П В П Ш № 2

"Реферат з астрономії"

Тема: "Вивчення Галактик"

Роботу виконала: Насретдінова Олена

Прийняв викладач: Евтодий І.Г.

ЗМІСТ

1. Вступ

2. Великий суперечка

3. Обидва учасники суперечки погоджувалися в тому, що

4. Класифікація Хаббла

5. Література

Як це не дивно, але історія позагалактичне астрономії починаєтьсяз лову комет. У 1781 році відомий ловець комет, астроном Паризькоїобсерваторії Шарль Мессе вирішив скласти каталог туманностей, щоб у майбутньомуне брати їх за комети. На той час на його «особистому рахунку» вже було 8знову відкритих комет, взагалі ж за своє довге життя він спостерігав 36 комет.
До каталогу Мессе увійшло 103 об'єкта, які й зараз прийнято позначатиномерами його каталогу з додаванням літери «М». Так, М 1-це вже відоманам Крабоподібна туманність, М 42 - туманність Оріона і т.д.

Але в каталозі Мессе поряд зі «справжніми» туманностями (Крабоподібна, в
Оріоні та ін) виявилися і тісні зоряні скупчення. Так М 45 - це Плеяди,
М 44 - Ясла, М 13 - кульове зоряне скупчення в Геркулесі. Всього вКаталог Месьє виявилося 20 розсіяних і 24 кульових зоряних скупчення.

Була в каталозі Месії і ще одна велика груп об'єктів, які небули ні туманностями, ні зоряними скупченнями. До них належалив туманності Андромеди (М 31), трикутник (М 33), Гончих Псах (М 51) іще 22 об'єкти. Це були галактики, далекі зоряні системи, подібнінашого Чумацького Шляху.

Але під час меси про це ніхто навіть жодного здогадувався і самого терміну
«Галактика» ні існувало.

туманні плями незабаром зацікавився інший астроном - Вільям
Гершель. На відміну від Мессе, Гершель розглядав ці об'єкти не якджерело плутанини при спостереженнях комет, а як небесні тіла, що підлягаютьпильному вивченню.

Спостерігаючи туманності й зоряні скупчення, Гершель склав кілька їхкаталогів, до яких увійшло 2500 об'єктів, опублікував зведений «Генеральнийкаталог »(GC), включивши в нього 5079 об'єктів.

Вільям Гершель ще на початку своїх спостережень зауважив, що частина
«Туманних плям» розкладається на зірки, а інша частина - ні. Але тоді вінвважав, що просто це більш далекі зоряні скупчення і для того,розкласти їх на зірки, потрібні телескопи більшої сили.

Гершель одним з перших зрозумів, що Чумацький Шлях єгігантську зоряну систему, «острівну всесвіт». Застосувавши метод
«Черпков», тобто підрахунків числа зірок різної зоряної величини вокремих обраних ділянках, він спробував уявити собі будову нашої
Галактики. Разом з тим він правильно вважав, що існують і інші
«Острівні всесвіти», схожі на чумацький шлях, і що всі разом вониутворюють якусь гігантську сверхсістему. Але чітких ознак, якідозволили б відрізняти «острівні всесвіти» від «справжніх» туманностей ізоряних скупчень, що входять до складу нашої Галактики, в розпорядженні
Гершеля не було, і бути не могло. Вони з'явилися пізніше, вже в 60-ті роки XIXстоліття.

З появою досконалих телескопів і застосуванням фотографії булавстановлена фізична природа зоряних систем - галактик. Вперше спектр
Туманність Андромеди був сфотографований у 1888 р. англійським астрономом У.
Хеггінсом (1824 - 1910). Цей спектр виявився схожим на спектри жовтихзірок. У 1911 р. німецький астроном М. Вольф виявив у спектрі Андромеди
45 ліній поглинання, у тому числі водневу серію Бальмером і основні лінії ионизованного кальцію. Все це підтверджувало зоряний склад галактики
Андромеди. Але лише в 1923 - 1924 рр.. Е. Хаббл (1889 - 1953) з фотографій,отриманих ним на новому телескопі-рефлекторі діаметром 2,5 м (США,обсерваторія Маунт-Вільсон), остаточно встановив, що спіральні гілкигалактики Андромеди складаються з зірок, серед яких виявилося багатогігантів, зокрема цефеїд. У 1944 р. на тому ж телескопі В. Бааде (1893
- 1960) отримав унікальні фотографії, чітко показують, що центральнезгущення цієї галактики теж складається із зірок. За численнимифотографій наступних років в галактиці Андромеди були виявленірозсіяні й кульові зоряні скупчення, групи гарячих гігантських зірок,пилові темні і світлі газові туманності - словом, такі ж об'єкти,які входять до складу нашої Галактики.

Фотографії інших порівняно близьких до нас галактик, зокрема М 33у сузір'ї Трикутника і М 51 в сузір'ї Гончих Псів, також показуютьїх спіральну зоряну структуру з центральним загущенням. У екваторіальномупоясі багатьох зоряних систем, видимих «з ребра», є потужні пиловіхмари. На фотографіях переважної більшості галактик зірок не видно, алеспектри повністю підтверджують їх зірковий склад. Так остаточновстановлено, що у Всесвіті, крім Галактики, існує безлічінших аналогічних зоряних систем.

«ВЕЛИКИЙ СУПЕРЕЧКА»

Відкриття залежності «період-світність» у цефеїд в 1912 - 1913 рр..дозволило визначити масштаби нашого Чумацького Шляху, відстані і розмірикульових зоряних скупчень і, нарешті, відстань до Магеланових Хмар --двох добре помітних неозброєним оком туманних плям, що знаходяться впівденній півкулі неба. Але Магеланови Хмари давно вже були дозволені назірки, і саме в Малому Мпгелановом Хмарі знаходилися ті 25 цефеїд, заяким міс Лівітт вперше вивела залежність «період - світність». У
1916 - 1918 рр.. Х. Шеплі за допомогою цієї залежності, уточнивши нуль-пункт,визначив, що відстань до Магеланових Хмар становить близько 100000світлових років. Це означало, що Магеланови Хмари знаходяться за межаминашої Галактики, оскільки її розміри оцінювалися, наприклад, Г. Зеелігеромв 23000 світлових років. У ті роки, однак, не було повної ясності в цьомупитанні. Зеелігер отримав свою оцінку розмірів Галактики за методом,близьким до методу «черпков», що застосовувалася ще В. Гершелем, а самешляхом підрахунків числа зірок до даної зоряної величини в поєднанні звизначенням їх власних рухів. Якщо вважати, що в середньому швидкостіу всіх зірок однакові і не залежать від відстані до них, то за величиноюкутових власних рухів зірок можна визначити їх відстань.

Х. Шеплі дав зовсім іншу оцінку розмірів Галактики: 300000 світловихроків. Він вважав, що кульові зоряні скупчення знаходяться всередині нашої
Галактики, а відстані до них, визначені за цефеїд і по зорянимвеличинам найяскравіших зірок скупчення, досягали 220000 світлових років.

Проти оцінок цих відстаней виступив астроном Лікской обсерваторії Х.
Кертіс. Він вважав, що всі відстані завищені Шеплі раз на десять. Кертіспідтримував оцінку розмірів Галактики, що витікає із зоряних підрахунків, івважав, що кульові зоряні скупчення набагато ближче до нас, ніж знаходить
Шеплі.

Оскільки питання про масштаби Галактики і навколишнього її частини Всесвітупредставляв величезний інтерес, Національна академія наук США у Вашингтоніорганізувала 26 квітня 1920 спеціальну дискусію між Шеплі і
Кертісом, що отримала назву «Великого Спора».

Цей спір стосувався не тільки масштабів Галактики, а й природиспіральних туманностей. І різним виявився підсумок дискусії по цим двомпроблем.

Обидва учасники суперечки погоджувалися в те, що:

А) зірки в скупченнях і у віддалених частинах Чумацького Шляху нічимособливим не відрізняються від зірок в околицях Сонця (в цьому вони булиправі);

Б) відносні відстані до кульових скупчень, визначені Шеплі,правильні (і це було вірно);

В) міжзоряного поглинання світла не існує (а ось це булосерйозною помилкою).

Шеплі спирався на дані з цефеїд і яскравим гігантам. Кертіскритикував ці дані і вважав, що червоні та жовті зірки в скупченнях --карлики, схожі з Сонцем (тоді як насправді це були гіганти).

Деталі «великого спору» характерні для оцінки позиції його учасниківдані для відстані до шарового зоряного скупчення М 13 в Геркулесі (всвітлових роках):по Шеплі 36000 по Кертіс (первинна) 3600

по Кертіс (переглянуте)

8000за сучасними даними 25000

Отже, ми бачимо, що тут Шеплі виявився ближчим до істини, ніж Кертіс.
Деякі завищення його оцінки пов'язано із зневагою міжзорянимпоглинанням світла, через якого всі далекі зірки здавалися слабкіше (атому ставилися Шеплі на більш далекі відстані).

Але в іншому питанні саме Кертіс мав рацію, а Шеплі помилявся. Це бувпитання про природу спіральних туманностей. Кертіс вважав, що це «острівнівсесвіти », подібні нашій Галактиці, тоді як Шеплі вважав, що це
«Істинно туманні об'єкти».

Перші спроби визначити відстань до найяскравішою і, очевидно,найближчий з них - туманності Андромеди - давали дивні й суперечливірезультати. Шведська астроном К. Болін в 1907 р. визначив з великої серіївимірювань паралакс туманності Андромеди і набув значення 0 ", 17, чомувідповідало відстань в 19 світлових років. Виходило, що ця туманність
- Зовсім поруч! Але через чотири роки американський фізик Ф. Вері зробивоцінку відстані, порівнявши блиск Нової S Андромеди, що спалахнула в 1885 р.
(див. стор 138), і Нової Персея, і отримав 1600 світлових років. Туманність, за
Вері, була не близько, але все ж у межах Чумацького Шляху. Вері не знав, що
S Андромеди була наднової, тоді як зірка в Персея - звичайної нової.
Лише в 1917 р. співробітник обсерваторії Маунт Вілсон Дж. Річі виявивкілька звичайних нових в туманності Андромеди і в ряді інших спіральнихтуманностей. Цим зацікавився Кертіс, незабаром також знайшов кільканових у спіралях по пластинкам Лікской обсерваторії. У 1918 р. вінвизначив по чотирьом новим відстань до туманності Андромеди в 500 000світлових років. Це означало, що вона (а значить, і всі інші спіральнітуманності) - позагалактичне об'єкт.

Тим часом Шеплі підійшов до цього питання ще з іншої точки зору. Зайого оцінками, довжина Чумацького Шляху становила 300 000 світлових років.
Якщо вважати, що туманність Андромеди такого ж розміру, то по її кутовимрозмірами виходило, що відстань до неї 10 мільйонів світлових років. Атоді треба було допускати, що нові в М 31 набагато яскравіше нових нашої
Галактики.

Якщо ж яскравість нових у М31 і в Чумацькому Шляху була одного порядку, тодоводилося допустити, що галактика в Андромеда в 20 разів менше Чумацького
Шляхи (приблизно те ж було і відносно інших галактик). Виниклагіпотеза, що Чумацький Шлях - свого роду «материк», а інші галактики -
«Острова».

Для критики гіпотези «острівних всесвітів» її супротивники використовувалище один спостережливий факт. Спіральні туманності наполегливо уникали поясуздовж головної площині Чумацького Шляху, і їх кількість зростала в мірунаближення до галактичним полюсів. Якщо спіральні туманності --позагалактичні об'єкти, то чому їх система пов'язана зі структурою
Чумацького Шляху? Ясно, що ці туманності входять до складу Чумацького Шляху і покако-то поки що невідомих причин концентруються до його полюсів.

Шеплі допускав, що спіральні туманності можуть не належати донашій Галактиці, бути її сусідами. Чумацький Шлях, на його думку, у своємурух у просторі як би «розштовхує» спіральні туманності вбоку від своєї центральної площині. Але тоді залишалося незрозумілим,чому «розштовхують» туманності з усіх боків, а не тільки з тією, де
Чумацький Шлях вже пройшов.

Правильне пояснення цього явища дав Кертіс. У багатьох туманностей,спостерігаються з ребра, екватор пересічене темною смугою поглинаючої матерії.
Пояс такої матерії повинен бути і у Чумацького Шляху. Він-то і закриває віднас далекі туманності, що лежать в галактичної площині. Тепер ми знаємо,що це було єдине правильне пояснення.

Точка зору Кертіса підтримали А. Еддінгтон і шведський астроном К.
Лундмарк. А в 1930 р. швейцарець Р. Трюмплер, довго працював на Лікскойобсерваторії, вивчаючи відстань зоряні скупчення, довів існуваннязагального поглинання світла в Галактиці. Оцінка розмірів Галактики булазменшена до 100 000 світлових років. З іншого боку, перегляд нуль-пунктузалежності «період - світності» для цефеїд, зроблений в 1929 р. Е
Хабблом, дозволив «відсунути» галактику в Андромеда майже вдвічі - до 900
000 світлових років. Цю відстань було в згоді з оцінкою замаксимального блиску нових. Крім того, Хабблу вдалося вирішити зовнішнічастини найближчих спіральних туманностей на зорі. Але їх ядра, а такожеліптичні туманності залишалися нерозв'язаними до 1944 р., коли В.
Бааде на обсерваторії Маунт Вільсон зумів розкласти на зірки ряделіптичних галактик і центральну частину галактики в Андромеда. Новийперегляд нуль-пункту залежності «період - світності», заснований нафотографіях Ч 31, отриманих з 5-метровим рефлектором обсерваторії Маунт
Паломар, зробив в 1952 р. В. Бааде. Це призвело до подвоєння всіхмежгалактіческіх відстаней, в тому числі і до М 31. А так як напаломарскіх знімках вийшли і самі зовнішні частини Ч 31, її розміри виявилисянавіть дещо більше, ніж у нашої Галактики. Світності кульових зорянихскупчень в обох галактиках виявилися однаковими. Таким чином, всі
«Переваги» Чумацького Шляху були ліквідовані.

«Великий суперечка» була розв'язана. Але спіральні й еліптичні галактикище довго продовжували називати позагалактичних туманностями, на відміну від
«Істинних», дифузних туманностей, які називалися галактичних. Ітільки в 50-х роках цей термін був остаточно витіснено застрономічної літератури правильним терміном галактики.

КЛАСИФІКАЦІЯ Хаббл

Фотографічні знімки показують, що структура галактик вкрайрізноманітна, і все ж більшість їх можна об'єднати в декілька основнихтипів, тобто створити класифікацію галактик. Вперше таку класифікаціюзапропонував у 1925 р. Е. Хаббл. Надалі було розроблено декількакласифікації, але всі вони виявилися складними, так що до цих пір астрономивикористовують класифікацію Е. Хаббла, кілька вдосконалену їм у 1936р. Згідно з цією класифікацією галактики об'єднуються в п'ять основних типів:

- еліптичні (Е);

- галактика (SO);

- звичайні спіральні (S );

- пересічені спіральні (SB);

- неправильні (1r).

Кожен тип галактик підрозділяється на кілька підтипів, абопідкласів. Так, еліптичні галактики, що мають вид еліпсів різногостиснення, поділені на 8 підкласів - від Е0 (кульова форма, стисненнявідсутня) до Е7 (найбільша стиск). Розміри a великих і малих bосей еліптичних галактик вимірюють по фотографіях і по них визначаютьстиснення галактик

Еліптичні галактики порівняно повільно обертаються, помітнеобертання спостерігається тільки у галактик зі значним стиском. Відсутністьв цих галактиках газу і пилу та блакитно білих масивних зірок вказуєна те, що в них не йде процес зіркоутворення.

Галактики мають центральне згущення і декілька спіральнихгілок, або рукавів. У звичайних спіральних галактик типу S гілки відходятьбезпосередньо від центрального згущення, а у пересічених спіральнихгалактик типу SB - від перемички, що перетинає центральне згущення. Звідсивиник символ SB, що позначає спіраль (S) і перемичку, або бар (B, англ.bar - смуга, перемичка). Залежно від розвитку гілок і їх розмірівщодо центрального згущення галактики поділяються на підкласи
Sa, Sb, та Sc (відповідно, на Sba, на SBb і SBc). У галактик Sa і SBaосновну кількість зірок зосереджено в центральному згущуванні, а спіральнігілки слабо виражені. У галактик Sb і SBb гілки досить розвинені. Угалактиках Sc і SBc основну кількість зірок міститься в сильно розвиненихчасто розкиданих гілках, а центральне згущення має невеликі розміри.
Так, галактика М 31 в сузір'ї Андромеди належить до типу Sb, агалактика М 33 в сузір'ї Трикутника - до типу Sc. Наша Галактика схожана Туманність Андромеди і теж належить до типу Sb.

Рукава спіральних галактик мають блакитний колір, тому що в нихприсутньо багато молодих гігантських зірок. Ці зірки збуджують світіннядифузних газових туманностей, розкиданих разом з пиловими хмарамиуздовж спіральних гілок. Колір центральних згущення - червонувато-жовтий,свідчить про те, що вони складаються в основному із зірок спектральнихкласів G, K і M. Усі спіральні галактики обертаються зі значнимишвидкостями, тому зірки, пил і гази зосереджені в них у вузькому диск.
Велика кількість газових і пилових хмар і присутність яскравих блакитних гігантівспектральних класів О і В говорить про активні процеси зореутворення,що відбуваються в спіральних р.укавах цих галактик.

Проміжними між Е-галактиками і S-галактиками єГалактики типу S0. У них центральне згущення сильно стисло ісхоже на лінзу, а гілки відсутні.

Неправильні галактики позначення Ir від англ. irregular (неправильні,безладні) за відсутність правильної структури. Характернимипредставниками таких галактик є Велика Магелланова Хмара та Мале
Магелланова Хмара. Вони знаходяться в південній півкулі неба поблизу Чумацького
Шляхи, добре видно неозброєним оком у вигляді туманних плям розмірами 6 і
30 відповідно. Вперше європейці виявили їх в 1519 р. під часкругосвітнього плавання Ф. Магеллана (1480 - 1521). Але навіть у невеликійтелескоп видно, що обидва Хмари складаються з безлічі зірок. У них такожмістяться газ і пил.

Класифікацію галактик, запропоновану Хабблом, часто називаютькамертоном, так як послідовність розташування в ній типів галактикнагадує вилку камертону.

Вся зоряні системи - галактики настільки далеко, що їхтригонометричні паралакс мізерно малі і не подаються вимірах.
Тому для визначення відстані до галактик застосовують інші способи,точність яких не дуже велика.

Позначивши відстань до галактики через r, лінійний діаметр - D,кутовий діаметр - d ", легко вивести таку формулу для визначеннядіаметра галактики:

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

Лінійний діаметр найближчій до нас галактики (Туманність Андромеди) неменше 40 кпк, тобто перевищує діаметр нашої Галактики.

Один із методів визначення відстані до галактики заснований навизначенні видимих і абсолютних зоряних величин цефеїд, нових інаднових зірок, які відкриваються в інших галактиках. По формулі можнаобчислити відстань до тих галактик, в яких виявлено цефеїди, нові танайновіші зірки.

Зсув спектральних ліній, що спостерігається в різних частинах будь -небудь близькою до нас галактики, свідчить про те, що галактикиобертаються. Якщо область галактики, розташована на околиці (на відстані
R від її центру), має лінійну швидкість обертання v, то доцентровийприскорення цій сфері. Прирівнюємо його до гравітаційногоприскоренню, полу4чаемому із закону всесвітнього тяжіння, де М - масаядра галактики:

,звідси знайдемо масу ядра галактики:
.

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

Література:

1. «Гіпотези про зірок і Всесвіту»

В.А. Бронштейн 1974 Видавництво «Наука»

2. «Проблемми сучасної астрофізики»

І.С. Шкловський 1982 Видавництво «Наука»

3. «Книга для читання з астрономії« Астрофізика "»

М.М. Дагаєв В.М. Чаругін 1988 Видавництво «Просвещение»

4. «Астрономія»

Є.П. Левітан 1994 Видавництво «Просвещение»