Доклад "Галактики"
Опубликовано Блохина Валентина Александровна
вкл 31.08.2022 - 08:57
Давно высказывалось предположение, что наша Галактика – это еще не вся Вселенная, что помимо нее должно существовать много других звездных систем большого размера. Их следует искать среди слабосветящихся пятен – туманностей, которые наблюдаются в телескопы в самых различных областях неба. Самой заметной является туманность Андромеды. Измеряя расстояния до цефеид, пришли к выводу о том, что туманность Андромеды – это иная звездная система. По своей природе эти системы аналогичны нашей Галактике, поэтому их так же стали называть галактиками (с маленькой буквы).
Галактики начали изучать только в начале XX в. И вплоть до 1990-х годов было известно около 30 объектов. Все изменилось с запуском космического телескопа «Хаббл» и вводом в строй 10 метровых наземных телескопов.
Большинство галактик – очень слабые для изучения объекты. Всего три галактики заметны невооруженным глазом: Большое и Малое Магеллановы Облака (в южном полушарии неба) и туманность Андромеды. В небольшой телескоп слабозаметны несколько десятков галактик, а в крупные телескопы обнаруживаются миллионы галактик. Даже на лучших фотографиях большинство из них выглядит как маленькие пятнышки, во многих случаях с трудом отличимые от изображений звезд. Такими слабыми галактиками усеяно все небо, они наблюдаются в любом направлении. Пространство между галактиками, в отличие от межзвездного, оно совершенно прозрачно. По этой причине даже далекие галактики доступны для наблюдения. Ближайшая к нам галактика – Магеллановы облака (150000 св.лет) являются спутниками нашей Г.. Туманность Андромеды более чем в десять раз дальше от нас, чем Магеллановы облака. Для далеких галактик, в которых отдельные объекты плохо различимы или вообще не видны, расстояние определяется методом красного смещения. Этот метод был предложен Эдвином Хабблом. Он обнаружил, что в спектрах далеких галактик линии смещены относительно их нормального положения в красную сторону, и установил, определяя расстояние до галактик по ярчайшим звездам, что относительное увеличение длин волн линий пропорционально расстоянию до галактики. Эта зависимость получила название Закона Хаббла. Позднее эта зависимость связана с эффектом Доплера (далекие галактики удаляются от нас). Скорость удаления галактик пропорциональна расстоянию до них.
С именем Э.Хаббла связано исследование Вселенной в начале ХХ века. Он использует новейшие достижения физики, открывает свои методы исследования, проводит классификацию обнаруженных им галактик.
- По современным данным диаметр галактик может в среднем достигать от 5 до 250 кпк;
- Самая большая известная на сегодняшний день галактика имеет диаметр более 600 кпк;
- Массы галактик варьируются от 107 до 1012 МС.
- Состав различных типов галактик, в отличии от структуры, более-менее одинаков.
- Впервые попытку классифицировать и систематизировать галактики предпринял Хаббл в 1926 году.
Большинство галактик можно по внешнему виду отнести к одному из 4 типов.
- Эллиптические галактики.
Имеют выраженную округлую форму, а иногда они имеют приплюснутую форму. Они напоминают шаровые звездные скопления, только по размеру несравненно больше. Их яркость плавно уменьшается от центра к периферии. Никакой внутренней структуры у этих галактик нет: отсутствуют ядра и рукава. Эти галактики вращаются крайне медленно, и при наблюдениях иногда, кажется, что они не вращаются совсем. В них очень мало газа и пыли, поэтому в них новые звезды не образуются, они в основном состоят из старых звезд. Галактики отличаются друг от друга большей или меньшей степенью сжатия, а так же по размеру. Гигантские эллиптические галактики встречаются очень редко, чаще это небольшие галактики. По мнению ученых, эллиптических галактик в несколько раз меньше, чем спиральных(15%).
Примером эллиптической галактики может служить галактика в созвездии Девы. Расстояние до нее – около 400 млн св.лет. Эта галактика одна из самых массивных, известных нам. По массе и числу звезд она в несколько десятков раз больше, чем наша Галактика. Например у туманности Андромеды есть спутник –эллиптическая галактика небольших масштабов.
- Спиральные галактики.
Они состоят из ядра и нескольких спиральных рукавов или ветвей. Примеры: наша Галактика, туманность Андромеды. Большинство наблюдаемых галактик – спиральные (80%). Массивное гало, галактический диск, сверхмассивная черная дыра в центре балджа, иногда-бар (перемычка в центре диска). Обилие газовых пылевых облаков и присутствие в них голубых звезд говорят об активных процессах образования звезд.
- Линзовидные галактики.
Похожи на спиральные тем, что у них есть диск и гало, но они , как и эллиптические, не имеют спиральных ветвей. Из общего числа галактик примерно 20 % относятся к этому типу.
- Неправильные галактики.
К этому типу относятся те галактики, - у которых отсутствует четко выраженное ядро и не обнаружена вращательная симметрия. Они образовались, скорее всего, в результате слияния других галактик и перемешивании их вещества. Их форма, рваная, клочковатая. Около 50% вещества составляет межзвездный газ – среда для образования молодых звезд. Вращение медленное. Доля неправильных галактик составляет менее 5% от общего числа. Пример - Магеллановы облака. Они медленно вращаются, содержат много молодых звезд.
Галактики взаимодействуют. Под действием гравитационного тяготения они образуют скопления и сверхскопления из нескольких крупных объектов и множества мелких – карликовых. Например, наша Галактика вместе с известными галактиками Андромеды и Треугольника и расположенными в их окрестностях слабыми карликовыми галактиками образуют Местную группу. В ее составе около 40-50 объектов. Все они связаны гравитационными силами и не удаляются друг от друга.
Иногда галактики объединены в пары: галактика и ее спутник. Например, наша Галактика и ее спутники Магелановы облака.
Возможен процесс слияния галактик – мержинг.
Определить точное количество галактик в наблюдаемой нами области Вселенной на сегодняшний день не удается. По приблизительным расчетам, их насчитывается около 2 трлн.
Радионаблюдения за галактиками показали, что большинство из них являются слабыми источниками радиоизлучения, поскольку есть момент вращения. Но основная доля излучения галактик приходится на свет звезд галактик, те на оптический диапазон излучения. Но есть такие галактики, у которых радиоизлучение не только сравнимо с оптическим излучением, но и значительно превышает его. Эти галактики получили название радиогалактик.
Радиогалактика – галактика, у которой диапазон радиоизлучения превосходит над оптическим диапазоном по шкале электромагнитного излучения.
Ближайшая к нам мощная радиогалактика – Центавр А.
В ядрах некоторых галактик происходят бурные процессы выделения энергии. Такие галактики получили название активных галактик. Радиогалактики одна из разновидностей галактик с активными ядрами.
Квазары. Это слово является сокращением полного названия: квазизвездные радиоисточники. Квазары – самые далекие тела, наблюдаемые во Вселенной. Оказалось, что даже наиболее близкие квазары расположены дальше большинства известных галактик, на расстояниях порядка 1 млрд св. лет. Самые далекие наблюдаются на расстояниях 13 млрд св. лет. На таких огромных расстояниях они могут быть обнаружены только вследствие большой светимости, которая значительно превышает светимость нашей Галактики, иногда в несколько сот раз. В настоящее время известны тысячи квазаров. Вероятно, квазары представляют собой ядра далеких галактик, проявляющие очень высокую активность.
Изучение наиболее удаленных объектов позволяет «заглянуть в прошлое». Если рас-е до галактики или квазара составляет, например, 3 млрд. св.лет, то мы наблюдаем этот объект не в том состоянии, в котором он находится в данный момент, а в том, в котором он находился 3 млрд.св. лет тому назад. Возможно, что отсутствие квазаров поблизости от нашей Галактики свидетельствует о более высокой активности ядер галактик в далеком прошлом. Окончательного ответа на вопрос об источниках высокой активности ядер галактик пока нет. Одной из возможных моделей, описывающий весь комплекс явлений считается наличие в ядрах черных дыр массой в десятки и сотни миллионов масс Солнца. В результате падения вещества в черную дыру должно выделиться огромное количество энергии, преобразуемое в электромагнитное излучение.
Структура Вселенной. Ученым удается смоделировать структуру Вселенной по многочисленным фотографиям космических глубин, сделанных с помощью современной техники, а также наблюдений в мощнейшие телескопы: наземные и космический телескоп «Хаббл».
В их пространственном распределении наблюдается определенная закономерность – ячеисто-сотовая структура. Скопления и сверхскопления галактик располагаются так, что не заполняют все пространство, а образуют лишь «стенки», которые отделяют друг от друга гигантские пустоты, в которых галактики практически не встречаются. Размер этих ячеек около 100 Мпк, а стенки имеют толщину всего 3-4 Мпк. Такая структура возникла в результате длительной эволюции всех объектов, наблюдаемых во Вселенной, самые общие свойства которой изучает космология.
Скачать:
| Вложение | Размер |
|---|---|
 17.03_i_18.03_galaktiki.docx | 19.24 КБ |
Предварительный просмотр:
Военная хитрость
Рисуем космос
Астрономический календарь. Май, 2019
Злая мать и добрая тётя
Прекрасная арфа