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 су-зір'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 ефек-том 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:
= HD
Коефіцієнт пропорційності Я називають сталою X а б б л а.
Мал. 94. Спіральна галактика М 33 в сузір'ї Трикутника, видима майже пла-зом, її найяскраві-ші зорі в спіральних вітках розмішені менш скупчене, ніж у М 31, і тому по-мітніші.
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 — 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 дале-ких 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 спосте-режуваних 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, скла-даються з гарячих зір, цефеїд, надгігантів, розсіяних зоряних скупчень і газових, туманностей. Галактики випромінюють радіо-хвилі. Радіовипромінювання йде від нейтрального водню на дов-жині 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 віток спіральних галактик, а ядра не-має. Неправильні галактики (мал. 98, а) значно менші від спіральних і зустрічаються рідко.
Еліптичні галактики спостері-гаються часто. За виглядом вони схожі на кульові зоряні скупчен-ня (мал. 98, б), але значно біль-ші за них розмірами. Вони обер-таються дуже повільно й тому мало сплющені на відміну від спіральних галактик, які швидко обертаються (мал. 98, в). Еліп-тичні галактики не мають ні зір-надгігантів, ні темних або світ-лих дифузних туманностей.
Світності галактик різноманітні. У гігантських галактик абсолютна зоряна величина близько — 21. Іс-нують в тисячі разів слабші галак-тики-карлики з абсолютною зоря-ною величиною близько — 13.
Академік В. А. Амбарцумян першим показав, що в централь-них областях багатьох спіральних і еліптичних галактик — їхніх яд-рах — відбуваються вибухоподіб-ні явища, які супроводяться ви-діленням дуже великої кількості енергії.
Потужне рентгенівське випро-мінювання деяких галактичних ядер е важливим свідченням їх-ньої високої активності. В. А. Ам-барцумян висунув також припу-щення, що галактики утворилися з якоїсь надгустої «дозоряно'ї ре-човини». На його думку, вона здатна самовільно дробитися й утворює галактики, їхні ядра дро-билися, породжуючи асоціації «дозоряних тіл», а ті, дроблячись, породжують і зорі, і дифузну мате-рію. Галактики з активними яд-рами, з якими пов'язане потужне радіовипромінювання і з яких ви-кидаються великі маси газу, в рам-ках цього припущення вважають молодими.
Більшість учених додержують докладніше розробленої гіпо-тези про те, що зорі й галактики виникали з воднево-геліевого середовища внаслідок його розпаду на окремі хмари. Потім ці хмари стискалися під дією тяжіння. Процес утворення зір у кульо-вих скупченнях та еліптичних галактиках давно закінчився, їхні зорі найстаріші. В спіральних і неправильних галактиках зоре-утворення триває.
Приклад розв'язування задачі
Задача. У галактиці з червоним зміщенням ліній у спектрі 2000 км/с спалахнула наднова зоря, її яскравість у максимумі відповідала 18-й видимій зоряній величині. Які її абсолютна зоряна величина і світність?
2. Радіогалактики і квазари. Деякі галактики виділяються серед інших особливо потужним синхротронним радіовипроміню-ванням, що виникає при взаємодії дуже швидких електронів з магнітним полем, їх назвали радіогалактиками. Найчастіше в них два осередки радіовипромінювання, розміщені по обидва боки від галактики. Вони виникли в результаті активності ядер галактик, які викидають у протилежні боки швидкі потоки ре-човини.
На місці деяких радіоджерел на небі виявили об'єкти, що не відрізняються на фотографіях від дуже слабких зір. Як показали особливості випромінювання цих об'єктів, вони не можуть бути зорями. У їхньому спектрі є яскраві лінії із значним червоним зміщенням. У деяких випадках це лінії, що звичайно спосте-рігаються в ультрафіолетовій ділянці спектра і зміщені в його видиму частину. Червоне зміщення їх настільки велике, що йому відповідають відстані в мільярди світлових років. Зазначені об'єкти, названі квазізоряними (зореподібними) джерела-ми радіовипромінювання або квазарами, є найдальшими небесними тілами, відстані до яких удалося визначити. Найяскра-віший з квазарів має вигляд зорі 13-ї зоряної величини, але за світністю деякі квазари в сотні разів яскравіші від гігантських галактик. Залишається незрозумілим походження колосальних потоків енергії, випромінюваної ними у вигляді світла та у вигляді радіохвиль. Спостереження показують, що за своєю природою квазари схожі на активні ядра галактик і, мабуть, є ядрами дуже далеких зоряних систем.
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 су-зір'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 ефек-том 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:
= HD
Коефіцієнт пропорційності Я називають сталою X а б б л а.
Мал. 94. Спіральна галактика М 33 в сузір'ї Трикутника, видима майже пла-зом, її найяскраві-ші зорі в спіральних вітках розмішені менш скупчене, ніж у М 31, і тому по-мітніші.
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 — 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 дале-ких 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 спосте-режуваних 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, скла-даються з гарячих зір, цефеїд, надгігантів, розсіяних зоряних скупчень і газових, туманностей. Галактики випромінюють радіо-хвилі. Радіовипромінювання йде від нейтрального водню на дов-жині 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 віток спіральних галактик, а ядра не-має. Неправильні галактики (мал. 98, а) значно менші від спіральних і зустрічаються рідко.
Еліптичні галактики спостері-гаються часто. За виглядом вони схожі на кульові зоряні скупчен-ня (мал. 98, б), але значно біль-ші за них розмірами. Вони обер-таються дуже повільно й тому мало сплющені на відміну від спіральних галактик, які швидко обертаються (мал. 98, в). Еліп-тичні галактики не мають ні зір-надгігантів, ні темних або світ-лих дифузних туманностей.
Світності галактик різноманітні. У гігантських галактик абсолютна зоряна величина близько — 21. Іс-нують в тисячі разів слабші галак-тики-карлики з абсолютною зоря-ною величиною близько — 13.
Академік В. А. Амбарцумян першим показав, що в централь-них областях багатьох спіральних і еліптичних галактик — їхніх яд-рах — відбуваються вибухоподіб-ні явища, які супроводяться ви-діленням дуже великої кількості енергії.
Потужне рентгенівське випро-мінювання деяких галактичних ядер е важливим свідченням їх-ньої високої активності. В. А. Ам-барцумян висунув також припу-щення, що галактики утворилися з якоїсь надгустої «дозоряно'ї ре-човини». На його думку, вона здатна самовільно дробитися й утворює галактики, їхні ядра дро-билися, породжуючи асоціації «дозоряних тіл», а ті, дроблячись, породжують і зорі, і дифузну мате-рію. Галактики з активними яд-рами, з якими пов'язане потужне радіовипромінювання і з яких ви-кидаються великі маси газу, в рам-ках цього припущення вважають молодими.
Більшість учених додержують докладніше розробленої гіпо-тези про те, що зорі й галактики виникали з воднево-геліевого середовища внаслідок його розпаду на окремі хмари. Потім ці хмари стискалися під дією тяжіння. Процес утворення зір у кульо-вих скупченнях та еліптичних галактиках давно закінчився, їхні зорі найстаріші. В спіральних і неправильних галактиках зоре-утворення триває.
Приклад розв'язування задачі
Задача. У галактиці з червоним зміщенням ліній у спектрі 2000 км/с спалахнула наднова зоря, її яскравість у максимумі відповідала 18-й видимій зоряній величині. Які її абсолютна зоряна величина і світність?
2. Радіогалактики і квазари. Деякі галактики виділяються серед інших особливо потужним синхротронним радіовипроміню-ванням, що виникає при взаємодії дуже швидких електронів з магнітним полем, їх назвали радіогалактиками. Найчастіше в них два осередки радіовипромінювання, розміщені по обидва боки від галактики. Вони виникли в результаті активності ядер галактик, які викидають у протилежні боки швидкі потоки ре-човини.
На місці деяких радіоджерел на небі виявили об'єкти, що не відрізняються на фотографіях від дуже слабких зір. Як показали особливості випромінювання цих об'єктів, вони не можуть бути зорями. У їхньому спектрі є яскраві лінії із значним червоним зміщенням. У деяких випадках це лінії, що звичайно спосте-рігаються в ультрафіолетовій ділянці спектра і зміщені в його видиму частину. Червоне зміщення їх настільки велике, що йому відповідають відстані в мільярди світлових років. Зазначені об'єкти, названі квазізоряними (зореподібними) джерела-ми радіовипромінювання або квазарами, є найдальшими небесними тілами, відстані до яких удалося визначити. Найяскра-віший з квазарів має вигляд зорі 13-ї зоряної величини, але за світністю деякі квазари в сотні разів яскравіші від гігантських галактик. Залишається незрозумілим походження колосальних потоків енергії, випромінюваної ними у вигляді світла та у вигляді радіохвиль. Спостереження показують, що за своєю природою квазари схожі на активні ядра галактик і, мабуть, є ядрами дуже далеких зоряних систем.
