Какими способами можно определить массу галактик кратко

Обновлено: 05.07.2024

Иногда бывает непросто взвесить даже небольшие, земные, предметы. А как определяются массы звёзд или громадных галактик, если их невозможно поместить на весы? Да и где та точка опоры, с помощью которой Архимед советовал небесные тела кантовать? Исаак Ньютон принимал за массу тела количество имеющейся в нём материи. Но времена вносили корректировки в понимание проблемы, и теперь эту величину определяет инертность тел. Они тем тяжелее, чем труднее им предать ускорение. Масса тел определяется различными методами.

Применяя геодезические методы, была с большой точностью измерена линейная длина градуса дуги меридиана. Получив это значение и применив закон Всемирного тяготения, масса Земли была установлена. Она составила 6 . 10 24 кг. Зная эту величину, использовав третий кеплеровский закон, узнали массу Луны – 7,3477·10 22 кг. А это уже позволило определить массивность и самого нашего светила – 1,9891·10 30 кг. После этого вычисление масс остальных объектов Солнечной системы не составило особого труда.

  • Гравиметрический. Эта методика использует данные измерений силы тяжести, которая характеризует поверхность измеряемого тела. Имея значения силы тяжести и радиуса, например, Земли, можно вычислить её массу.
  • Применяя третий, уточнённый, закон Кеплера. При наличии у планеты хотя бы одного спутника и известным: расстоянию до него и периоду обращения вокруг планеты, возможно определение соотношения масс планеты и звезды.
  • Анализируя видимые возмущения одних небесных тел относительно движения других.

Определение массы звезды

Определение массивности звёзд с достаточной точностью не всегда возможно. Для этого должны совпасть два компонента: у звезды существует компаньон, и расстояние до неё известно. Сначала вычисляется общая сумма масс, а потом, в зависимости от некоторых компонентов, в частности, яркости, сумма делится пропорционально.

Имеющиеся вычисленные данные о ста двойных звёздах различных типов дали возможность увидеть важную закономерность: массы звёзд и их светимость находятся в прямой зависимости. А это позволяет оценить массивность звёзд по силе их светимости – звёздной величине.

То есть, чтобы рассчитать массу звезды, необходимо определить класс её светимости. Этот метод нельзя использовать лишь для белых карликов и пульсаров. Другой вариант измерения данного параметра основан на красных смещениях в поле тяготения звезды. Измеряются гравитационные смещения спектральных линий.

Измерение масс звёздных скоплений

Этот параметр определяются по общей сумме масс всех его компаньонов. В шаровых скоплениях не всё так просто: не всегда удаётся подсчитать участников скопления и определить их светимости. Поэтому применяются методы, имеющие под собой некоторые статистические принципы. Учитываются радиус скопления, а также отклонения лучевых скоростей конкретных звёзд от средних значений.

Масса галактики

Значение массы для галактики, например, нашей, определяется на базе фактического её вращения. Каждая звезда, в частности, Солнце, имеет центростремительное ускорение, определяемое притяжением галактического вещества в границах орбиты. Имея некоторые значения: расстояние от звезды до галактического ядра, её орбитальную скорость, можно вычислить и массу галактики.

Примеры

Звёзды разделяются по спектральному классу, звёздной величине, светимости. Но одной из основных их характеристик является, конечно же, масса. И тут нет прямой пропорции. Звёздный гигант, имея размер, в разы и сотни раз больший, чем Солнце, по массе может превосходить его не намного. Например, жёлтый гигант Капелла, главная звезда Возничего, больше Солнца по радиусу в 9 – 12 раз, а массивнее всего в 2,5 раза. А Бетельгейзе, красный сверхгигант Ориона, превышает солнечный радиус в 950 – 1200 раз, но массу имеет всего в 13 – 17 солнечных. А вот у белых карликов, обладающих массой, сравнимой с массой нашего светила, радиусы на два порядка меньше. Проще всего говорить о массах чёрных дыр. Они могут иметь минимальные значения – порядка 10 -5 г (при радиусе около 10 -35 м), но максимум их – бесконечность, к которой они устремлены.

Масса галактики – значение более солидное. Например, масса нашего Млечного Пути определена как 3 . 10 12 масс Солнца, а таинственная галактика Андромеда массивнее нашей всего в полтора раза. Вероятно, самая большая из обнаруженных галактик – IC 1101. Она находится в созвездии Змеи, и до неё 1,07 млрд. световых лет. При невероятном диаметре в 6 млн. световых лет, масса её превышает солнечную в 24,5 триллиона раз! Если эту супергалактику поместить на место галактики нашей, то она успешно поглотит оба Магеллановых Облака, Андромеду и Треугольник.


Основной метод определения массы Галактики – измерение скорости шаровых скоплений, находящихся на периферии Галактики.

Используя данные, полученные от нескольких космических аппаратов, в том числе Хаббла и Гайя, астрономы получили результат: масса нашей Галактики – 1.5 триллиона масс Солнца. На долю темного вещества (если это, действительно, вещество), приходится 85-90 % оцененной массы.

Чтобы понятней была идея решения, приведем очень простой пример. Измерив орбитальную скорость планеты и ее расстояние от Солнца, можно определить массу центрального тела, создающего поле тяготения (Солнца).

Значит, чтобы найти массу всей Галактики, нужно найти орбитальную скорость светил, орбита которых охватывает всю Галактику, и оценить их расстояние от центра Галактики. Для этого больше всего подходят шаровые скопления, так как они – самые дальние объекты, принадлежашие нашей Галактике. Реально решение такой задачи оказывается намного сложнее приведенного примера и описанного здесь способа.

Шаровые скопления – самые дальние и самые старые объекты Галактики. Они образовались из газовых сгустков во времена образования галактик, содержат сотни тысяч – миллионы звезд.


Шаровое скопление. Фото космического аппарата Хаббл

Чтобы оценить массу Галактики, как уже было сказано, надо определить скорость движения шарового скопления по орбите, но из наблюдений у нас есть возможность получить только скорость скопления относительно наблюдателя. Ее пересчитывают в скорость относительно центра Галактики и получают положение скопления на орбите в момент времени наблюдений. Таких положений скопления нужно получить несколько, желательно как можно с большим интервалом времени наблюдений, что позволит вычислить параметры орбиты и скорости в любой ее точке. Орбиты шаровых скоплений в первом приближении – эллипсы. Периоды вращения составляют миллиарды лет, а скорости – сотни км/с.

В 2018 году группа сотрудников Астрономического института Московского Университета (ГАИШ МГУ) опубликовала серию статей о собственных движениях шаровых скоплений и об их орбитах (Астрофизическийбюллетень, 2018, том 73, №2, с. 168–189. А. Расторгуев и др.).

Авторы использовали шесть звездных каталогов разных эпох, охватывающие 65 лет наблюдений, за опорный был принят первый каталог Гайя. В каждом из исследованных шаровых скоплений определялись изменения со временем координат выделенных звезд и оценивались их собственные движения. Усредненные по каждому шаровому скоплению собственные движения имели точность 0.004 секунды дуги в год. Для каждого из 115 изученных скоплений было получено по несколько точек на орбитах за суммарный интервал времени в 65 лет. Эти результаты позволили определить параметры орбит. Выяснилось, что эллиптические орбиты шаровых скоплений значительно изменяются из-за влияния неоднородностей плотности Галактики. Эти исследования будут продолжены и дадут возможность получить более точную оценку массы Галактики.


Космическая обсерватория Гайя

Авторы использовали данные о 34 шаровых скоплениях, находящихся в пределах 65 000 световых лет от Солнца и наблюдавшихся космическим аппаратом Гайя в течение 22 месяцев. Эта выборка была дополнена 12-ю шаровыми скоплениями в радиусе 130 000 световых лет, наблюдавшимися космическим аппаратом Хаббл в течение 10 лет. Для всех скоплений были вычислены орбитальные скорости. Четыре скопления оказались общими для обоих списков. Их орбитальные скорости совпали.

Используя полученные орбитальные скорости 46 шаровых скоплений, авторы оценили суммарную массу всех компонентов нашей Галактики в 1.5 триллиона масс Солнца в объеме радиусом 129 000 световых лет. Реальный радиус внешней границы Галактики неизвестен. На долю барионного вещества приходится 10-15 % массы, остальные 85-90 % массы – на темное вещество непонятной природы.

  • Войдите на сайт для отправки комментариев
  • 6983 просмотра

В данной статье, представленной уважаемой RMR_astra, меня поразили несколько фактов.

1. В Астрономическом институте Московского Университета (ГАИШ МГУ) продолжают проводить фундаментальные научные разработки. Зная немного изнутри, кто и в каком количестве в настоящее время приходят в ГАИШ, можно только продолжать надеяться, что науку и истинных ученых "не задушишь, не убьешь".

2. Задача определения массы нашей Галактики - грандиозный замысел. Пусть даже оценка массы и объема может оказаться ошибочной. Ведь результат невозможно точно проверить и подтвердить. Но сама попытка достойна больше, чем уважения.

Поэтому возник вопрос. Проводились ли подобные расчеты где-либо раньше?

85-90 % массы – темное вещество непонятной природы.

Самые значительные открытия совершались, когда физики, в данном случае, астрофизики честно и открыто признавали, что не понимают и не могут объяснить.

Уважаемая Полина! Ваш вопрос попал в точку, так как это больной вопрос. Масса Галактики оценивалась много раз. Разброс результатов – огромный: от 0.5 триллиона до 3 триллионов масс Солнца.

Хорошо, что авторы подробно описывают использованные методы, можно понять, почему такая большая разница в оценках. В ранних работах не учитывались массы коричневых карликов, небольших черных дыр, в которые, умирая, превратились некоторые звезды, и других составляющих Галактики, которые наблюдаются только из космоса в инфракрасном или коротковолновом диапазонах. Хорошо, что многие авторы указывают, какой объем Галактики они “захватили”, т.е. как далеко смогли “увидеть”. Более новые исследования включают диск темного вещества, но его размер точно не известен. Поэтому в последней работе, описанной в моей статье, авторы указывают радиус объема, в котором они оценили массу: 129 000 световых лет.

Оценки массы галактики осуществляются на большом наблюдательном материале, применяются различные методы и подходы, результаты наблюдений используются для компьютерного моделирования. Во всех научных статьях приводятся оценки достоверности полученных результатов.

Астрономы ждут результатов новых космических исследований, поэтому вполне возможны уточнения.

Статья об определении массы нашей Галактики заставила меня изменить мировоззрение. Хотелось ответить сразу, но в тот момент не получилось по времени, а потом понадобилось ждать вдохновения.

Честно могу признаться, что в некоторый момент у меня возникло негативное отношение именно к научно-популярным лекциям о жизни звезд, и особенно Солнца, в миллиарды лет. Зачем задумываться, и тем более переживать, если Солнцу, от которого больше всего зависит жизнь на Земле, отмерен срок в миллиарды лет, многократно превышающий жизнь отдельного человека. Ведь важнее то, что происходит "здесь и сейчас".

Мне казалось, что для обычных людей, наоборот, необходим акцент на постоянную зависимость выживания человечества от влияния Космоса. Например, мощная вспышка на Солнце, поток от которой будет направлен в сторону Земли, может уничтожить человечество или так видоизменить жизнь, что будет уже не до миллиардов лет существования.

Но почему-то именно информация, представленная уважаемой RMR_astra:

масса нашей Галактики в 1.5 триллиона масс Солнца в объеме радиусом 129 000 световых лет

наглядно показала мне место жизни на Земле в масштабах Вселенной. Невозможно существование жизни на единственной планете, если создана такая Галактика, в которой массы измеряются триллионами Солнц.

У меня возникло ощущение, что жизнь отдельного человека на Земле не может не трансформироваться в другие формы для освоения и познания Вселенной таких масштабов. И те астрономы, и астрофизики, которые мыслят миллиардами и триллионами, выстраивая модели нашего мира, призваны, видимо, свыше, расширять горизонты нашего восприятия. Тогда и жить становится намного интереснее и исчезает страх перед будущим.

Наверное, поэтому всегда было уважение к настоящим ученым. Они увлеченные, целеустремленные, самодостаточные, независимые, обогащающие человечество знаниями и идеями.

Уважаемая Полина !

Это стало очевидным благодаря Настоящим ученым, изучавшим космос от древности до наших дней.

Спасибо за ответ, уважаемая RMR_astra! Все-таки так приятно получить отклик, что тебя понимают.

Земные неприятности нашей жизни просто меркнут на фоне Вселенной. Не до конца написала, что после статьи появилось чувство, что душа не умирает, а странствует по просторам Космоса.

Характеристики планет Солнечной системы были известны еще в средневековье, во времена Кеплера и Галилея. То есть, массу планет приблизительно можно было определить даже простыми методами и инструментами. В современной астрономии есть несколько методов расчета характеристик планет, звезд, скоплений и галактик.

Планеты солнечной системы

Планеты солнечной системы

Интересный факт: 99,9% всей массы Солнечной системы сосредоточена в самом Солнце. На все планеты вместе взятые приходится не более 0,01%. При этом из этих 0,01%, в свою очередь, 99% массы приходится на газовые гиганты (в том числе 90% только на Юпитер и Сатурн).

Рассчитываем массу Земли и Луны

Чтобы измерить массу планет солнечной системы, проще всего в первую очередь найти значения для Земли. Как мы помним, ускорение свободного падения определяется по формуле F=mg, где m – масса тела, а F – действующая на него сила.

Параллельно вспоминаем универсальный закон всемирного тяготения Ньютона:

Сопоставив эти две формулы, и зная значение гравитационной постоянной 6,67430(15)·10−11 м³/(кг·с²), можно рассчитать массу Земли. Ускорение свободного падения на Земле мы знаем, 9,8 м/с2, радиус планеты тоже. Подставив все данные на выходе получим приблизительно 5,97 х 10²⁴ кг.

Земля и луна

Зная массу Земли, мы легко рассчитает параметры по другим объектам Солнечной системы – Луна, планеты, Солнце и так далее. С Луной вообще все довольно просто. Здесь достаточно учесть, что расстояния от центров тел до центра масс соотносятся обратно их массам. Подставив эти цифры для Земли и ее спутника получим массу Луны 7.36 × 10²² килограмма.

Перейдем теперь к методикам измерения массы планет земной группы – Меркурий, Венера, Марс. После чего рассмотрим газовые гиганты, и в самом конце – экзопланеты, звезды и галактики.

Общие методики определения масс планет

Наиболее классический способ, как узнать массу планет – расчет при помощи формул третьего закона Кеплера. Он гласит, что квадраты периодов обращения планет соотносятся так же, как кубы больших полуосей орбит. Ньютон немного уточнил этот закон, внеся в формулу массы небесных тел. На выходе получилась такая формула –


Таким способом можно найти массу всех планет Солнечной системы и самого Солнца.И периоды обращения, и большие полуоси орбит планет Солнечной системы легко измеряются астрономическими методиками, доступными даже без сложных инструментов. А так как массу Земли мы уже рассчитали, можно все цифры подставить в формулу и найти конечный результат.

В отношении же экзопланет и других звезд (но только двойных) в астрономии обычно применяется метод анализа видимых возмущений и колебаний. Он основан на том факте, что все массивные тела “возмущают” орбиты друг друга.

Такими расчетами были открыты планеты Нептун и Плутон, еще до их визуального обнаружения, как говорят “на кончике пера”.

Значения масс планет Солнечной системы

Итак, мы разобрались с общими методиками расчета масс разных небесных тел и посчитали значения для Луны, Земли и Галактики. Давайте теперь составим рейтинг планет нашей системы по их массе.

Возглавляет рейтинг с наибольшей массой планет Солнечной системы – Юпитер, которому не хватило одного порядка чтобы наша система стала двойной. Еще чуть-чуть и у нас могло быть два Солнца, второе вместо Юпитера. Итак, масса этого газового гиганта равняется 1,9 × 10²⁷ кг.

Интересно, что Юпитер – единственная планета нашей системы, центр масс вращения с Солнцем которой расположен вне поверхности звезды. Он отстоит примерно на 7% расстояния между ними от поверхности Солнца.

Вторая по массе планета – Сатурн, его масса 5,7 × 10²⁶ кг. Следующим идет Нептун – 1 × 10²⁶. Четвёртая по массе планета, газовый гигант Уран, масса которого – 8,7 × 10²⁵ кг.

Далее идут планеты земной группы, каменистые тела, в отличие от газовых гигантов с их большим радиусом и относительно малой плотностью.

Тела солнечной системы, расположенные по убыванию массы

Самой тяжелой из этой группы является наша планета, ее массу мы уже рассчитали. Далее идет Венера, масса этой планеты равняется 4,9 × 10²⁴ кг. После нее в рейтинге идет Марс, он почти в 10 раз легче – 6,4 × 10²³кг. И замыкает его, как планета самой маленькой массы, Меркурий – 3,3 × 10²³кг. Что интересно, Меркурий даже легче, чем два спутника в Солнечной системе – Ганимед и Каллисто.

Определение масс звезд и галактик

Для того чтобы найти характеристики одинарных звездных систем применяется гравиметрический метод. Его суть в измерении гравитационного красного смещения света звезды. Оно измеряется по формуле ∆V=0,635 M/R, где M и R – масса и радиус звезды, соответственно.

Косвенно можно также вычислить массу звезды по видимому спектру и светимости. Сначала определяется ее класс светимости по диаграмме Герцшпрунга-Рассела, а потом вычисляется зависимость масса/светимость. Такой способ не подходит для белых карликов и нейтронных звезд.

Масса галактик вычисляется в основном по скорости вращения ее звезд (или просто по относительной скорости звезд, если это не спиральная галактика). Все тот же всемирный закон тяготения Ньютона нам гласит, что центробежную силу звезд в галактике можно выразить в формуле:

Только в этот раз в формулу мы подставляем расстояние от Солнца до центра нашей галактики и его массу. Так можно рассчитать массу Млечного Пути, которая равняется 2,2 × 10⁴⁴г.

Не забываем, что эта цифра – это масса галактики без учета звезд, орбиты которых располагаются вне орбиты вращения Солнца. Поэтому для более точных расчетов берутся самые внешние звезды рукавов спиральных галактик.

Для эллиптических галактик способ нахождения массы схож, только там берется зависимость между угловым размером, скоростью движения звезд и общей массой.


Вращение галактик дает ключ к определению их масс В каждой точке галактики центробежная сила, вызывае­мая вращением, уравновешивается центростремительной силой, вызываемой притяжением к центру галактики, а сила притяжения зависит от распределения масс в га­лактике. Поэтому по ходу кривой лучевых скоростей можно определить, как изменяется плотность материи в галактике и оценивать общую массу галактики.

Это — важное достижение внегалактической астроно­мии, так как масса звездной системы является одной из ее главнейших характеристик.

К сожалению, для эллиптических галактик и карли­ковых галактик I II нельзя построить кривую скоростей. Эти галактики вращаются медленнее. Кроме того, они составлены из звездного населения II типа, в них нет горячих гигантов, сверхгигантов и водородных облаков, образующих яркие сгустки материи, лучевые скорости которых можно было бы измерить. Поэтому для галак­тик Е и I II пришлось разработать другой метод, менее точный, но все же позволяющий оценивать массы. Он основан на том, что в звездных системах, которые не вра­щаются или вращаются очень медленно, звезды движутся в одинаковой степени или почти в одинаковой степени по всем направлениям. Так, например, движутся и мо­лекулы окружающего нас воздуха: в каждом маленьком объеме в каждый момент есть молекула, которая дви­жется вертикально вверх, молекула, которая движется вертикально вниз, и молекулы, движущиеся по всем дру­гим направлениям.

В невращающейся звездной системе среднюю скорость звезд можно определить спектральным методом. На какое бы место звездной системы ни была наведена щель
спектрографа, в этом месте окажутся и звезды, движущиеся к нам, и звезды, движущиеся от нас, и звезды, движущиеся по всем другим направлениям. У всех этих звезд лучевая скорость по отношению к нам различна, и если бы мы могли получить спектры каждой из этих звезд по отдельности, то вследствие эффекта Доплера смещения линий в спектрах были бы различны. Но спектр галактики — это суммарный, составной спектр всех входящих в нее звезд. Если сложить все спектры с разными из-за разных лучевых скоростей положениями линий, то в составном спектре линии окажутся расширенными. При этом расширение линий будет тем сильнее, чем, больше скорости звезд в галактике.

Наблюдения показывают, что спектральные линии в невращающихся или медленно вращающихся звездных системах действительно расширены. Измеряя это расши­рение, можно определять среднюю скорость звезд в си­стеме.

Между массой невращающейся галактики, ее объемом и средней скоростью движущихся в ней по всем направ­лениям звезд имеется зависимость. Если при равенстве объемов у одной звездной системы больше масса, то дол­жны быть больше и скорости звезд, иначе под действием большего притяжения звездная система с большей мас­сой стала бы сжиматься. Зависимость между массой, объемом и средней скоростью звезд исследована теоре­тически. Поэтому если две из этих трех величин как-то измерены, то, используя зависимость между ними, можно вычислить и третью. Объем галактики Е или I II можно получить, измерив ее угловые размеры и определив ее расстояние. Среднюю скорость звезд можно вычислить по расширению спектральных линий. Тогда находится и масса галактики.


В таблице приводятся результаты определения масс галактик по кривым скоростей вращения или по рас­ширению спектральных линий. Большая часть этих ре­зультатов получена американскими астрономами Бербиджами.

Бросается в глаза чрезвычайно малая масса карлико­вых галактик I II. У одной из них масса только 2 мил­лиона, у другой 20 миллионов солнечных масс. Очень мала также масса эллиптическою спутника NGC 221 туманности Андромеды. Все остальные галактики в спи­ске некарликовые. Можно заметить, что массы в среднем растут, если переходить от галактик типа II к Sc, а за­тем к Sb и Sa.

Чемпионом по массивности среди галактик с измерен­ными массами является эллиптическая галактика NGC 4466 типа Е0. т. е. не имеющая видимого сжатия.

Ее масса равна тысяче миллиардов масс Солнца. NGC 4486 замечательна также окружающей ее богатейшей системой шаровых скоплений. И в этом отношении она чемпион среди галактик, так как число этих шаровых скоплений превышает 4000. Многие из них настолько ярки, что отчетливо видны и представляют вместе с NGC 4486 грандиозное, захватывающее дух зрелище. На­помним, что в сверхгигантских галактиках — туманности Андромеды и нашей звездной системе — насчитано соответственно около 300 и 132 шаровых скопления.

В последнем столбце таблицы даны отношения масс галактик к их светимостям, причем и те и другие вы­ражены в массах и светимостях Солнца. Из сравнений величин видно, что масса NGC 4486 в три раза больше массы туманности Андромеды (NGC 224), но светимость ее уступает светимости туман­ности Андромеды.

В этих галактиках осталось еще некоторое количество газовой материи, которая может служить материалом для дальнейшего звездообразования. Впрочем, как мы уже указывали выше, малое количество газовой материи в Галактике, около 2% общей массы, плохо согласуется с продолжающимся в ней интенсивным звездообразова­нием. Между тем о последнее свидетельствует большое число горячих гигантов и сверхгигантов.
Приглашаем Вас обсудить данную публикацию на нашем форуме о космосе .

Читайте также: