Реферат: Эволюция и строение галактики

Эволюция звезды в случае ее возникновения в результате распада сверхплотной протозвезды должна иметь иной харак­тер, поскольку после образования звезды в ее недрах еще сох­раняется часть сверхплотного дозвездного вещества. О его на­личии может свидетельствовать, например, резкое изменение блеска вспыхивающих неправильных переменных звезд. Процесс вспышки напоминает взрыв и может быть объяснен выносом дозвездного вещества из недр звезды на ее поверхность, сопровождающимся освобождением больших количеств эгергии.

При любом характере эволюции происходит изменение хими­ческого состава звезды в результате образования в ее недрах более тяжелых химических элементов.

В процессе своей эволюции звезда непрерывно теряет массу не только за счет излучения, но и путем рассеяния вещества своей атмосферы, что является одним из источников пополне­ния межзвездной диффузной материи.

ОПРЕДЕЛЕНИЕ РАССТОЯНИЙ И РАЗМЕРОВ ГАЛАКТИК

Во второй половине XVIII века помимо звезд было заме­чено на небе немало неподвижных туманных пятен — ту­манностей. Природа большинства их долгое время оставалась спорной. Только в середине 20-х годов нашего столетия выяснилось, что большинство их представляет собой грандиозные звездные системы, по своим размерам сравнимые с нашей Галактикой. Поэтому они получили название галактик.

Совокупность всех галактик составляет наибольшую известную нам систему, называемую Метагалактикой. До ее границ мы не добрались еще, и имеет ли она центр — неизвестно.

Эта проблема была кардинальной для выяснения вопроса о природе таких туманных пятен и об их месте во Вселенной, центр которой человек перенес с Земли сна­чала к Солнцу, затем к центру нашей Галактики,

До середины XX века галактики многими считались небольшими объектами, находящимися внутри нашей Га­лактики наряду со звездными скоплениями и газовыми туманностями. Считали даже в 20-х годах, что это линзы, состоящие из пыли и освещенные изнутри одной яркой звездой в их центре. Путь к определению расстоянии открыли сотрудники Гарвардской обсерватории, а затем Лундмарк и Хаббл. Первые из них установили, что в Магеллановых Облаках, выглядящих как обрывки Млечного Пути, видно много цефеид — периодических переменных звезд, у которых период изменения блеска растет с их видимым блеском. Вокруг Магеллановых Облаков цефеид практически не было видно, и было ясно, чтоих видимая концентрация в Облаках есть результат пространствен­ной концентрации в них цефеид, а различия их видимого блеска соответствуют различиям в их истинной силе света — в светимости. Так было открыто важнейшее свойство цефеид, оказавшееся справедливым везде, а именно существование соотношения период — светимость. Установив (с трудом из-за их дальности от нас) светимости бли­жайших к нам цефеид разного периода, можно было из сравнения их видимого блеска в нашей Галактике и в Магеллановых Облаках установить, во сколько раз последние от нас дальше, чем ближайшие к нам цефеиды. Ока­залось, что Магеллановы Облака находятся за пределами нашей Галактики. Линейный размер их, определяемый по видимому угловому размеру и уже известному теперь расстоянию, оказался в несколько раз меньше нашей Галактики, но все же они представляют собой гигантские звездные системы. Они содержат миллионы звезд, газовые туманности и сотни звездных скоплений, сходных с нашими. Магеллановы Облака были первыми системами, открытыми за границей нашей Галактики. Но они имеют неправильную клочковатую форму, и это еще ни­чего пока не говорило о природе самых интересных ту­манностей спирального вида.

Только в ближайших к нам галактиках можно среди ярчайших звезд распознать цефеиды и, определив их пе­риоды, найти их расстояние более точно, чем по новым звгздам.

В 1924 г. Лундмарк и Виртц обнаружили по неболь­шому числу измеренных уже спектрально (по принципу Доплера — Физо) лучевых скоростей, что галактики уда­ляются от нас по всем направлениям и тем скорее, чем они дальше от нас. Скорость этого удаления Хаббл определил около 1930 г. в 550 км/с на каждый мегапарсек расстояния, и поэтому открытие красного смещения при­писывается обычно ему. Непрерывные проверки эффекта, глав­ным образом за счет увеличения шкалы расстояний до ближайших галактик, к настоящему времени довели по­стоянную Хаббла до значений около 50 км/(с • Мпс), но большинство астрофизиков все еще предпочитает пользоваться более ранним определением Но = 75 км/(с • Мпс), быть может, выжидая, когда уляжется волна новых ре­зультатов, колеблющихся между 100 и 50 км/(с • Мпс).

Строение и свойства галактик

Эти параметры являются важнейшими характери­стиками звездных систем.

Массы индивидуальных галактик устанавливают, опре­деляя кривую их вращения, которая в центральной обла­сти близка к твердотельной; затем происходит постепен­ный переход к вращению по закону Кеплера, когда расстояния от центральной массы уже велики, окружаю­щая точку плотность мала и сравнительно мала масса внешней области. Кривые вращения получают оптиче­ским методом, располагая щель спектрографа вдоль видимой большой оси изображения галактики, причем успех тем больше, чем ближе плоскость ее вращения к лучу зрения. Измерения ограничиваются центральной, яркой частью галактики и дают лишь нижний предел ее массы.

Детальная интерпретация кривой вращения п нахож­дение па нее распределения плотностей р внутри галак­тики требуют дальнейшего уточнения. Для этого необхо­димо принять модель галактики: плоскую или модель в виде неоднородного сфероида, в котором поверхности постоянной плотности — подобные сфероиды, или еще более сложную форму.

Массы плоских систем начинаются при­мерно с 10^11 (в степени 11) Â и уменьшаются до масс звездных ско­плении.

??? V ? ???????? ???????? ? ???????????? ??????;

R – радиус; G – гравитационная сила.

Массы эллиптических и массы спиральных галактик можно оцепить в случае пар — двойных галактик, у ко­торых разность глобальных скоростей можно предпола­гать равной скорости обращения, как у спектрально-двойных звезд. Однако здесь остается неизвестным угол наклона орбиты, и кривую скоростей определить нельзя. Мы получаем лишь нижний предел суммы масс двух га­лактик, как в случае спектрально-двойных звезд.

Выше было освещен ряд относящихся сюда вопросов, но надо добавить еще многое.

Форма спиральных ветвей, как оказалось, хорошо со­ответствует логарифмической спирали

r = r(0) ехр (ca),

где a =pj:180 и c = сtgm, или

lg r =lg r(0)+ccj,

где с =(p/180)*lg e=0,00758.

Здесь m — характеристический угол между радиусом-вектором точки спирали и касательной к ней. Конечно, тут имеется ввиду истинная форма ветвей в их плоско­сти, а не форма, искаженная проекцией. В среднем m = 73° и варьирует в пределах 54—86°. Первое значе­ние соответствует широко раскрытым ветвям, второе от­носится к спиралям, приближающимся к окружности.

Бывает, что ветви имеют несколько различные формы. Встречаются галактики с тремя-четырьмя ветвями и та­кие, у которых есть ветви внутренние и внешние, или “многорукавные”. Вернее сказать, у последних ветви не сплошные, а состоят из дуг, не связанных друг с другом. Двух- и даже трехъярусные спиральные галактики свидетельствуют о сложности этих явлений природы. Еще ранее Хаббл обнаружил, что есть галактики с “перекладиной” — по-английски “бар”,— в центре которой находится их ядро, а спиральные ветви отходят от концов бара, но есть и такие, в которых ветви отходят от середины бара; пос­ледние представляют трудность для теории, считающей ветви “истечением” из бара. Обнаружено течение газа от ядра вдоль бара со скоростями до 100 км/с. В области спиральных ветвей в большинстве случаев вращение близко к твердотельному, и точка пе­региба на кривой вращения находится там, где ветви уже не прослеживаются, хотя свечение системы тянется еще далеко. Нередко ветви отходят не от бара, а от перифе­рии кольца, для которого бар является диаметром.

Много дебатов вызывал вопрос о направлении враще­ния галактик — идет ли оно так, что ветви при этом “волочатся” или, наоборот, “разматываются”. Это важно для теории их происхождения. Острота вопроса сглади­лась, когда обнаружили галактики, имеющие одновременно ветви противоположных направ­лений, т.е. одни “волочащиеся”, другие “разматываю­щиеся”. Если вращение почти твердотельно, то нет по­мех для возникновения ветвей любой формы.

Хаббл ввел обозначения для простых спиралей — S, для “пересеченных спиралей” (с баром) — SВ. Для про­межуточных форм (очень короткий бар) вводились обо­значения SАВ или другие. Неправильные галактики он обозначал через I или Ir, но су­ществует две их разновидности. Эллиптические галактики по Хабблу обозначаются буквой Е с прибавлением цифры от 1 до 7, которая указывает степень сжатия, определяе­мую отношением

10(a-b) : а,

где а и b — видимые диаметры (обычно искаженные для нас проекцией). Потом он нашел “линзовидные” галак­тики с “балджем” (большим ядром), окруженным диском, в котором спиралей нет. Он их обозначил S0. Дальней­шие наблюдения показали, что классификация Хаббла не отражает всего многообразия существующих форм и свойств галактик, и было предложено несколько других классификаций, еще быстрее “отстававших от жизни”, и мы на них останавливаться не будем.

Хаббл ввел еще следующие важные дополнения. Сей­час им приходится придавать другой, более глубокий смысл, чем предполагал Хаббл. Аморфные, бесструктур­ные спиральные ветви, не содержащие сверхгигантов и бедные газом, отмечаются приставкой а(Sа). Очень клочковатые ветви с множеством горячих звезд-гигантов и бо­гатые газовыми туманностями — приставкой с(Sс), а спирали промежуточного вида отмечаются приставкой b(Sb). Такова М 31 (Sb), а М 33 есть Sс. Наша Галактика может относиться к типу Sbс — промежуточная спираль. У Sс ядра значительно меньше, чем у Sb. Но у Sа, вопреки мнению Хаббла, они бывают разными.

После многих попыток теоретически объяснить суще­ствование спиральных галактик при наличии не строго твердотельного вращения очень популярной стала тео­рия, основы которой заложили Лин и Шу в 60-е годы.

Большой интерес представляет знание того, как галактики распределяются по светимостям, что в некоторой степени отражает их распределение и по массе, так как при одинаковом составе входящих в них звезд масса пропорциональна светимости. Это положение более оправдано для однотипных галактик, в особенности дтя эллиптических, у которых нет большого различия ни в структуре, ни в цвете. Но сперва пытались получить об­щую картину для всех типов галактик вместе, и тогда казалось, что карликовых галактик с абсолютной величиной М = — 16 (в степени m) и меньше мало. Но потом открыли довольно много очень слабых и мелких галактик в окрест­ностях нашей Галактики.

Пространственную структуру галактик типов Е и S0 можно узнать, вычисляя пространственные плотности в функции радиуса из результатов точной фотометрии их поверхностной яркости. Яркость, измеренная в точках вдоль видимого радиуса, создается излучением всех звезд, лежащих на луче нашего зрения — на хордах сфероида. От яркости в проекции можно перейти при условии наличия центральной симметрии к объемной яркости.

Строение Метагалактики, скопления.

Отдельные галактики часто объединены в пары сравни­мых друг с другом систем или состоят из одной большой галактики и одного или даже нескольких спутников с меньшими светимостью, размерами и массами.