Інші зоряні системи - галактики

Реферат на тему:

ІНШІ ЗОРЯНІ СИСТЕМИ — ГАЛАКТИКИ

1. Основні характеристики галактик. В. Гершель у XVIII ст. відкрив і вніс до каталогів тисячі туманних плям (туманностей), що спостерігаються на небі. У багатьох з них згодом було виявлено спіральну структуру.

Американський астроном Е. Хаббл (1889—1953) зробив фотографії туманності в сузір'ї Андромеди, на яких було видно, що ця туманна пляма складається з безлічі зір (мал. 93). Він виявив серед них розсіяні й кульові скупчення, нові зорі й цефеїди. Визначивши періоди змінності й видиму зоряну величину цефеїд, Хаббл дійшов висновку, що вони знаходяться дуже далеко за межами нашої Галактики.

Знаючи відстань до туманності та її кутові розміри, легко обчислити її діаметр у лінійних одиницях (див. § 12.4, мал. 34).

Виявилось, що спіральна туманність у сузір'ї Андромеди — величезна зоряна система, приблизно така сама, як і наша Галактика. Ми знаємо тепер, що відстань до неї 2 млн. світлових років. У ній є газопилові туманності, як і в нашій Галактиці. Оскільки галактику в сузір'ї Андромеди ми бачимо під великим кутом до її осі, то вона має довгасту форму. Галактика в су­зір'ї Трикутника також спіральна, вона менше нахилена до променя і тому має інший вигляд (мал. 94)

Астрономи знайшли величезну кількість гігантських зоряних систем за межами нашої Галактики, дали їм загальну назву галактик1 на відміну від нашої Галактики.

Хаббл з'ясував, що в спектрах галактик, відстані до яких були оцінені за видимою Яскравістю їхніх найяскравіших зір, лінії зміщені до червоного кінця спектра. Це червоне зміщення зростає пропорційно відстані до галактики (мал. 95). За ефек­том Доплера (див. § 14.3) червоне зміщення означає віддалення джерела від спостерігача. Швидкість віддалення пропорційна зміщенню і, отже, відстані. Спостережувана пропорційність між відстанню О до галактик і швидкістю V називається законом X а б б л а:

u = HD

Коефіцієнт пропорційності Я називають сталою X а б б л а.

Мал. 94. Спіральна галактика М 33 в сузір'ї Трикутника, видима майже пла­зом, її найяскраві­ші зорі в спіральних вітках розмішені менш скупчене, ніж у М 31, і тому по­мітніші.

Доведено, що величина сталої Хаббла' Н становить приблизно 100 , тобто на кожний мільйон парсеків швидкість від-с • Мпк

далення зростає на 100 км/с. Тому відстань до далекої галактики можна визначити за величиною червоного зміщення ліній у її спектрі:

де u — швидкість, визначена за червоним зміщенням. Якщо, наприклад, зсув лінії спектра відповідає 10000 км/с, то до галактики 100 Мпк. Цей спосіб використовують тоді, коли в дале­ких галактиках цефеїд або навіть яскравих надгігантів не видно.

1 Значення цієї величини ще уточнюється.

За своїм зовнішнім виглядом галактики поділяють на с п і-альні, неправильні й еліптичні. Більшість спосте­режуваних галактик спіральні. Наша Галактика й галактика сузір'ї Андромеди належать до спіральних галактик дужі-Великого розміру. Усі спіральні галактики обертаються з періодами Кілька сотень мільйонів років. Маси їх становлять 10¹⁰ —10¹¹ мас Сонця.

95. Червоне зміщення у спектрах галактик зростає із збільшенням від-тані до них (на фотографії спектра найпомітніші дві головні лінії вбирання онізованого кальцію). Ширина спектра залежить від видимого розміру і яскра--чггі галактики. Яскраві лінії — спектр земного джерела світла.

Вітки спіральних галактик, як і в нашої Галактики, скла­даються з гарячих зір, цефеїд, надгігантів, розсіяних зоряних скупчень і газових, туманностей. Галактики випромінюють радіо­хвилі. Радіовипромінювання йде від нейтрального водню на дов­жині хвилі 21 см, а такбж від іонізованого гарячого водню в світлих туманностях. Нейтрального водню в галактиках — до 10 % їхньої маси. Є в них і пил. Його особливо добре помітно в тих галактиках, які повернуті до нас ребром, тому схожі на веретено або сочевицю (мал. 96). Вздовж екваторіальної площини в них проходить темна смуга — скупчення пилових, туманностей.

Під .час експедиції Магеллана в XVI ст. дві великі зоряні хмари, які спостерігали в південній півкулі неба, назвали Великою і Малою Магеллановими Хмарами (мал. 97). Ці галактики через їхній безформний вигляд відносять до типу неправильних. Вони є супутниками нашої Галактики. Відстань до них близько 150 000 світлових років, їхній зоряний склад такий самий, як і вітокспіральних галактик, а ядра не­має. Неправильні галактики (мал. 98, а) значно менші від спіральних і зустрічаються рідко.

Еліптичні галактики спостері­гаються часто. За виглядом вони схожі на кульові зоряні скупчен­ня (мал. 98, б), але значно біль­ші за них розмірами. Вони обер­таються дуже повільно й тому мало сплющені на відміну від спіральних галактик, які швидко обертаються (мал. 98, в). Еліп­тичні галактики не мають ні зір-надгігантів, ні темних або світ­лих дифузних туманностей.

Світності галактик різноманітні. У гігантських галактик абсолютна зоряна величина близько — 21. Іс­нують в тисячі разів слабші галак-тики-карлики з абсолютною зоря­ною величиною близько — 13.

Академік В. А. Амбарцумян першим показав, що в централь­них областях багатьох спіральних і еліптичних галактик — їхніх яд­рах — відбуваються вибухоподіб­ні явища, які супроводяться ви­діленням дуже великої кількості енергії.

Потужне рентгенівське випро­мінювання деяких галактичних ядер е важливим свідченням їх­

Внимание, отключите Adblock

Вы посетили наш сайт со включенным блокировщиком рекламы!
Ссылка для скачивания станет доступной сразу после отключения Adblock!

Скачать