Курсовая работа: Галактики і квазари
Перша спроба визначити форму Чумацького Шляху й положення Сонця в ньому була почата Вільямом Гешрелем в 1785 року за допомогою ретельного підрахунку зірок у різних ділянках неба.
Використовуючи вдосконалений варіант методу, Каптейн (Kapteyn) в 1920 році зробив висновок про маленьку (діаметром в 15 кілопарсек) сплюснуту галактику із Сонцем поблизу центра. Інший метод, використаний Харлоу Шепли (Harlow Shapley) і заснований на підрахунку кульових скупчень, дав зовсім іншу картину — плоский диск діаметром близько 70 кілопарсек із Сонцем, яке знаходиться далеко від центра. Обоє досліджень не були точні через те, що не враховували поглинання світла міжзоряним газом у площині галактики. Сучасна картина нашої Галактики з'явилася в 1930 році, коли Роберт Джуліус Трумплер (Robert Julius Trumpler) виміряв цей ефект, вивчаючи розподіл розсіяних зоряних скупчень, що концентруються в площині Галактики.
В 1944 року Хендрік Ван де Хулст (Hendrik van de Hulst) завбачив існування радіовипромінювання з довжиною хвилі в 21см, яке випромінюється міжзоряним атомарнимводнем, яке було виявлено в 1951 році. Це випромінювання дозволило додатково вивчити Галактику завдяки доплерівському зміщенню. Ці спостереження привели до створення моделі з перемичкою в центрі Галактики. Згодом прогрес радіотелескопів дозволив відслідковувати водень і в інших галактиках. В 1970-х роках стало зрозуміло, що загальна видима маса галактик
(що складає з маси зірок і міжзіркового газу), не пояснює швидкості обертання газу. Це привело до висновку про існування темної матерії. Нові спостереження, зроблені на початку 1990-х років на Космічному телескопі імені Хаббла, показали, що темна теорія у нашій Галактиці не може складатися тільки з дуже слабких і малих зірок. На ньому також були отримані зображення далекого космосу, що одержали назви Hubble Deep Field і Hubble Ultra Deep Field, які показали очевидність того, що в нашому Всесвіті існують сотні мільярдів галактик.
В 2004 року самою далекою галактикою з тих, що коли-небудь, які спостерігало людство, стала галактика Abell 1835 IR1916.
Рис. 2 Галактика Abell 1835 IR1916
2. Види галактик
В 20-30 рр. XX ст. Хаббл розробив основи структурної класификації галактик - гігантських зіркових систем, згідно з якою розрізняють три класи галактик:
- Спіральні галактики - характерні двома порівняно яскравими гілками, розташованими по спіралі. Гілки виходять або з яскравого ядра (такі галактики позначаються S), або з кінців світлої перемички, що перетинає ядро (позначаються - SB).
Представник - галактика М82 у сузір'ї Великої Ведмедиці, не має чітких окреслень і складається в основному з гарячих блакитних зірок і розігрітих ними газових хмар. М82 перебуває від нас на відстані 6.5 мільйонів світлових років. Можливо, близько мільйона років тому в центральній її частині відбувся потужний вибух, у результаті якого вона набула сьогоднішньої форми.
Рис.3 Рентгенограма М82
Спіральна галактика М51 у сузір'ї Гончих Псів - одна із самих дивних спіральних зоряних систем. Відстань до них становить близько 8 мільйонів світлових років. Потовщення на кінці спіральної гілки - це самостійна неправильна галактика. Окремі яскраві зірки знаходяться у нашій галактиці.
Рис.4 М51 – Галактика водоворіт
-Еліптичні галактики (позначаються Е) -, що мають форму еліпсоїдів.
Представник - кільцева туманність у сузір'ї Ліри перебуває на відстані 2100 світлових років від нас і складається з газу, який світиться і оточує центральну зірку. Ця оболонка утворилася, коли постаріла зірка скинула газові покриви й вони направились в простір. Зірка стислася й перейшла в стан білого карлика, по масі порівняно з нашим сонцем, а по розміру із Землею.
Рис.5 Кольцевая туманность – М57 ( NGC 6720)
-Іррегулярні (неправильні) галактики (позначаються I) -, що мають неправильні форми.
Представник - Велика Магелланова Хмара знаходиться на відстані 165000 світлових років і, таким чином, є найближчою до нас галактикою порівняно невеликого розміру. Поруч із нею розташована менша галактика - Мала Магелланова Хмара. Обидві вони - супутники нашої галактики.
Рис.7 Галактика Малое Магелланово Облако
Рис. 6 Галактика Большое Магелланово Облако
По ступеню клочковатості гілок спіральні галактики розділяються на підтипи а, в, с:
-аморфні гілки
-трохи клоччасті
-дуже клоччасті, а ядро завжди неяскраве й мале.
У другій половині 40- х років ХХ століття У. Бааде (США) установив, що клочковатість спіральних гілок і їх блакить ростуть із підвищенням вмісту в них гарячих блакитних зірок, їх скупчень і дифузійних туманностей. Центральні частини спіральних галактик жовтіше, ніж гілки і мають старі зірки (населення другого типу, по Бааде, або населення сферичної складової), тоді як плоскі спіральні гілки складаються з молодих зірок (населення першого типу, або населення плоскої складовій).
Щільність розподілу зірок у просторі росте з наближенням до екваторіальної площини спіральних галактик. Ця площина є площиною симетрії системи, і більшість зірок при своєму обертанні навколо центру галактики залишаються поблизу неї; періоди обігу становлять 107 - 109 років. При цьому внутрішні частини обертаються як тверде тіло, а на периферії кутова й лінійна швидкості обігу убувають із віддаленням від центру. Однак у деяких випадках ще менше ядерце, що перебуває усередині ядра ("керн") обертається швидше всього. Аналогічно обертаються й неправильні галактики, що є також плоскими зоряними системами.
Еліптичні галактики складаються із зірок другого типу населення. Обертання виявлене лише в найбільш стислих з них. Космічного пилу в них, як правило, нема, чим вони відрізняються від неправильних і особливо спіральних галактик, у яких поглинаюча світло пилова речовина й є у великій кількості.
У спіральних галактиках поглинаюча світло пилова речовина є в більшій кількості. Вона становить від декількох тисячних до сотої частини повної їхньої маси. Внаслідок концентрації пилової речовини до екваторіальної площини, вона утворює темну смугу у галактик, повернених до нас ребром та маючих вид веретина.
3. Великомасштабні структури
Лише деякі галактики існують окремо від інших, самі по собі (вони також відомі як галактики поля). Структури із приблизно 50 галактик називаються групами галактик, а більші, утримуючих багато тисяч галактик у просторі поперечником у трохи мегапарсек, називаються скупченнями галактик. Скупчення галактик найчастіше перебувають під впливом однієї гігантської еліптичної галактики, яка за рахунок приливних сил згодом руйнує галактики-супутники й збільшує свою масу, поглинаючи їх. Зверхскупченнями називають гігантські збори, що містять десятки тисяч галактик, що входять у скупчення, групи або розташовані окремо. У масштабах зверхскупчені галактики вибудовуються в смуги й нитки, що оточують великі розріджені порожнечі.
В більших масштабах Всесвіт є ізотропний і однорідний. Наша Галактика є однією із галактик Місцевої групи, керуючи нею разом з Туманністю Андромеди. У Місцевій групі поперечником біля одного мегапарсека, перебувають близько 30 галактик. Сама Місцева група є частиною Зверхскупчення Діви, головну роль у якій грає Скупчення Діви (у яке наша Галактика не входить).
Рис. 8 Галактика Діва A із джетом.
4. Активні ядра галактик
Є гіпотеза, що ядра далеких галактик на стадії незвичайно високої активності, коли їхнє випромінювання настільки велике, що «забиває» випромінювання самої галактики. Дотепер незрозуміло, як формуються активні ядра галактик. Чому в одних галактиках основна енергія ядра виділяється у формі оптичного й інфрачервоного випромінювання, в інші - у формі радіохвиль і потоків релятивістських часток (у цьому випадку галактика називається радіогалактикою), а в третіх, зовні таких же галактиках, активність ядра залишається дуже слабкою (до останнього ставиться й наша Галактика).