Скорость вращения галактик реферат

Обновлено: 04.07.2024

Скорость вращения галактики как скорость вращения различных компонентов галактики вокруг её центра. Особенности движения газа и звёзд. Распределение звезд, анализ их поля скоростей как информация о движении в галактике, оценка вероятности столкновения.

Скорость вращения галактик

Под скоростью вращения галактики подразумевается скорость вращения различных компонентов галактики вокруг её центра. Данная скорость -- это суммарная скорость, приобретённая в ходе различных процессов. Скорость вращения галактики следует отличать от круговой скорости V_c, которая обусловлена только силой гравитации и равна, по определению, необходимой скорости тела, движущегося по кругу под действием силы притяжения к центру. Скорость же вращения в общем случае обусловлена также радиальным градиентом давления P межзвёздного газа.

Здесь Ц -- гравитационный потенциал, а с_g -- плотность газа.

Для разных компонентов галактики скорость вращения оценивается по-разному. Для газа -- по доплеровскому смещению эмиссионных линий. Для звёзд -- по доплеровскому смещению абсорбционных линий звёзд. Схема получения скорости вращения следующая.

Непосредственно получаемая из наблюдений скорость -- это сумма скорости движения галактики как целого и скорости внутреннего движения. Обычно скорость галактики в целом (V₀) отождествляется со скоростью движения центральной области. Для далёких галактик эта скорость обусловлена хаббловским расширением Вселенной, собственная скорость пренебрежимо мала.

Скорость, получившаяся после учёта скорости движения галактики как целого, -- скорость по лучу зрения (V_r), и чтобы вычислить скорость вращения галактики на данном расстоянии, необходимо учесть эффекты проекции. Для этого необходимо знать угол наклона оси галактики к лучу зрения i, а также угол ц между большой осью галактики и прямой, проходящей через центр галактики и наблюдаемую точку. Таким образом, чтобы перейти от V_r к V_ц, необходимо знать пять параметров: скорость движения галактики V₀, углы i и ц, две координаты центра галактики (относительно любой точки изображения).

Если галактика выглядит асимметричной, то задача упрощается, так как углы ориентации и положения центра можно вычислить по распределению яркости диска. И если щель спектрографа расположить вдоль её большой оси, можно получить:

где l -- расстояние от центра галактики вдоль щели.

При этом в наибольшей мереполную информацию о движении в галактике даёт анализ поля скоростей -- совокупности измерений лучевых скоростей для большого числа точек по диску галактики. Для получения поля скоростей применяют двумерную спектроскопию. Обычно применяется либо многоканальный приёмник, либо интерферометр Фабри -- Перо. Радионаблюдения газа в линиях H I также позволяют получить двумерную картину распределения скоростей в галактике.

Движение газа и звёзд

Так как звёзды расположены далеко друг от друга и вероятность их столкновения мала, звёзды, как в галактиках, так и в скоплениях, представляют собой бесстолкновительную среду. Это легко показать. Будем называть столкновением двух звёзд случай, когда две звезды при сближении под действием силы гравитации изменят направление движения, сохранив при всём этом полную энергию. Тогда рассмотрим это сближение относительно центра масс звёзд. Для упрощения расчётов будем считать, что массы звёзд равны, и их скорости на начало сближения (формально на бесконечно большом расстоянии) тоже. Для первой оценки это вполне допустимое приближение. Запишем закон сохранения механической энергии:

где V -- текущая скорость звёзд (скорости должны быть одинаковы из-за соображений симметрии), r -- расстояние между звёздами, V₀ -- скорость на бесконечности до взаимодействия, а G -- гравитационная постоянная. Будем считать, что звёзды испытали столкновение, если в момент их сближения кинетическая энергия удвоилась.

Тогда, подставив значение прицельного параметра d в уравнение, написанное выше, получим:

Тогда диаметр сечения столкновения тел и, соответственно, площадь сечения взаимодействия равны:

Оценим характерное время столкновения для звёзд окрестностей Солнца (n = 3Ч10 ?56 см ?3 , а относительная скорость движения 20 км/с). Получим:

Полученное время больше времени жизни Вселенной на три порядка. И даже в звёздных скоплениях, где концентрация звёзд на три порядка больше, ситуация не улучшается. Заметим, что можно было бы провести более точный расчёт, с учётом закона сохранения импульса и т. д., но результаты получились бы схожими. Из бесстолкновительности среды напрашивается вывод о неравновесности системы и распределении случайных скоростей звёзд не максвелловским образом. Характерное время его установления должно быть много большим времени свободного пробега звезды. При этом в действительности всё оказалось гораздо сложнее.

Данная проблема не решена окончательно, по-видимому, решающую роль играют всё же столкновения, но не со звёздами, а с массивными газовыми облаками.

Чтобы скачать работу бесплатно нужно вступить в нашу группу ВКонтакте. Просто кликните по кнопке ниже. Кстати, в нашей группе мы бесплатно помогаем с написанием учебных работ.

>>>>> Перейти к скачиванию файла с работой
Кстати! В нашей группе ВКонтакте мы бесплатно помогаем с поиском рефератов, курсовых и информации для их написания. Не спешите выходить из группы после загрузки работы, мы ещё можем Вам пригодиться ;)

Секреты идеального введения курсовой работы (а также реферата и диплома) от профессиональных авторов крупнейших рефератных агентств России. Узнайте, как правильно сформулировать актуальность темы работы, определить цели и задачи, указать предмет, объект и методы исследования, а также теоретическую, нормативно-правовую и практическую базу Вашей работы.

Секреты идеального заключения дипломной и курсовой работы от профессиональных авторов крупнейших рефератных агентств России. Узнайте, как правильно сформулировать выводы о проделанной работы и составить рекомендации по совершенствованию изучаемого вопроса.

Под скоростью вращения галактики подразумевается скорость вращения различных компонентов галактики вокруг её центра. Данная скорость — это суммарная скорость, приобретённая в ходе различных процессов. Скорость вращения галактики следует отличать от круговой скорости V_c , которая обусловлена только силой гравитации и равна, по определению, необходимой скорости тела, движущегося по кругу под действием силы притяжения к центру. Скорость же вращения в общем случае обусловлена также радиальным градиентом давления P межзвёздного газа.

Здесь Φ — гравитационный потенциал, а ρ_g — плотность газа.

Для разных компонентов галактики скорость вращения оценивается по-разному. Для газа — по доплеровскому смещению эмиссионных линий. Для звёзд — по доплеровскому смещению абсорбционных линий звёзд. Схема получения скорости вращения следующая.

Непосредственно получаемая из наблюдений скорость — это сумма скорости движения галактики как целого и скорости внутреннего движения. Обычно скорость галактики в целом (V₀ ) отождествляется со скоростью движения центральной области. Для далёких галактик эта скорость обусловлена хаббловским расширением Вселенной, собственная скорость пренебрежимо мала.

Скорость, получившаяся после учёта скорости движения галактики как целого, — скорость по лучу зрения (V_r ), и чтобы вычислить скорость вращения галактики на данном расстоянии, необходимо учесть эффекты проекции. Для этого необходимо знать угол наклона оси галактики к лучу зрения i, а также угол φ между большой осью галактики и прямой, проходящей через центр галактики и наблюдаемую точку. Таким образом, чтобы перейти от V_r к V_φ , необходимо знать пять параметров: скорость движения галактики V₀ , углы i и φ, две координаты центра галактики (относительно любой точки изображения).

где l — расстояние от центра галактики вдоль щели.

Однако наиболее полную информацию о движении в галактике даёт анализ поля скоростей — совокупности измерений лучевых скоростей для большого числа точек по диску галактики. Для получения поля скоростей применяют двумерную спектроскопию. Обычно применяется либо многоканальный приёмник, либо интерферометр Фабри — Перо. Радионаблюдения газа в линиях H I также позволяют получить двумерную картину распределения скоростей в галактике.

Движение газа и звёзд

Так как звёзды расположены далеко друг от друга и вероятность их столкновения мала, звёзды, как в галактиках, так и в скоплениях, представляют собой бесстолкновительную среду. Это легко показать. Будем называть столкновением двух звёзд случай, когда две звезды при сближении под действием силы гравитации изменят направление движения, сохранив при этом полную энергию. Тогда рассмотрим это сближение относительно центра масс звёзд. Для упрощения расчётов будем считать, что массы звёзд равны, и их скорости на начало сближения (формально на бесконечно большом расстоянии) тоже. Для первой оценки это вполне допустимое приближение. Запишем закон сохранения механической энергии:

где V — текущая скорость звёзд (скорости должны быть одинаковы из-за соображений симметрии), r — расстояние между звёздами, V₀ — скорость на бесконечности до взаимодействия, а G — гравитационная постоянная. Будем считать, что звёзды испытали столкновение, если в момент их сближения кинетическая энергия удвоилась.

Тогда, подставив значение прицельного параметра d в уравнение, написанное выше, получим:

Тогда диаметр сечения столкновения тел и, соответственно, площадь сечения взаимодействия равны:

Оценим характерное время столкновения для звёзд окрестностей Солнца (n = 3×10 −56 см −3 , а относительная скорость движения 20 км/с). Получим:

Полученное время больше времени жизни Вселенной на три порядка. И даже в звёздных скоплениях, где концентрация звёзд на три порядка больше, ситуация не улучшается. Заметим, что можно было бы провести более точный расчёт, с учётом закона сохранения импульса и т. д., но результаты получились бы схожими. Из бесстолкновительности среды напрашивается вывод о неравновесности системы и распределении случайных скоростей звёзд не максвелловским образом. Характерное время его установления должно быть много большим времени свободного пробега звезды. Однако в действительности всё оказалось гораздо сложнее.

Под скоростью вращения галактики подразумевается скорость вращения различных компонентов галактики вокруг её центра. Данная скорость — это суммарная скорость, приобретённая в ходе различных процессов. Скорость вращения галактики следует отличать от круговой скорости Vc, которая обусловлена только силой гравитации и равна, по определению, необходимой скорости тела, движущегося по кругу под действием силы притяжения к центру. Скорость же вращения в общем случае обусловлена также радиальным градиентом давления P межзвёздного газа.

Здесь Φ — гравитационный потенциал, а ρg — плотность газа.

Непосредственно получаемая из наблюдений скорость — это сумма скорости движения галактики как целого и скорости внутреннего движения. Обычно скорость галактики в целом (V0) отождествляется со скоростью движения центральной области. Для далёких галактик эта скорость обусловлена хаббловским расширением Вселенной, собственная скорость пренебрежимо мала.

Скорость, получившаяся после учёта скорости движения галактики как целого, — скорость по лучу зрения (Vr), и чтобы вычислить скорость вращения галактики на данном расстоянии, необходимо учесть эффекты проекции. Для этого необходимо знать угол наклона оси галактики к лучу зрения i, а также угол φ между большой осью галактики и прямой, проходящей через центр галактики и наблюдаемую точку. Таким образом, чтобы перейти от Vr к Vφ, необходимо знать пять параметров: скорость движения галактики V0, углы i и φ, две координаты центра галактики (относительно любой точки изображения).

где l — расстояние от центра галактики вдоль щели.

Движение газа и звёзд

Так как звёзды расположены далеко друг от друга и вероятность их столкновения мала, звёзды, как в галактиках, так и в скоплениях, представляют собой бесстолкновительную среду. Это легко показать. Будем называть столкновением двух звёзд случай, когда две звезды при сближении под действием силы гравитации изменят направление движения, сохранив при этом полную энергию. Тогда рассмотрим это сближение относительно центра масс звёзд. Для упрощения расчётов будем считать, что массы звёзд равны, и их скорости на начало сближения (формально на бесконечно большом расстоянии) тоже. Для первой оценки это вполне допустимое приближение. Запишем закон сохранения механической энергии:

где V — текущая скорость звёзд (скорости должны быть одинаковы из-за соображений симметрии), r — расстояние между звёздами, V0 — скорость на бесконечности до взаимодействия, а G — гравитационная постоянная. Будем считать, что звёзды испытали столкновение, если в момент их сближения кинетическая энергия удвоилась.

Тогда, подставив значение прицельного параметра d в уравнение, написанное выше, получим:

Тогда диаметр сечения столкновения тел и, соответственно, площадь сечения взаимодействия равны:

Оценим характерное время столкновения для звёзд окрестностей Солнца (n = 3Ч10−56 см−3, а относительная скорость движения 20 км/с). Получим:

Полученное время больше времени жизни Вселенной на три порядка. И даже в звёздных скоплениях, где концентрация звёзд на три порядка больше, ситуация не улучшается. Заметим, что можно было бы провести более точный расчёт, с учётом закона сохранения импульса и т. д., но результаты получились бы схожими. Из бесстолкновительности среды напрашивается вывод о неравновесности системы и распределении случайных скоростей звёзд не максвелловским образом. Характерное время его установления должно быть много большим времени свободного пробега звезды. Однако в действительности всё оказалось гораздо сложнее.

Если Вам нужна помощь с академической работой (курсовая, контрольная, диплом, реферат и т.д.), обратитесь к нашим специалистам. Более 90000 специалистов готовы Вам помочь.

Скорость вращениягалактик
Скорость вращениягалактик
Под скоростью вращения галактики подразумевается скорость вращения различныхкомпонентов галактики вокруг её центра. Данная скорость — это суммарнаяскорость, приобретённая в ходе различных процессов. Скорость вращения галактикиследует отличать от круговой скорости Vc, которая обусловлена толькосилой гравитации и равна, по определению, необходимой скорости тела,движущегося по кругу под действием силы притяжения к центру. Скорость жевращения в общем случае обусловлена также радиальным градиентом давления Pмежзвёздного газа.
/>
Здесь Φ — гравитационный потенциал, а ρg — плотностьгаза.
Для разных компонентов галактики скорость вращения оцениваетсяпо-разному. Для газа — по доплеровскому смещению эмиссионных линий. Для звёзд —по доплеровскому смещению абсорбционных линий звёзд. Схема получения скоростивращения следующая.
Непосредственно получаемая из наблюдений скорость — это сумма скоростидвижения галактики как целого и скорости внутреннего движения. Обычно скоростьгалактики в целом (V0) отождествляется со скоростью движенияцентральной области. Для далёких галактик эта скорость обусловлена хаббловскимрасширением Вселенной, собственная скорость пренебрежимо мала.
Скорость, получившаяся после учёта скорости движения галактики какцелого, — скорость по лучу зрения (Vr), и чтобы вычислить скоростьвращения галактики на данном расстоянии, необходимо учесть эффекты проекции.Для этого необходимо знать угол наклона оси галактики к лучу зрения i, а такжеугол φ между большой осью галактики и прямой, проходящей через центргалактики и наблюдаемую точку. Таким образом, чтобы перейти от Vr кVφ, необходимо знать пять параметров: скорость движениягалактики V0, углы i и φ, две координаты центра галактики(относительно любой точки изображения).
Если галактика выглядит асимметричной, то задача упрощается, так как углыориентации и положения центра можно вычислить по распределению яркости диска. Иесли щель спектрографа расположить вдоль её большой оси, можно получить:
/>
где l — расстояние от центра галактики вдоль щели.
Однако наиболее полную информацию о движении в галактике даёт анализ поляскоростей — совокупности измерений лучевых скоростей для большого числа точекпо диску галактики. Для получения поля скоростей применяют двумерную спектроскопию.Обычно применяется либо многоканальный приёмник, либо интерферометр Фабри —Перо. Радионаблюдения газа в линиях H I также позволяют получить двумернуюкартину распределения скоростей в галактике. Движение газа извёзд
Так как звёзды расположены далеко друг от друга и вероятность ихстолкновения мала, звёзды, как в галактиках, так и в скоплениях, представляютсобой бесстолкновительную среду. Это легко показать. Будем называтьстолкновением двух звёзд случай, когда две звезды при сближении под действиемсилы гравитации изменят направление движения, сохранив при этом полную энергию.Тогда рассмотрим это сближение относительно центра масс звёзд. Для упрощениярасчётов будем считать, что массы звёзд равны, и их скорости на началосближения (формально на бесконечно большом расстоянии) тоже. Для первой оценкиэто вполне допустимое приближение. Запишем закон сохранения механическойэнергии:
/>,
где V — текущая скорость звёзд (скорости должны быть одинаковы из-засоображений симметрии), r — расстояние между звёздами, V0— скоростьна бесконечности до взаимодействия, а G — гравитационная постоянная. Будемсчитать, что звёзды испытали столкновение, если в момент их сближения кинетическаяэнергия удвоилась.
Тогда, подставив значение прицельного параметра d в уравнение, написанноевыше, получим:
/>.
Тогда диаметр сечения столкновения тел и, соответственно, площадь сечениявзаимодействия равны:
/>,
/>.

Данный реферат Вы можете использовать для подготовки курсовых проектов.

Поделись с друзьями, за репост + 100 мильонов к студенческой карме :

Читайте также: