Звездные скопления

Дата добавления: 15 Января 2012 в 22:00
Автор: Пользователь скрыл имя
Тип работы: доклад
Скачать полностью (8.55 Кб)
Работа содержит 1 файл
Скачать  Открыть 

Звездные скопления.doc

  —  38.00 Кб

Звездные  скопления

Различают два  вида звездных скоплений: рассеянные и  шаровые. Сопоставим их свойства. Рассеянные, или галактические, скопления состоят  обычно из десятков или сотен звезд  главной последовательности и сверхгигантов  со слабой концентрацией к центру. Шаровые скопления состоят из десятков или сотен тысяч звезд главной последовательности и красных гигантов. Иногда они содержат переменные — короткопериодические цефеиды. 
 
Размер рассеянных скоплений — несколько парсеков. Пример их — скопления Гиады и Плеяды в созвездии Тельца. Если на Плеяды навести телескоп, то вместо кучки из 6 звезд, видимых невооруженным глазом, в поле зрения телескопа мы увидим бриллиантовую россыпь звезд. Размер шаровых скоплений с сильной концентрацией звезд к центру — десятки парсеков. Они все далеки от нас и даже в слабый телескоп выглядят как туманные пятна. Диаграммы цвет — светимость для шаровых и для галактических скоплений совсем разные. Это и помогает различать тип скопления. 
 
Расстояния до ближайших шаровых скоплений определяют по находящимся в их составе короткопериодическим цефеидам, сравнивая их видимую звездную величину с известной для них абсолютной звездной величиной. 
 
Расстояния до рассеянных скоплений определяют, строя для их звезд диаграмму цвет — видимая звездная величина и сопоставляя ее с диаграммой цвет — абсолютная величина. Знание разности между видимой и абсолютной величиной для звезд одного и того же цвета позволяет определить расстояние до звезд. Известно более 100 шаровых и сотни рассеянных скоплений, но в Галактике последних в десятки раз должно быть больше. Мы видим лишь ближайшие из них. Рассеянные скопления лежат вблизи галактической плоскости, вблизи полосы Млечного Пути. Звезды рассеянных скоплений относятся к населению I типа. Они располагаются в диске Галактики. Шаровые скопления имеют сферическое распределение, концентрируясь к центру. Самые далекие из них находятся на границах Галактики. Они-то вместе с наиболее далекими цефеидами и определяют ее размер. Диаметр Галактики можно принять округленно за 30 000 пс, или за 100 000 световых лет, но четкой границы у нее нет. Звездная плотность в Галактике постепенно сходит на нет. 
 
По аналогии с другими звездными системами можно считать, что в диске нашей Галактики должны существовать спиральные ветви, выходящие из ядра и сходящие на концах на нетДля населения таких ветвей характерны горячие сверхгиганты, рассеянные скопления, в особенности содержащие горячие звезды, и классические цефеиды. 
 
Однако на таком расстоянии, на каком от центра Галактики находится солнечная система, спиральная структура в плоскости галактики должна теряться. Расположение населения I типа известно только до расстояния в 2—3 тысячи парсеков от солнечной системы, и поэтому положение спиральных ветвей в нашей Галактике с надежностью еще не установлено. 
 
На небе наблюдаются рассеянные группы горячих сверхгигантов, которые советский ученый академик В. А. Амбарцумян назвал O-ассоциациями. Звезды их далеки друг от друга и не сдерживаются взаимным тяготением, как в звездных скоплениях. O-ассоциации также характерны для населения    спиральных    ветвей.
 

Галактики

 Структура галактик крайне разнообразна, и все же большинство  их можно объединить в несколько  основных типов. Впервые такую классификацию  предложил в 1925 году Э.Хаббл. Впоследствии было разработано несколько классификаций, но все они оказались сложными, так что до сих пор астрономы используют классификацию Э.Хаббла, несколько усовершенствованную им в 1936 г. По этой классификации галактики объединяются в пять основных типов: эллиптические(E)линзообразные(S0) обычные спиральные(S) пересеченные спиральные(SB) неправильные (Ir). Каждый тип галактик подразделяется на несколько подтипов, или подклассов.

Эллиптические галактики сравнительно медленно вращаются, заметное вращение наблюдается только у галактик со значительным сжатием.

 Спиральные  галактики имеют центральное  сгущение и несколько спиральных ветвей, или рукавов, которые имеют  голубоватый цвет, так как в  них присутствует много молодых  гигантских звезд спектральных классов O и В. Эти звезды возбуждают свечение диффузных газовых туманностей, разбросанных вместе с пылевыми облаками вдоль спиральных ветвей. Цвет центральных сгущений - красновато-желтый, свидетельствующий о том, что они состоят в основном из звезд спектральных классов G, К и М. Все спиральные галактики вращаются со значительными скоростями, поэтому звезды, пыль и газы сосредоточены у них в узком диске. Обилие газовых и пылевых облаков и присутствие ярких голубых гигантов спектральных классов О и В говорит об активных процессах звездообразования, происходящих в спиральных рукавах этих галактик.

 Промежуточными  между Е-галактиками и S-галактиками  являются линзообразные галактики  типа S0. У них центральное сгущение сильно сжато и похоже на линзу, а  ветви отсутствуют.

 Неправильные  галактики получили обозначение Ir от англ. irregular (неправильные, беспорядочные) за отсутствие правильной структуры. Характерными представителями таких галактик является Большое Магелланово Облако и Малое Магелланово Облако. Они  находятся в южном полушарии неба вблизи Млечного Пути, хорошо видны невооруженным глазом в виде туманных пятен размерами 6 и 3о соответственно. Впервые европейцы обнаружили их в 1519 г. во время кругосветного плавания Ф. Магеллана (1480 - 1521). Но даже в небольшой телескоп видно, что оба Облака состоят из множества звезд. В них также содержатся газ и пыль.Классификацию галактик, предложенную Хабблом, часто называют камертонной, так как последовательность расположения в ней типов галактик напоминает вилку камертона.Все звездные системы - галактики настолько далеки, что их тригонометрические параллаксы ничтожно малы и не поддаются измерениям. Поэтому для определения расстояний до галактик применяют другие способы, точность которых не очень велика.       Что касается эллиптических галактик, то в неправильных скоплениях они в большинстве случаев гигантские с большим сжатием. В метагалактпческом же пространстве вне скоплений обычно встречаются эллиптические галактики умеренной светимости н с малым сжатием, почти сферические. Здесь много спиралей и галактик типа dBC, но тип SO встречается очень редко. Эллиптические галактики сильнее, чем спиральные или неправильные, сосредоточены в скоплениях.

Скопления галактик.

Галактики, как и звезды, имеют склонность образовывать группы и скопления различной численности. Это свойство у них к тому же выражено намного сильнее, чем у звезд. У звезд лишь сравнительно малая доля входит в состав рассеянных скоплений, шаровых скоплений или звездных ассоциаций, а подавляющая масса является просто звездами общего поля Галактики. У галактик картина противоположная. Большинство нз них является членами групп или скоплений галактик, и только незначительная часть располагается вне групп и скоплений в общем поле Метагалактики.     

Местная система галактик, насчитывающая более 40 членов, является примером очень распространенного типа образований — групп галактик.   Группы галактик численностью от десятка до нескольких десятков членов, по-видимому, очень распространены в Метагалактике. Но на больших расстояниях они плохо различимы, так как карликовые галактики уже не видны, а гигантских галактик в группе обычно всего несколько.            Более крупными образованиями являются скопления галактик, насчитывающие сотни, тысячи, а в некоторых случаях и десятки тысяч членов. Как показывает фотография центральной части скопления в Персее, скопления галактик являются местами значительного уплотнения материи в пространстве.   

Скопления галактик разделяются на два типа — правильные и неправильные. Правильные скопления имеют сферическую форму. Галактики в них обнаруживают сильную концентрацию к одной точке — центру скопления. Плотность сосредоточения галактик в правильных скоплениях высокая, особенно и центральных областях. Таковы общие черты правильных скоплений. Но велики и несходства. Они проявляются главным образом в различной общей численности и различной средней плотности скоплений. Скопление галактик в Волосах Вероники выделяется богатством членов (справа), а скопление в Пегасе очень высокой средней плотностью. В центральной части скопления в Пегасе плотность доходит до 2000 галактик на 1 куб. мегапарсек; здесь галактики почти касаются друг друга и плотность их сосредоточения в 40000 раз выше, чем средняя плотность в Метагалактике. Очень плотным является также правильное скопление галактик в Северной Короне.    

Неправильные  скопления галактик намного менее  плотны, чем правильные, у ниx нет  ясной формы, а концентрация галактик в некоторой точке хотя и наблюдается, но выражена слабо. Эти скопления  часто весьма обширны по размерам.      Примечательной особенностью распределения галактик в метагалактпческом пространстве является группирование их по типам. Они как бы повторяют особенности расположения звезд, образующих два типа населения. Различные расы галактик селятся в разных местах. Спиральные галактики избегают правильных скоплений галактик. Здесь доминируют эллиптические галактики и галактики тина SO(чичевицеобразные). В неправильных же скоплениях галактик спирали составляют большинство. Там много и карликовых голубых компактных галактик (типа dBC).

Описание работы
Различают два вида звездных скоплений: рассеянные и шаровые. Сопоставим их свойства. Рассеянные, или галактические, скопления состоят обычно из десятков или сотен звезд главной последовательности и сверхгигантов со слабой концентрацией к центру. Шаровые скопления состоят из десятков или сотен тысяч звезд главной последовательности и красных гигантов. Иногда они содержат переменные — короткопериодические цефеиды.
Содержание
содержание отсутствует