Реферат на тему классификация галактик закон хаббла
Обновлено: 18.05.2024
После статической Вселенной Эйнштейна, построенной им в 1917 году, учение Фридмана о расширении нашей Вселенной явилось подлинным революционным прорывом в космологии. Теоретическуюоснову учения о расширяющейся Вселенной составляет общая теория относительности Эйнштейна. Парадоск состоит в том, что на основе теории относительности, Эйнштейн построил статическую, а Фридман динамическую модель Вселенной.
Пожалуй, самым важным и удивительным явлением, открытым современной астрономией, является расширение Вселенной (под термином "Вселенная" мы будем подразумевать Метагалактику, т.е.доступную для наблюдений часть Вселенной). При наблюдениях это в первую очередь проявляется в том, что расстояния между всеми галактиками, несвязанными друг с другом в единую систему силой всемирного тяготения, постоянно увеличивается, галактики "разбегаются".
Но ведь, если Вселенная расширяется, то сегодня мы видим ее не такой, какой она была неделю назад. А еще через некоторое время она опятьизменится. Вселенная эволюционирует. Она нестационарна. Это чрезвычайно важный факт, принять который было нелегко.
Tеория горячей Вселенной была первоначально разработана Г.А. Гамовым и сотрудниками для объяснения наблюдаемого химического состава Вселенной[->8]. Ведь первоначально все вещество представляло собой в основном водородную плазму[->9], а затем в эпоху т.н.
Чтобы читать весь документ, зарегистрируйся.
Связанные рефераты
Телескоп хаббл
21 Стр. 247 Просмотры
Орбитальный телескоп Хаббл
24 Стр. 73 Просмотры
Закон
. Основные понятия, используемые в настоящем Законе В настоящем Законе.
63 Стр. 82 Просмотры
Закон
. условий жизнедеятельности людей. (в ред. Федерального закона от 30.12.2008 N 309-ФЗ).
2 Стр. 3 Просмотры
Закон
. 19 февраля 1993 года N 4520-1 РОССИЙСКАЯ ФЕДЕРАЦИЯ ЗАКОН О ГОСУДАРСТВЕННЫХ.
В ХХ веке в астрономии произошли радикальные изменения. Начиная с 20-30-х гг. в качестве теоретической основы астрономического познания стали выступать (наряду с классической механикой) релятивистская и квантовая механика. Эмпирический базис астрономии стал всеволновой (радио-, инфракрасный, оптический, ультрафиолетовый, рентгеновский и гамма- диапазоны). Общая теория относительности дала возможность модельного теоретического описания явлений космологического масштаба. Создание квантовой механики послужило импульсом развития астрофизики и космогонического аспекта астрономии (выяснения источников энергии и механизмов эволюции звёзд, звёздных систем и др.); обеспечило переориентацию задач астрономии с изучения механических движений космических тел (под влиянием гравитационного поля) на изучение их физических и химических характеристик. Выдвижение астрофизических проблем на первый план сопровождалось интенсивным развитием таких отраслей астрономической науки, как звёздная и внегалактическая астрономия. Появилась возможность непосредственного исследования с помощью космических аппаратов и наблюдений космонавтов околоземного космического пространства, Луны и планет Солнечной системы. Всё это привело к значительному расширению наблюдаемой области Вселенной и открытию целого ряда необычных явлений:
*Обнаружение в 50-х гг. явлений распада скоплений и групп галактик;
*Открытие в 60-е гг. квазаров, радиогалактик, взрывной активности ядер галактик с колоссальным энерговыделением (около 1060 эрг);
*Обнаружение нестационарных явлений в недрах звёзд и нестационарных явлений в солнечной системе;
Попытки объяснить эти и другие новейшие открытия столкнулись с рядом трудностей (необходимость совершенствования теоретико-методологического инструментария современной астрономии).Выделяются новые отрасли теоретической и наблюдательной астрономии, возникают прикладные отрасли астрономии (успехи космической техники). Возрастает роль общетеоретических интеграционных принципов, понятий, установок, которые формируются под влиянием математики, физики, других естественных и даже гуманитарных наук.
Во второй половине ХХ века астрономия вступила в период научной революции, которая изменила способ астрономического познания (радикальная смена методологических установок астрономического познания и астрономической картины мира, а затем методологические установки неклассической астрономии).
Мир галактик стал интенсивно изучаться с 1920 г., когда шведский астроном К. Лундмарк разложил на звёзды периферийную часть спиральной туманности в созвездии Треугольника. Вскоре американский астроном Э. Хаббл, работавший на крупнейшем в то время телескопе с зеркалом диаметром 2,5 м., установил звёздную природу спиральных рукавов туманности Андромеды и нескольких более слабых галактик неправильной формы. Это положило начало развитию новой отрасли астрономической науки – внегалактической астрономии.
В понимании астрономической картины мира важной целью является изучение мира галактик. С этой же целью написана данная работа, в которой рассмотрены и изложены следующие вопросы и задачи:
1) классификация галактик, их строение и возраст;
2) спиральные рукава;
3) местная группа галактик, в том числе и Млечный Путь;
4) галактики с активными ядрами и квазары;
5) магнитные поля галактик;
6) красное смещение и закон Хаббла;
7) распределение галактик во Вселенной.
Глава I. АКМ. Галактики
После изобретения телескопа внимание наблюдателей привлекли многочисленные светлые пятна туманного вида, видимые в разных созвездиях неизменно в одних и тех же местах. С помощью сильных телескопов В. Гершель и его сын Джон открыли множество таких туманных пятен, а к концу XIX века было обнаружено, что некоторые из них имеют спиральную форму. Но долго оставалось загадкой, что представляют собой эти туманности. Только в 20-е годы ХХ века с помощью крупнейших в то время телескопов удалось разложить туманности на звёзды. Галактики – это гигантские звёздные системы (до 1013 звёзд). 6-ти метровый телескоп позволяет сфотографировать миллиарды галактик. Наблюдаемая нами область Вселенной – это такие галактики, какими они были в далёком прошлом. Например, свет от ближайшей к нам галактики Андромеды, которую в состоянии увидеть человек с хорошим зрением в виде размытого пятна в созвездии, - достигает Земли через 1,5 млн. лет. Расстояние до самых дальних из наблюдаемых в настоящее время галактик – свыше 10 млрд. световых лет (в 2000 г. обнаружен квазар на расстоянии 24 млрд. световых лет от Земли). Большинство галактик входит в группы, в скопления галактик и в сверхскопления. Наблюдаются и одиночные галактики. Есть галактики-карлики в несколько десятков световых лет и галактики-великаны с поперечником до 18 млн. световых лет.
1.1 Классификация галактик
Многообразны формы галактик.
Большинство галактик относят к нескольким основным типам (по характерным внешним признакам, а мелкие различия галактик помогают подразделить эти типы на отдельные подтипы).
1. Эллиптические - круглая или эллиптическая форма (обозначаются Е, 25% от общего числа галактик) - наиболее простые галактики, не содержащие горячих звёзд сверхгигантов, пыли и газовых туманностей; нет ядра. Самые яркие звёзды – красные гиганты, звёзды движутся в произвольных направлениях с высокими скоростями. Делятся на 8 подтипов: от сферических систем Е0 до чечевицеобразных Е7 (цифра указывает степень сжатия).
2. Спиральные (S, 50%). Имеют два или более спиральных рукава, образующих плоский диск, в центральной области - сфероидальное вздутие (балдж), в котором находится ядро галактики. Богаты яркими газовыми туманностями, окружающими горячие звёзды-сверхгиганты; облаками тёмной газово-пылевой материи.
а) обычные спиральные галактики (S) – ветви выходят из ядра;
б) пересечённые (SB) – ядро пересечено широкой, яркой полосой (перемычка, бар), от концов бара закручиваются спиральные рукава.
Спиральные галактики подразделяются на подтипы Sa, Sab, Sb, Sc, SBa и т.д. по относительным размерам ядра и диска (размеры ядра убывают от Sa к Sc). Некоторые спиральные системы видны в профиль как толстое или тонкое веретено, пересечённое полосой тёмного вещества, поглощающего свет. Наша галактика также является спиральной (Sb). Спиральные галактики окружены сфероидальной звёздной короной, в которой содержится значительная часть массы галактик.
4. Неправильные (Ir, 5%). Имеют неправильную форму и клочковатое строение; яркость и светимость невелики; изобилуют горячими сверхгигантами, газовыми туманностями (Магеллановы Облака), пылью, взаимодействующими галактиками; большинство из них – карлики.
Делятся на подтипы:
а) Эти звёздные системы (Магеллановы Облака) – предельный случай спиральных галактик, чрезвычайно плоски, отсутствует ядро, осевое вращение;
б) По цвету и плавному изменению яркости к краям сходны с эллиптическими, а по спектру – со спиральными системами (М 82). Но нет типичных звёзд-сверхгигантов и ярких газовых туманностей. Облака газа движутся со скоростями более тысячи км/с во все стороны;
в) Пекулярные. Каждая из галактик имеет свою уникальную форму. Обычно двойные галактики, между которыми наблюдаются перемычки, хвосты, мостики светлой и тёмной материи и т. д. – признаки взаимного влияния близко расположенных галактик. Среди них в специальный класс выделены взаимодействующие галактики.
По морфологическим свойствам галактики с нестационарными ядрами отличаются от нормальных галактик генерацией мощного рентгеновского, УФ-, ИК- и радиоизлучения, выбросами радиоизлучающей плазмы, ускорением газовых облаков и т. д.
Принято подразделять на четыре основных типа:
2. Радиогалактики обладают мощным электромагнитным излучением в радиодиапазоне, большинство из них – эллиптические галактики. К ним можно отнести радиоисточники с мощностью радиоизлучения, характерного для массивных эллиптических галактик. Радиогалактики делят дополнительно на несколько типов (D-галактики, Е-галактики, N-галактики и другие). Эллиптические Е-галактики бедны межзвёздным газом. В радиогалактиках имеется два излучающих облака (компонента), располагающихся более или менее симметрично относительно галактики, видимой в оптических лучах. Радиоисточники образуются в результате выделения энергии в ядре галактики. Важную роль играет биполярный характер магнитного поля ядра галактики, из магнитных полюсов которого вдоль силовых линий поля вытекают струи релятивистской плазмы, расширяющиеся со временем, расстояние между ними увеличивается. У некоторых радиогалактик обнаружены крупномасштабные остронаправленные струи выброшенного из ядер вещества. Ближайшие радиогалактики (Кентавр А, Дева А, Персей А и др.) являются ярчайшими членами скоплений галактик. Наиболее полно изучены радиогалактики:
*Лебедь А (Е-галактика, DB-радиогалактика, по красному смещению расстояние около 200 Мпк, 16-я звёздная величина, в центре – газово-пылевой слой);
*Кентавр А (ближайшая радиогалактика, содержит протяжённый радиоисточник, старую, сильно расширившуюся двойную структуру, в центре - компактная двойная радиоструктура, в ядре – компактный радиоисточник);
*Дева А (Е-галактика, тип сD, с одной стороны от ядра выброс вещества, с другой - расположен второй компонент радиоизлучения, имеет протяжённый радиоисточник относительно низкой поверхностной яркости, вероятно галактика движется через плотную межгалактическую среду скопления галактик в Деве).
3. Лацертиды – немногочисленная группа галактик с активными ядрами, их основной признак – переменность блеска, относятся к внегалактическим объектам. Характеризуются оптической переменностью с большой амплитудой, переменным радиоизлучением и заметной поляризацией излучения. Она имеет вид звёздоподобных объектов, окружённых туманными оболочками, похожими на квазары. В их оптических спектрах нет эмиссионных линий, по которым можно было бы измерить красное смещение и тем самым расстояние до объекта. Спектр слабой туманной оболочки вокруг яркого ядра содержит линии поглощения (они типичны для звёздного компонента удалённой галактики), и тем самым соответствует спектрам обычных эллиптических галактик. В ядрах лацертидов отсутствует газовая оболочка. Излучение лацертидов – это излучение, идущее из самых внутренних частей центрального источника. Характерные временами переменные излучения позволяют оценить размер радиоизлучающей области лацертидов. Возможно, лацертиды – далеко проэволюционировавшие массивные ядра гигантских массивных эллиптических галактик.
4. Квазары – точечные источники излучения, как и лацертиды. У близких квазаров обнаружены слабые туманные оболочки, спектры которых позволяют считать квазары ядрами далёких галактик.
В центрах галактик обычно сосредоточено огромное количество вещества (до 10% всей массы). Здесь происходят выбросы большинства количества вещества, что приводит к интенсивному движению от центра туч водорода. В отдельных галактиках ядро может представлять собой чёрную дыру.
Современная астрофизика рассматривает чёрные дыры как реальные космические объекты, возникающие в результате гравитационного коллапса тяжёлых звёзд и часто присутствующие в центрах галактик.
Определение звёздной массы.
1. Наблюдение скоростей вращения периферийных, промежуточных и центральных частей спиральных галактик (спиральные галактики вращаются вокруг своей оси не как твёрдый однородный по массе диск, а дифференциально – по закону, который зависит от распределения массы).
2. У эллиптических галактик массу оценивают по расширению линий в их спектрах, которое вызывается движением звёзд: чем больше скорости звёзд, тем больше масса галактик и шире линии в её спектре. По мощности излучения галактики можно подразделить на несколько классов светимости.
Вопрос об образовании и строении галактик изучает не только космология, но и космогония (различают планетную, звёздную, галактическую космогонию).
На ранней стадии развития Вселенная была заполнена разреженным газом, который распался потом на сгущения, а сгущения в последующем – на отдельные облака. Одни из облаков имели вращательный момент и центральное сгущение, из них впоследствии образовались спиральные галактики, а другие практически не вращались, они положили начало эллиптическим галактикам, облака же без значительного центрального сгущения, но всё же обладавшие вращательным моментом, дали начало неправильным галактикам. В массивных галактиках эволюция идёт быстрее. Галактики с большим вращательным моментом развились в тип Sc , со средним – в тип Sb, а с небольшим - в Sa. Чем массивнее спиральная галактика, тем сильнее тяготение сжимает спиральные рукава, поэтому у массивных галактик рукава тонкие, в них больше звёзд и меньше газа. Весь газ в эллиптических системах с самого начала превратился в звёзды сферической подсистемы.
Сравнивая количество звёзд разных поколений у большинства однотипных галактик можно установить возможные пути их эволюции. У более старых галактик наблюдается истощение запасов межзвёздного газа и снижение в связи с этим темпов образования звёзд новых поколений. Зато в них много белых карликов, представляющих собой одну из последних стадий эволюции звёзд. В этом и заключается старение галактик. Следует отметить, что в начале эволюции галактики имели более высокую светимость, так как в них было больше массивных молодых звёзд.
1.2 Спиральные рукава галактик
Спиральные ветви имеют сложный рисунок, динамичную форму и многообразие структур при единстве главных черт. Излучение от спиральных ветвей составляет большую часть излучения всей спиральной галактики и определяет общий вид звёздной системы. Для выяснения сущности явления спиральных ветвей необходимо определить механизм их образования. Крупномасштабная спиральная структура Нашей Галактики чётко выявляется по далёким пульсарам, спиральные ветви, определяемые по пространственному положению пульсаров, хорошо соответствуют ветвям, найденным по положению зон Н 11. По-видимому, в ветвях находятся в основном наиболее яркие и потому наиболее молодые (в среднем) пульсары. В то же время близкие к Солнцу пульсары, среди которых большинство имеет низкую радиосветимость, не обнаруживают связи со спиральными рукавами.
Ветви содержат малую часть всех звёзд галактики, но в них сосредоточены почти все горячие звёзды высокой светимости. Звёзды этого типа относятся к молодым, поэтому спиральные ветви можно считать местом образования звёзд. Кроме молодых звёзд в рукавах сосредоточена большая часть межзвездного газа галактики, из которого и образуются звёзды. По характеру спиральных ветвей спиральные галактики делятся на классы. У одних ветви тонки и туго навиты, а других – они более размыты и круто удаляются от центральной области. Одна из распространённых классификаций спиральных галактик принадлежит французскому астроному Ж. Вокулёру.
Газ в спиральных ветвях состоит в основном из водорода и часто образует плотные диффузные туманности, служащие ориентиром при определении вида спиральных ветвей. Ещё одним признаком ветвей является рассеянная в газе межзвёздная пыль, обнаруживаемая по производимому ею поглощению. Она видна как тонкая тёмная полоса по внутреннему (ближе к центру галактики) краю спиральной ветви. Кроме того, в рукавах наблюдаются тонкие полоски, пересекающие рукава и отдельные тёмные массы. Концентрация звёзд, образующих галактический диск, тоже увеличивается в ветвях. Звёзды, газ и др. объекты галактического диска движутся по орбитам, близким к круговым.
Спиральные ветви могут быть волнами плотности. Волны распространяются по звёздному населению. А газ реагирует на возмущение гравитационного потенциала, связанного с волнами, бегущими по системе звёзд, т. е. его движение в гравитационном поле рукавов является несамосогласованным. При протекании межзвёздного газа через спиральные рукава в нём могут происходить своего рода фазовые переходы с образованием облачной структуры.
Возможно, Солнце в Галактике находится в исключительном положении. Поскольку галактический диск вращается дифференциально, а спиральные рукава – твёрдотельно , в Нашей Галактике должна существовать окружность, на которой угловые скорости диска и волны плотности равны.
Глава II. Квазары. Местная группа галактик
2.2 Местная группа галактик
Наиболее исследована Местная группа галактик. В неё входят 14 карликовых эллиптических галактик, несколько внегалактических шаровых скоплений и ряд неправильных галактик. Недавно открыта новая галактика Сникерс на расстоянии всего 55 световых лет. К семейству Туманности Андромеды относится 1 спиральная и 2 эллиптические и несколько карликовых галактик. Соседние группы галактик располагаются в 2-5 Мпк от Местной группы и по составу похожи на неё.
Ярчайшими галактиками в скоплениях являются обычно линзообразные сверхгиганты системы (сD-галактики). Скопления в Деве - центральное сгущение Сверхскопления галактик. Яркие галактики расположены по небу не беспорядочно, а поясом, который называют Млечным Путём (1/3 – эллиптические и линзообразные). В других галактиках преобладают эллиптические галактики.
Соседние с местной группой галактик 10-13-й величины вращаются вокруг скопления в Деве. Общее число галактик нашего сверхскопления, исключая карликовые, - около 20 000. Его соседями являются сверхскопления во Льве (на расстоянии 140 Мпк) и в Геркулесе (190 Мпк). Всего выявлено пока около 50 сверхскоплений.
Глава III. Наша Галактика – Млечный Путь
Наша Галактика – это гигантская звёздная система из 200 млрд. звёзд (среди них и Солнце), газа и пыли. Галактика пронизана магнитными полями, заполнена частицами высоких энергий – космическими лучами. По форме звёзды Галактики образует в пространстве сложную фигуру, которая выглядит как плоский диск с шарообразным утолщением (балдж) в центре. От центральной области к периферии диска отходят спиральные рукава, в которых преимущественно концентрируются наиболее яркие звёзды Галактики. Нашу Галактику относят к широко распространённому классу спиральных галактик.
Тысячелетиями человечество обращало свои взгляды на окружающий мир, и стремилось вырваться за пределы окружающего его мира. Небесный купол, усеянный мириадами звезд, с незапамятных времен волновал воображение ученых, поэтов живущих на Земле.
Что есть Земля, Луна, Солнце, звезды? Где начало и где конец Вселенной?
Столетиями мы были узниками Солнечной системы. Проникая все дальше и дальше, астрономы нашли такой предел, и оказалось, что наше Солнце – одна из огромного числа звезд, образующих систему под названием Галактика.
Мой выбор темы на экзамене по астрономии был подсказан интересом, есть ли за нашей Солнечной системой, что - то еще? Хотелось узнать как можно больше информации на данную тему, и написать реферат.
В науке еще много остается белых пятен в изучении нашей Галактики.
Я считаю, что эта тема сейчас актуальна, значима не только в настоящем, но и в будущем среди ученых.
Думаю, написанный мною реферат поможет ознакомиться с данной темой и другим студентам в изучении астрономии.
Теории возникновения
В 1915 и 1916 годах Эйнштейн опубликовал уравнения общей теории относительности (следует заметить, что к настоящему времени это наиболее полно и тщательно проверенная и подтверждённая теория). Согласно этих уравнений Вселенная не является статичной, а расширяется с одновременным торможением. Единственное физическое явление, которое ведёт себя подобным образом это взрыв, которому учёные дали название “Большой взрыв” или “горячий Большой взрыв”. Но если видимая Вселенная является следствием Большого взрыва, то у этого взрыва было начало, была Первопричина, был Конструктор. Вначале Эйнштейн отвергал такой вывод и в 1917 г. выдвинул гипотезу о существовании некой “силы отталкивания”, прекращающей движение и сохраняющей Вселенную в статическом состоянии бесконечное время. Однако американский астроном Эдвин Хаббл (1889-1953) в 1929 году доказал, что звёзды и звёздные скопления (галактики) удаляются друг от друга. Это, так называемое, “разбегание галактик” предсказано изначальной формулировкой общей теории относительности. Перед лицом таких доказательств Эйнштейн отказался от гипотетической силы отталкивания и признал необходимость начала и присутствия Высшей первопричины возникновения Вселенной, которая, по его словам, обладает разумом и творческой силой, но не является личностью. Я не буду оспаривать последние слова Эйнштейна, с которыми христиане не согласятся, а поясню, почему он и многие другие выдающиеся современные учёные пришли к такому выводу.
Млечный Путь и Галактика
Млечный Путь, называемый также просто Галактикой, является большой спиральной галактикой с перемычкой, диаметром около 30 килопарсек (или 100 000 световых лет) и толщиной 1000 световых лет (до 3000 в районе балджа). Солнце с Солнечной системой находятся внутри галактического диска, наполненного пылью, поглощающей свет. Поэтому на небе мы видим полосу звёзд, но клочковатую, напоминающую сгустки молока. Из-за поглощения света Млечный Путь как галактика изучен не до конца: не построена кривая вращения, до конца не выяснен морфологический тип, неизвестно число спиралей и т. д. Галактика содержит около 3·1011 звёзд, а её общая масса составляет около 3·1012 масс Солнца.
Большую роль в изучении Млечного Пути играют исследования скоплений звёзд — относительно небольших гравитационно связанных объектов, содержащих от сотен до сотен тысяч звёзд. Их гравитационная связанность, вероятно, вызвана единством происхождения. Поэтому, исходя из теории эволюции звёзд и зная расположение звёзд скопления на диаграмме Герцшпрунга — Рассела, можно рассчитать возраст скопления. Скопления делятся на рассеянные и шаровые.
Шаровые — старые звёздные скопления, имеющие шаровидную форму, концентрирующиеся к центру Галактики. Отдельные шаровые скопления могут иметь возраст свыше 12 млрд лет.
Рассеянные — относительно молодые скопления, имеют возраст до 2 млрд лет, в некоторых ещё идут процессы звездообразования. Самые яркие звёзды рассеянных скоплений — молодые звёзды спектральных классов B или A, а в самых молодых скоплениях ещё есть голубые сверхгиганты (класс O).
Вследствие своих небольших (относительно космологических масштабов) размеров, звёздные скопления напрямую могут наблюдаться только в Галактике и её ближайших соседях.
Ещё один тип объектов, доступный для наблюдения только в окрестностях Солнца, — двойные звёзды. Значимость двойных звёзд для исследования различных процессов, происходящих в галактике, объясняется тем, что благодаря им возможно определить массу звезды, именно в них можно изучить процессы аккреции. Новые и сверхновые типа Ia — это тоже результат взаимодействия звёзд в двойных системах, называемых тесными двойными системами.
История изучения
В 1610 году Галилео Галилей при исследовании Млечного Пути с помощью телескопа обнаружил, что Млечный Путь состоит из огромного числа слабых звёзд. В трактате 1755 года, основанном на работах Томаса Райта (англ. Thomas Wright), Иммануил Кант предположил, что Галактика может быть вращающимся телом, которое состоит из огромного количества звёзд, удерживаемых гравитационными силами, сходными с теми, что действуют в Солнечной системе, но в больших масштабах. С точки наблюдения, расположенной внутри Галактики (в частности, в нашей Солнечной системе), получившийся диск будет виден на ночном небе как светлая полоса. Кант высказал и предположение, что некоторые из туманностей, видимых на ночном небе, могут быть отдельными галактиками.
В безлунные осенние вечера вдали от ярко освещенных домов и улиц, любуясь звёздным небом, можно увидеть белую полосу, протянувшуюся через все небо. Это Млечный Путь.
Согласно одному из древних мифов, Млечный Путь – это дорога с Олимпа на Землю. Согласно другому – это пролитое Герой молоко.
Млечный Путь опоясывает небесную сферу по большому кругу. Жителям северного полушария Земли, в осенние вечера удается увидеть ту часть Млечного Пути, которая проходит через Кассиопею, Цефей, Лебедь, Орел и Стрельца, а под утро появляются другие созвездия. В южном полушарии Земли Млечный Путь простирается от Стрельца к созвездиям Скорпион, Циркуль, Центавр, Южный Крест, Киль, Стрела.
Млечный Путь, проходящий через звездную россыпь южного полушария, удивительно красив и ярок. В созвездиях Стрельца, Скорпиона, Щита много ярко светящихся звездных облаков. Именно в этом направлении находится центр нашей Галактики. В этой же части Млечного Пути особенно четко выделяются темные облака космической пыли- темные туманности. Если бы не было этих темных, непрозрачных туманностей, то Млечный Путь в направление к центру Галактики был бы ярче в тысячу раз.
Глядя на Млечный путь, нелегко вообразить, что он состоит из множества неразличимых невооруженным глазом звёзд. Но люди догадались об этом давно. Одну из таких догадок приписывают ученому и философу Древней Греции - Демократу. Он жил почти на две тысячи лет раньше, чем Галилей, который впервые доказал на основе наблюдений с помощью телескопа звездную природу Млечного Пути. В своём знаменитом “Звездном вестнике” в 1609 году Галилей писал: “Я обратился к наблюдению сущности или вещества Млечного Пути, и с помощью телескопа оказалось возможным сделать её настолько доступной нашему зрению, что все споры умолкли сами собой благодаря наглядности и очевидности, которые и меня освобождают от многословного диспута.
В самом деле Млечный Путь представляет собой не что иное, как бессчетное множество звёзд, как бы расположенных в кучах, в какую бы область не направлять телескоп, сейчас же становится видимым огромное число звёзд, из которых весьма многие достаточно ярки и вполне различимы, количество же звёзд более слабых не допускает вообще никакого подсчета”.
Какое же отношение звёзды Млечного Пути имеют к единственной звезде Солнечной системы, к нашему Солнцу? Ответ сегодня общеизвестен. Солнце - одна из звёзд нашей Галактики, Галактики – Млечный Путь. Какое же место занимает Солнце в Млечном Пути? Уже из того факта, что Млечный Путь опоясывает наше небо по большому кругу, ученые сделали вывод, что Солнце находится вблизи главной плоскости Млечного Пути.
Чтобы получитъ более точное представление о положении Солнца в Млечном Пути, а затем и представить себе, какова в пространстве форма нашей Галактики, астрономы (В.Гершель, В.Я.Струве и др.) использовали метод звездных подсчетов, суть которых в том, что в различных участках неба подсчитывают число звёзд в последовательном интервале звёздных величин. Если допустить, что светимости звёзд одинаковы, то по наблюдаемому блеску можно судить о расстояниях до звезд, далее, предполагая, что звёзды в пространстве расположены равномерно, рассматривают число звёзд, оказавшихся в сферических объёмах, с центром в Солнце.
На основе этих подсчетов уже в 18 веке был сделан вывод о “сплюснутости” нашей Галактики.
В состав Галактики входят не менее 150 млрд. Звёзд, подобных нашему Солнцу. В близи центральной области Галактики звёздная плотность в миллионы раз больше, чем вблизи Солнца. Участвуя во вращении Галактики, наше Солнце мчится со скоростью
более 220 км/с, совершая один оборот за 200-250 миллионов лет. Галактика имеет сложное строение и сложный состав. Современные исследования Галактики требуют технических средств 20 века, но началось исследование Галактики с пытливого вглядывания в простирающийся над нашими головами Млечный Путь.
Внешний вид и структура звездных систем также весьма различны, и в соответствии с этим галактики делятся на морфологические типы.
Спиральные галактики по внешнему виду напоминают чечевицу или двояковыпуклую линзу. На галактическом диске заметен спиральный узор из двух или более (до десяти) закрученных в одну сторону ветвей, или рукавов, выходящих из центра галактики. Диск погружен в разряженное светящееся облако — гало. К этому классу принадлежит половина всех наблюдаемых галактик. Обозначаются спиральные галактики буквой S. По степени структурности (развитости) спиральных ветвей и общей форме их различают на типы, называемые хаббловскими типами по имени американского астронома Эдвина Хаббла, предложившего классификацию галактик. Системы с гладкими, туго закрученными спиральными ветвями относят к типу Sa. В них центральная шарообразная часть (балдж) является яркой и протяженной, а рукава нечеткие, размытые. Если же спирали более мощные и четкие, а центральная часть менее выделяется, то такие галактики принадлежат к типу Sb. Галактики с развитой клочковатой спиральной структурой относятся к типу Sc.
У некоторых спиральных систем в центральной части имеется почти прямая звездная перемычка бар. В этом случае к их обозначению после буквы S добавляется B (например, SBc). Линзовидные галактики это промежуточный тип между спиральными и эллиптическими. У них есть балдж, гало и диск, но нет спиральных рукавов. Такие галактики обозначаются S0. Среди всех звездных систем их примерно 20%.
Встречаются среди галактик и карликовые, которые не вписываются в классификацию Хаббла. Они в несколько десятков раз меньше по размерам и массе, чем нормальные галактики. Но галактики карлики отличаются от остальных не только величиной. Жизненный путь этих звездных систем настолько своеобразен, что накладывает отпечаток и на свойства звезд внутри галактик. И на свойства галактик в целом.
Открытие семейства карликовых галактик началось с 30-х гг. XX в. В те времена, американский астроном Харлоу Шепли обнаружил два слабых, еле заметных скопления звезд в созвездиях Скульптора и Печи (южное полушарие неба). Природа их оставалась неясной до тех пор, пока не были измерены расстояния до них. Слабые скопления звезд оказались внегалактическими объектами, самостоятельными карликовыми звездными системами очень низкой плотности. Это вызвало интерес к слабым галактикам с низкой поверхностной яркостью, и через некоторое время было известно уже множество карликовых галактик.
Карликовые галактики обозначают буквой d (dwarf). Их можно разделить на карликовые эллиптические dE, карликовые сфероидальные dSph (sphere), карликовые неправильные dIr и карликовые голубые компактные галактики dBCG (BCG=blue compact galaxies).
Карлики dE от нормальных эллиптических галактик главным образом размерами и массой. Это фактически те же эллиптические галактики, только с меньшим числом звезд. Состоят они в основном из старых звезд небольшой массы, содержат очень мало газа и пыли.
Другие типы карликовых галактик dBCG и dIr это небольшие по размерам и массе бесформенные системы, очень богатые газом (в некоторых случаях газа по массе больше, чем звезд). Основное различие между ними заключается в том, что в dBGG-галактиках часто наблюдается интенсивное звездообразование и рождается большое число голубых массивных звезд. Благодаря этому галактики выглядят более яркими, компактными и окрашенными в голубой цвет.
Галактик с хорошо развитыми спиральными ветвями среди карликов не встречается. Скорее всего для образования спиралей нужен массивный звёздный диск. Масса же карликовых галактик недостаточна для этого.
Существует также класс больших спиральных звездных систем, поверхностная яркость которых намного меньше, чем у нормальных. Необычным в них является низкая плотность звездного диска: новые звезды по неясным причинам почти не рождаются в этих галактиках. Их называют анемичными (хилыми) или спиральными галактиками низкой яркости.
Основным рабочим инструментом Гарвардской обсерватории был 24-дюймовый (≈61 см) рефрактор, на котором сложно было получить хорошо детализированные изображения галактик. Дабы решить эту проблему Х. Шепли в 1927 году предложил новую классификацию, в которой попытался учесть возникающие трудности с классификацией слабых галактик.
Все галактики в гарвардской классификации были разделены на 5 классов:
Класс A — галактики ярче 12m
Класс B — галактики от 12m до 14m
Класс С — галактики от 14m до 16m
Класс D — галактики от 16m до 18m
Класс E — галактики от 18m до 20m
Более тусклые галактики были не доступны для наблюдений в Гарвардской обсерватории, но, при необходимости система могла быть расширена дальше.
Внутри каждого класса галактики описывались двумя параметрами: концентрацией и эллиптичностью.
Читайте также: