника энергии, могут светить лишь благодаря скудным старым запасам. Иными словами приходится наблюдать слабые объекты. В то же время необходима массовость наблюдений, чтобы исключить эффекты селекции.

С технической точки зрения решение первой проблемы — постройка больших телескопов. Однако у большого телескопа не может быть большого поля и, следовательно, он не может обеспечить массовость наблюдений. И наоборот: телескоп с широким полем не может обеспечить качественные наблюдения слабых объектов. Но есть и другой путь, более творческий: применение различных методик анализа уже имеющихся данных, полученных с использованием наличных ресурсов. Обычно их применяют в связке: с помощью второго способа намечают проблемы и задачи, которые потом решаются на качественно новом уровне с помощью лучших космических и наземных телескопов.

Дополнительную трудность вносит и то, что вместе с Вселенной эволюционируют и объекты, с помощью которых ведутся исследования. А значит, может сложиться ситуация, когда зависимости, построенные на основе современного состояния объектов, перестанут быть адекватными. Чтоб избежать подобного, помимо самих объектов необходимо тщательным образом исследовать и метод, с помощью которого мы хотим изучать Вселенную.

Таблица типичных объектов исследований в космологии

Это гигантские гравитационно-связанные системы, состоящие из звёзд и тёмной материи. Типичные представители в наблюдательной космологии. Методы наблюдений, применимые к галактикам, применимы почти ко всем космологическим объектам. Это и сравнения модельного спектра с наблюдаемым, и учёт металличности, и учёт пыли, и отождествление характерных особенностей частей спектра с наличием различных процессов внутри объекта.

После обнаружения у гамма-всплесков оптического послесвечения и получения их спектров стало ясно, что гамма-всплески — далёкие объекты. На данный момент одним из самых далёких зафиксированных объектов Вселенной является гамма-всплеск GRB 090423 с красным смещением z = 8,2.

Звёздные скопления представляют собой гравитационно-связанные группы звёзд, имеющих общее происхождение, и, соответственно, примерно одинаковый возраст и химический состав. Более массивные звёзды скопления раньше проходят все этапы своей эволюции, превращаясь либо в компактные релятивистские объекты (нейтронные звёзды и чёрные дыры), либо в белые карлики, а менее массивные продолжают находиться на главной последовательности.

Не проэволюционировавшие или слабо проэволюционировавшие объекты

В данную группу включены как галактики, так и звёзды. Характерной чертой данных объектов является их низкая металличность. Они в основном состоят из того вещества, из которого состояли самые первые звёзды и галактики.

Реликтовый фон — чернотельное однородное излучение со средней температурой 2,72 К, заполняющее Вселенную.

Общие особенности и приемы

Наблюдать космологические объекты можно различными способами, некоторые подходят только для одного типа объектов, некоторые применимы ко всем. Те, что характерны для всех, частично пришли из звёздной астрономии (такие как метод звёздных подсчётов или сравнение различных участков спектра), частично изобретены только для нужд космологии.

Общие проблемы наиболее ярким образом проявляются в галактиках. Классически, среди них выделяют четыре типа: эллиптические, линзовидные, спиральные и иррегулярные. И эти четыре типа во многом схожи, но также во многом различны. Факторов, влияющих на эволюцию свойств отдельно взятой галактики — огромное множество. Все это отражается на её спектральных и фотометрических характеристиках, причем временные масштабы эволюционных процессов — миллионы лет. В итоге наблюдения далеких объектов нельзя соотнести с наблюдениями близких галактик и нет простых механизмов экстраполяции того состояния к нынешнему.

В спектрах некоторых далеких объектов можно наблюдать большое скопление сильных абсорбционных линий на малом участке спектра (т. н. лес линий). Эти линии отождествляются как линии серии Лаймана, но имеющие разные красные смещения.

При большом количестве облаков нейтрального водорода на пути света, линии будто настолько близко друг к другу, что на довольно широком интервале в спектре образуется провал. Длинноволновая граница этого интервала обусловлена Lα, а коротковолновая зависит от ближайшего красного смещения, ближе которого среда ионизована и нейтрального водорода мало. Подобный эффект носит названия эффекта Гана-Петерсона.

Эффект наблюдается в квазарах с красным смещением z > 6. Отсюда делается вывод, что эпоха ионизации межгалактического газа началась с z ≈ 6.

К эффектам, наблюдения которых возможны также для любого объекта (даже не важно, чтобы он был далеким), необходимо отнести и эффект гравитационного линзирования. В прошлом разделе было указано, что с помощью гравитационного линзирования строят шкалу расстояний, это вариант так называемого сильного линзирования, когда угловое разделение изображений источника можно непосредственно наблюдать. Однако существует ещё и слабое линзирование, с его помощью можно исследовать потенциал изучаемого объекта. Так, с его помощью было установлено, что скопления галактик размером от 10 до 100 Мпк являются гравитационно связанными, тем самым являясь самыми крупными стабильными системами во Вселенной. Также выяснилось, что обеспечивает эту стабильность масса, проявляющая только в гравитационном взаимодействии — тёмная масса или, как её называют в космологии, тёмная материя

Для учеников 1-11 классов и дошкольников
Бесплатные сертификаты учителям и участникам

2. Особенности астрономических наблюдений

3. Основной инструмент астрономических наблюдений

4. Разделы наблюдательной астрономии

5. Методы наблюдений в астрономии

6. Условия для проведения астрономических наблюдений

8. Список используемых источников

Введение. Со всех сторон нашу Землю окружает необъятный мир небесных тел. Его называют Вселенной или космосом. Лишь некоторые из небесных тел можно наблюдать невооружённым глазом. Но во Вселенной бесчисленное множество тел, которые не видны даже в самые мощные телескопы. Все эти тела изучает астрономия. Астрономические наблюдения- это основной способ исследования небесных тел и событий. Именно с помощью них регистрируется то, что происходит в ближнем и дальнем космосе. Астрономические наблюдения-главный источник знания, полученного экспериментальным путем. Астрономические наблюдения и обработка их данных проводятся в астрономических обсерваториях. Первая российская обсерватория была построена в Пулково, под Санкт-Петербургом. Современные обсерватории оснащены телескопами, светоприемной и анализирующей аппаратурной, различными вспомогательными приборами, высокопроизводительными ЭВМ.

Особенности астрономических наблюдений

1. Наблюдения весьма инертны, поэтому для них требуются достаточно длительные сроки. Активное влияние на космические объекты, за редкими исключением, которые даёт пилотируемая и непилотируемая космонавтика, затруднено. Многие явления могут быть зафиксированы лишь благодаря наблюдениям на протяжении многих тысяч лет.

2. Процесс наблюдения происходит с земной поверхности, Земля осуществляет сложное движение, поэтому наблюдатель видит только определенный участок звёздного неба.

3. Угловые измерения, выполняемые на основе наблюдений, являются основой для расчетов, определяющих линейные размеры объектов и расстояний до них. Угловые размеры заезд и планет, измеряемые с помощью оптики, не зависят от расстояний до них, расчеты могут быть довольно неточными.

Основной инструмент астрономических наблюдений

Основной инструмент астрономических наблюдений- оптический телескоп. Оптический телескоп обладает принципом действия, определяемым его типом. Но независимо от его вида, главная цель телескопа-сбор максимального количества света, испускаемого светящимися объектами, для создания их изображений. Виды оптических телескопов: рефракторы( линзовые), рефлекторы ( зеркальные), зеркально- линзовые. В рефракторном телескопе изображение достигается результатом преломления света в линзе объектива. Недостаток- ошибка в результате размытости изображения. Особенность рефлекторов-использование в астрофизике. В них главное не то, как свет преломляется, а как отражается. Они совершеннее линзовых и более точны. Зеркально-линзовые телескопы сочетают в себе функции рефлекторов и рефракторов.

Разделы наблюдательной астрономии

В наблюдательной астрономии деление на разделы связано с разбиением электромагнитного спектра на диапазоны. Оптическая астрономия способствует наблюдениям в районе видимой части спектра. В наблюдательных аппаратах применяются зеркала, линзы, твердотельные детекторы. При этом область видимого изучения лежит в середине диапазона исследуемых волн. Длина волн видимого излучения лежит в диапазоне от 400нм до 700нм. Инфракрасная астрономия основана на поиске и исследовании инфракрасного излучения. При этом длина волн превышает предельное значение для наблюдений с кремниевыми детекторами: около 1мкм. Для изучения выбранных объектов в данной части диапазона основном исследователями применяются телескопы-рефлекторы. Радиоастрономия основана на наблюдениях излучения с длиной волны от миллиметров до десятков миллиметров. Принципом своей работы приемники, использующие радиоизлучение, сопоставимы с теми приемниками, которые используются в трансляции радиопередач. Но приемники радиоизлучения обладают большей чувствительностью. Рентгеновская астрономия, гамма-астрономия и ультрафиолетовая астрономия входят в астрономию высоких энергий.

Методы наблюдений в астрономии

Получение искомых данных возможно при проведении астрономами регистрации электромагнитных излучений. Исследователи проводят наблюдения нейтрино, гравитационных волн, космических лучей. Оптическая и радиоастрономия в своей деятельности используют наземные обсерватории. Причиной этого является то, что на длинах волн данных диапазонов атмосфера нашей планеты имеет относительную прозрачность. Обсерватории в основном расположены на больших высотах. Это связано с уменьшением поглощения и искажений, которые создаёт атмосфера. Ряд волн инфракрасного диапазона существенно поглощается молекулами воды. Из-за этого обсерватории часто строят в сухих местах, на большой высоте или в космосе. Аэростаты или космические обсерватории в основном используются при работе в областях рентгеновской, гамма- и ультрафиолетовой астрономии. Наблюдая атмосферные ливни, можно обнаружить создавшее их гамма-излучение. Изучение космических лучей в настоящее время является быстро развивающейся сферой астрономической науки. Расположенные близко к Солнцу и к Земле объекты можно видеть и измерять при их наблюдении на фоне иных объектов. Такие наблюдения использовались для построения орбит планет, для определения из относительных масс и гравитационных возмущений. Результатом стало открытие Урана, Нептуна, Плутона. Радиоастрономия-развитие этой области астрономии стало результатом открытия радиоизлучения. Дальнейшее развитие этой области привело к открытию такого явления как космические фоновое излучение. Нейтринная астрономия- данная область астрономической науки использует в совсем арсенале нейтринные детекторы, расположенные под землёй. Средства нейтринной астрономии помогают получать сведения о процессах, которые исследователи не могут наблюдать в телескопы. Примером могут служить процессы, происходящие в ядре нашего Солнца. Приемники гравитационных волн имеют возможность регистрировать следы даже таких явлений, как столкновение столь массивных объектов, как нейтронные звёзды и черные дыры. Космические автоматически аппараты активно используются в астрономических наблюдениях за планетами Солнечной системы. С помощью них активно изучается геология и метеорология планет. Также небесные тела исследуются с помощью космических летательных аппаратов(КЛА) и с помощью орбитальных космических телескопов.

Условия для проведения астрономических наблюдений

Для лучшего наблюдения астрономических объектов важны следующие условия:

1. Исследования в основном проводятся в видимой части спектра при использовании оптических телескопов.

2. Наблюдения в основном проводятся в ночное время, поскольку качество получаемых исследователями данных зависит от прозрачности воздуха и условий видимости. Условия видимости зависят от турбулентности и наличия тепловых потоков в воздухе.

3. Отсутствие полной Луны даёт преимущество в наблюдениях за астрономическими объектами. Если есть полная Луна на небе, то это даёт дополнительную засветку и осложняет наблюдения за слабыми объектами.

4. Для оптического телескопа наиболее подходящим местом наблюдения является открытый космос. В космическом пространстве возможно проводить наблюдения, которые не зависят от капризов атмосферы, за отсутствием таковой в космосе. Недостаток-высокая финансовая стоимость.

5. Пики гор- подходящее место для наблюдения за космическим пространством. Горные пики имеют большое количество безоблачных дней и меню ю имеют качественные условия видимости, связанные с хорошим качеством атмосферы.

6. Создаваемое человеческой деятельностью искусственное освещение мешают качественному наблюдению слабых астрономических объектов. Помочь проблеме помогает использование плафонов вокруг уличных фонарей. В результате количество света поступающего на поверхность земли увеличивается, а излучение направленное в сторону неба уменьшается.

7. Для получения лучшего изображения используют телескопы с дополнительной коррекцией размытия картинки. Также используется адаптивная оптика, спеклитерферометрия, апертурный синтез или размещение телескопов в космосе.

В данном реферате мы рассмотрели методы астрономических наблюдений, условия для проведения астрономических наблюдений. Мы выяснили, что методы астрономических наблюдений весьма разнообразны. Одни из них применяются для определения положения космических тел на небесной сфере, другие применяются при изучении из движения, третьи-при исследовании физических характеристик космических тел. Различными методами, соответственно, различными инструментами ведутся наблюдения Солнца, туманностей, метеоров, планет, искусственных спутников Земли. В соответствии с этим астрономия делится на ряд разделов. Суть наблюдательной астрономии заключается в получении необходимой информации об объектах в космосе с помощью применения таких приборов, как телескопы и иное оборудование. Наблюдения в астрономии позволяют отслеживать закономерности в свойствах тех или иных изучаемых объектов. Полученные результаты изучения одних объектов можно распространить на иные объекты, обладающие схожими свойствами.

Собрала для вас похожие темы рефератов, посмотрите, почитайте:

Введение

Многие религии, такие как иврит, христианин и ислам, верили, что Вселенная создана Богом, и только недавно. Например, епископ Ашер рассчитал для сотворения Вселенной дату в четыре тысячи четыреста лет и прибавил возраст людей в Ветхом Завете. Фактически, дата библейского сотворения не так далека от конца последнего ледникового периода, когда появился первый современный человек.

Исследование Вселенной

Великий немецкий ученый и философ Иммануил Кант (1724-1804) создал первую универсальную концепцию развивающейся Вселенной, обогатил образ ее плоской структуры и представил Вселенную бесконечно в особом смысле. Он установил возможности и значительную вероятность возникновения такой вселенной исключительно под воздействием механических сил притяжения и отталкивания. Кант пытался выяснить будущую судьбу этой вселенной на всех ее масштабных уровнях, от планетарной системы до мира туманностей.

Этим Фридман доказал, что материя во вселенной не может быть в покое. В своих выводах Фридман теоретически способствовал открытию необходимости глобальной эволюции Вселенной.

Происхождение Вселенной

Современные астрономические наблюдения позволяют предположить, что начало Вселенной около десяти миллиардов лет назад было огромным огненным шаром, раскаленным и плотным. Его состав довольно прост. Этот огненный шар был настолько горячим, что состоял только из свободных элементарных частиц, которые быстро двигались, когда они сталкивались друг с другом.

Существует несколько теорий эволюции. Теория пульсирующей вселенной утверждает, что наш мир был создан гигантским взрывом. Но расширение Вселенной не будет длиться вечно, потому что гравитация остановит его.

Согласно этой теории, наша Вселенная расширялась в течение 18 миллиардов лет после взрыва. В будущем расширение полностью замедлится и будет остановлено. И тогда вселенная начнет сжиматься, пока материя снова не сжимается и не произойдет еще один взрыв.

Теория стационарного взрыва: Согласно этой теории, у Вселенной нет ни начала, ни конца. Он постоянно в одном и том же состоянии. Новый вихрь постоянно формируется, чтобы сбалансировать материю в далеких галактиках. По этой причине вселенная всегда одна и та же, но если вселенная, начавшаяся со взрыва, расширится до бесконечности, то она постепенно остынет и полностью исчезнет.

Но пока ни одна из этих теорий не может быть доказана, потому что нет точных доказательств хотя бы для одной из теорий.

Однако следует отметить, что существует и другая теория (принцип).

Антропогенный (человеческий) принцип был впервые сформулирован в 1960 году Г.И. Иглисом. Но он вроде как неофициальный автор книги. А официальным автором был ученый по имени Картер.

Антропийский принцип гласит, что Вселенная — это то, что она есть, потому что есть наблюдатель или она должна появиться на определенной стадии развития. Создатели этой теории принесли очень интересные факты, чтобы доказать это. Такова критичность фундаментальных констант и совпадение большого числа. Получается, что они полностью взаимосвязаны, и их малейшее изменение приведет к полному хаосу. Тот факт, что такое явное совпадение, даже закономерность можно увидеть, дает этой довольно интересной теории шанс на жизнь.

Эволюция Вселенной

Эволюция вселенной очень медленная. Ведь Вселенная во много раз старше астрономии и человеческой культуры в целом. Зарождение и развитие жизни на Земле — лишь крошечное звено в эволюции Вселенной. И все же исследования, проведенные в нашем веке, открыли занавес, скрывающий от нас далекое прошлое.

Вселенная разделена на четыре эпохи: Адрон, Лептон, фотон и звезда.

Галактики и структура вселенной…

Дезинтеграция протоскопических слоев на отдельные утолщения, по-видимому, также произошла из-за гравитационной неустойчивости, что привело к протогалактическим изменениям. Многие из них, казалось бы, быстро вращались из-за вихревого состояния вещества, из которого они образовались. Фрагментация протогалактических облаков в результате их гравитационной неустойчивости привела к образованию первых звезд, и облака превратились в звездные системы — галактики. Протогалактические галактики с быстрым вращением превращаются в спиральные галактики с более медленным вращением или вообще без вращения в эллиптические или нерегулярные галактики. Параллельно с этим процессом развивалась масштабная структура Вселенной — создавались суперскульптуры галактик, которые, соединяясь своими краями, принимали облик сотов.

Классификация галактик

Эдвин Пауэлла Хаббл (1889-1953), известный американский наблюдатель и астроном, выбрал самый простой метод классификации галактик по их внешнему виду. И надо сказать, что хотя другие исследователи делали разумные предположения о классификации в ретроспективе, исходная система, выведенная Хабблом, до сих пор является основой для классификации галактик.

Через 20-30 лет. XX век Хаббл разработал основу для структурной классификации галактик — огромных звездных систем, согласно которой выделяются три класса галактик.

Спиральные Галактики

Спиральные галактики характеризуются двумя относительно яркими спиральными ветвями. Ветви происходят либо от яркого сердечника (обозначенного — S), либо от концов световой перемычки, пересекающей сердечник (обозначенного — SB).

Спиральные галактики — пожалуй, самые живописные объекты во Вселенной. Обычно галактика имеет две спиральные ветви, которые возникают в противоположных точках ядра, развиваются аналогично симметрично и теряются в противоположных частях периферии. Однако известны примеры более чем двух спиральных ветвей в галактике. В других случаях есть две спирали, но они неравномерны — одна гораздо более развита, чем другая. В спиральных галактиках больше светопоглощающей пыли. Она колеблется от нескольких тысяч до сотой части своей полной массы. Из-за концентрации пылевой материи в экваториальной плоскости она образует в галактиках темную полосу, которая обращена к нам от ребер и похожа на веретена.

Представитель — Галактика M82 в созвездии В. Медведей, не имеет четких очертаний и состоит в основном из горячих синих звезд и нагретых ими газовых облаков. М82 находится на расстоянии 6,5 миллионов световых лет. Примерно миллион лет назад в его центральной части произошел огромный взрыв, который принял тот облик, который имеет сегодня.

Эллиптические галактики

Эллиптические галактики (обозначены E) — это эллипсоидные галактики. Эллиптические галактики не выражены снаружи. Они имеют форму гладких эллипсов или кругов с постепенным круговым уменьшением яркости от центра к периферии. Космическая пыль в них, как правило, ничем не отличается от спиральных галактик, где светопоглощающая пыль присутствует в больших количествах. Внешне эллиптические галактики отличаются друг от друга главным образом одной особенностью — более или менее сжатием.

Представительная Кольцевая туманность в созвездии Лира находится на расстоянии 2100 световых лет и состоит из светящегося газа, окружающего центральную звезду. Этот корпус сформировался, когда старая звезда сбросила свою газовую крышку и погрузилась в космос. Звезда уменьшилась и пришла в состояние, сопоставимое по массе с Солнцем и размерам с Землей.

Галактика может быть не в правильной форме из-за низкой плотности материи или ее молодого возраста. Существует и другая возможность: галактика может стать нерегулярной из-за искажений формы, вызванных взаимодействием с другой галактикой. Видимо, эти два случая происходят среди неправильных галактик, и это может быть связано с делением неправильных галактик на 2 подтипа.

Ложные галактики подтипа II характеризуются относительно большой площадью поверхности, яркостью и сложностью ложной структуры. Французский астроном Вакулер обнаружил признаки спирального разрушения в некоторых галактиках этого подтипа, таких как Магеллановы Облака.

Ложные галактики подтипа III имеют очень низкую площадь поверхности и яркость. Эта особенность отличает их от всех других типов галактик. В то же время это препятствует открытию этих галактик, так что можно выделить лишь несколько относительно близких галактик подтипа III.

Представители нерегулярных галактик — Большое Магеллановое Облако. Он находится на расстоянии 165000 световых лет и, таким образом, ближайшая к нам галактика, относительно небольшая галактика, рядом с ней находится меньшая галактика — Маленькое Магеллановое Облако. Они оба спутники нашей галактики.

Последующие наблюдения показали, что описываемая классификация недостаточна для систематизации всего разнообразия форм и свойств галактик. Обнаружено, что галактики являются в некотором роде промежуточными между спиральными галактиками и эллиптическими галактиками (обозначены как So). Эти галактики имеют огромное центральное утолщение и окружающий плоский диск, но спиральные ветви отсутствуют.

Структура вселенной

С образованием атомов водорода начинается эра звезд, точнее эра протонов и электронов.

Вселенная вступает в звездный век в виде газа водорода с огромным количеством света и ультрафиолетовых фотонов. Водородный газ распространялся в разных частях Вселенной с разной скоростью. Плотность также была различной. Она образовала огромные куски, много миллионов световых лет. Масса таких космических комочков водорода была в сотни тысяч, а то и миллионы раз больше, чем в нашей Галактике сегодня. Расширение газа внутри сгустка происходило медленнее, чем расширение разбавленного водорода между самим сгустком. Позже супергалактики и кластеры галактик из отдельных областей, образованных собственной гравитацией. Таким образом, крупнейшие структурные единицы Вселенной — супергалактики — являются результатом неравномерного распределения водорода, которое происходило на ранних этапах истории Вселенной.

Звезды во Вселенной сгруппированы в гигантские звездные системы, называемые галактиками. Звездная система, содержащая наше Солнце, как обычная звезда, называется галактикой.

Количество звезд в галактике составляет около 1012 (триллионы). Млечный Путь, яркая серебряная полоса звезд, окружает все небо и составляет большую часть нашей Галактики. Млечный Путь — самый яркий в созвездии Стрельца, где находятся самые мощные звездные облака. Противоположная часть неба — наименее яркая. Нетрудно сделать вывод, что Солнечная система не находится в центре галактики, которая видна от нас в направлении созвездия Стрельца. Чем дальше от плоскости Млечного Пути, тем меньше слабых звезд и тем дальше в этих направлениях распространяется звездная система.

В центре галактики находится ядро диаметром 1000-2000 пк — огромное конденсированное звездное скопление. Он находится почти в 10 000 пк (30 000 световых лет) от нас в направлении созвездия Стрельца, но почти полностью скрыт плотным занавесом облаков, что препятствует визуальным и рутинным фотографическим наблюдениям этого самого интересного объекта в Галактике.

Масса нашей Галактики в настоящее время оценивается по-разному, она соответствует 2*1011 массам Солнца (масса Солнца 2*1030 кг.) и 1/1000 из них содержится в межзвездном газе и пыли. В 1944 году В.В. Кукарин обнаружил свидетельства спиральной структуры галактики, и оказалось, что мы живем между двумя спиральными рукавами.

В некоторых местах на небе в телескопе, а в некоторых даже невооруженным глазом, можно выделить близкие группы звезд, связанные со взаимной гравитацией, или звездные скопления.

Существует два типа звездных скоплений: рассеянные и сферические.

Помимо звезд, галактика содержит также рассеянное вещество — чрезвычайно рассеянное вещество, состоящее из межзвездного газа и пыли. Она образует туманности. Туманности могут быть диффузными и планетарными. Они светлые, потому что их освещают близлежащие звезды.

Во Вселенной нет ничего уникального и своеобразного в том смысле, что нет такого тела, такого явления, основные и общие свойства которого не повторялись бы в другом теле, в других явлениях.

Заключение

Открытие различных эволюционных процессов в различных системах и телах, составляющих Вселенную, позволило изучить законы эволюции Космоса на основе данных наблюдений и теоретических расчетов.

Очевидно, что вторая характеристика может быть определена только на основе теоретических расчетов. Обычно первое из приведенных значений называется возрастом, а второе — ожидаемой продолжительностью жизни.

Тот факт, что галактики, составляющие метаглактику, взаимно далеки друг от друга, говорит о том, что некоторое время назад она находилась в качественно ином состоянии и была более плотной.

Сегодня астрофизики с полным основанием называют золотой век астрофизики — удивительные и по большей части неожиданные открытия в мире звезд следуют друг за другом. В последнее время Солнечная система является объектом прямых экспериментальных, а не только наблюдательных исследований. Полеты межпланетных космических станций, орбитальных лабораторий, экспедиции на Луну принесли много новых специфических открытий о Земле, околоземном пространстве, планетах и Солнце.

Исследование Вселенной, даже той ее части, которая нам известна, является огромной задачей. Потребовалось много поколений, чтобы получить информацию, которой обладают современные ученые.

Список литературы

Образовательный сайт для студентов и школьников

Основные методы изучения Вселенной с давних пор и до настоящего времени базируются на знании и использовании основных свойств электромагнитных волн - интерференции, дифракции, дисперсии, отражении, поглощении, преломлении, свободном прохождении, так как эти свойства в сильной степени зависят от свойств взаимодействующей с ними среды.

Те длины волн, от которых нас заботливо защищают многочисленные оболочки Земли, являются, как правило, опасными для человека (или пока опасными). Поэтому при возбуждении этих волн искусственным путем и использовании их самим человеком следует быть предельно осторожными.

По мере развития науки и техники совершенствовались методы изучения Вселенной, в частности, был разработан метод спектрального анализа. С выходом человека и созданных им приборов за пределы плотной земной атмосферы, непроницаемой для многих длин волн, осваивались новые диапазоны, например, инфракрасный, ультрафиолетовый, рентгеновский и гамма-диапазон.

Метод спектрального анализа основан, как известно, на зависимости интенсивности излучения (поглощения) от длины волны. Из особенностей спектра, например, звезды извлекают информацию об ее свойствах, поскольку спектральные линии своим происхождением обязаны процессам испускания и поглощения волн той или иной длины отдельными атомами. О параметрах звездной атмосферы и вращении звезды рассказывает форма и ширина спектральных линий. По ним определяют температуру, ускорение силы тяжести, давление газа в атмосфере звезды и ее химический состав.

Следует напомнить, что ультрафиолетовое излучение способствует мутациям живых организмов. Поэтому, возможно, оно ионизирует (изменяет форму, строение) не только частиц межзвездного вещества, но и клетки живого организма.

Рентгеновские наблюдения - это наблюдения на волнах оченьмалой длины, но с большой энергией квантов. Рентгеновские лучи свободно проходят через слои бумаги, картона, дерева и даже через тонкие листы металла, но свинец для них труднопреодолим (видимо потому, что из-за большой плотности расстояния между образующими его элементами слишком малы даже для столь коротких длин волн). Рентгеновские лучи используются при изучении кристаллов (межатомные расстояния в кристаллах близки к длинам волн рентгеновских лучей). Рентгеновское излучение Солнца почти полностью экранируется земной атмосферой. Мощными источниками рентгеновского излучения являются ядра галактик с признаками высокой активности, квазары и разреженный горячий газ, заполняющий межзвездное пространство

Гамма наблюдения - это наблюдения на волнах с еще большей энергией квантов и еще более коротких, чем рентгеновские (стотысячные доли микрометра и даже меньше). Если видимые световые лучи порождаются атомами, то гамма-лучи порождаются в основном атомными ядрами. Они из-за очень малой длины волны гораздо больше похожи по поведению на поток частиц, чем на волны. Поэтому их, как правило, характеризуют не длиной волны, а энергией квантов. Источниками гамма-излучения служат частицы очень горячего (миллиарды градусов) газа или заряженные частицы, разогнавшиеся до невероятно больших скоростей в природных ускорителях. Гамма-лучи на поверхности Земли уловить невозможно — мешает атмосфера, которая является для них прочной броней. Однако отдельные гамма-кванты регистрируются специальными приборами. Самым близким источником гамма-лучей является Солнце при мощных солнечных вспышках. Далекими — активные ядра галактик и квазары.

Радиолокационная астрономия исследует тела Солнечной системы по отраженным радиосигналам. Радиолокация Меркурия показала, например, что он отнюдь не обращен к Солнцу одной стороной, как считали раньше, а медленно поворачивается, совершая три оборота вокруг своей оси за два меркурианских года.

С помощью электромагнитных волн были открыты квазары, пульсары, межзвездные мазеры, реликтовое радиоизлучение, обнаружены взрывы новых звезд, столкновения целых звездных систем — галактик и многое другое. Электромагнитные волны, как известно, излучает любое нагретое тело. Чем выше температура, тем более короткие волны преобладают в его спектре. При температуре 6000К максимум излучения приходится на оптический диапазон. Звезда, более горячая, чем Солнце, излучает большую часть энергии в ультрафиолетовом диапазоне. Менее горячая — в инфракрасном. Для того, чтобы спектр имел максимум излучения в сантиметровом диапазоне волн, температура источника должна быть всего 3К (-270 0С). Самые короткие из изученных волн - это гамма-лучи, которые, как было сказано, по своим свойствам больше похожи на частицы. Это можно объяснить тем, что они столь малы, что для них прозрачно почти любое известное вещество и поэтому они являются, скорее, свободными, а не бегущими (взаимодействующими) волнами. Но вполне возможно, что существуют еще меньшие частицы-волны, которые почти не взаимодействуют ни с одним из веществ на изученном сегодня уровне.

Основные идеи славянофильства: Славянофилы в своей трактовке русской истории исходили из православия как начала.

Читайте также: