Реферат: Строение галактики
В каталоге оказалось 695 двойных галактик. Подавляющее большинство из них физически двойные галактики. Но о каждой паре отдельно можно сказать: вероятно, что это физически двойная галактика.
Пару галактик можно назвать физически двойной в трех случаях:
Если компоненты имеют общее происхождение;
Если компоненты динамически связаны, т. е. Сумма кинетической и потенциальной энергии компонентов отрицательна;
Если компоненты расположены в пространстве близко друг к другу.
Компоненты физически двойной галактики находятся практически на одинаковом от нас расстоянии. Поэтому лучевые скорости, вызванные расширением пространства, у них одинаковы.
Понятие “ Метагалактика” не является вполне ясным. Оно сформировалось на основании аналогии со звёздами. Наблюдения показывают, что галактики, подобно звёздам, группирующимся в рассеянные и шаровые скопления, также объединяются в группы- скопления различной численности.
Однако для звёзд известны объединения более высокого порядка- звёздные системы( галактики), характерные большей автономностью, т. е. Независимостью от влияния других тел, и большей замкнутостью, чем у звёздных скоплений. В частности, все звёзды, которые могут наблюдаться простым глазом в телескопы, образуют звёздную систему- нашу Галактику, насчитывающую около 100млд. Членов. В случае галактик аналогичные системы более высокого порядка непосредственно не наблюдаются.
Тем не менее имеются некоторые основания предполагать, что такая система, Метагалактика, существует, что она относительно автономна и является объединением галактик примерно такого порядка, каким для звёзд нашей системы является Галактика.
Следует предположить существование и других метагалактик.
Реальность метагалактики будет доказана, если удается как-то определить её границы и выделить наблюдаемые объекты, не принадлежащие ей.
В связи с гипотетичностью представлений о Метагалактики как об автономной гигантской системе галактик, включающей все наблюдаемые галактики, и их скопления, термин “ метагалактика” стал чаще применяться для облегчения обозреваемой ( при помощи всех существующих средств наблюдения) части Вселенной.
Распределение звезд на небе стал впервые изучать В. Гершель в конце 18 века. Результатом было фундаментальное открытие- явление концентрации звёзд и галактической плоскости.
Приблизительно через полтора столетия наступило время изучить распределение по небу галактик. Сделал это Хабл.
Галактики по блеску в среднем значительно уступают звездам. Звёзды до 6-й видимой величины на всем небе несколько тысяч, а галактики до 6- ти только четыре. Звёзд до 13 около трех млн., а галактики около семисот. Только тогда, когда рассматриваются очень слабые объекты, число галактик становится большим и начинает приближаться к числу звёзд той же величины.
Чтобы иметь достаточное количество подсчитываемых галактик, нужно использовать большие инструменты способные уловить блеск слабых объектов. Но при этом возникает дополнительная сложность, связанная с тем, что слабые галактики и слабые звёзды не так заметно отличаются друг от друга, как яркие звёзды от ярких галактик. Слабые галактики имеют очень маленькие видимые размеры и их легко при подсчётах принять за звёзды.
Хабл использовал 2,5- метровый телескоп обсерватории Маунт Вилсон в Калифорнии, вступивший в 20- е годы ХХ века в строй, и выполнил подсчеты галактик до 20- й видимой звёздной величины в 1283 маленьких площадках, распределённых по всему небу. В результате, число галактик в площадках Хабла оказывалось тем меньше, чем ближе была расположена площадка к Млечному Пути. Около самого галактического экватора в полосе толщиной в 20, галактики, за отдельными исключениями, вовсе не наблюдается. Можно сказать, что плоскость Галактики является для галактики плоскостью деконцентрации, а зона у галактического экватора зоной избегания.
Совершенно очевидно, что другие звёздные системы, а их миллионы, не могут располагаться в пространстве по зонному, диктуемому определенной ориентировкой плоскости симметрии нашей Галактики, которая сама является только одной из множества звёздных систем. Хаблу было ясно, что в данном случае наблюдается не истинное распределение галактик в пространстве, а распределение искаженное некоторыми условиями видимости.
В 1953 году французский астроном Вокулер, исследуя распределение по небу галактик до 12- й величины, т.е. ярких галактик, установил, что они определённо концентрируются к большому кругу, который перпендикулярен к галактическому экватору. Полоса, толщиной в 12 около этого круга, составляющая только 10% поверхности неба, включает приблизительно 2\3 всех ярких галактик. Число галактик на 1 кв. градус в полосе приблизительно в 10 раз больше, чем в областях вне полосы. Наука уже имела аналогичный опыт, когда Гершель, обнаружив концентрацию звёзд в галактической плоскости, установил существование нашей звёздной системы и определил, что она сплюснутая. Также и Вокулер пришел к выводу о существовании гигантской сплюснутой системы галактик и называл её сверхсистемой галактик.
Значение сверхсистемы галактик для общей структуры Вселенной велико. Сверхсистема по размерам значительно превосходит скопления галактик. Число галактик, входящих в её состав, исчисляются не т?