Что понимают под галактикой астрономия кратко

Урок 1

Астрономия — фундаментальная наука, изучающая строение, движение, происхождение и развитие небесных тел.

Слово «астрономия» происходит от греческих слов астрон (звезда) и номос (закон).

Задачами астрономии являются: изучение положений и движений небесных тел в пространстве, определение их размеров и формы, изучение физического строения небесных тел.

Что понимают под Галактикой?

Большая обособленная гравитационно связанная совокупность звёзд.

Что понимают под Вселенной?

Максимально большая область пространства и все тела в ней.

Как возникла наука астрономия?

Из практических потребностей человека: необходимость ориентации в пространстве.

Какие объекты и явления изучает астрономия?

Небесные объекты: галактики, звёзды, планеты, спутники планет.

Астрономические наблюдения — целенаправленная и активная регистрация информации о процессах во Вселенной.

Химический элемент гелий впервые был обнаружен с помощью астрономических наблюдений.

Оптический телескоп предназначен для собирания света исследуемых небесных тел и получения им изображения. Телескоп увеличивает угол зрения, под которым видны небесные тела.

Астрономия решает многие проблемы космонавтики: оптимальный выбор и точный расчёт орбит искусственных небесных тел; определение расстояния до небесных тел; выбор время, наиболее подходящее для межпланетных перелётов; позволяет изучать материю и влияние Солнечной энергии на человека.

Источник

Кратко о галактиках

Галактика — связанная гравитацией система из звезд и звездных скоплений, межзвездного газа, пыли и темной материи. Все ее объекты движутся относительно общего центра. Само слово «галактика» означает «Млечный Путь». Такое наименование носит наша галактика, а остальные названы как бы в ее честь. Раньше другие галактики назывались звездными островами.

Все галактики значительно отдалены от нашей: расстояния до них измеряют в мегапарсеках. Самая далекая галактика даже не имеет названия, а только номер — UDFj-39546284. Увидеть ее удалось благодаря мощнейшему телескопу.

Невооруженным глазом с Земли можно разглядеть только три галактики. Это туманность Андромеды, которая видна в Северном полушарии. Большое и Малое Магеллановы Облака, наблюдаемые в Южном полушарии.

Сколько галактик во Вселенной — неизвестно, вероятно, около 2 триллионов. Они распределены в пространстве неравномерно.

Формы галактик очень разнообразны. Среди них встречаются эллиптические, сфероподобные, дисковые, линзовидные, с перемычкой, карликовые, неправильные и др. Разнообразны и массы галактик — примерно от 10 7 до 10 12 масс Солнца. Например, масса нашей галактики составляет 2 • 10 11 масс Солнца.

Диаметр Млечного Пути составляет около 30 килопарсек (100 000 световых лет). У самой большой из известных на настоящее время галактик 1C 1101 диаметр более 600 килопарсек (1 парсек = 30,8568 трлн. км.).

Существуют так называемые неразрешенные и разрешенные галактики. Разрешенными называют те, в которых можно различить отдельные звезды. В начале 1990 г. к таким галактикам относили не более 30, а сегодня благодаря телескопу «Хаббл» и мощным наземным телескопам их число значительно возросло.

Источник

Многообразие галактик

Галактики — это звездные системы из миллионов, миллиардов и триллионов звезд, связанных друг с другом силами гравитации.

Самые маленькие галактики содержат в миллион раз меньше звезд, чем наша Галактика, и скорее напоминают шаровые скопления, только значительно больше по размерам. Диапазон диаметров наблюдаемых галактик также впечатляет: от нескольких сотен до сотен тысяч световых лет. Помимо звезд и планетных систем галактики включают в себя межзвездный газ, межзвездную пыль, а также продукты звездной эволюции: белые карлики, нейтронные звезды, черные дыры.

Часть газа в галактиках просто рассеяна между звездами, а часть образует облака различной массы и плотности, в том числе массивные молекулярные облака с массой до миллиона масс Солнца. Небольшая доля газа приходится на яркие туманности вокруг горячих звезд. Существенная часть массы галактик приходится на темную (небарионную, т. е. не состоящую из атомов) материю, которая взаимодействует с обычным веществом только через гравитационное поле. Видимая материя погружена в протяженное темное гало. В крупных галактиках масса темной материи сравнима с массой обычного вещества, если ограничиться теми пределами, где еще наблюдаются звезды и газ. В карликовых звездных системах темной материи может быть в несколько раз больше. Полная масса темного гало, простирающегося намного дальше видимой материи, как правило, на порядок выше массы обычной, барионной, материи, содержащейся в галактике. Согласно наиболее распространенной схеме классификации по внешнему виду и структуре, галактики принято относить к одному из четырех морфологических типов: эллиптические, спиральные, линзовидные и неправильные.

ЭЛЛИПТИЧЕСКИЕ ГАЛАКТИКИ составляют 5% от общего числа галактик. На фотографиях они выглядят как нерезкий эллипс, яркость которого быстро спадает от центра. Цвет у эллиптических галактик красноватый, так как состоят они преимущественно из старых звезд. Холодного газа в таких системах почти нет, но наиболее массивные из них заполнены очень разреженным горячим газом температурой более миллиона градусов.

СПИРАЛЬНЫЕ ГАЛАКТИКИ — это галактики, обладающие звездными дисками, в которых присутствуют спиральные ветви. Если диск галактики наблюдается с ребра, то по внешнему виду она напоминает чечевицу или двояковыпуклую линзу. Диск погружен в разреженное слабосветящееся сфероидальное облако звезд — гало. У части спиральных систем (по некоторым оценкам, более половины от общего числа) в центральной области имеется вытянутая звездная перемычка — бар. У некоторых галактик имеется центральное шарообразное утолщение в середине — балдж (от англ. bulge — вздутие).

ЛИНЗОВИДНЫЕ ГАЛАКТИКИ — это промежуточный тип между спиральными и эллиптическими. У них есть балдж, гало и диск, но нет четких спиральных рукавов. Среди всех звездных систем их примерно 20%.

ВСЕ ПРОЧИЕ ГАЛАКТИКИ, в которых отсутствует симметрия, классифицируются как неправильные галактики. Для них характерна неправильная, клочковатая форма. В таких галактиках содержится много газа (иногда более 50% их общей массы), и активно рождаются звезды.

Помимо нормальных (больших и сравнительно ярких) галактик наблюдается множество небольших, карликовых звездных систем. Галактик с хорошо развитыми спиральными ветвями среди карликов не встречается. Сравнительно низкая светимость затрудняет наблюдения карликовых галактик с очень больших расстояний, поэтому среди наблюдаемых галактик их доля составляет всего 5%. Но на самом деле карликовые галактики образуют самый многочисленный класс галактик в природе.

Основная часть галактик образовалась в первые миллиарды лет после начала расширения Вселенной. Свет от рекордно далеких галактик, обнаруженных на сегодняшний день, шел к нам более 10–12 млрд лет. Наблюдая такие галактики, мы видим их в далеком прошлом, в эпоху их молодости.

Хотя основная масса звезд в близких галактиках образовалась миллиарды лет назад и успела постареть, многие галактики до сих пор «достраивают» себя изнутри, образуя звезды и звездные скопления из запасов газа. Эллиптические галактики уже давно израсходовали свой газ, и молодых звезд в них почти нет. В других галактиках (спиральных и неправильных), где газ еще остался, звезды продолжают рождаться.

Активные ядра галактик

В некоторых галактиках наблюдается повышенная активность галактических ядер. Активность ядра — это выделение большого количества энергии в крошечной центральной области, сопоставимой по размеру с Солнечной системой. Активным ядром обладает около 1% массивных галактик — как спиральных, так и эллиптических, причем необязательно взаимодействующих. Из активного ядра происходит выброс газа, потоков высокоэнергичных электронов и протонов. Галактики с активными ядрами часто оказываются мощными источниками радиоизлучения и мощного коротковолнового излучения (ультрафиолетового, рентгеновского, гамма-излучения). Природа активных галактических ядер до сих пор не совсем ясна.

Наиболее вероятной причиной активности является наличие сверхмассивных (массой до нескольких миллиардов солнечных масс) черных дыр, а энергия активного ядра — это преобразованная гравитационная энергия вещества (газа или звезд), падающего на эти черные дыры. Гигантские черные дыры с массой в миллионы и даже миллиарды солнечных масс в последние годы действительно были предсказаны в центрах многих крупных галактик, и это дает основание полагать, что их гипотетическое наличие там является скорее правилом, чем исключением. Ядра галактик с наиболее высокой активностью «забивают» своим излучением миллиарды звезд этих галактик и наблюдаются с большого расстояния как необычные: звездоподобные объекты, сокращенно — QSO (Quasi-Stellar Objects), квазары.

Источник

Галактика

Галактики — чрезвычайно далёкие астрономические объекты. Расстояние до ближайших из них принято измерять в мегапарсеках, а до далёких — в единицах красного смещения z. Именно из-за удалённости различить на небе невооружённым глазом можно всего лишь три из них: туманность Андромеды (видна в северном полушарии), Большое и Малое Магеллановы Облака (видны в южном). Разрешить изображение других галактик до отдельных звёзд не удавалось вплоть до начала XX века. К началу 1990-х годов насчитывалось не более 30 галактик, в которых удалось увидеть отдельные звёзды, и все они входили в Местную группу. После запуска космического телескопа «Хаббл» и ввода в строй 10-метровых наземных телескопов число галактик, в которых удалось различить отдельные звёзды, резко возросло.

Содержание

Этимология

Наблюдения

Важнейшие интегральные характеристики галактик [4] (экстремальные значения опущены):

Расстояние

Расстояние от наблюдателя до галактики как физическая характеристика не входит ни в один процесс, происходящий с галактикой. Необходимость в информации о расстоянии до галактики возникает при: отождествлении малоизученных событий, например, гамма-всплесков; изучении Вселенной как целого, изучении эволюции самих галактик, определении массы галактик и их размеров и т. п.

Все более-менее моделенезависимые способы определения расстояния до галактики можно разделить на два типа: измерение по объекту внутри галактики, расстояние до которого на пренебрежимо малую величину отличается от расстояния до самой галактики, и по красному смещению.

Первый способ — фотометрический способ, с использованием так называемых стандартных свеч, светимость которых считается известной. Тогда расстояние можно вычислить по следующей формуле:

,

где m — видимая звёздная величина, М — абсолютная звёздная величина, а R — расстояние, измеряемое в парсеках. На современном этапе в качестве таких стандартных свеч используют [9] :

Второй способ основан на эмпирическом законе Хаббла и более зависим от выбранной модели, чем предыдущий.

,

где H₀ — постоянная Хаббла. Если же взять ныне распространённую ΛCDM-модель (с той же постоянной Хаббла), то сколько-нибудь существенное расхождение будет на z

10, что позволяет его причислить к относительно моделенезависимым.

Существует также ряд сильно моделезависимых способов [9] :

Основные наблюдаемые составляющие галактик

Основные наблюдаемые составляющие галактик включают [10] :

Скорость вращения галактик

Под скоростью вращения галактики подразумевается скорость вращения различных компонентов галактики вокруг её центра. Данная скорость — это суммарная скорость, приобретённая в ходе различных процессов. Скорость вращения галактики следует отличать от круговой скорости V_c, которая обусловлена только силой гравитации и равна, по определению, необходимой скорости тела, движущегося по кругу под действием силы притяжения к центру. Скорость же вращения в общем случае обусловлена также радиальным градиентом давления P межзвёздного газа.

Для разных компонентов галактики скорость вращения оценивается по-разному. Для газа — по доплеровскому смещению эмиссионных линий. Для звёзд — по доплеровскому смещению абсорбционных линий звёзд. Схема получения скорости вращения следующая.

Непосредственно получаемая из наблюдений скорость — это сумма скорости движения галактики как целого и скорости внутреннего движения. Обычно скорость галактики в целом (V₀) отождествляется со скоростью движения центральной области. Для далёких галактик эта скорость обусловлена хаббловским расширением Вселенной, собственная скорость пренебрежимо мала.

Скорость, получившаяся после учёта скорости движения галактики как целого, — скорость по лучу зрения (V_r), и чтобы вычислить скорость вращения галактики на данном расстоянии, необходимо учесть эффекты проекции. Для этого необходимо знать угол наклона оси галактики к лучу зрения i, а также угол φ между большой осью галактики и прямой, проходящей через центр галактики и наблюдаемую точку. Таким образом, чтобы перейти от V_r к V_φ, необходимо знать пять параметров: скорость движения галактики V₀, углы i и φ, две координаты центра галактики (относительно любой точки изображения).

Если галактика выглядит осесимметричной, то задача упрощается, так как углы ориентации и положения центра можно вычислить по распределению яркости диска. И если щель спектрографа расположить вдоль её большой оси, можно получить:

,

Масса и размер

Масса холодного газа в галактике определяется по интенсивности линии H I. Если регистрируемая плотность потока излучения от галактики или какой-либо её части равны F_ν, то соответствующая масса равна:

,

где D — расстояние в мегапарсеках, поток выражен в янских.

Спектр галактики

Спектр галактик складывается из излучения всех составляющих её объектов. Спектр среднестатистической галактики имеет два локальных максимума. Основной источник излучения — это звёзды, максимум интенсивности излучения большинства из них находится в оптическом диапазоне (первый максимум). Обычно в галактике много пыли, которая поглощает излучение в оптическом диапазоне и переизлучает его в инфракрасном диапазоне. Отсюда второй максимум — в инфракрасной области. Если светимость в оптическом диапазоне принять за единицу, то наблюдается следующая зависимость между источниками и типами излучения [15] :

Проблема тёмного гало

Если вся масса галактик заключена в звёздах, то, зная соотношение масса-светимость и предполагая, что оно не сильно меняется с радиусом, плотность вещества в галактике можно оценить по яркости звёздного населения. Ближе к своему краю галактика тускнеет, значит, и средняя плотность звёзд падает, а вместе с ней должна упасть и скорость вращения звёзд. Однако наблюдаемые кривые вращения галактик свидетельствуют о кардинально иной картине: начиная с какого-то момента скорости вращения звёзд аномально высоки для плотности, получаемой из зависимости масса-светимость. Объяснить высокую скорость звёзд у края диска можно, предположив, что на больших расстояниях от центра галактики основную роль играет масса, проявляющая себя исключительно через гравитационное взаимодействие.

Независимым образом можно прийти к выводу о наличии скрытой массы, если оценивать общую массу исходя из условия устойчивости звёздного диска.

Измерения скоростей движений спутников массивных галактик заставляют предполагать, что размер тёмного гало в несколько раз больше, чем оптический диаметр галактики.

Морфология

Ядро — крайне малая область в центре галактики. Когда речь заходит о ядрах галактик, то чаще всего говорят об активных ядрах галактик, где процессы нельзя объяснить свойствами сконцентрированных в них звёзд.

Диск — относительно тонкий слой, в котором сконцентрировано большинство объектов галактики. Подразделяется на газопылевой диск и звёздный диск.

Сфероидальный компонент — сфероподобное распределение звёзд.

Балдж (англ. bulge — вздутие) — наиболее яркая внутренняя часть сфероидального компонента.

Гало — внешний сфероидальный компонент. Граница между балджем и гало размыта и достаточно условна.

Спиральная ветвь (спиральный рукав) — уплотнение из межзвёздного газа и преимущественно молодых звёзд в виде спирали. Скорее всего, являются волнами плотности, вызванными различными причинами, однако вопрос об их происхождении до сих пор окончательно не решён.

Важнейшими компонентами являются газопылевой диск, звёздный диск и сфероидальный компонент. Существует четыре основных вида галактик [19] :

Во многих случаях очень удобной оказывается несколько более подробная Хаббловская классификация галактик по подвидам. Хаббловское деление (или камертон Хаббла), охватывающее все галактики, основывается на их визуально воспринимаемом строении. И если эллиптические она описывает вполне точно, то одна и та же спиральная галактика может классифицироваться по-разному.

NGC 4650A — галактика с полярным кольцом

Крупномасштабные объединения галактик

Процессы

Столкновение

Предельный случай взаимодействия — это слияние галактик. По современным представлениям, сначала сливаются тёмные гало галактик. Потом галактики начинают приближаться друг к другу по спирали. И только потом начинают сливаться звёздные компоненты, вызывая в окружающем газе волны плотности и вспышки звездообразования.

Процессы в активных ядрах

Галактические ядра имеют признаки активности, если [32] :

Движение газа и звёзд

,

где V — текущая скорость звёзд (скорости должны быть одинаковы из-за соображений симметрии), r — расстояние между звёздами, V₀ — скорость на бесконечности до взаимодействия, а G — гравитационная постоянная. Будем считать, что звёзды испытали столкновение, если в момент их сближения кинетическая энергия удвоилась. Тогда, подставив значение прицельного параметра d в уравнение, написанное выше, получим:

.

Тогда диаметр сечения столкновения тел и, соответственно, площадь сечения взаимодействия равны:

, .

5\cdot 10^ <21>c» border=»0″ />.

Явление гравитационного линзирования

В 1937 году Фриц Цвикки предсказал возможность гравитационного линзирования для галактик. И хотя до сих пор не построена общепризнанная модель этого явления для галактик, уже сейчас этот эффект становится важным с точки зрения наблюдательной астрономии. Его применяют для:

На данный момент в базе NED [40] свыше 700 линзированных галактик и квазаров.

Определение расстояния по гравитационным линзам

Как было сказано выше, гравитационная линза строит сразу несколько изображений, время запаздывания между изображениями в первом приближении равно , где d — расстояние между изображениями, а с — скорость света.

Поиск тёмной материи в скоплениях галактик

Поиск далёких галактик

Поиск далёких галактик сопряжён со следующими проблемами:

Звездообразование

В нашей и нескольких ближайших галактиках возможно непосредственное наблюдение процесса. В таком случае признаками происходящего звездообразования являются [46] :

С увеличением расстояния уменьшается и видимый угловой размер объекта, и, начиная с некоторого момента, разглядеть отдельные объекты внутри галактики не представляется возможным. Тогда критериями протекающего в далёких галактиках звездообразования служат [45] :

В общем виде процесс звездообразования можно разделить на несколько этапов: формирование крупных газовых комплексов (с массой 10 7 М_ʘ), появление в них гравитационно связанных молекулярных облаков, гравитационное сжатие наиболее плотных их частей до возникновения звёзд, нагрев газа излучением молодых звёзд и вспышки новых и сверхновых, уход газа.

Чаще всего области звездообразования можно найти [46] :

Звездообразование является саморегулирующимся процессом: после формирования массивных звёзд и их короткой жизни происходит ряд мощных вспышек, уплотняющих и нагревающих газ. С одной стороны, уплотнение приводит к ускорению сжатия сравнительно густых облачков внутри комплекса, но с другой стороны нагретый газ начинает покидать область звездообразования, и чем больше его нагревают, тем быстрее он уходит.

Эволюционные процессы

Эволюцией галактики называется изменение её интегральных характеристик со временем: спектра, цвета, химического состава, поля скоростей. Описать жизнь галактики непросто: на эволюцию галактики влияют не только эволюция отдельных её частей, но также и её внешнее окружение. Вкратце процессы, влияющие на эволюцию галактики, можно представить следующей схемой [47] :

В центре указаны процессы, связанные с отдельными объектами внутри галактики. Процессы, масштаб которых сравним с масштабом галактики, делятся на внешние и внутренние, с одной стороны, и быстрые (характерное время которых сравнимо со временем свободного сжатия) и медленные (чаще связанные с обращением звёзд вокруг центра галактики), с другой.

Малое слияние галактик отличается от большого тем, что в большом участвуют равные по массе галактики, а в малом одна галактика значительно превосходит вторую.

До сих пор нет единой теории о том, как все эти процессы согласуются между собой, но будущая теория образования и эволюции галактик должна объяснять следующие наблюдения:

7, а возможно и к z

Млечный Путь

Большую роль в изучении Млечного Пути играют исследования скоплений звёзд — относительно небольших гравитационно связанных объектов, содержащих от сотен до сотен тысяч звёзд. Их гравитационная связанность, вероятно, вызвана единством происхождения. Поэтому, исходя из теории эволюции звёзд и зная расположение звёзд скопления на диаграмме Герцшпрунга — Рассела, можно рассчитать возраст скопления. Скопления делятся на рассеянные и шаровые.

Вследствие своих небольших (относительно космологических масштабов) размеров, звёздные скопления напрямую могут наблюдаться только в Галактике и её ближайших соседях.

Ещё один тип объектов, доступный для наблюдения только в окрестностях Солнца, — двойные звёзды. Значимость двойных звёзд для исследования различных процессов, происходящих в галактике, объясняется тем, что благодаря им возможно определить массу звезды, именно в них можно изучить процессы аккреции. Новые и сверхновые типа Ia — это тоже результат взаимодействия звёзд в двойных системах, называемых тесными двойными системами.

История изучения галактик

В 1610 году Галилео Галилей при исследовании Млечного Пути с помощью телескопа обнаружил, что Млечный Путь состоит из огромного числа слабых звёзд. В трактате 1755 года, основанном на работах Томаса Райта (англ. Thomas Wright ), Иммануил Кант предположил, что Галактика может быть вращающимся телом, которое состоит из огромного количества звёзд, удерживаемых гравитационными силами, сходными с теми, что действуют в Солнечной системе, но в бо́льших масштабах. С точки наблюдения, расположенной внутри Галактики (в частности, в нашей Солнечной системе), получившийся диск будет виден на ночном небе как светлая полоса. Кант высказал и предположение, что некоторые из туманностей, видимых на ночном небе, могут быть отдельными галактиками.

К концу XVIII столетия Шарль Мессье составил каталог, содержащий 109 ярких туманностей. С момента публикации каталога до 1924 года продолжались споры о природе этих туманностей.

После постройки своего телескопа в 1845 году лорд Росс смог увидеть различия между эллиптическими и спиральными туманностями. В некоторых из этих туманностей он смог выделить и отдельные источники света.

В 1865 году Уильям Хаггинс (англ. William Huggins ) впервые получил спектр туманностей. Характер эмиссионных линии туманности Ориона явно говорил о её газовом составе, но спектр туманности Андромеды (M31 по каталогу Мессье) был непрерывный, как и у звёзд. Хаггинс заключил, что такой вид спектра M31 вызван высокой плотностью и непрозрачностью составляющего её газа.

В начале XX века Весто Слайфер (англ. Vesto Melvin Slipher ) объяснил спектр туманности Андромеды отражением света центральной звезды (за которую он принял ядро галактики). Такой вывод был сделан на основе фотографий, полученных Джеймсом Килером на 36-дюймовом рефлекторе. Было обнаружено 120 000 слабых туманностей. Спектр там, где его можно получить, был отражательным. Как известно сейчас, это были спектры отражательных (в основном пылевых) туманностей вокруг звёзд Плеяд.

В 1910 году Джордж Ричи (англ. George Willis Ritchey ) на 60-дюймовом телескопе обсерватории Маунт-Вилсон получил снимки, на которых было видно, что спиральные ветви больших туманностей усыпаны звездообразными объектами, но изображения многих из них были нерезкие, туманные. Это могли быть и компактные туманности, и звёздные скопления, и несколько слившихся изображений звёзд.

В 1912—1913 была открыта зависимость «период — светимость» для цефеид.

В 1918 году Эрнст Эпик [54] определил расстояние до туманности Андромеды и обнаружил, что она не может быть частью Млечного Пути. Хотя полученная им величина составляла 0,6 от современного значения, стало понятно, что Млечный Путь не является всей Вселенной.

В 1920 году состоялся «Великий спор» между Харлоу Шепли и Гебером Кертисом. Суть спора заключалась в измерении расстояния по цефеидам до Магеллановых Облаков и оценке размера Млечного Пути. Используя усовершенствованный вариант метода черпаков, Кертис сделал вывод о маленькой (диаметром в 15 килопарсек) сплюснутой галактике с Солнцем вблизи центра. И также небольшом расстоянии до Магеллановых Облаков. Шепли, основываясь на подсчёте шаровых скоплений, дал совсем другую картину — плоский диск диаметром около 70 килопарсек с Солнцем, находящимся далеко от центра. Расстояние до Магеллановых Облаков было того же порядка. Итогом спора стал вывод о необходимости ещё одного независимого измерения.

Источник