Реферат: Звездные системы и метагалактика
Тип Irr I характеризуется сравнительно высокой поверхностной яркостью и сложностью неправильной структуры. Французский астроном Вокулер в некоторых галактиках этого типа, например в Магелановых Облаках, обнаружил признаки разрушенной спиральной структуры. Кроме того, Вокулер заметил, что галактики типа IrrI часто встречаются парами. Поэтому ученый пришел к выводу, что эти галактики в прошлом были правильными, некоторые, в частности, спиральными. Однако в результате взаимодействия с другой, находящейся или находившейся близко галактикой, форма галактики исказилась, а если имелась спиральная структура, то она в значительной степени разрушилась.
Неправильные галактики типа Irr II отличаются очень низкой поверхностной яркостью. Эта черта выделяет их среди галактик всех других типов. Низкая поверхностная яркость галактики при обычных линейных размерах означает, что в ней очень мала плотность материи.
3.4. Почему галактики разные
Как только галактики были открыты, астрономы пытались установить, под действием каких процессов галактики принимают ту или иную форму. В некоторых из ранних теорий предполагалось, что разные типы галактик представляют собой эволюционную последовательность. Согласно одной из таких гипотез, галактики начинают свой эволюционный путь как эллиптические, потом у них развивается спиральная структура и, наконец, эта структура распадается и объект превращается в хаотическую неправильную галактику. Другие астрономы предполагали противоположное направление эволюции: галактики возникают как неправильные, закручиваясь, превращаются в спиральные и завершают свою эволюцию в простой и симметричной эллиптической форме. В основе обеих теорий была гипотеза о том, что тип галактики связан с ее возрастом. Обе гипотезы были опровергнуты. Оказалось, что галактики всех типов имеют примерно одинаковый возраст. Почти в каждой галактике присутствует хотя бы несколько звезд с возрастом в несколько миллиардов лет. Отсюда следует, что ни эллиптические, ни неправильные галактики не могут быть старше остальных.
Однако эллиптические галактики состоят почти исключительно из старых звезд, в то время как галактики других хаббловских типов содержат относительно больше молодых звезд. По-видимому, форма галактики связана со скоростью образования в ней новых молодых звезд уже после ее рождения, а, следовательно, и с распределением звезд по возрастам. В эллиптических галактиках очень мало звезд возникло после стадии образования галактики, и поэтому мы наблюдаем здесь ничтожное количество молодых звезд. В галактиках типа Sa звезды продолжают образовываться до сих пор, но скорость этого процесса невелика, в галактиках типа Sb темп звездообразования выше, галактики типа Sc очень активны, а наиболее бурно звездообразование протекает в галактиках типа Irr I.
Эти результаты навели исследователей на мысль о том, что последовательность хаббловских типов упорядочивает галактики по степени сохранения ими газа и пыли: неправильные галактики сберегли большую часть своего газа и своей пыли для постепенного рождения все новых и новых звезд, в то время как эллиптические галактики израсходовали почти весь свой исходный газ на первую взрывную вспышку звездообразования.
4. Размеры и расстояния галактик
Космос населяют миллиарды галактик и им совсем не тесно. Вселенная достаточно огромна, чтобы галактики могли удобно в ней разместиться, и при этом еще остается много свободного пространства. Когда речь идет о галактиках, то обычно используют две единицы длины - световой год и парсек. Световой год равен расстоянию, которое свет проходит за год (около 10 миллионов миллионов километров). Парсек - это необычная единица длины, определяемая через видимое перемещение (параллакс) объекта на фоне неба, вызванное движением Земли по орбите вокруг Солнца. В одном парсеке 3,26 световых года, 1000 парсеков (пс) составляют 1 килопарсек (кпс), а 1000000 парсеков - 1 мегапарсек (Мпс).
Типичное расстояние между яркими галактиками составляет около 5-10 миллионов световых лет; оставшийся объем занимают карликовые галактики. Галактики довольно редко разбросаны во Вселенной и состоят, в основном, из пустого пространства. Даже если учесть разреженный газ, заполняющий пространство между звездами, то все равно средняя плотность вещества оказывается чрезвычайно малой. Мир галактик огромен и почти пуст.
Среди галактик, как и среди звезд, можно встретить галактики-карлики, галактики средней светимости, галактики-гиганты и галактики-сверхгиганты. Наша Галактика, а также Туманность Андромеды (NGC 224), которую можно наблюдать на небе невооруженным глазом, относятся к сверхгигантским галактикам. Такие выдающиеся по светимости, размерам и числу звезд галактики попадаются не более одной на тысячу галактик.
В таблице 1 приведены данные о десяти ярчайших галактиках неба.
В списке ярчайших галактик фигурируют сверхгигантские галактики NGC 4594 и NGC 253, их светимость даже больше светимости Туманности Андромеды. Но это уже сравнительно удаленные звездные системы. Еще более выдающимися сверхгигантами, чемпионами по светимости, являются две галактики, NGC 4874 и NGC 4889, находящиеся в центре скопления галактик в созвездии Волос Вероники. Их абсолютная звездная величина равна -22m . Следовательно, каждая из них светит как сеть галактик, подобных нашей. Сверхгигантскими принято считать такие галактики, абсолютные звездные величины (М) которых меньше чем -19m ,0, а к числу гигантских относят галактики с –19m ,0<M<–17m ,0. Все ярчайшие галактики, кроме Малого Магеланова Облака, относятся к сверхгигантским или гиганстким галактикам. Галактики средних светимостей и галактики-калики в числе ярчайших, несмотря на их близость, не попадают. Галактики средних светимостей имеют –17m ,0<M<–15m ,0, а у карликов абсолютная звездная величина больше –15m ,0. Очень многочисленны карликовые галактики с М=–14m ,0 и –13m ,0.
Таблица1 Десять ярчайших галактик
|
Название или № по NGC |
Видимая звездная величина | Тип |
Расстояние (кпс) | Абсолютная звездная величина | Угловые размеры в минутах дуги |
| Большое Магеланово Облако | 1m ,2 | Irr II | 46 | –17m ,4 | 780 |
| Малое Магелоново Облако | 2m ,8 | Irr II | 46 | –16m ,0 | 180 |
| Туманность Андромеды | 4m ,3 | Sb | 460 | –19m ,8 | 197x92 |
| 598 | 6m ,0 | Sc | 480 | –17m ,6 | 83x53 |
| 253 | 7m ,6 | Sc | 4200 | –21m ,4 | 30x5 |
| 55 | 7m ,8 | Sc | 1900 | –19m ,1 | 24x6 |
| 5236 | 8m ,0 | Sc | 1800 | –19m ,1 | 10x8 |
| 3031 | 8m ,1 | Sb | 1540 | –18m ,7 | 16x10 |
| 4594 | 8m ,6 | Sb | 5000 | –20m ,7 | 7x1,5 |
| 5457 | 8m ,6 | Sb | 1800 | –18m ,5 | 22x22 |
В 20-х годах нашего столетия Э.Хаббл приступил к разработке программы построения шкалы расстояний, простирающейся до края наблюдаемой Вселенной (рис. 2).
Первой задачей Хаббла было определение расстояний до членов Местной группы галактик, в которую входят наша Галактика и ее ближайшие соседи. Особое внимание он уделил галактикам М 31, М 33 и NGC 6822, где им были открыты цефеиды (звезды с переменной яркостью). Результаты Хаббла для этих трех галактик образовали базу и первую ступень трехступенчатой хаббловской шкалы расстояний во Вселенной. Расстояния до галактик Местной группы до сих пор остаются фундаментом большинства шкал расстояний.
Далее план Хаббла состоял в использовании близких галактик и их расстояний для калибровки светимостей более ярких объектов с тем, чтобы измерять расстояния до более далеких областей пространства. Испробовав объекты разных типов, включая красные гиганты, звездные скопления и др. Хаббл обнаружил, что максимальные светимости ярчайших звезд во всех галактиках довольно одинаковы и мало меняются
при переходе от одной галактики к другой. Следовательно, видимый блеск самых ярких звезд галактики зависит от расстояния до галактики от наблюдателя. Большая коллекция фотографий многочисленных галактик с разрешаемыми ярчайшими звездами дала Хабблу в руки доказательства обоснованности его подхода. Хаббл собрал оценки блеска ярчайших звезд в большом списке галактик и в качестве второго шага прокалибровал расстояний до них, сравнивая эти значения блеска со светимостями самых ярких звезд в галактиках Местной группы, расстояния до которых были известны. Далее на третьем шаге он применил эти значения светимостей к еще более далеким галактикам за пределом, где разрешаются отдельные звезды.
В этот же период Э.Хаббл, В.Слайфер, М.Хьюмасон и другие астрономы занимались фотографированием спектров галактик и обнаружили, что некоторые из галактик, согласно результатам измерений доплеровского смещения спектральных линий, движутся с поразительными скоростями. Эффект Доплера представляет собой изменение длины волны наблюдаемого света от объекта, который приближается к наблюдателю или удаляется от него. Если объект приближается, то возникает фиолетовое смещение, а если удаляется, то красное. Э.Хаббл показал, что скорость относительного движения галактик прямо пропорциональна расстоянию между ними (рис. 3). Почти у всех галактик наблюдались красные смещения, что говорило о том, что они от нас удаляются. И только галактики Местной группы имели фиолетовое смещение. Например, средняя скорость удаления от галактик скопления в созвездии Девы составляет 1000 км/с. В настоящее время астрономы обнаружили объекты, удаляющиеся со скоростями, равными 80 и более процентов скорости света. Связь между скоростями галактик и расстояниями до них известна под названием закона Хаблла
Vr = HD , (2)
где - Vr - лучевая скорость удаления галактики;
Н - постоянная Хаббла;
D – расстояние до галактики.
рис. 3. Зависимость Хаббла между скоростью удаления галактик
и расстоянием до них
Сейчас исследователи постоянную Хаббла обычно обозначают как Н0 - индекс говорит о том, что речь идет о современном значении, так как в прошлом величина постоянной могла быть иной.