Вивчення Галактик

П У П Ш № 2.

" Реферат по астрономії «.

Тема: «Вивчення Галактик «.

Роботу виконала: Насретдинова Елена.

Прийняв викладач: Евтодиев И.Г.

1. Вступление.

2. Великий спор

3. Обидва учасника спору погоджувалися у цьому, что.

4. Класифікація Хаббла.

5.

Литература

.

Як не дивно, але історія позагалактичної астрономії починається з ловлі комет. У 1781 року відомий ловець комет, астроном Паризької обсерваторії Шарль Мєссьє вирішив скласти каталог туманностей, щоб більше не приймати їхній за комети. На той час з його «особистому рахунку» було вже 8 виявлених комет, взагалі по своє довге життя спостерігав 36 комет. До каталогу Мєссьє ввійшло 103 об'єкта, що нині прийнято позначати номерами його каталогу з додатком літери «М «. Так, М 1-это вже відома нам Крабовидная туманність, М 42 — туманність Оріона і т.д.

Однак у каталозі Мєссьє поруч із «справжніми» туманностями (Крабовидная, в Оріоні та інших.) виявилися і тісні зоряні скупчення. Так М 45 — це Плеяди, М 44 — Ясла, М 13 — шаровий зоряне скупчення в Геркулесі. Загалом у каталозі Мєссьє виявилося 20 розсіяних і 24 кульових зоряних скопления.

Була в каталозі Мєссьє і ще одне велика груп об'єктів, які заглянули ні туманностями, ні зоряними скупченнями. До них належали туманності в Андромеді (М 31), Трикутнику (М 33), Хортів Псах (М 51) і ще 22 об'єкта. Це був галактики, далекі зоряні системи, подібні нашому Чумацькому Пути.

Та за часів Мєссьє про це жодного здогадувався і самої терміна «галактика» ні существовало.

Туманними плямами невдовзі зацікавився інший астроном — Вільям Гершель. На відміну від Мєссьє, Гершель розглядав ці об'єкти не як джерело плутанини при спостереженнях комет, бо як небесні тіла, підлягають пристальному изучению.

Спостерігаючи туманності і зоряні скупчення, Гершель становив трохи їх каталогів, у яких ввійшло 2500 об'єктів, опублікував зведений «Генеральний каталог» (GC), включивши до нього 5079 объектов.

Вільям Гершель ще на початку своїх спостережень зауважив, що коли частина «туманних плям» розкладається на зірки, іншу частина — немає. Але тоді й думав, що аж це як далекі зоряні скупчення і, розкласти їх у зірки, потрібні телескопи більшої силы.

Гершель однією з перших зрозумів, що Чумацький Шлях є гігантську зоряну систему, «острівну всесвіт». Застосувавши метод «черпков», тобто. підрахунків числа зірок різної зоряної величини в окремих обраних ділянках, він спробував уявити будова нашої Галактики. Разом із тим він правильно думав, що є й інші «острівні всесвіти», схожі на млечний шлях, і всі всі разом вони утворюють якусь гігантську сверхсистему. Але чітких ознак, які дозволив би відрізняти «острівні всесвіти» від «істинних» туманностей і зоряних скупчень, входять до складу нашої Галактики, у розпорядженні Гершеля був, і «бути були. Вони постали пізніше, вже у 60-ті роки XIX века.

З появою скоєних телескопів і застосуванням фотографії була встановлено фізична природа зоряних систем — галактик. Вперше спектр Туманності Андромеди був сфотографований в 1888 р. англійським астрономом У. Хёггинсом (1824 — 1910). Цей спектр виявився схожим на спектри жовтих зірок. У 1911 р. німецький астроном М. Вольф знайшов у спектрі Андромеди 45 ліній поглинання, зокрема водневу серію Бальмера й освоєно основні лінії ионизованного кальцію. Усе це підтверджувало зоряний склад галактики Андромеди. Та лише 1923 — 1924 рр. Еге. Хаббл (1889 — 1953) із фотографіями, отриманим їм у новому телескопе-рефлекторе діаметром 2,5 м (США, обсерваторія Маунт-Вильсон), остаточно встановив, що спіральні галузі галактики Андромеди складаються із зірок, серед яких було багато гігантів, зокрема цефеид. У 1944 р. тому ж телескопі У. Бааде (1893 — 1960) отримав унікальні фотографії, чітко що дають, що центральне згущення цієї галактики теж складається з зірок. По численним фотографіям наступних років у галактиці Андромеди знайшли розсіяні і кульові зоряні скупчення, групи гарячих гігантських зірок, темні пилові й світлі газові туманності - словом, таку ж об'єкти, які входять до складу нашої Галактики.

Фотографії інших порівняно близьких до нас галактик, зокрема М 33 в сузір'ї Трикутника і М 51 в сузір'ї Хортів Псів, також показують їх спіральну зоряну структуру з центральним згущенням. У екваторіальному поясі багатьох зоряних систем, видимих «з ребра», є потужні пилові хмари. На фотографіях основної маси галактик зірок немає, але спектри повністю підтверджують їх зоряний склад. Так остаточно встановлено, що у Всесвіті, крім Галактики, є безліч інших аналогічних зоряних систем.

«ВЕЛИКИЙ СПОР».

Відкриття залежності «период-светимость» у цефеид в 1912 — 1913 рр. дозволило визначити масштаби нашого Чумацького Шляху, відстані й розміри кульових зоряних скупчень і, нарешті, відстань до Магелановых Хмар — двох добре помітних неозброєним оком туманних плям, що у південній півкулі неба. Але Магелановы Хмари які вже було розв’язано на зірки, і у Малому Мпгелановом Хмарі знаходилися такі 25 цефеид, по яким міс Лівітт вперше вивела залежність «період — світність». У 1916 — 1918 рр. Х. Шепли з допомогою цієї залежності, уточнивши нуль-пункт, визначив, що відстань до Магелановых Хмар становить близько 100 000 світлових років. Це означало, що Магелановы Хмари межею нашої Галактики, бо її розміри оцінювалися, наприклад, Р. Зеелигером в 23 000 світлових років. На той час, проте, був повної ясності у тому питанні. Зеелигер отримав свою оцінку розмірів Галактики методом, близькому до методу «черпков «, применявшемуся ще У. Гершелем, саме шляхом підрахунків числа зірок до даної зоряної величини разом із визначенням їх своїх власних рухів. Якщо брати, що у середньому швидкості в усіх зірок однакові і залежить від відстані перед тим, то величині кутових власних рухів зірок можна визначити їх расстояние.

Х. Шепли дав зовсім інше оцінку розмірів Галактики: 300 000 світлових років. Він вважає, що кульові зоряні скупчення перебувають всередині нашої Галактики, а відстані перед тим, певні по цефеидам і з зоряним величинам найяскравіших зірок скупчення, досягали 220 000 світлових лет.

Проти оцінок цих відстаней виступив астроном Ликской обсерваторії Х. Кертіс. Він вважає, що це відстані завищені Шепли майже вдесятеро. Кертіс підтримував оцінку розмірів Галактики, яка з зоряних підрахунків, і вважав, що кульові зоряні скупчення значно ближчою до нам, ніж знаходить Шепли.

Оскільки питання масштабах Галактики й навколишнього її частки Всесвіту представляв величезний інтерес, Національну академію наук США там організувала 26 квітня 1920 року спеціальну дискусію між Шепли і Кертисом, що отримала назву «Великого Спора».

Ця суперечка стосувався як масштабів Галактики, а й природи спіральних туманностей. І різним виявився підсумок дискусії з цим двом проблемам.

Обидва учасника спору погоджувалися у цьому, что:

А) зірки в скупчення й у віддалених частинах Чумацького Шляху нічим особливим немає від зірок навколо Сонця (у цьому вони були правы);

Б) відносні відстані до кульових скупчень, певні Шепли, правильні (і це були верно);

У) міжзоряного поглинання світла немає (та це було серйозної ошибкой).

Шепли спирався на дані про цефеидам і яскравим гігантам. Кертіс критикував ці дані і вважав, що червоні і жовті зірки в скупчення — карлики, схожі з Сонцем (тоді як у насправді що це гиганты).

Деталі «великого спору» характерні з оцінки позиції його дані для відстані до кульового зоряного скупчення М 13 в Геркулесі (в світлових роках): по Шепли 36 000 по Кертису (початкове) 3600.

по Кертису (пересмотренное).

8000 по сучасним даним 25 000.

Отже, бачимо, що саме Шепли виявився ближче до істини, ніж Кертіс. Деякі завищення її оцінки пов’язані з зневагою міжзоряним поглинанням світла, через якого всі далекі зірки здавалися слабше (а тому ставилися Шепли більш далекі расстояния).

Однак у іншому питанні саме Кертіс мав рацію, а Шепли помилявся. То справді був питання природі спіральних туманностей. Кертіс вважав, що це «острівні всесвіти», схожі на нашу Галактиці, тоді як Шепли думав, що це «істинно туманні объекты».

Першим спробував визначити відстань аж до яскравої та, очевидно, найближчий їх — туманності Андромеди — давали дивні і суперечливі результати. Шведський астроном До. Болин в 1907 р. визначив з великої серії вимірів паралакс туманності Андромеди і невдовзі одержав значення 0″, 17, чому відповідало відстань 19 світлових років. Виходило, що ця туманність — зовсім поруч! Але через чотири роки американський фізик Ф. Вери зробив оцінку відстані, порівнявши блиск Нової P. S Андромеди, спалахнув 1885 р. (див. стор. 138), і Нової Персея, і майже отримав 1600 світлових років. Туманність, по Вери, була близько, проте не більше Чумацького Шляху. Вери не знав, що P. S Андромеди була наднової, тоді як зоря у Персеї - звичайній нової. Лише 1917 р. співробітник обсерваторії Маунт Вілсон Дж. Ричи виявив кілька звичайних нових в туманності Андромеди та низці інших спіральних туманностей. Цим зацікавився Кертіс, невдовзі також знайшов кілька нових в спіралях з платівок Ликской обсерваторії. У 1918 р. він визначив щодо чотирьох новим відстань до туманності Андромеди на 500 гривень 000 світлових років. Це означало, що вона (отже, й інші спіральні туманності) — внегалактический объект.

Тим більше що Шепли підійшов до цього питання ще під іншим кутом зору. По його оцінкам, протяжність Чумацького Шляху становила 300 000 світлових років. Якщо брати, що туманність Андромеди такої ж розміру, то її кутовим розмірам виходило, що відстань досяжна 10 мільйонів світлових років. А треба було допускати, нові в М 31 набагато яскравіше нових нашої Галактики.

Якщо ж яскравість нових в М31 й у Млечном Шляхи була однотипні, то доводилося допустити, що галактика в Андромеді удвадцятеро менше Чумацького Шляхи (приблизно те було й відношенні інших галактик). Виникла гіпотеза, що Чумацький Шлях — свого роду «материк», інші галактики — «острова».

Для критики гіпотези «острівних вселених» її противники використовували іще одна спостережний факт. Спіральні туманності завзято уникали пояс уздовж головної площині Чумацького Шляху, і кількість зростало принаймні наближення до галактичним полюсах. Якщо спіральні туманності - позагалактичні об'єкти, чому їх система пов’язана з структурою Чумацького Шляху? Зрозуміло, що це туманності входять до складу Чумацького Шляху і з како-то поки що причини концентруються для її полюсам.

Шепли допускав, що спіральні туманності можуть належати до нашої Галактиці, бути її сусідами. Чумацький Шлях, на його думку, у своїй русі у просторі хіба що «розштовхує» спіральні туманності в боку від міста своєї центральної площині. Але тоді незрозуміло, чому «расталкиваются» туманності зусебіч, Не тільки з тим, де Чумацький Шлях вже прошел.

Правильне що цього явища дав Кертіс. В багатьох туманностей, можна побачити з ребра, екватор пересічений темній смугою поглинає матерії. Пояс такий матерії повинен матись і в Чумацького Шляху. От і закриває від нас далекі туманності, які у галактичної площині. Тепер ми знаємо, що це були єдино правильне объяснение.

Точку зору Кертиса підтримали А. Эддингтон і шведський астроном До. Лундмарк. На 1930 р. швейцарець Р. Трюмплер, що тривалий час на Ликской обсерваторії, вивчаючи відстань зоряні скупчення, довів існування загального поглинання світла Галактиці. Оцінка розмірів Галактики була зменшено до 100 000 світлових років. З іншого боку, перегляд нуль-пункта залежності «період — світності» для цефеид, вироблений в 1929 р. Еге Хабблом, дозволив «відсунути» галактику в Андромеді майже вдвічі більше — до 900 000 світлових років. Це відстань перебував у хорошому злагоді із оцінкою по максимальному блиску нових. З іншого боку, Хабблу вдалося розв’язати зовнішні частини найближчих спіральних туманностей на зірки. Але це їхні ядра, і навіть еліптичні туманності залишалися невирішеними до 1944 р., коли У. Бааде на обсерваторії Маунт Вільсон зумів розкласти на зірки ряд еліптичних галактик і центральну частина галактики в Андромеді. Новий перегляд нуль-пункта залежності «період — світності», заснований на фотографіях М 31, отримані з 5-метровым рефлектором обсерваторії Маунт Паломар, зробив у 1952 р. У. Бааде. Це спричинило подвоєнню всіх межгалактических відстаней, зокрема і по М 31. Оскільки на паломарских знімках вийшли і самі зовнішні частини М 31, її розміри виявилися навіть більше, ніж в нашої Галактики. Світності кульових зоряних скупчень на обох галактиках виявилися однаковими. Отже, все «переваги» Чумацького Шляху були ликвидированы.

«Великий суперечка» було вирішено. Але спіральні і еліптичні галактики ще довго продовжували називати внегалактическими туманностями, на відміну «істинних», дифузних туманностей, які називалися галактичними. І лише у 50-і роки цей термін був остаточно витіснено із астрономічної літератури правильним терміном галактики.

КЛАСИФІКАЦІЯ ХАББЛА.

Фотографічні знімки показують, що структура галактик вкрай різноманітна, але що більшість їх можна поєднати на кілька основних типів, тобто. створити класифікацію галактик. Вперше таку класифікацію запропонував в 1925 р. Еге. Хаббл. Згодом було розроблено кілька класифікації, але вони виявилися складними, тому цього часу астрономи використовують класифікацію Еге. Хаббла, кілька удосконалену їм у 1936 р. З цієї класифікації галактики об'єднують у п’ять основних типов:

— еліптичні (Е);

— линзообразные (SO);

— звичайні спіральні (S);

— перетнуті спіральні (SB);

— неправильні (1r).

Кожен тип галактик підрозділяється сталася на кілька підтипів, чи підкласів. Так, еліптичні галактики, мають вид еліпсів різного стискування, підрозділені на 8 підкласів — від Е0 (гарна форма, стиснення відсутня) до Е7 (найбільше стиснення). Розміри великих a і малих b осей еліптичних галактик вимірюють із фотографіями і за ними визначають стиснення галактик.

[pic].

Еліптичні галактики порівняно повільно обертаються, помітне обертання спостерігається тільки в галактик з великим стиском. Відсутність у тих галактиках газу та пилу й блакитнувато білих масивних зірок вказує те що, що мені не іде процес звездообразования.

Спіральні галактики мають центральне згущення і кілька спіральних гілок, чи рукавів. У звичайних спіральних галактик типу P. S галузі відходять безпосередньо Центрального згущення, а й у які перетнув спіральних галактик типу SB — від перемички, котрий перетинає центральне згущення. Звідси виник символ SB, що означає спіраль (P.S) і перемичку, чи бар (B; анг. bar — смуга, перемичка). Залежно з розвитку гілок та його розмірів щодо центрального згущення галактики поділяються на підкласи Sa, Sb, і Sc (відповідно, на Sba, на SBb і SBc). У галактик Sa і SBa основне число зірок зосереджене у центральному згущенні, а спіральні галузі слабко виражені. У галактик Sb і SBb галузі досить розвинені. У галактиках Sc і SBc основне число зірок міститься у сильно розвинених країн і часто розкиданих гілках, а центральне згущення має невеликі розміри. Так, галактика М 31 в сузір'ї Андромеди належить до типу Sb, а галактика М 33 в сузір'ї Трикутника — до типу Sc. Наша Галактика схожа на Туманність Андромеди і також належить до типу Sb.

Рукави спіральних галактик мають блакитнуватий колір, позаяк у них присутній багато молодих гігантських зірок. Ці зірки збуджують світіння дифузних газових туманностей, розкиданих разом із пиловими хмарами вздовж спіральних гілок. Колір центральних згущень — коричнювато-жовтий, які свідчать, що вони перебувають у основному із зірок спектральних класів G, K і M. Усі спіральні галактики обертаються зі значними швидкостями, тому зірки, пилюка та гази зосереджені в них у вузькому диску. Багатство газових й хмар і наявність яскравих блакитних гігантів спектральних класів Про і У свідчить про активних процесах зореутворення, які у спіральних рукавах цих галактик.

Проміжними між Е-галактиками і S-галактиками є линзообразные галактики типу S0. Але вони центральне згущення сильно стисло й схоже лінзу, а галузі отсутствуют.

Неправильні галактики позначення Ir від анг. irregular (неправильні, безладні) за відсутність правильної структури. Характерними представниками таких галактик є Велике Магелланову Хмару і Мале Магелланову Хмару. Вони на південній півкулі неба поблизу Чумацького Шляхи, видно неозброєним оком як туманних плям розмірами 6 і 30 відповідно. Вперше європейці знайшли їх в 1519 р. під час кругосвітнього плавання Ф. Магеллана (1480 — 1521). Але навіть у невеличкий телескоп видно, що обидві Хмари складаються з багатьох зірок. Вони також містяться на газ і пыль.

Класифікацію галактик, запропоновану Хабблом, часто називають камертонной, оскільки послідовність розташування у ній типів галактик нагадує виделку камертона.

Уся зоряні системи — галактики настільки далекі, що й тригонометрические параллаксы мізерно малі й не подаються вимірам. Тож визначення відстані до галактик застосовують інші способи, точність яких немає дуже велика.

Окресливши відстань до галактики через r, лінійний діаметр — D, кутовий діаметр — d", легко вивести таку формулу визначення діаметра галактики:

[pic], де D і r виражені в парсеках, а d" - в секундах дуги.

Лінійний діаметр найближчій до нас галактики (Туманності Андромеди) не менш 40 кпк, тобто. перевищує діаметр нашої Галактики.

Одне з методів визначення відстані до галактики грунтується на визначенні видимих та абсолютних зоряних величин цефеид, нові й наднових зірок, відкритих за іншими галактиках. За формулою можна обчислити відстань до тих галактик, у яких виявлено цефеиды, нові, і наднові звезды.

Зміщення спектральних ліній, бачимо у різних частинах якийнибудь ближчій до нас галактики, свідчить у тому, що галактики обертаються. Якщо область галактики, розташована околицями (з відривом R від неї центру), має лінійну швидкість обертання v, то доцентрове прискорення цій галузі буде [pic]. Прирівнюємо його до гравітаційному прискоренню, полу4чаемому на закон всесвітнього тяжіння [pic], де М — маса ядра галактики:

[pic], звідси знайдемо масу ядра галактики: [pic].

Маса всієї галактики на один-два порядку більше маси її ядра. Наприклад, маса ядра галактики в сузір'ї Андромеди порядку 1040 кг (приблизно 1010 маса Сонця), а всієї галактики — приблизно 100 разів більше (така сама приблизно і безліч нашої Галактики).

1. «Гіпотези про зірок і Вселенной».

В.А. Бронштейн 1974 р. Видавництво «Наука».

2. «Проблеммы сучасної астрофизики».

І.С. Шкловський 1982 р. Видавництво «Наука».

3. «Книжка для читання по астрономії „Астрофизика“».

М.М. Дагаєв В. М. Чаругин 1988 р. Видавництво «Просвещение».

4. «Астрономия».

Е.П. Левітан 1994 р. Видавництво «Просвещение».