Галактики

Нижегородский филиал Сочинского государственного университета туризма и курортного дела 

Факультет: Менеджмент организации 

Кафедра естественных наук 
 
 

Реферат

по дисциплине «Концепции современного естествознания»

по теме: «Галактики» 
 

Выполнила:

Студентка гр. М-21-07

Очной формы  обучения

Специализация: Гостиничный 

и туристический  бизнес

Сахарова  Наталья Александровна 

Проверил:

Троицкий  Р.В., преподаватель 

концепции современного естествознания 
 
 
 

город Нижний Новгород 2009 год

 

Содержание 
 
 
 
 

Введение 3

1. Эволюция  галактик 5

2. Строение  Галактики — форма, размеры,  динамика 7

3. Морфологическая  классификация и структура галактик 9

4. Результаты  исследований галактик на сегодняшний  день 13

Заключение 16

Список  используемой литературы 17

Приложения 18

 

Введение 

    Галактики — гигантские звездные острова, находящиеся за пределами нашей звездной системы (нашей Галактики).

    Идея  о том, что наша Галактика не заключает в себя весь звездный мир и существуют другие, сходные с ней звездные системы, впервые была высказана учеными и философами в середине 18 в. (Э.Сведенборг в Швеции, И.Кант в Германии, Т.Райт в Англии). На небе другие звездные системы выглядят как далекие гигантские скопления звезд. Естественно было предположить, что такими "внешними" галактиками являются светлые туманные пятна низкой яркости, открытые астрономами на небе, когда в их распоряжении появились достаточно крупные телескопы. Английский астроном В.Гершель в конце 18 в. смог с помощью построенного им большого телескопа первым "разложить" на отдельные звезды некоторые из таких туманностей. Впоследствии оказалось, что они являются звездными скоплениями, которые принадлежат нашей Галактике.

    В середине 19 в. было впервые обнаружено наличие спиральной структуры у некоторых туманностей (лорд Росс, Великобритания). Но их звездная природа еще долгое время оставалась недоказанной.

    На  помощь пришла фотография. В начале 20 в. американскому астроному Дж. Ричи с помощью нового телескопа с диаметром 1,5 м на обсерватории Маунт Вильсон впервые удалось, используя длинные экспозиции, получить фотографии нескольких туманных пятен (включая туманности в Андромеде и в Треугольнике) такого высокого качества, что на них можно было рассмотреть изображения большого числа очень слабых звезд. Но поскольку никто не мог сказать, к каким типам принадлежат эти звезды, открытие Ричи не решило вопрос о расстоянии, а значит, и о природе исследуемых объектов. Окончательно этот проблема была решена в 1924, когда американский астроном Э.Хаббл, проводя наблюдения на новом инструменте — 2,5-метровом рефлекторе, обнаружил в туманностях Андромеды и Треугольника звезды знакомого типа — цефеиды.

    Невооруженному  глазу доступно всего три галактики — туманность Андромеды в северном полушарии и Большое и Малое Магеллановы Облака — в южном. Магеллановы облака являются самыми близкими к нам галактиками: расстояние до них около 150 тыс. св. лет.

    Первый  каталог, содержащий информацию о положении на небе более ста туманных пятен, был составлен французским астрономом, специализировавшимся на поиске комет, Шарлем Мессье в 18 в. Большинство зарегистрированных им пятен впоследствии оказалось галактиками, остальные — светлыми газовыми туманностями и звездными скоплениями нашей Галактики. Одним из более обширных каталогов, номерами из которых часто обозначают галактики, является New General Catalogue (NGC), основы которого заложили английские астрономы Вильям Гершель и его сын Джон Гершель.

    Работа  по составлению более подробных каталогов галактик была существенно расширена несколькими изданиями Реферативного каталога ярких галактик Ж. де Вокулера с сотрудниками.

    Одна  и та же галактика под различными номерами может входить в разные каталоги. За исключением небольшого числа объектов, галактики не имеют собственных имен. Каждой соответствует цифровое обозначение, перед которым, как правило, стоит аббревиатура (сокращенное до нескольких букв название) соответствующего каталога. 
 
 

 

1. Эволюция галактик

 

    Существуют  два независимых аргумента в  пользу того, что наша Галактика (как  и другие галактики) в начале своей  эволюции имела значительно более высокую светимость, чем теперь. Если Галактика образовалась в результате конденсации межгалактического газа, что считается наиболее вероятным, то ее полная энергия первоначально была значительно больше, чем в настоящее время. Ведь сжимающееся облако обладает энергией, достаточной для того, чтобы вновь расшириться до первоначального размера, если считать, что не происходит диссипации энергии; а для того чтобы облако превратилось в сравнительно компактный объект размерами, значительно меньшими первоначальных, оно должно потерять существенную часть своей энергии. Потери энергии должны были происходить на стадии конденсации, продолжительность которой очень мала по сравнению с полной продолжительностью существования Галактики. Второй аргумент относится прежде всего к нашей Галактике, но почти наверняка справедлив и для других галактик. Он касается содержания химических элементов. Если первоначально Вселенная состояла из чистого водорода или из смеси водорода и гелия, что представляется весьма разумным, а все более тяжелые элементы образовались за время существования Галактики в результате ядерных реакций в звездах или более массивных объектах, то наблюдаемые вариации химического состава звезд в зависимости от их возраста позволяют сделать следующий вывод: на ранней стадии эволюции Галактики в масштабах всей нашей звездной системы должен был произойти всплеск интенсивного образования тяжелых элементов, с которым связано увеличение светимости Галактики.¹

    Галактики, как и люди, стареют. В чем это выражается? В истощении запасов межзвездного газа, из которого образуются звезды и значительная часть которого остается в звездном состоянии; в изменении химического сос-

тава  звезд, в насыщении звезд и  межзвездного газа тяжелыми химическими  элементами, которые выбрасываются в межзвездное пространство взрывами сверхновых; в снижении темпов звездообразования; в увеличении количества белых карликов, нейтронных звезд, черных дыр, представляющих собой стадию эволюции звезд; в снижении светимости галактик, «галактическом каннибализме» в пределах скоплений галактик и др.²

 

2. Строение Галактики — форма, размеры, динамика

 

    Галактика состоит из двух основных подсистем  диска и гало, вложенных одна в другую и гравитационно-связанных друг с другом. Первая - сферическое гало, ее звезды концентрируются к центру галактики, а плотность вещества, высокая в центре галактики, довольно быстро падает с удалением от него. Центральная, наиболее плотная часть гало в пределах нескольких тысяч световых лет от центра Галактики называется балдж.  Вторая подсистема – это массивный звездный диск. Его масса равна 150 млрд масс Солнца. Он представляет собой как бы две сложенные краями тарелки. В диске концентрация звезд значительно больше, чем в гало. 

    Центральная, наиболее компактная область Галактики называется ядром. Если бы мы жили на планете около звезды, находящейся вблизи ядра Галактики, то на небе были бы видны десятки звезд, по яркости сопоставимых с Луной. Однако Солнце расположено достаточно далеко от ядра Галактики – на расстоянии 8 кпк (около 26 000 световых лет). Поэтому, если в окрестностях Солнца, в диске, одна звезда приходится на 8 кубических парсеков, то в центре Галактики в одном кубическом парсеке находится 10 000 звезд.  Центр Галактики находится в направлении созвездия Стрельца. В 2004 году окончательно доказано, что в центре Галактики находится черная дыра с массой около трех миллионов масс Солнца.³

    В кольцевой области галактического диска от 3 до 7 кпк сосредоточено почти все молекулярное вещество межзвездной среды (облака пыли и газа); там находится наибольшее количество пульсаров и источников инфракрасного излучения. Видимое излучение центральных областей Галактики полностью скрыто от нас мощными слоями поглощающей материи, так как Солнце находится в плоскости галактического диска. Размеры Галактики:   диаметр диска - 30 кпк (100 000 световых лет), толщина диска – 1000 световых лет.

    Изучение  собственных движений звезд в  Галактике показывает, что галактический  диск вращается. Вращение Галактики  происходит по часовой стрелке, если смотреть на Галактику со стороны ее северного полюса, находящегося в созвездии Волосы Вероники. Исследования показали, что Галактика имеет хорошо выраженную спиральную структуру. Спирали представляют собой волны плотности, распространяющиеся в сторону вращения диска Галактики, с  постоянной угловой скоростью. А звезды внутри диска движутся по круговым траекториям вокруг центра Галактики с постоянной линейной скоростью. И, следовательно, угловая скорость вращения зависит от расстояния до центра и убывает по мере удаления от центра, то есть Галактика не вращается как твердое тело. Поэтому почти все звезды диска то попадают внутрь спиральных ветвей, то выходят из них. Проходя через гигантские облака молекулярного водорода, волны плотности сжимают газ, и в облаке начинается процесс звездообразования.

    Звезды  галактического диска были названы  населением I типа, звезды гало – населением II типа. К диску относятся, как правило, звезды ранних спектральных классов О и В, т.е. молодые звезды. Гало, наоборот, составляют объекты, возникшие на ранних стадиях эволюции Галактики. Возраст населения второго типа порядка 10 -  12 миллиардов лет. Население первого типа отличается от населения второго типа большим содержанием тяжелых элементов.  

 

3. Морфологическая классификация и структура галактик

 

    Многообразие  наблюдаемых форм галактик вызвало  у астрономов желание объединить похожие объекты и разбить галактики на ряд классов по их внешнему виду (по морфологии). В основе наиболее часто используемой морфологической классификации галактик лежит схема, предложенная Э.Хабблом в 1925 и развитая им в 1936. Галактики разделяются на несколько основных классов: эллиптические (Е), спиральные (S) линзовидные (S0) и неправильные (Irr).

    E-галактики  выглядят как эллиптические или овальные пятна, не слишком сильно вытянутые, яркость внутри которых плавно уменьшается с расстоянием от центра. Заметный диск в них отсутствует, хотя точные фотометрические измерения в некоторых случаях позволяют заподозрить его существование. Следы пыли или газа в них также редко встречаются. По степени сплюснутости Е-галактики разделяются на несколько подклассов — от Е0 (круглые) до Е6 (вытянутые). Цифра, стоящая после буквы "Е", характеризует видимую сплюснутость галактики. Она примерно равна отношению 10·(a-b)/a, где a и b — соответственно большая и малая оси эллипса, описывающего галактику.⁴

    В спиральных (S) галактиках выделяется центральное сгущение звезд — "балдж", и протяженный звездный диск, в котором (если он только не повернут к наблюдателю "ребром") наблюдаются спиральные ветви. Различают спиральные галактики без перемычки и с перемычкой. В последнем случае в центральной части галактики звезды образуют вытянутую структуру — бар, за пределами которого начинаются спиральные ветви. Такие галактики обозначаются SB. На фотографиях, полученных в лучах видимой части спектра, бары заметны не менее чем у трети всех S-галактик. В инфракрасных лучах их можно выявить у еще большего числа галактик.

    Между типами Е и S находится тип линзовидных галактик (S0). Как и S-галактики, они обладают звездным диском и балджем, но в них нет спиральных ветвей (хотя бар может быть). Считается, что это галактики, которые в далеком прошлом были спиральными, но к настоящему времени почти полностью "потеряли" или израсходовали межзвездный газ, а вместе с ним — и способность образовывать яркие спиральные ветви.

Irr-галактики  не обладают упорядоченной структурой, в них нет спиральных ветвей, хотя они и содержат внутри себя яркие области различных размеров (как правило, это области интенсивного звездообразования). Балдж в этих галактиках очень мал или совсем отсутствует.⁵